Estrellas Dobles. Clasificación, evolución. Catálogos y enlaces

1. Imagen de Albireo obtenida con Stellarium
Antonio González. Octubre 2014

2. Un poco de historia
1650. Riccioli. Con un rudimentario telescopio, observó que la estrella
Mizar estaba deformada, lo que le hizo pensar que realmente se
trataban de dos estrellas muy juntas.
1783. John Goodricke. Especuló la existencia de sistemas dobles.
Afirmó que la variación del brillo de la estrella Algol, podía deberse a
la existencia de otra compañera que pasaba entre Algol y la Tierra y
oscurecía periódicamente su brillo. Sólo tenía 18 años cuando
propuso esta hipótesis. Hasta 1890 no pudo ser probado que era
cierto lo que decía.
1802. William Herschel. Define estrella doble como la unión de
dos estrellas que son formadas juntas en un sistema gracias a
las leyes de atracción.
Midió la separación angular de más de 700 pares y encontró
que alrededor de 50 de ellas cambiaron de orientación al cabo
de dos décadas

3. Antonio González. Octubre 2014
En astronomía se denomina estrella doble a dos estrellas que
parecen muy próximas vistas desde la Tierra.
Existen dos tipos de estrellas dobles:
Estrellas binarias, cuando las dos estrellas se encuentran próximas en el
espacio y se encuentran gravitacionalmente unidas.
Estrellas dobles ópticas, cuando realmente las estrellas no están próximas
en el espacio y no existe un vínculo gravitatorio entre ellas.
Alfa Vul. Doble visual. La distancia
entre ambas es de 190 a-l.Gamma Delfin. Binaria. Orbitan entre
si a una distancia entre 40 y 600 UA.
Período orbital 3249 años.

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CLASIFICACIÓN SEGÚN SU FORMA DE DETECCIÓN
1.- ESTRELLAS DOBLES VISUALES: cuando las componentes se resuelven a
través de instrumentos ópticos. Pueden ser reales ( gravitacionalmente unidas ) o
aparentes ( ópticas ).
Mizar y Alcor, en la Osa Mayor, son un ejemplo de doble aparente.
Albireo, en el Cisne, es un ejemplo de doble real.

5. Antonio González. Octubre 2014
2.- ESTRELLAS DOBLES ESPECTROSCÓPICAS: se trata de un sistema en los
que las componentes están muy próximas entre sí y no se pueden separar visualmente
desde la Tierra.
Se puede conocer su naturaleza de sistema doble analizando el espectro.
Si observamos desde la Tierra,
cuando la estrella azul ( A ) se
acerca, la roja ( B ) se aleja.
Entonces, debido al efecto Doppler
las líneas de A se desplazan al azul
y las B al rojo. Y viceversa.

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Líneas espectrales en un sistema binario.

7. Antonio González. Octubre 2014
Ejemplo de binaria espectroscópica.
Subra ( 14 Leonis ) es un sistema de este tipo, formado por dos
astros distantes 0,17 UA y que cada 14 días completan una
revolución.
La componente principal,
Subra A, es una estrella
gigante o subgigante
amarilla, de tipo espectral F6
a F9. Su masa es poco más
del doble de la masa solar,
tiene un radio 5,5 veces más
grande que el radio solar
Subra B es una estrella
blanca de la secuencia
principal 15,5 veces más
luminosa que el Sol con una
temperatura superficial de
7.600

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3.- ESTRELLAS BINARIAS ECLIPSANTES. Son sistemas binarios
espectroscópicos con la particularidad de que el plano de su órbita coincide con nuestra
visual de observación. Esta situación provoca eclipses periódicos de manera que el
brillo del sistema disminuye cuando una de las componentes pasa por delante de la
otra. .
Algol, Beta de Lyra ó W Uma son famosas binarias eclipsantes.
NOTA: A las binarias eclipsantes también se las puede considerar estrellas variables.
Algol. Beta de Perseo.
La magnitud de Algol oscila
regularmente entre 2.3 y 3.5 con un
periodo de 2 días, 20 h y 49 min.
Para ser más precisos, sin embargo,
Algol es un sistema estelar triple: la
pareja binaria eclipsante está
separada por solo 0,062 UA,
mientras que la tercera estrella
(Algol C) se encuentra a una
distancia media de 2,69 UA del par
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9. Antonio González. Octubre 2014
Estudio de la curva de luz en binarias eclipsantes.

10. Sistemas binarios eclipsantes: clasificación
Clasificación: según la forma de las curvas de luz
(GCVS):
a) Tipo Algol
b) Tipo β Lyrae
c) Tipo W UMa
Curvas de luz: EA, EB, EW
Tipo Algol:
a) eclipses claramente definidos
b) comienzo y final de cada eclipse bien definido
c) fuera de eclipse: curva plana
Tipo β Lyrae:
a) eclipses claramente definidos
b) considerable variación de luminosidad fuera de
eclipse (forma no esférica de las componentes)
Tipo W UMa:
a) eclipses primario y secundario muy parecidos
(componentes similares)
b) variación contínua de brillo: no distinción entre
fases de eclipse y fuera de eclipse → compo-
nentes muy cercanas y muy distorsionadas

11. Antonio González. Octubre 2014
4.- ESTRELLAS BINARIAS ASTROMÉTRICAS. Se trata de sistemas en los que
la presencia de una estrella invisible, compañera de la primaria ( visible ), se deduce de
perturbaciones observadas en el movimiento de la estrella.
Ejemplo Sirio. Antes de que se pudiera detectar la presencia de Sirio B, su existencia ya
era conocida por las perturbaciones en el movimiento de Sirio A.
Sirio B es 10.000 veces más débil que la estrella principal, lo que explica la dificultad de su observación,
pues además la distancia media entre ambas es la misma que la que existe entre el Sol y Urano. De no
ser por la cercanía de la cegadora Sirio A, Sirio B habría sido perfectamente visible al telescopio, dada
su magnitud visual de +8.44. La órbita entre ambas estrellas es sin embargo bastante excéntrica, y la
separación real entre las dos oscila entre 8.1 UA y 31.5 UA, tardando 50.09 años en dar una órbita
completa.

12. Antonio González. Octubre 2014
¿ Por qué es importante en astrofísica el estudio
de las estrellas dobles ?
Estudiando las órbitas de las estrellas dobles visuales se pueden deducir
las masas de sus componentes. Por otros métodos se estima la
luminosidad de esas mismas estrellas y eso permite a los astrofísicos
establecer una relación empírica entre la masa de las estrellas y su
luminosidad conocida como relación Masa – Luminosidad.
La relación M – L es muy importante, ya que nos permite estimar la masa
de estrellas aisladas tras haber detectado su luminosidad por otros
métodos.
M1 + M2 = R3
/ P2
Aplicando al sistema la 3ª Ley de Kepler se puede
calcular la masa del conjunto.

13. Antonio González. Octubre 2014
Clasificación de los sistemas binarios según la separación de
sus componentes.
El lóbulo de Roche es la región del espacio alrededor de una estrella en un sistema binario en
la que el material orbitante está ligado gravitacionalmente a dicha estrella. Si la estrella se expande
más allá de su lóbulo de Roche entonces el material exterior al lóbulo es atraído por la otra estrella
donde puede caer formando un disco de acrecimiento.

14. Antonio González. Octubre 2014
Conforme la más masiva evoluciona y abandona la
secuencia principal, se expande y llena su lóbulo de Roche
transfiriendo rápidamente masa a su compañera.
Evolución de un sistema binario
Salvo que sea un sistema binario separado, en cuyo caso cada una evolucionará conforme a
las estrellas individuales en función de su masa, en un sistema semiseparado o en contacto se
da la siguiente situación.
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15. Antonio González. Octubre 2014
Problema de los dos cuerpos
El problema de los dos cuerpos consiste en determinar el movimiento de
dos partículas puntuales que sólo interactúan entre sí. Los ejemplos comunes
incluyen la Luna orbitando la Tierra y en ausencia del Sol, es decir aislados, un
planeta orbitando una estrella, dos estrellas que giran en torno al centro de
masas (estrella binaria), y un electrón orbitando en torno a un núcleo atómico.
Dos cuerpos orbitando alrededor de su
centro de masas en órbitas elípticas.
Dos cuerpos con una
pequeña diferencia de masa
orbitando alrededor de su
centro de masa.
Dos cuerpos con una
gran diferencia de masa
orbitando alrededor de su
centro de masa.

16. Antonio González. Octubre 2014
Planetas circumbinarios
Un planeta circumbinario es un planeta que orbita alrededor de dos
estrellas en lugar de una sola. Debido a la proximidad y la órbita de
algunas estrellas binarias, la única manera de que se formen planetas es
que lo hagan por fuera de la órbita de las dos estrellas.
En la actualidad, sólo hay 16 sistemas confirmados de planetas
circumbinarios
El sistema de estrellas binarias HD 98800 B
está rodeado por un disco que puede
encontrarse en el proceso de formación de
planetas. HD 98800 B es, en sí mismo,
miembro de un sistema estelar cuádruple.
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17. Antonio González. Octubre 2014
Sistemas Múltiples
Un sistema estelar con tres o más estrellas se denomina estrella múltiple. Sistemas con
tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser
la expulsión de una o más estrellas del sistema.
Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante
un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos
miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se
comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es
estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose
estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra
binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis

18. Antonio González. Octubre 2014
Enlaces.
. Listado de estrellas dobles observables con prismáticos
. Catálogo de estrellas dobles de la Asociación Hubble.
. Catálogo de estrellas dobles de José Luis Comellas.
Alfa Gem 07 34.6 +31 53 1.9-8.8 73“ 164 (1955)
Name Cons R.A. Dec Mag Sep PA
CONFERENCIA DE JOSÉ LUIS COMELLAS
SOBRE ESTRELLAS DOBLES
. Listado de estrellas dobles observables con prismáticos
. Catálogo de estrellas dobles de la Asociación Hubble.
. Catálogo de estrellas dobles de José Luis Comellas.
PRESENTACION DEL NUEVO CATÁLOGO DE
COMELLAS
XXI CEA. GRANADA. MAYO 2014