Lección Nº 2. Clasificación de las Estrellas Dobles

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1 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. Dobles Astrométricas 2. Dobles Fotométricas o Eclipsantes 3. Dobles Espectroscópicas 4. Dobles de Ocultación 5. 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 celeste 1 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

2 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 sucesivos 2 2 Se llama contactos a los instantes en que las superficies de ambas estrellas están en contacto dando inicio a la variación luminosa 2

3 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. 3

4 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 Kepler 3. 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 3 La tercera ley de Kepler dice que los cuadrados de los periodos de revolución es inversamente proporcional al cubo de su distancia media. 4

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