Estrela binària
Archiu:Artist's impression of the evolution of a hot high-mass binary star.ogv
Una estrela binària és un sistema estelar compost de dos estreles que orbitan mútuament al voltant d'un centre de masses comuna. Estudis recents sugerixen que un elevat percentage de les estreles són part de sistemes d'a lo manco dos astres. Els sistemes múltiples, que poden ser ternarios, quaternaris, o inclusivament de cinc o més estreles interactuant entre sí, solen rebre també el nom d'estreles binàries, com és el cas d'Alfa Centauri A i B i Pròxima Centauri.
Per la gran cantitat d'estreles aparentment binàries existents en l'univers, els astrònoms han necessitat desenrollar formes per a distinguir les que són verdaderament binàries de les que semblen ser-ho, pero que és solament una qüestió òptica. Eixa situació sorgix quan dos astres separats per grans distàncies i sense relació gravitatoria mútua, es veuen molt propencs des de la nostra perspectiva. També han existit ocasions en les que estreles de lluminositat canviant varen semblar ser binàries eclipsantes quan en realitat no ho eren.
Si be existixen parells d'estreles orbitando tan alejadament una d'una atra com per a evolucionar de forma independent, en moltes ocasions les binàries es troben a distàncies tan curtes que el seu progrés individual es veu alterat pels canvis que sofrix la seua companyera. Eixos sistemes evolucionen llavors com un tot, creant objectes que d'una atra forma serien impossibles.
Terminologia
El terme de estrela binària (hipòtesis realisada en 1783 per l'astrònom aficionat sort John Goodricke) va ser desenrollat per William Herschel en 1802, en la seua definició «Una estrela doble real- L'unió de dos estreles que són formades juntes en un sistema gràcies a les lleis d'atracció». Dos estreles juntes poden semblar dobles estreles. És molt possible que les dobles estreles es vegen com a sistemes binaris: les dos estreles en realitat poden estar separades per grans distàncies en l'espai, pero solament es veuen en la mateixa direcció des de la terra. Este tipo de falses estreles binàries són cridades binàries òptiques o parells òptics. En l'invenció del telescopi, molts d'estos tipos de parells varen ser trobats. Herschel, en 1780 va medir la separació i orientació de més de 700 parells d'estreles que semblaven ser estreles binàries i va trobar que al voltant de 50 parells varen canviar d'orientació despuix de dos décades d'observació.[1][2]
Una verdadera estrela binària és aquella que gira en una òrbita junt a una atra estrela. Quan es pot distinguir per mig de telescopis que les dos estreles són binàries, este tipo de sistemes és cridat binaria visual.[3][4] En atres casos el método que és usat per a determinar una estrela binària és per mig de l'efecte Doppler de la llum emesa i es determina que l'estrela és binaria gràcies a un anàlisis de l'espectroscòpia de l'estrela, este tipo d'estreles són cridades binàries espectroscòpicques.
Les estreles que són tant binàries espectroscòpicques com a visuals són realment rares, i són considerades com una font essencial d'informació quan són trobades. Aquelles estreles que són tant binàries com a visuals, usualment es troben prop de la Terra cita requerida. La dificultat de trobar estreles que siguen binàries tant visuals com espectroscòpicques radica que les que són visuals usualment es troben en òrbites molt separades entre sí, a diferència de les espectroscòpicques, que es troben realment prop.
Els astrònoms han descobert algunes estreles que semblen orbitar al voltant d'un espai buit. Binarias astrométricas, són estreles que giren al voltant d'un punt mig, pero no es pot distinguir a la companyera de l'estrela principal. Este tipo de binàries es poden distinguir per mig del canvi d'òrbita que sofrix l'estrela principal. Per lo tant les mateixes matemàtiques que són usades per a saber la massa de les estreles binàries ordinàries, poden ser usades per a determinar la massa de l'estrela faltante. L'estrela companyera que no es pot vore, a voltes produïx molt poca llum, o pot ser un objecte que produïx molt poca radiació electromagnètica, com per eixemple una estrela de neutrons.[5] En algunes instàncies s'ha demostrat que l'estrela faltante és en realitat un forat negre: un objecte en una gravetat tan poderosa que la llum es veu impossibilitada d'escapar.
Classificació de les estreles binàries
Segons el seu modo de detecció
Les binàries poden estar molt separades entre sí o molt prop. A voltes tant, que apleguen a intercanviar material. Per una atra part, la seua posició sobre nosatres, distància i orientació relativa de les seues òrbites en la nostra produïxen un ampli palmito de tipos de binàries, algunes de les quals poden pertànyer a dos o més d'eixes classes. Les binàries, ademés, són una estupenda oportunitat per a obtindre medicions directes de masses i ràdios estelars. Això les convertix en excelents patrons de calibració per als models de classificació estelar que se servixen de les lluminositats aparents i espectres d'emissió per a deduir masses, ràdios i temperatures.
Binarias visuals
Són aquelles que es poden trobar en els telescopis ordinaris. En este tipo de binàries abdós components són visibles en l'image. Este tipo de binàries solen estar no molt llunt de nosatres i prou alluntades entre sí. Estes binàries, a pesar de la seua fàcil observació, no solen ser tan fàcils de detectar ya que les seues periodos orbitales solen ser de l'orde de centenars d'anys. Ni tan sols dos estreles propenques tindrien per qué ser binàries. Podrien ser dos estreles que creuaren les seues trayectòries per a no tornar-se a trobar jamai. La prova clau la donen sempre les seues trayectòries respectives. Per a poder apreciar el moviment mutu de les binàries visuals cal comparar les images del cel en anys distints. A voltes el seu moviment és tan imperceptible que es requerixen plaques fotogràfiques de décades de diferència. Este elevat temps d'anàlisis fa, encara hui, que este tipo de binàries siga el més complicat de detectar.
Senyes deduibles: sabent la seua trayectòria i la seua distància mútua es pot deduir la massa d'abdós cossos aixina com els seus periodos orbitales. Ademés, en obtindre l'informació d'abdós estreles individualment, es pot obtindre els seus espectres separats deduint les seues característiques com si es tractara d'astres individuals. Tipo espectral, classe de lluminositat, ràdio, temperatura, etc. Combinant les senyes espectrals en els orbitales este tipo d'estreles dobles poden ser útils per a calibrar millor els sistemes de classificació estelar.
Binarias eclipsantes
Solament s'observen quan les seues òrbites estan alineades en la nostra de tal manera que, periòdicament, una estrela passa per davant de l'atra. Això fa que s'observen disminució regulars en la lluminositat, la cridada pels astrònoms curva de llum. Ya que la seua lluminositat va canviant en el temps a voltes passen desapercebudes com estreles variables. Usualment estes estreles tenen un periodo curt ya que l'única manera de detectar-les és observar la regularitat en les seues variacions de lluminositat. L'òrbita de l'estrela binària eclipsante pot ser determinada gràcies a l'estudi de la curva de llum. A la seua volta, el tamany relatiu de les estreles individuals pot ser determinat en térmens del radi de l'òrbita en observar qué tan ràpit varia la lluentor de les estreles en el temps. En les últimes décades s'ha conseguit la recolecció de varis càlculs sobre estes estreles gràcies als alvanços en els telescopis. Senyes deduibles: es pot trobar el periodo de la seua òrbita i, per tant, deduir la seua massa. Es poden distinguir els seus espectres en el moment del trànsit d'una sobre una atra, encara que no sempre és aixina ya que moltes voltes el trànsit d'un dels astres no oculta completament a l'atre. En qualsevol cas es pot aplegar a medir en prou fiabilitat l'espectre de cada estrela tenint en conte qué llínees espectrals disminuïxen en cada pas.
Binarias astrométricas
En este tipo de sistemes dobles només és visible un component de l'estrela. Es detecten que són binàries gràcies a la «tirada» gravitatorio eixercit per la seua companyera invisible. Açò produïx un moviment oscilatori respecte al fondo d'estreles fixes que pot ser medit per tècniques de paralaxi si està lo suficientment prop, ya que este tipo de càlculs es realisa en estreles aproximadament entre els 10 pársecs, a distàncies majors l'àngul de paralaje no existix o és tan chicotet, que els càlculs no es poden realisar. Com les binàries visuals, les astrométricas requerixen prolongats periodos d'observació. L'objecte invisible sol ser un cos de molt baixa o nula lluminositat com un remanente estelar, una nana roja o una nana marró.
Si la companyera és lo suficientment massiva com per a causar un canvi de la posició de l'estrela, llavors la seua presència es pot deduir.[6] Encara que el companyer no és visible es poden determinar les característiques del sistema usant les lleis de Kepler.[7]
El método per a detectar estreles binàries d'este tipo, és també usat per a localisar planetes extrasolars que orbitan una estrela. Encara que per a que els càlculs donen un resultat confiable és necessari que les mides preses siguen molt exactes gràcies a la gran diferència entre les masses i la gran diferència entre les òrbites dels planetes.
Senyes deduibles: resulta impossible endevinar l'espectre de l'objecte invisible, pero sí es pot deduir la seua massa.
Eixemples: Siri A i B. Siri A és una estrela blanca de la seqüència principal acompanyada per Siri B, una nana blanca invisible. Donada la seua proximitat a la Terra, 8.6 anys llum, l'oscilació en la trayectòria de Siri va poder ser detectada en els mijos del XIX. Durant prou temps va resultar un misteri per qué una estrela d'1.4 masses solars no lluïa res. Va caldre esperar a l'arribada dels models d'evolució estelar per a que la seua existència poguera ser explicada.
Binarias espectroscòpicques
De la mateixa manera que les astrométricas, les espectroscòpicques també posseïxen una estrela invisible. La diferència radica en el modo en que este tipo es conseguix detectar per mig del desplaçament Doppler en l'espectre de l'astre visible. Despuix d'observar l'estrela durant el temps es nota un canvi periòdic en les llongituts d'ones. L'explicació d'este canvi de freqüència és resultat de l'òrbita, les estreles algunes voltes es mouen cap a la Terra i despuix s'allunten d'ella. Quan l'estrela es mou cap a la Terra es genera un moviment blau en l'espectre. I quan s'allunta de nosatres l'espectre canvia cap al roig. Esta tècnica de major precisió que la del paralaxi permet la detecció de les estreles binàries de forma més ràpida. A pesar de tot algunes binàries no presenten casi cap desplaçament radial per l'orientació de la seua òrbita per lo que este método resulta inútil per a estes.
L'òrbita de la binària espectroscòpica es determina fent una llarga série d'observacions, de la velocitat radial d'un o els dos components del sistema. Les observacions es grafican en relació en el temps i de la curva resultant es determina el periodo del sistema. Si l'òrbita és circular llavors el resultat serà una curva de sen. Si l'òrbita és elíptica, la forma de la curva dependrà de l'excentricitat de l'elipse i de l'orientació dels eixos en referència a la llínea visual.
Binarias òptiques (falses binàries)
- Artícul principal → Estrela doble òptica.
Gràcies a que les dos estreles apareixen en el cel molt prop una d'una atra perque es troben en la mateixa visual. Succeïx que en realitat estan a distàncies molt diferents de nosatres.
Es pot distinguir una binaria òptica d'una verdadera despuix d'observar-les per llarcs periodos, usualment anys. Si el moviment de l'estrela és llineal es pot assumir que les estreles no són binàries, sino falses binàries.
Encara que semble mentira, hi ha hagut errors astronòmics prou greus per esta simple confusió.
Segons la configuració del sistema
Una atra forma de classificar les estreles binàries és per mig de les distàncies entre les estreles en comparació al tamany de cada una d'estes.[8]
- Binarias separades són un tipo d'estreles binàries a on els seus components es troben en el lòbul de Roche, l'àrea a on la força gravitacional de l'estrela és major que la de l'un atre component. Les estreles no tenen efecte entre elles, lo que fa que estes evolucionen separadament. La major part de les binàries pertany a esta classe.
- Binarias semiseparadas són estreles a on un dels components està en el lòbul de Roche mentres que l'atra no. El gas de la superfície del component que ompli el lòbul de Roche (donador) és transferit a l'atra estrela creixent. La transferència de massa domina l'evolució del sistema. En abdós casos es forma un disc de acreiximent que envol a l'estrela receptora. Eixemples d'este tipo són les binaria de Rajos X i l'estrela binària cataclísmica.
- Binarias en contacte són una estrela binària a on els dos components omplin el seu lòbul de Roche. La part més alta de l'atmòsfera estelar forma una cobertura comuna que rodeja a les dos estreles. Mentres la fricció de la cobertura trenca el moviment orbital, les estreles poden aplegar a fusionar-se.
Vore també
Referències
- ↑ «Formation of Binary Star Systems» (en en). Universitat de Tennessee. Archivat des de l'original, el 3 de febrer de 2012.
- ↑ «Terminos d'Estreles Binarias». Community College of Rhode Island. Archivat des de l'original, el 19 de juliol de 2004.
- ↑ «Visual Binaries» (en en). Universitat de Tennessee. Archivat des de l'original, el 15 de maig de 2010.
- ↑ «Binary and Variable Stars» (en en). Universitat Case de la Reserva Occidental. Archivat des de l'original, el 6 de febrer de 2009.
- ↑ Bock, D. «Colición d'Estreles Binarias de Neutrons». NCSA. Archivat des de l'original, el 26 de juny de 2007.
- ↑ Torrada, H.(27 September 2004).«Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary».
- ↑ «Astrometric Binaries» (en en). Universitat de Tennessee. Archivat des de l'original, el 3 de decembre de 2005.
- ↑ Nguyen, Q. «Modele de Roche». Universitat de l'Estat de Sant Diego. Archivat des de l'original, el 23 de març de 2007.
Bibliografia
- Docobo Durantez, J. A. Estreles dobles. Colecció «Biblioteca de divulgació científica. Serie Astronomia, 10». Madrit: Equip Sirius, S.A , 10/1992. ISBN 84-86639-61-1 i ISBN 978-84-86639-61-7.
- Claret Dos Sants, Antonio...[et. al.]. Paràmetros absoluts en estreles binàries en moviment apsidal. Tesis-Universitat de Granada. Colecció «Tesis doctoral». Granada: Editorial Universitat de Granada, 12/1992. ISBN 84-338-1670-5 i ISBN 978-84-338-1670-2.
- Vidal Abascal, Enrique. Càlcul d'òrbites d'estreles dobles visuals. Madrit: Consell Superior d'Investigacions Científiques, 01/1953. ISBN 84-00-01114-7 i ISBN 978-84-00-01114-7.
- Vidal Abascal, Enrique. Sobre les òrbites aparents de les estreles dobles. Tom 6. Madrit: Consell Superior d'Investigacions Científiques, 01/1947. ISBN 84-00-01116-3 i ISBN 978-84-00-01116-1.
- Comellas, José Luis. Catàlec d'estreles dobles visuals. Colecció «Colecció Praxis». Madrit: Equip Sirius, 05/1988. ISBN 84-86639-10-7 i ISBN 978-84-86639-10-5.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Estrella binaria» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.