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Estrellas Binarias

� 2003. Carlos Andr�s Carvajal T.
Astr�nomo Autodidacta.

Riciolli descubri� las estrellas binarias en el a�o 1650 al observar a Mizar en la Osa Mayor. El t�rmino binaria se refiere a aquellas estrellas que a pesar de mostrarse como un solo punto de luz, al observarlas con instrumentos mas potentes revelan que est�n compuestas por dos o mas objetos (en el �ltimo caso son estrellas m�ltiples). Debido a que entre un tercio y la mitad de las estrellas observadas son binarias el estudio de las binarias es clave en el entendimiento de la evoluci�n y f�sica estelar.

Cada una de las estrellas en estos sistemas se denominan componentes, al mas brillante se le llama primario y al siguiente secundario, si son m�ltiples los componentes de denominan por letras (A, B, C, D, etc.). La separaci�n entre los componentes var�a ampliamente y se han encontrado tan cercanas como 0.02 UA hasta 20.000 UA. La separaci�n m�nima que deben tener dos estrellas para poder ser observadas con equipos profesionales es de 0.5" y de 1" para aficionados.

Binarias �pticas (aparentes). En este caso, las estrellas no tienen una relaci�n mutua y en realidad se encuentran muy separadas y solo se aprecian juntas por efecto de la perspectiva. Ejemplo: Albireo (Cisne). Para determinar si el sistema est� f�sicamente relacionado o si su cercan�a depende solo de la perspectiva se cuenta con varios m�todos:

Medici�n de la distancia del sol a las estrellas componentes (por paralaje, fotometr�a o espectroscopia) si la distancia es muy diferente, no son sistemas dobles reales sino ficticios (binarias �pticas);
Medici�n del movimiento relativo entre sus componentes, debido a que en estos sistemas la gravedad de los dos cuerpos interacciona: si los componentes orbitan uno alrededor de otro se denominan binarias visuales.
Medici�n del movimiento propio de cada componente (aunque las estrellas se consideran fijas tienen un lento movimiento en el espacio), si los movimientos propios son muy diferentes ser�n estrellas no relacionadas.

Un caso especial se presenta cuando no hay movimiento relativo mensurable pero la constataci�n de su movimiento propio y distancia indican que est�n relacionadas, entonces se dice que son sistemas fijos.

Los sistemas binarios relacionados se pueden clasificar en diversos tipos:

Binarias visuales. William Herschel descubri� el movimiento orbital entre los componentes de una hermosa y famosa doble: Castor (G�minis), tambi�n observ� el mismo Fen�meno en Arich (Virgo). En general, las este tipo de binarias est�n muy separadas y por tanto sus periodos orbitales son largos (tercera ley de Kepler). Los par�metros que se miden en una estrella binaria visual son:

Separaci�n entre los componentes del par (segundos de arco)
Angulo de posici�n de la estrella secundaria con respecto a la primaria as�: si est� al norte 0�, al este 90�, sur 180�, este 270�.

Beta Escorpi

Los datos fotom�tricos son los brillos de las componentes (magnitudes) y los colores.

Binarias espectrosc�picas. Utilizando m�todos espectroscopios de observaci�n se ha encontrado que algunas estrellas "�nicas" tienen espectros superpuestos que se mueven peri�dicamente hacia el rojo y al azul, estos corrimientos se deben al efecto Doppler y son el resultado del desplazamiento de los componentes alrededor de un centro de masa. Debido a que en estos sistemas las estrellas se encuentran muy cercanas los periodos orbitales son muy peque�os . En muchas ocasiones solo se logra observar un solo espectro debido a que el otro puede provenir de una estrella demasiado tenue para poder ser observado. Cuando se identifican los dos espectros se habla de una binaria espectrosc�pica doble y cuando solo se detecta uno es binaria espectrosc�pica sencilla. Finalmente, cuando una estrella es espectrosc�pica y puede adem�s documentarse por m�todos visuales se le denomina binaria espectrosc�pica resuelta.

Binarias astrom�tricas. Son un grupo reducido de estrellas en las cuales se observa una anormalidad o balanceo en el movimiento propio del componente primario, este movimiento est� generado por el efecto que sobre la estrella principal realiza la secundaria que es, en general, invisible con los m�todos de an�lisis actual. El ejemplo mas claro es Sirio B (Can Mayor), a la que ya se ha observado su compa�era, una estrella enana blanca, la primera de su tipo en ser vista.

Binarias eclipsantes (Binarias fotom�tricas). Sus cambios peri�dicos de brillo son producidos por los mutuos eclipses entre sus componentes, por esto tambi�n se estudian dentro del grupo de estrellas variables (Variables eclipsantes). El eclipse se produce cuando la �rbita est� en el plano de observaci�n desde la tierra. Los periodos de variaci�n del brillo van desde pocas horas hasta cientos de d�as. La estrella mas famosa de este tipo es Algol (Perseo) cuyas variaciones de brillo son tan amplias que se observan con el ojo desnudo (magnitud 2.1 a 3.4 en un periodo de 2,867 d�as). De acuerdo al comportamiento de la variaci�n de luz se dividen en : Algolidas, Beta Lyrae, Ursae Majoris y elipsoidales.

Novas. Son fen�menos catacl�smicos que ocurren en sistemas binarios pero que al igual que las binarias eclipsantes se estudian en los cap�tulos de estrellas variables.

Pulsares dobles. En los que una o las dos estrellas son pulsares. En este caso las emisiones de radio pulsantes sufren alteraciones de longitud de onda por el efecto Doppler causados por el movimiento orbital.

Evoluci�n de las Estrellas binarias.

Como sucede con las estrellas aisladas la evoluci�n de un sistema m�ltiple tambi�n depende de la masa.

El primer astr�nomo en estudiar este fen�meno fue Edouard Roche. En su an�lisis descubre que dos estrellas cercanas en un sistema binario se encuentran en �rbitas circulares una alrededor de la otra y mantienen una rotaci�n sincr�nica (como el sistema tierra luna), estas condiciones se producen por la interacci�n entre sus fuerzas gravitacionales. Describi� las curvas llamadas Superficies equipotenciales que describen la forma de las estrellas en un sistema binario. Cuando las estrellas est�n muy cercanas las superficies equipotenciales interact�an formando una figura de 8 la cual es llamada la superficie cr�tica. Cada mitad de la figura se denomina L�bulo de Roche.

El punto donde los dos l�bulos se tocan se denomina Punto Lagrangiano y es en donde las fuerzas de gravedad se cancelan. Cuando ocurre transferencia de masa, los gases fluyen a trav�s del punto lagrangiano de una estrella a otra. La relaci�n de cada estrella con su l�bulo de Roche determina el tipo de sistema:

Binarias desconectadas. Cuando cada estrella se encuentra dentro de su l�bulo de Roche y no ocurre transferencia de masa o esta es m�nima.
Binaria semi desconectada. Cuando uno de los componentes se dilata copando su l�bulo.
Binarias en contacto. Cuando las dos estrellas llenan sus l�bulos.
Binarias en sobre contacto. Es la situaci�n m�s com�n, ambas estrellas sobrepasan sus respectivos l�bulos de Roche.

Sistemas de gran masa.

En principio la estrella con mayor masa llamada primaria se desarrolla como una estrella aislada y despu�s de pasar por su fase estable en la secuencia principal se expande llenando su l�bulo de Roche, en este punto comienza la transferencia de masa hacia la estrella secundaria. Si la estrella primaria es muy masiva la gran cantidad de material transferido a la estrella peque�a copa r�pidamente su capacidad, llen�ndose a su vez el l�bulo de Roche correspondiente quedando con una envoltura �nica. este tipo de estrellas resultan en que cada una eyecta su material. (eta carinae)

Despu�s de que la envoltura se dispersa el resultado es un sistema constituido por una estrella compacta de helio y otra que se encuentra en la secuencia principal. Si la masa de la primera es mayor a 30 solares se convertir� en una estrella Wolf-Rayet cuya evoluci�n puede resultar en una Supernova (IIb) produciendo una estrella de neutrones o un agujero negro. Si la p�rdida durante la explosi�n de la supernova es suficiente, el sistema puede separarse quedando cada uno de los componentes aislados.

Si el sistema sobrevive, es porque en general, tiene mas de 11 masas solares, la estrella en la secuencia principal sigue formando su propio n�cleo de helio hasta que eventualmente se dilata llenado su l�bulo de Roche expeliendo gran cantidad de material que quedara como un disco de acrecion rodeando el objeto masivo creado en la primera supernova, este material extremadamente caliente cae al objeto liberando Rayos X (Cignus X-1), cuando la transferencia de masa es mayor de la que el objeto masivo (estrella de neutrones ya que no es claro que sucede cuando el objeto es un agujero negro) puede tolerar, se forma nuevamente una envoltura com�n que acaba con la la emisi�n de Rayos X y crea una nueva supernova (Ib). Usualmente esta segunda explosi�n libera mucha masa del sistema separ�ndolo pero raramente quedan orbitando el uno en el otro. De lo contrario puede encontrarse un sistema binario de pulsares y eventualmente al fusionarse un agujero negro.

Sistemas de baja masa

En este caso ninguna de las estrella se convertir� en un objeto masivo y su destino ser� convertirse en enanas blancas. Si la masa inicial de los componentes difiere por un factor mayor a dos y si el componente primario llena su l�bulo de Roche despu�s de que ha desarrollado un n�cleo de helio pero antes de que el n�cleo se degenere, se forma una envoltura com�n y una estrella simple, estrella enana blanca de carbono - oxigeno o carbono - neon.

Otro escenario es si las masas de los componente son comparables y si la primaria llena el l�bulo de Roche mientras tiene un n�cleo de helio. La primaria transfiere materia a la secundaria hasta perder su envoltura de hidrogeno.

La evoluci�n de una estrella binaria que contenga una enana blanca y un estrella de menor masa que el sol y que el sistema tenga una separaci�n menor a 10 radios solares es muy interesante. La binaria puede convertirse en semi desconectada, esto habilita a la estrella a transferir materia a la estrella enana mas masiva. Estas binarias se conocen como variables cataclismicas, en ellas la envoltura que rodea la enana blanca aumenta la presi�n y temperatura. En el momento en que el hidrogeno se comienza a fusionar la energ�a nuclear es liberada y la envoltura es liberada al espacio formando una Nova. En este punto el ciclo comienza de nuevo.

Cuando el fen�meno anterior sucede no en presencia de una enana blanca sino de una estrella de neutrones el sistema se convierte en una binaria de rayos X de baja masa. La estrella de neutrones acumula mucha materia y momento angular que lo lleva a girar hasta miles de veces por segundo convirti�ndose en un pulsar. El fuente viento estelar del pulsar puede evaporar por completo la estrella acompa�ante, pero si el n�cleo de esta es compacto el sistema puede quedar formado por un pulsar orbitado por una enana blanca.

Por ultimo en un sistema binario en el cual la estrella primaria se convierte en en una enana blanca de carb�n oxigeno y si su masa inicial es mayor a la del sol, la estrella secundaria se expandir� despu�s de formar su n�cleo de helio llenando el l�bulo de Roche. se produce una envoltura conjunta que es expulsada quedando dos enanas blancas en el sistema. Si el sistema esta separado por una distancia de mas de 3 radios solares no ocurre nada en especial, pero si est�n mas cerca de eso los componentes se funden . Lo que pasa posteriormente depende de la composici�n qu�mica y de sus masas. Si la enana de helio es menor que la mitad del sol resulta una sola enana blanca de helio. Si una de las estrellas esta hecha de carbono y oxigeno y la otra tiene helio el resultado es una s�per gigante con una envoltura de helio, estas estrellas se han observado siendo su prototipo R Coronae Borealis.

Si la combinaci�n sobrepasa el limite de Chandrasekar el carb�n y el oxigeno se convierten en hierro una explosi�n termonuclear denominada Supernova Ia que es la mayor fuente de hierro en el universo.