Estrellas dobles

Una mayoría de las estrellas de nuestra galaxia forman parte de un sistema binario o múltiple  Así, la cuarta parte de las estrellas del cielo son en realidad dos o más estrellas. Solo podemos ver por separado con el telescopio las parejas más cercanas y separadas entre sí, estas son las binarias visuales. Las parejas más lejanas o más unidas entre sí se detectan indirectamente por su espectro (binarias espectroscópicas) o por los cambios cambios de la luz cuando una estrella pasa delante de otra (binarias eclipsantes).
Casi cualquier telescopio permite ver que Alfa Centauri es un par de estrellas amarillas de brillo similar.

Binarias visuales

Las mediciones de la distancia angular y de la dirección de la línea que une estas dos estrellas muestran que la más tenue gira alrededor de la más brillante cada 80 años. Ambas giran alrededor de su centro de masa común.

Al trazar sus órbitas y conocer la distancia que nos separa del sistema, es posible calcular las propiedades de la órbitas ( tamaño,  forma y orientación), además de la masa de cada estrella. En el caso de Alfa Centauri, ambas estrellas son parecidas al Sol. Una con un poco más de masa, más caliente y brillante, y la otra, con menos masa, más tenue y fría.

Binarias espectroscópicas

La mayoría de los sistemas binarios no se detectan con una imagen, sino con un espectrógrafo. Cada estrella del sistema produce su propio espectro. Al rotar las lineas espectrales alteran su frecuencia y su longitud de onda por el efecto Doppler. Cuando una estrella se acerca a nosotros, sus lineas espectrales pasan a frecuencias superiores, hacia el extremo azul del espectro. La otra estrella del sistema se leja de nosotros, por lo que sus lineas espectrales pasa a frecuencias inferiores, hacia el extremo rojo del espectro. Al medir la duración de estas alteraciones, es posible conocer el periodo orbital. El grado de la alteración nos informa de la velocidad orbital y de la masa total de las estrellas.

Binarias eclipsantes

Si la órbita es perpendicular a nuestra posición, cada estrella pasará alternativamente delante de la otra y la luz del sistema se atenuará. Si ambas tienen el mismo brillo, el brillo total se reducirá a la mitad durante cada eclipse. Si una estrella es mucho más tenue y grande que la otra, el efecto puede ser espectacular, con un profundo y largo eclipse primario seguido de uno secundario menos evidente.
La curva de luz proporciona mucha información que, con los espectros obtenidos durante las órbitas, permite medir la masa de ambas estrellas, así como su tamaño absoluto.
Texto extraído  del libro Astronómica.  Spanish edition: h.f. ulmann publishing GmbH.

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