1 Sistemas estelares múltiples

Sistemas estelares múltiples
• Dos o más estrellas ligadas por la gravedad que orbitan
en torno a un centro de masas común.
• Pueden estar tan alejadas que podamos desdoblarlas
desde la Tierra, o tan cerca que lleguen a interaccionar,
evolucionando como un solo objeto.
• Vamos a ver cómo
son según los tipos
de detección
existentes.
• Las binarias visuales son parejas reales (no ópticas) que
separan desde la Tierra con telescopio.
• Suelen estar cerca de la Tierra y tener períodos de cientos
de años, lo que dificulta su diagnóstico.
• Visualmente podemos
determinar la distancia
angular entre las dos
componentes (ρ) y el
ángulo de posición de la
pareja (AP). Estudiando la
evolución del sistema a lo
largo del tiempo podemos
determinar sí forman una
pareja real, y en ese caso
cómo es la órbita.
ρ
Albireo (separación de 34’’)
• Washington Double Star Catalogue
• Estudiando sus parámetros orbitales deducimos la masa
de las componentes.
Mizar y Alcor forman una doble óptica (12’ de separación
angular). No son una pareja real.
• Por otra parte, estimando la distancia a la que están
sabemos la luminosidad de las componentes.
• De este modo, de las
estrellas dobles se
obtuvo la relación M–
L de las estrellas, que
nos permite estimar la
masa de estrellas
aisladas (sabemos L
por las líneas del
espectro).
Mizar está a 60 años luz y
es una binaria visual. Se
trata de dos estrellas
separadas 14’’.
Alcor está a 80 años luz.
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• En las binarias astrométricas una estrella es demasiado
débil para detectarse.
• Al observar el espectro de ciertas estrellas se ven dos
espectros superpuestos. Son binarias espectroscópicas.
• El tirón gravitatorio que ejerce la componente invisible,
provoca oscilaciones en el movimiento propio de la
estrella principal respecto a las estrellas lejanas (fijas).
•
• Un ejemplo
es la estrella
Sirio.
Cuando A se acerca (B se aleja), las líneas de A se desplazan al azul (λ↓) por
efecto Doppler mientras que las de B se desplazan al rojo (λ↑), y viceversa.
•
En estos puntos la componente de
la velocidad en dirección a la Tierra
es máxima, y el desplazamiento de
las líneas máximo.
•
La componente de la velocidad en
dirección a la Tierra es nula, y el
desplazamiento de las líneas es
nulo.
•
El desplazamiento en las líneas de
B es mayor porque se mueve más
rápido que A.
A la Tierra
El caso de la estrella Cástor
La pareja A y B forman una doble
óptica que se separa con pequeños
telescopios. Orbitan cada 445 años
a una distancia media de 104 Uas.
• Eta Cassiopeia (Achird) es una
doble óptica, se separa desde la
Tierra, situada a 19 años luz.
• Eta Cassiopeia A es una binaria espectroscópica.
• Hay sistemas que están tan próximos que cuando una
componente evoluciona, llega a ocupar todo el lóbulo de
Roche, vertiendo materia sobre su compañera. Son los
sistemas semiseparados.
Las dos componentes, A y B, son
binarias espectroscópicas (la A, a
0’12 Uas y T de 9 días. La B a 0’03
Uas y un T de 3 días).
Hay otra componente, la C, situada
a 72” de la pareja AB. Castor C es
otra binaria espectroscópica y
eclipsante, situadas a 0’018 UAs
entre si y con T de 19’5 días.
C
B
A
• Esto cambia la evolución de las estrellas respecto si
estuvieran aisladas. Se forman Novas (enana blanca) y
Sistemas binarios de rayos X (emisión de energía por un
disco de acreción en torno a un púlsar o agujero negro).
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• En otros casos, las dos estrellas llenan su lóbulo de Roche
y están en contacto, deformándose.
• Esto le ocurre a β Lyrae, sistema doble a 860 años luz, con
masa equivalente a 30 soles.
• El plano de su órbita
coincide con nuestra visual
produciéndose eclipses que
provocan disminuciones
periódicas en el brillo del
sistema (estrellas variables
eclipsantes)
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