CURSO BASICO SOBRE ESTRELLAS DOBLES Lección Nº 2

CURSO BASICO SOBRE ESTRELLAS DOBLES
Lección Nº 2
Clasificación de las Estrellas Dobles
Ya mencionamos que estos sistemas, en principio los clasificamos en dos grupos
principales, a saber: las doble ópticas y las dobles físicas. Las primeras son aquellos
sistemas en que la cercanía de las estrellas es una consecuencia de la perspectiva, es
decir, las observamos en la misma dirección en el cielo, pero pueden estar a muy
distinta distancia con respecto a nosotros, y por ende, estos sistemas carecen de toda
importancia astrofísica.
Las dobles físicas, las podemos clasificar en varios tipos según las técnicas utilizadas
para su descubrimiento, estos tipos son:
1.
2.
3.
4.
5.
Dobles Astrométricas
Dobles Fotométricas o Eclipsantes
Dobles Espectroscópicas
Dobles de Ocultación
Binarias Visuales
Por otra parte, podemos decir que las estrellas dobles ópticas pueden, en algunos casos
compartir algunas propiedades, como por ejemplo el movimiento propio o haber tenido
un origen común, de esta manera tenemos a dobles de movimiento propio común
(MPC) o estrellas dobles de origen común, aunque no tenga una estrecha relación física
las dos componentes del sistema. Veamos las características principales de cada uno de
estos tipos de estrellas dobles.
1.- Dobles Astrométricas: Todas las estrellas poseen un movimiento propio el cual fue
descubierto por el Edmund Halley, famoso por el cometa que lleva su nombre
comparando las posiciones en la esfera celeste1 de algunas estrellas en su época con las
publicadas varios siglos antes por el astrónomo Hiparcos. Este movimiento, si la estrella
está aislada en el espacio es en línea recta, pero si la estrella tiene una compañera que
están relacionadas físicamente, el movimiento en lugar de ser lineal presenta un
movimiento ondulatorio o sinusoidal; esto se debe a que ambas componentes están
vinculadas gravicionalmente y el centro de gravedad se ubica en una posición tal
dependiendo de las masas de las dos estrellas componentes. El movimiento lineal es el
que corresponde al movimiento propio del centro de masa, y como cada una de las
estrellas se mueven describiendo orbitas alrededor de dicho centro, si combinamos
ambos movimientos obtenemos la representación sinusoidal del movimiento propio de
la estrella más brillante.
Estas estrellas se la detecta justamente estudiando el movimiento propio de una de las
componentes (primaria) mientras que la secundaria no es visible, fundamentalmente por
2 razones: primero la componente secundaria esta muy cerca de la primaria o segundo
1
La esfera celeste es la representación convencional del cielo para un observador ubicado en la Tierra.
1
que la diferencia de magnitudes es muy diferente y por lo tanto el brillo de la primaria
tapa a la secundaria impidiendo que la podamos desdoblar con los medios ópticos.
Un ejemplo de este tipo de estrella doble es el caso de la estrella Sirio que primeramente
se observo el movimiento propio sinuosidad cuya explicación fue la existencia de un
objeto invisible que afectaba el movimiento de la estrella principal, Sirio,
posteriormente fue descubierta visualmente el objeto perturbador la cual resulto ser una
enana blanca.
La figura 1 ilustra el movimiento de esta estrella.
Figura 1: Trayectoria sinusoidal de la estrella Sirio mostrando esquemáticamente la orbitas de ambas
componentes entorno al centro común de gravedad
En la figura anterior, la línea recta representa al movimiento propio del centro común de
masa, mientras que las curvas representan los movimientos relativos de ambas estrellas
entorno al mencionado centro. La amplitud de estas curvas están relacionadas con las
masa de las dos estrellas
2.- Dobles Fotométricas o Eclipsantes: Las binarias eclipsantes o fotométricas se
caracterizan por la variación luminosa de las estrellas. Estas variaciones son extrínsecas,
es decir, son producidos por fenómenos externos a la misma estrella. Si el plano de la
órbita está orientado de tal manera que las vemos de canto, una de las estrellas en su
movimiento orbital alrededor de la otra produciéndose eclipses los que origina las
variaciones luminosas anteriormente mencionadas. El prototipo de estas estrellas es la
estrella Algol ( Persei)
Los eclipses que podemos encontrar en este tipo de estrellas son muy similares a los
eclipse de Sol que podemos observar desde la Tierra, es decir, estos pueden ser totales,
parciales o anulares según la orientación de la órbita y las dimensiones relativas de cada
una de las estrellas que componen al sistema.
El estudio de estos sistemas estelares es de fundamental importancia para los
astrofísicos ya que por medio de las misma podemos conocer en forma directa las masas
de las estrellas, y el caso particular de las dobles eclipsantes, si conocemos la velocidad
orbital estaremos en condiciones de conocer también las dimensiones de las estrellas,
basta para ello determinar los instantes de dos contactos sucesivos2
2
Se llama contactos a los instantes en que las superficies de ambas estrellas están en contacto dando
inicio a la variación luminosa
2
La figura 2 muestra esquemáticamente a este tipo de estrellas dobles con su
correspondiente curva de luz según distintas configuraciones de la órbita del sistema.
Fig.: 2 Diagrama esquemático donde se muestra un ejemplo de binaria eclipsantes, mostrando un
eclipse total, parcial y anular y su correspondiente curva de luz.
Hay que mencionar también que en muchos casos estas estrellas tienen sus superficies
casi en contacto por lo cual también las estrellas sufren grandes efectos de marea que
distorsionan a la forma de la misma. El estudio de estas estrellas corresponde al campo
de las estrellas variables, dado que se las estudia a partir de su curva de luz
característica.
3.- Dobles Espectroscópicas: Estas dobles se las descubren por los desplazamientos de
las líneas de sus espectros, de acuerdo al efecto Doppler Estas estrellas están muy
cercanas entre sí y si la órbita la vemos de perfil, se comprende que en un instante, una
de las estrellas se nos acerca con toda su velocidad, y su espectro se desplaza hacia
longitudes de onda menores (azul) mientras que en otro instante, la estrella se aleja de
nosotros con toda su velocidad, desplazándose su espectro hacia longitudes de onda
mayores (rojo) todo esto respondiendo al efecto Doppler aplicado a las longitudes de
onda de la luz emitida por las estrellas.
Desde el momento que lo que observamos es una sola estrella, el efecto que vemos es
que las líneas espectrales tienen un movimiento de vaivén alrededor de una posición
media. La figura 3 presenta un esquema de este tipo de binarias.
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Fig.:3 Esquema de un sistema binario espectroscópico.
3.- Dobles de Ocultación: Otro tipo de dobles en donde no son observables las estrellas
componentes del par, son las llamada dobles de ocultación, Nuestro satélite, la Luna en
su movimiento alrededor de la Tierra oculta estrellas que encuentra a su paso
ocultándolas. Como la Luna carece de atmósfera, la disminución de luminosidad es
súbita y si la estrella es doble, tendremos que primero se oculta una de las estrellas y un
instante más tarde se oculta la segunda. Mediante recursos geométricos y determinado
los tiempos de las dos estrellas podremos llegar a la conclusión de que la estrella en
cuestión es una doble.
Evidentemente este tipo de estrellas dobles están restringidos a una estrecha zona de la
eclíptica.
Todos los tipos de estrellas dobles hasta aquí considerados, requieren instrumental
específico para su observación, son estrellas que están muy juntas lo que se llama “par
cerrado” y vista en el telescopio aparece como una sola estrella siendo estas de periodo
muy corto menores a algunos años, a medida que observamos pares más abiertos
también aumenta el periodo orbital de acuerdo a la tercera ley de Kepler3. De esta
manera, podemos clasificar a las estrellas dobles de acuerdo al periodo orbital, siendo
los de mayores periodos las binarias visuales que será tema de la próxima lección.
Carlos A. Krawczenko
carlosk64@yahoo.com.ar
Miembro de la LIADA
Coordinador Adj. Sección Estrellas Dobles – LIADA
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La tercera ley de Kepler dice que los cuadrados de los periodos de revolución es inversamente
proporcional al cubo de su distancia media.
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