Estrella binaria

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Imaxe de la estrella binaria Siriu tomada pol Hubble. Debaxo y a la izquierda de la xigantesca Siriu A, estrémase la so pequeña compañera Siriu B.
Impresión artística de la evolución una estrella binaria caliente d'elevada masa.

Una estrella binaria ye un sistema estelar compuestu de dos estrelles que orbitan mutuamente alredor d'un centru de mases común. Estudios recién suxuren qu'un eleváu porcentaxe de les estrelles son parte de sistemes de siquier dos astros. Los sistemes múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrelles interactuando ente sigo, suelen recibir tamién el nome d'estrelles binaries, como ye'l casu de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.

Por cuenta de la gran cantidá d'estrelles aparentemente binaries esistentes nel universu, los astrónomos precisaron desenvolver formes pa estremar les que son verdaderamente binaries de les que paecen selo, pero que ye solo una cuestión óptica. Esa situación surde cuando dos astros separaos por grandes distancies y ensin relación gravitatoria mutua, vense bien cercanos dende la nuesa perspectiva. Tamién esistieron ocasiones nes qu'estrelles de lluminosidá cambiante paecieron ser binaries eclipsantes cuando en realidá nun la yeren.

Magar esisten pares d'estrelles orbitando tan alejadamente una d'otra como para evolucionar de forma independiente, en munches ocasiones les binaries atopar a distancies tan curties qu'el so progresu individual vese alteriáu polos cambeos que sufre la so compañera. Esos sistemes evolucionen entós como un tou, creando oxetos que d'otra forma seríen imposibles.

Terminoloxía[editar | editar la fonte]

William Herschel, astrónomu alemán.

El términu de estrella binaria (hipotizado en 1783 pol astrónomu aficionáu sordu John Goodricke) foi desenvueltu por William Herschel en 1802, na so definición "Una estrella doble real- La unión de dos estrelles que son formaes xuntes nun sistema gracies a les lleis d'atracción". Dos estrelles xuntes pueden paecer dobles estrelles. Ye bien posible que les dobles estrelles veanse como sistemes binarios: los dos estrelles en realidá pueden tar dixebraes por grandes distancies nel espaciu, pero solamente vense na mesma dirección dende la tierra. Esti tipu de falses estrelles binaries son llamaes binaries óptiques o pares ópticos. Cola invención del telescopiu, munchos d'estos tipos de pares fueron atopaos. Hershcel, en 1780 midió la separación y orientación de más de 700 pares d'estrelles que paecíen ser estrelles binaries y atopó qu'alredor de 50 pares camudaron d'orientación depués de dos décades d'observación.[1][2]

Una verdadera estrella binaria ye aquella que xira con una órbita al pie de dos o más estrelles. Cuando puede estremase per mediu de telescopios que los dos estrelles son binaries esti tipu de sistemes ye llamáu binaria visual.[3][4] N'otros casos el métodu que ye usáu pa determinar una estrella binaria ye por aciu el efectu Doppler de la lluz emitida y determinar que la estrella ye binaria gracies a un analís de la espectroscopia de la estrella, esti tipu d'estrelles son llamaes binaries espectroscópicas.

Les estrelles que son tantu binaries espectroscópicas como visuales son realmente rares, y son consideraes como una fonte esencial d'información cuando son atopaes. Aquelles estrelles que son tantu binaries como visuales, usualmente atópense cerca de la Tierra. La dificultá d'atopar estrelles que sían tantu visuales como espectroscópicas anicia en que les que son visuales usualmente atopar n'órbites bien dixebraes ente sigo, a diferencia de les espectroscópicas que s'atopen realmente cerca.

Los astrónomos afayaron delles estrelles que paecen orbitar alredor del espaciu vacíu. Binaries astrométricas, son estrelles que xiren alredor d'un puntu mediu, pero non puede estremase a la compañera de la estrella principal. Esti tipu de binaries pueden estremase por aciu el cambéu d'órbita que sufre la estrella principal. Polo tanto les mesmes matemátiques que son usaes pa saber la masa de les estrelles binaries ordinaries, pueden ser usaes pa determinar la masa de la estrella faltante. La estrella compañera que nun se puede ver, dacuando produz bien poca lluz, o puede ser un oxetu que produz bien poca radiación electromagnético, como por casu una estrella de neutrones.[5] En delles instancies demostróse que la estrella faltante ye en realidá un furacu negru: un oxetu con una gravedá tan poderosa que la lluz vese imposibilitada d'escapar.

Clasificación de les estrelles binaries[editar | editar la fonte]

Según la so manera de detección[editar | editar la fonte]

Albireo, considerada primeramente como una binaria óptica (aparente) demostróse finalmente que sí son una binaria verdadera a pesar de la gran distancia qu'hai ente elles.

Les binaries pueden tar bien dixebraes ente sigo o mui cerca. Dacuando tantu, que lleguen a intercambiar material. Per otra parte, la so posición con al respective de nós, distancia y orientación relativa de les sos órbites cola nuesa producen un ampliu abanicu de tipos de binaries, dalgunes de les cualos pueden pertenecer a dos o más d'eses clases. Les binaries, amás, son una estupenda oportunidá pa llograr midíes directes de mases y radios estelares. Ello convertir n'escelentes patrones de calibración pa los modelos de clasificación estelar que se sirven de les lluminosidáes aparentes y espectro d'emisión pa deducir mases, radios y temperatures.

Binaries visuales[editar | editar la fonte]

Aquelles que pueden atopase colos telescopios ordinarios. Nesti tipu de binaries dambos componentes son visibles na imaxe. Esti tipu de binaries suelen tar non bien llueñe de nós y abondo alloñaes ente sigo. Estes binaries, a pesar de la so fácil observación, nun suelen ser tan fáciles de detectar una y bones les sos períodos orbitales suelen ser del orde de cientos d'años. Nin siquier dos estrelles cercanes tendríen por qué ser binaries. Podríen ser dos estrelles que cruciaren les sos trayectories pa nun volvese a atopar enxamás. Probar clave dar siempres les sos trayectories respectives. Pa poder apreciar el movimientu mutuu de les binaries visuales hai que comparar les imaxes del cielu n'años distintos. Dacuando'l so movimientu ye tan imperceptible que se riquir plaques fotográfiques de décades de diferencia. Esti eleváu tiempu d'analís fai, entá güei, qu'esti tipu de binaries sía'l más complicáu de detectar.

Datos deducibles: sabiendo la so trayectoria y la so distancia mutua puede deducise la masa de dambos cuerpos según los sos períodos orbitales. Amás, al llograr la información de dambes estrelles individualmente, puede llograse los sos espectros separaos deduciendo les sos característiques como si tratar d'astros individuales. Tipu espectral, clase de lluminosidá, radio, temperatura, etc. Combinando los datos espectrales colos orbitales esti tipu d'estrelles dobles pueden ser útiles pa cubicar meyor los sistemes de clasificación estelar.

Binaries eclipsantes[editar | editar la fonte]

Esquema d'estrelles binaries eclipsantes amosando la curva de lluz reparada.«Light Curves and Their Secrets». Sky & Telescope. ochobre de 1989. «Eclipsing Binary Simulation». Cornell Astronomy. Archiváu dende l'orixinal, el 25 de payares de 2015.

Namái se reparen cuando les sos órbites tán alliniaes cola nuesa de tal manera que, dacuando, una estrella pasa per delantre de la otra. Ello fai que se reparen amenorgamientos regulares na lluminosidá, la llamada polos astrónomos curva de lluz. Cuidao que la so lluminosidá va camudando nel tiempu dacuando pasen desapercibíes como estrelles variables. Usualmente estes estrelles tienen un períodu curtiu una y bones la única manera de detectales ye reparar la regularidá nes sos variaciones de lluminosidá. La órbita de la estrella binaria eclipsante pue ser determinada gracies al estudiu de la curva de lluz. De la mesma, el tamañu relativu de les estrelles individuales pue ser determináu en términos del radiu de la órbita al reparar qué tan rápido varia'l rellumu de les estrelles nel tiempu. Nes últimes décades llogróse la recueya de dellos cálculos alrodiu de estes estrelles gracies a les meyores nos telescopios. Datos deducibles: puede atopase el períodu de la so órbita y, por tanto, deducir la so masa. Pueden estremase los sos espectros nel momentu del tránsitu d'un sobre otra, anque non siempres ye asina una y bones munches vegaes el tránsitu d'unu de los astros nun despinta dafechu al otru. Sía que non puede llegase a midir con bastante fiabilidá l'espectru de cada estrella teniendo en cuenta qué llinies espectrales mengüen en cada pasu.

Binaries astrométricas[editar | editar la fonte]

Nesti tipu de sistemes dobles namái ye visible un componente de la estrella. Detéctense que son binaries gracies al "tirón" gravitatoriu exercíu pola so compañeru invisible. Esto produz un movimientu oscilatoriu respectu al fondu de estrelles fixes que puede ser midíu por técniques de paralax si ta lo suficientemente cerca, una y bones esti tipu de cálculos realizar n'estrelles aprosimao ente los 10 pársecs, a distancies mayores l'ángulu de paralax nun esiste o ye tan pequenu, que los cálculos non pueden realizase. Como les binaries visuales, les astrométricas riquen enllargaos períodos d'observación. L'oxetu invisible sueli ser un cuerpu de bien baxa o nula lluminosidá como un remanente estelar, una nana colorada o una nana marrón.

Si la compañera ye lo suficientemente masiva como pa causar un cambéu de la posición de la estrella, entós la so presencia puede deducise.[6] Anque'l compañeru nun ye visible pueden determinase les característiques del sistema usando les lleis de Kepler.[7]

El métodu pa detectar estrelles binaries d'esti tipu, ye tamién usáu p'alcontrar planetes estrasolares que orbitan una estrella. Anque por que los cálculos dean una resultancia confiable ye necesariu que les midíes tomaes sían bien esactes gracies a la gran diferencia ente les mases y la gran diferencia ente les órbites de los planetes.

Datos deducibles: resulta imposible aldovinar l'espectru del oxetu invisible, pero sí puede deducise la so masa.

Exemplos: Siriu A y B. Siriu A ye una estrella blanca de la secuencia principal acompañada por Siriu B, una nana blanca invisible. Dada la so proximidá a la Tierra, 8,6 años lluz, la oscilación na trayectoria de Siriu pudo ser detectada colos medios del sieglu XIX. Mientres abondo tiempu resultó un misteriu'l porqué una estrella de 1,4 mases solares nun llucía nada. Hubo qu'esperar a la llegada de los modelos de evolución estelar por que la so esistencia pudiera ser esplicada.

Ver tamién: Astrometría

Binaries espectroscópicas[editar | editar la fonte]

Al igual que les astrométricas, les espectroscópicas tamién tienen una estrella invisible. La diferencia anicia na manera en qu'esti tipu llógrase detectar por aciu el desplazamientu Doppler nel espectru del astru visible. Dempués de reparar la estrella mientres el tiempu nota un cambéu periódicu nos llargores d'ondes. La esplicación d'esti cambéu de frecuencia ye resultáu de la órbita, les estrelles delles vegaes mover escontra la Tierra y depués allóñense d'ella. Cuando la estrella mover escontra la Tierra xenérase un movimientu azul nel espectru. Y cuando s'alloñar de nós l'espectru camuda escontra'l colloráu. Esta técnica de mayor precisión que la del paralax dexa la detección de les estrelles binaries de forma más rápida. Con too y con eso delles binaries nun presenten casi nengún desplazamientu radial por cuenta de la orientación de la so órbita polo qu'esti métodu resulta inútil pa estes.

La órbita de la binaria espectroscópica determinar faciendo una llarga serie d'observaciones, de la velocidá radial d'unu o los dos componentes del sistema. Les observaciones se grafican en relación col tiempu y de la curva resultante determinar el periodu del sistema. Si la órbita ye circular entós la resultancia va ser una curva de senu. Si la órbita ye elíptica, la forma de la curva va depender de la escentricidá de la elipse y de la orientación de les exes con referencia a la llinia visual.

Binaries óptiques (falses binaries)[editar | editar la fonte]

Gracies a que los dos estrelles apaecen nel cielu mui cerca una d'otra porque s'atopen na mesma visual. Asocede qu'en realidá tán a distancies bien distintes de nós.

Puede estremase una binaria óptica d'una verdadera depués de reparales por llargos períodos, usualmente años. Si'l movimientu de la estrella ye llineal puede asumise que les estrelles nun son binaries, sinón falses binaries.

Anque paeza mentira, hubo erros astronómicos abondo graves por esta simple tracamundiu.

Según la configuración del sistema[editar | editar la fonte]

Concepción d'un artista d'una estrella variable cataclísmica.

Otra forma de clasificar les estrelles binaries ye por aciu les distancies ente les estrelles en comparanza al tamañu de caúna d'estes.[8]

  • Binaries separaes son un tipu d'estrelles binaries onde los sos componentes atopar nel lóbulu de Roche, la área onde la fuerza gravitacional de la estrella ye mayor que la del otru componente. La estrelles nun tienen efectu ente elles, lo que fai qu'estes evolucionen xebradamente. La mayor parte de les binaries pertenez a esta clase.
  • Binaries semiseparadas son estrelles onde unu de los componentes ta nel lóbulu de Roche ente que la otra non. El gas de la superficie del componente qu'enllena'l lóbulu de Roche (apurridor) ye tresferíu a la otra estrella creciente. La tresferencia de masa apodera la evolución del sistema. En dambos casos forma un discu de acrecimiento qu'envolubra a la estrella receptora. Exemplos d'esti tipu son les binaria de Rayos X y la estrella binaria cataclísmica.
  • Binaries en contactu son una estrella binaria onde los dos componentes enllenen el so lóbulu de Roche. La parte más alta de l'atmósfera estelar forma una cobertoria común qu'arrodia a los dos estrelles. Mientres el resfregón de la cobertoria ruempe'l movimientu orbital, les estrelles pueden llegar a fundise.

Evolución[editar | editar la fonte]

Formación[editar | editar la fonte]

Ente que nun ye posible que les estrelles binaries fórmense al traviés de captura per mediu de la gravedá ente dos estrelles solitaries, por ser estos tipos d'eventos daqué bien pocu frecuente y nun son consideraos como'l procesu de formación fundamental, delles hipótesis sostienen qu'estos tipos de sistemes son creaos mientres la formación de la estrella. La fragmentación de la nube molecular mientres la formación de la protoestrella ye una esplicación aceptable.[9][10]

Tresferencia de masa y acumuladura de masa[editar | editar la fonte]

Una animación qu'amuesa un sistema binariu eclipsante intercambiando masa.

Al aumentar les estrelles de tamañu mientres la so evolución, en dalgún puntu pueden entepasar el lóbulu de Roche, lo que significa que daqué de la materia de la estrella aventurar na rexón onde la gravedá de la estrella compañera ye mayor que la mesma. La resultancia ye que la materia va tresferise d'una estrella a la otra por aciu un procesu conocíu como encha del lóbulu de Roche, siendo absorbida por aciu un impactu directu, o por aciu un discu de acrecimiento.

Estes estrelles dobles n'interacción causen procesos que d'otra manera seríen impensables na evolución natural d'una estrella solitaria. Los modelos dinámicos paecen indicar qu'en sistemes dobles próximos les mases de dambes estrelles seríen paecíes yá que éstes formaríense al unísonu nuna sola rexón de colapsu con un núcleu doble. Ésti ye'l casu del sistema triple de Alfa Centauro pos nél atopen Alfa A y B que tán bastante xuntes y tienen mases similares ente que Próxima, muncho menos masiva que les otres dos, topar a gran distancia d'estes amestada al so centru de mases pero ensin capacidá d'interacción colos dos primeres.

Separación de les estrelles[editar | editar la fonte]

Ye tamién posible, nes estrelles binaries que tán dixebraes por grandes distancies, llegar a perder contactu ente les sos gravedaes, en dalgún puntu del so ciclu de vida, por cuenta de perturbaciones esternes del sistema. Los componentes depués vanse a mover a formar estrelles solitaries. Un alcuentru cercanu ente dos estrelles tamién puede dar como resultáu la separación de dambes por cuenta de la disputa gravitacional ente los dos oxetos, siendo una de les estrelles repulsada a grandes velocidaes, dando como resultáu una estrella fuxitiva.

Contaminación superficial con metales pesaos[editar | editar la fonte]

Les estrelles davezu namái tienen na superficie y a esgaya hidróxenu y heliu una y bones los elementos pesaos baxen hasta'l fondu dada la so mayor densidá y los que puedan fabricase nel núcleu nunca lleguen a la superficie. Sicasí, esisten delles estrelles que los sos espectros presenten llinies d'absorción abondoses en metales pesaos, inclusive dellos materiales más pesaos que'l fierro. Asemeyada contaminación namái puede ser una pista inequívoca de que foi arriquecida pol frente d'onda d'una supernova cercana. Bien posiblemente, esa estrella tea amestada a una estrella de neutrones o a un furacu negru remanentes de la esplosión que contaminó l'atmósfera de la estrella en cuestión. Gracies a eso sábese qu'estrelles que tienen como compañeru a un furacu negru, carecieron nel so momentu, los cambeos d'una supernova vecina.

Nanes blanques d'heliu[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Nanes blanques

Les nanes blanques de heliu, según los modelos de evolución estelar, son oxetos posibles dientro del marcu teóricu pero creíase imposible qu'esistieren na actualidá (inclusive hasta dientro d'unos 70 000 millones d'años), si tenemos en cuenta la edá del universu. El motivu ye que solo les estrelles de menos de media masa solar dan esos oxetos al términu de les sos vides. A mayores mases les estrelles, ente les que se cunta'l nuesu sol, quemen l'heliu imposibilitando la formación d'esi tipu de nanes blanques. Sabemos que la vida de les estrelles ye más llarga cuantimenos masives son. Asina, si tenemos en cuenta qu'una estrella de media masa solar vive, aprosimao, 80 000 millones d'años y que la edá del universu ye d'unos 13 700 millones d'años queda claro que dichos oxetos nun podríen formase entá.

Sicasí, reparáronse nanes blanques d'heliu en dellos sistemes binarios. Estes prodúcense pola interacción ente dambes estrelles. De normal asocede que les estrelles nun tienen esactamente la mesma masa polo que la más masiva escosa antes el hidróxenu y empieza a espandir la so envoltura pa formar una xigante colorada. El problema asocede cuando la envoltura d'hidróxenu llega a encloyar a la estrella vecina. La so presencia crea una inestabilidá na envoltura de la xigante desligando gravitatoriamente al gas circundante. Esto fai que la estrella masiva vaya perdiendo masa de cutio y espandiendo más la so atmósfera pa compensar les perdes. Finalmente, l'atmósfera d'hidróxenu al completu sumi quedando un núcleu desnudu d'heliu. Si dichu núcleu nun ye capaz de caltener la presión abonda pa fundir l'heliu, la estrella va morrer prematuramente dexando como remanente a una nana blanca d'heliu.

Supernovas termonucleares (tipu Ia)[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Supernova

Un sistema binariu ente dos estrelles de masa medio baxa puede dar llugar, col tiempu, a unu de los fenómenos naturales más lluminosos qu'esisten, les supernoves tipu Ia. De normal dambes estrelles van tener mases similares pero siempres hai una que ye un pocu más masiva que la otra. Esa pequena diferencia fai qu'evolucione bastante antes y conviértase en nana blanca primero que la so vecina. Pa cuando convirtiérase nun oxetu compactu la otra estrella va tar yá en fase de xigante colorada. La so cubierta estendida d'hidróxenu y heliu perdería cohesión gravitatoria y, con suerte, enfusaríase nel lóbulu de Roche de la nana blanca. Dichu perímetru marca la zona d'influencia del campu gravitatorio d'una estrella y ye d'esperar qu'el de la nana blanca sía mayor qu'el de la xigante al ser esta postrera menos masiva. El procesu de acreción dirá acelerándose hasta que la masa de la nana supere la masa de Chandrasekhar momentu nel cual va producise la ignición termonuclear completa de tola so masa. La esplosión desintegrará a la nana y va emitir un rellumu llumínicu de gran magnitú d'orde galácticu. El so compañera si salvar de la esplosión va dexar de sentir los efectos gravitatorios de la sumida nana y va salir disparada na dirección na que se movía nel momentu del cataclismu.

Novas[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Nova

El casu de les novas ye daqué paecíu al de les supernoves termonucleares, solo que nesti casu'l material superficial fundir de forma esplosiva primero que la nana blanca llegue a superar la llende de Chandrasekhar. Nesi casu les reacciones son les de fusión del hidróxenu prensado sobre la superficie y la mesma esplosión espulsa parte d'esi material. El so rellumu dura unos pocos díes y en nengún casu llega a oldease col d'una supernova.

Fuentes de rayos X[editar | editar la fonte]

Les binaries de rayos X consisten nun sistema binariu d'una estrella y un furacu negru o estrella de neutrones que la caltién prindada absorbiéndo-y parte del so material. Dende la estrella surde un bárabu en forma de brazu que conduz a un discu de acreción en que'l so centru topar el furacu negru. Por cuenta de les intenses fuerces gravitatories d'estos oxetos la materia que cai n'espiral ye estrumida y acelerada. El resfregón ente les distintes zones del discu que tienen velocidaes diferenciales calez al mesmu hasta temperatures que lleven a esa materia a emitir rayos X. Hai dos tipos de sistemes dobles con furacu negru. Los más comunes son los de furacu negru con estrella masiva. Los qu'acompañen a una estrella pocu masiva son más raros porque los modelos de formación predicen casi siempres oxetos cercanos de mases similares. Siempres podría tratase d'una estrella prindao pero dicho fenómenu ye entá más raru, solo probable en zones con alta densidá d'estrelles como los centros de los cúmulos globulares. Un casu exemplar de fonte de rayos X ye'l primer furacu negru descubiertu, Cygnus X-1.

Microcuásares[editar | editar la fonte]

Como'l so nome indicar los microcuásares pórtense como cuásares pero a una escala amenorgada, parte de les característiques comunes que tienen son, una fuerte y variable emisión, comúnmente en forma de jets, como de la mesma un discu de acrecimiento, qu'arrodia un oxetu compactu que puede ser o un furacu negru, o una estrella de neutrones. Nos cuásares el furacu negru ye supermasivo (Millones de mases solares), nos microcuasares la masa del oxetu compactu ye d'apenes unes poques mases solares.

Básicamente'l sistema contién dos estrelles que seríen el oxetu compactu y una estrella común que va perdiendo masa nel tiempu.

Usos na astrofísica[editar | editar la fonte]

Exemplu d'una estrella binaria, onde dos cuerpos con masa similar orbitan alredor d'un centru de masa en órbites elíptiques.
Exemplu d'una estrella binaria, onde dos cuerpos con una pequena diferencia de masa orbitan alredor d'un centru de masa.

Les estrelles binaries apróven-y a los astrónomos el meyor métodu pa determinar la masa d'una estrella distante. La gravedá de les estrelles fai qu'éstes xiren alredor de centros de masa. Dependiendo de la órbita de les estrelles na binaria visual, o según la variación del espectru na Binaria Espectroscópica, la masa de la estrella puede ser determinada. D'ésta la temperatura y el radiu de la estrella pueden ser atopaos y, depués d'atopar la masa, puede determinase la masa d'otres estrelles Non-Binaries.

Cuidao que esiste una gran cantidá d'estrelles en sistemes binarios, les estrelles binaries son de gran importancia pal nuesu entendimientu alrodiu de cómo se formen les estrelles. En particular, el periodu y les mases de les binaries amuésennos la cantidá pel momento angular nel sistema. Cuidao que esta cantidá ye caltenida na física, les binaries tomen una importancia enforma mayor.

Nestos sistemes la estrella de mayor masa usualmente ta designada como 'A', y la so compañera como 'B'. Ésti ye'l casu de la secuencia principal de Sirius, onde atopamos a Sirius A, al pie de una Nana Blanca Sirius B. Aun así, si les estrelles atópense dixebraes por una gran distancia, pueden ser designaes con un superíndice, como por casu Zeta Reticuli1 Ret and ζ2 Ret).[11]

Descubrimientos[editar | editar la fonte]

Impresión d'un artista alrodiu de la vista (hipotética) d'una lluna del planeta HD 188753 Ab (Enriba a la izquierda), que orbita un sistema de trés estrelles. El compañeru más brillosu atópase embaxo nel horizonte.

Créese qu'alredor del 75 % de toles estrelles atópase en sistemes Binarios, con un alredor del 10 % d'estes estrelles con sistemes de más de dos estrelles.[12]

Esiste una relación directa ente'l periodu de la órbita d'una estrella binaria y la escentricidá de la so órbita. En sistemes que tienen un menor periodu, de la mesma tienen una baxa escentricidá. Les estrelles binaries pueden ser atopaes con casi cualquier tipu concebible de separación, con pares que orbitan lo suficientemente cerca que prácticamente tienen contactu ente elles, hasta pares que tán dixebraos por grandes distancies, polo que la única forma posible d'indicar que son binaries, ye por aciu el movimientu propiu que se da nel espaciu.

Afayóse de la mesma que los periodos d'estos tipos d'estrelles tienen una Distribución Log-normal, con una mayoría de los sistemes orbitando con periodos de 100 años. La relación demuestra qu'esti tipu d'estrelles tienen una formación bien asemeyada, que se da nel tiempu de la formación estelar.[13]

Planetes alredor d'estrelles binaries[editar | editar la fonte]

La ciencia ficción usó planetes con sistemes binarios y terniarios nos sos escenarios. En realidá dellos rangos d'órbites seríen imposibles por razones dinámiques (El planeta sería expelido de la órbita relativamente rápido, siendo espulsáu del sistema, o sería tresferíu a una órbita más interna o esterna del sistema), ciertes órbites presenten riesgos importantes pa la biósfera del planeta cuidao que habría cambeos estremos na superficie mientres distintos llugares de la órbita. Los planetes que orbitan namás una estrella del sistema binariu dizse que tienen una órbita "Tipu-S", o aquellos que xiren alredor de dos estrelles dizse que tienen órbites "Tipu-P".

Exemplos d'estrelles múltiples[editar | editar la fonte]

La gran distancia ente los componentes, como de la mesma les diferencies de color faen de Albireo una de les binaries visuales más fáciles de ver nel espaciu. El miembru más brillosu, ye'l tercer miembru más brillosu de la constelación de Cygnus.

Representación artística d'un planeta y la so lluna nun sistema con estrella binaria.

Otra binaria famosa ye Sirius, la estrella más brillosa nel cielu de nueche, con una magnitú aparente de -1.46. Ta alcontrada na constelación de Canis Major. En 1844 Friedrich Bessel dedució que Sirius yera Binariu. En 1862 Alvan Graham Clark afayó'l compañeru (Sirius B; La estrella visible ye Sirius A). En 1915, astrónomos del Observatoriu Monte Wilson, determinaron que Sirius B yera una nana Blanca, la primera en ser afayada. Nel 2005 usando'l telescopiu espacial Hubble, los astrónomos determinaron que Sirius B tenía un diámetru de 12000 km, con una masa del 98 % del Sol.[14]

Un exemplu d'una binaria eclipsante ye Almaaz, na constelación Auriga. El componente visible pertenez a la clase espectral F0, l'otru componente nun ye visible. Otra binaria eclipsante ye Beta Lyrae, que ye una estrella binaria en contactu na constelación de Lyra. Los dos estrelles tán tan cerca, que'l material de la Fotósfera de caúna ye intercambiáu ente estes. La forma d'estes estrelles vese afectada gracies al contactu mutuu ente elles.[15]

Algol ye la estrella ternaria más famosa, alcontrada na constelación de Perseo. Dos componentes del sistema clisen unos a otros, les variaciones de la intensidá de Algol fueron rexistraes per primer vegada en 1670 por Geminiano Montanari. A la estrella dióse-y el nome de algol que significa "estrella del demoniu" (del [iIdioma árabe]] الغول al-ghūl), lo que pudo habese dáu pol comportamientu tan peculiar d'esta estrella.

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. «Formación de sistemes d'Estrelles Binaries». Universidá de Tennessee.
  2. «Terminos d'Estrelles Binaries». Community College of Rhode Island. Archiváu dende l'orixinal, el 25 de payares de 2015.
  3. «Binaries Visuales». Universidá de Tennessee.
  4. «Binairas y Estrelles Variables». Un paséu pola Galaxa.
  5. «Colición d'Estrelles Binaries de Neutrones». NCSA. Archiváu dende l'orixinal, el 25 de payares de 2015.
  6. Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary. 27 September 2004. 0409613. 
  7. «Astrometric Binaries». University of Tennessee.
  8. «Modelo de Roche». Universidá del Estáu de San Diego.
  9. Boss, A.P. (1992). en (eds.) J. Sahade, G.Y. McCluskey, Yoji Kondo: The Realm of Interacting Binary Stars, 355. ISBN 0-7923-1675-4.
  10. «The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars». Louisiana State University.
  11. «Binaries y Sistemes d'Estrelles Multiples». Lawrence Hall of Science at the University of California. Archiváu dende l'orixinal, el 25 de payares de 2015.
  12. Most Milky Way Stars Llabre Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
  13. «Binary Star Formation from Rotational Fragmentation». School of Physics and Astronomy, Cardiff. Archiváu dende l'orixinal, el 25 de payares de 2015.
  14. Hubble finds mass of white dwarf. BBC News. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4528586.stm. 
  15. «Un analisis d'observaciones fotometricas y espectroscopicas de la enigmática Estrella Binaria Eclipsante Beta Lyrae». Bulletin of the American Astronomical Society 20. 

Bibliografía[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]



Estrella binaria