Las estrellas dobles

Es común encontrar a las estrellas en pares o grupos algo mas grandes. Las dobles son los únicos objetos que permiten si se conoce sus orbitas, las masas de las estrellas.

A veces los pares son por coincidencia. Parecen cercanos en el cielo por que casualmente están alineados, pero una estrella esta mucho mas lejos que la otra. Se las denomina dobles ópticas.

Sin embargo, hay muchas estrellas que están físicamente relacionadas, unidas por la gravedad. Si tienen un periodo orbital que se puede medir (como Sirio, que tiene un periodo de 50 años) se la denomina doble orbital. Si todavía no ha podido medirse su periodo, pero se mueven juntas en el cielo, haciendo pensar que si están relacionadas, se las denomina dobles físicas.

Las estrella dobles estas listadas en muchos catálogos, como el “ADS” o el catalogo Struve. Existen varios centenares de catálogos diferentes.

Modelo de estrella doble.

En una binaria, dos estrellas que aparecen muy juntas están en orbita una alrededor de la otra.  Alfa Centauri, la estrella mas próxima al Sol, se compone de dos estrellas orbitando una alrededor de la otra, mas una tercera estrella (Proxima Centauri) orbitando el par.

Algunas estrellas binarias son tan cercanas entre ellas que ni el mas grande telescopio puede separarlas. Pero si examinas su espectro, puedes ver que son dos estrellas, fundamentalmente porque las dos se mueven a diferentes velocidades, que puede detectarse por el efecto Doppler.Adicionalmente si las estrellas son de tipo espectral diferente pero las dos bastante brillantes, se ven dos espectros superpuestos. En algunos casos, una estrella binaria puede observarse durante bastante tiempo y medirse su orbita, usando o un telescopio y un equipo de medida especializado. Una estrella que puede medirse de esta manera es una binaria astrométrica.

   La calidad de los datos orbitales varia de una estrella a otra, y depende de cuanto tiempo se la haya estado observando. Algunas estrellas tardan milenios en orbitar una sobre otra, por lo que nuestro conocimiento de como será su orbita se basa en observar una pequeña parte, en cierto modo como estimar la forma de una autopista basándose en un pequeño segmento de carretera. Otras, tardan solo unos pocos años en orbitar una sobre otra, y tenemos bastante idea de como son sus orbitas.

Foto directa de Alfa Cen, a traves de un telescopio de 25 cm.

A partir de esas mediciones, se estableció la relación entre la luminosidad y la Masa de las estrellas. Dice que aproximadamente cuanto mas luminosa es la estrella, es mas masiva (al menos de la Secuencia Principal).

Las estrellas dobles orbitales, si se sabe su paralaje (pi), y su semieje mayor de la orbita en segundos de arco (a”), se puede calcular el semieje real (a) con:                                                      

a = a” /  pi (el resultado es en Unidades Astronómicas).

Por la tercera Ley de Kepler,

(m1+m2) = a3/p2 . El resultado es en unidades de Masas Solares.

a.= 22,8 UA y m1+m2= 1,56 Masas solares.

Para poder desglosar ambos datos, es necesario conocer los movimientos relativos de cada estrella respecto de la otra. (si tienen la misma masa, se mueven igual, si una es mas mas masiva, se moverá menos.

La relación para esta estrella es m2/(m1+m2)= 0,42.

Esto significa que m1= 0,90 masas solares y m2= 0,66 masas solares.

Si la binaria es eclipsante, también permite calcular los diámetros de cada una de estrellas de una manera directa.

Las estrellas caen mayoritariamente entre las 0,3 y 3 masas solares, pero existen monstruosas estrellas como HD 93250, de 120 masas solares, y teóricamente por abajo, las menos masivas son de 0,07 masas solares. Por debajo de este valor, las estrellas no llegan a calentar su núcleo por encima de los 10 millones de grados, y no se encienden como estrellas. Se denominan Enanas Marrones. Son menores que las estrellas mas pequeñas y mas grandes que los planetas mas masivos.

El limite superior de la masa de las estrellas es un poco mas difícil de entender, y es debido a que cuando las estrellas son tan grandes, su temperatura aumenta con rapidez, y su energía superficial depende de la cuarta potencia de la temperatura. Cuando sube lo suficiente, el viento solar es tan energético que despedaza la estrella. HD 93250 esta en el limite, por eso es variable y con grandes perdidas de masa.