Estrella doble

Una estrella binaria , o un sistema binario , es un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalmente que circulan en órbitas cerradas alrededor de un centro de masa común . Las estrellas binarias son objetos muy comunes. Aproximadamente la mitad de todas las estrellas de nuestra Galaxia pertenecen a sistemas binarios [1] . Las estrellas que se encuentran a una pequeña distancia angular entre sí en la esfera celeste , pero que no están unidas gravitacionalmente, no pertenecen al sistema binario; se llaman dobles ópticos .

Midiendo el período de revolución y la distancia entre las estrellas , a veces es posible determinar las masas de los componentes del sistema. Este método prácticamente no requiere suposiciones adicionales del modelo y, por lo tanto, es uno de los principales métodos para determinar masas en astrofísica. Por ello, los sistemas binarios cuyos componentes son agujeros negros o estrellas de neutrones son de gran interés para la astrofísica .

Clasificación

Físicamente, las estrellas binarias se pueden dividir en dos clases [2] :

Los sistemas binarios también se clasifican según el método de observación; se pueden distinguir binarias visuales , espectrales , eclipsantes y astrométricas .

Estrellas binarias visuales

Las estrellas dobles que se pueden ver por separado (o, como se suele decir, que se pueden resolver ) se denominan binarias visibles o binarias visuales .

La capacidad de observar una estrella como binaria visual está determinada por la resolución del telescopio, la distancia a las estrellas y la distancia entre ellas. Así, las estrellas binarias visuales son principalmente estrellas en la vecindad del Sol con un período de revolución muy largo (consecuencia de la gran distancia entre los componentes). Debido al largo período, la órbita de un binario solo se puede rastrear a partir de numerosas observaciones durante décadas. Hasta la fecha, hay más de 78 000 y 110 000 objetos en los catálogos WDS y CCDM, respectivamente, y solo unos pocos cientos de ellos pueden ponerse en órbita. Para menos de cien objetos, la órbita se conoce con suficiente precisión para dar la masa de los componentes.

Al observar una estrella binaria visual, se mide la distancia entre los componentes y el ángulo de posición de la línea de centros, es decir, el ángulo entre la dirección al polo norte del mundo y la dirección de la línea que conecta la estrella principal. con su satélite.

Binarias interferométricas moteadas

La interferometría moteada, junto con la óptica adaptativa , permite alcanzar el límite de difracción de la resolución estelar, lo que a su vez permite detectar estrellas binarias. Por lo tanto, los binarios interferométricos moteados también son binarios visuales. Pero si en el método doble visual clásico es necesario obtener dos imágenes separadas, entonces en este caso es necesario analizar los interferogramas moteados [1] .

La interferometría moteada es efectiva para binarios con un período de varias decenas de años [3] .

Estrellas binarias astrométricas

En el caso de las estrellas dobles visuales, vemos dos objetos moviéndose por el cielo a la vez. Sin embargo, si imaginamos que uno de los dos componentes no es visible para nosotros por una razón u otra, entonces la dualidad aún puede detectarse por un cambio en la posición del segundo componente en el cielo. En este caso, se habla de estrellas binarias astrométricas.

Si se dispone de observaciones astrométricas de alta precisión, se puede asumir la dualidad fijando la no linealidad del movimiento: la primera derivada del movimiento propio y la segunda[ aclarar ] [4] . Las estrellas binarias astrométricas se utilizan para medir la masa de las enanas marrones de diferentes tipos espectrales [5] .

Estrellas binarias espectrales

Una binaria espectroscópica es una estrella cuya dualidad se detecta mediante observaciones espectrales. Para ello, se la observa durante varias noches. Si resulta que las líneas de su espectro cambian periódicamente con el tiempo, esto significa que la velocidad de la fuente está cambiando. Puede haber muchas razones para esto: la variabilidad de la estrella en sí, la presencia de una densa capa en expansión en ella, formada después de una explosión de supernova , etc.

Si se obtiene el espectro de la segunda componente, que muestra desplazamientos similares, pero en antifase, entonces podemos decir con confianza que tenemos un sistema binario. Si la primera estrella se acerca a nosotros y sus líneas se desplazan hacia el lado violeta del espectro, la segunda se aleja y sus líneas se desplazan hacia el lado rojo, y viceversa.

Pero si la segunda estrella es muy inferior en brillo a la primera, entonces tenemos la posibilidad de no verla, y luego debemos considerar otras opciones posibles. La característica principal de una estrella binaria es la periodicidad de las velocidades radiales y la gran diferencia entre las velocidades máxima y mínima. Pero, en rigor, es posible que se haya descubierto un exoplaneta . Para averiguarlo, debe calcular la función de masa , mediante la cual puede juzgar la masa mínima del segundo componente invisible y, en consecuencia, qué es: un planeta, una estrella o incluso un agujero negro .

Asimismo, a partir de datos espectroscópicos, además de las masas de los componentes, es posible calcular la distancia entre ellos, el periodo de revolución y la excentricidad de la órbita. Es imposible determinar el ángulo de inclinación de la órbita a la línea de visión a partir de estos datos. Por lo tanto, la masa y la distancia entre los componentes solo se pueden considerar calculadas hasta el ángulo de inclinación.

Como ocurre con cualquier tipo de objeto estudiado por los astrónomos, existen catálogos de estrellas dobles espectroscópicas. El más famoso y extenso de ellos es "SB9" (de los binarios espectrales ingleses). A partir de 2013, tiene 2839 objetos.

Binarias eclipsantes

Sucede que el plano orbital está inclinado con respecto a la línea de visión en un ángulo muy pequeño: las órbitas de las estrellas de dicho sistema están ubicadas, por así decirlo, en un borde hacia nosotros. En tal sistema, las estrellas se eclipsarán periódicamente, es decir, el brillo del par cambiará. Las estrellas binarias en las que se observan tales eclipses se denominan binarias eclipsantes o variables eclipsantes. La estrella más famosa y la primera descubierta de este tipo es Algol (Ojo del Diablo) en la constelación de Perseo .

Binarias con microlentes

Si hay un cuerpo con un fuerte campo gravitacional en la línea de visión entre la estrella y el observador, entonces el objeto tendrá lentes . Si el campo fuera fuerte, entonces se observarían varias imágenes de la estrella, pero en el caso de los objetos galácticos, su campo no es tan fuerte como para que el observador pueda distinguir varias imágenes, y en tal caso se habla de microlente . Si el cuerpo grabado es una estrella binaria, la curva de luz que se obtiene al pasarla por la línea de visión difiere mucho del caso de una sola estrella [6] .

La microlente se utiliza para buscar estrellas binarias, donde ambos componentes son enanas marrones de baja masa [7] .

Fenómenos y fenómenos asociados a las estrellas dobles

Paradoja de Algol

Esta paradoja fue formulada a mediados del siglo XX por los astrónomos soviéticos A. G. Masevich y P. P. Parenago , quienes llamaron la atención sobre la discrepancia entre las masas de los componentes de Algol y su etapa evolutiva. Según la teoría de la evolución estelar, la tasa de evolución de una estrella masiva es mucho mayor que la de una estrella con una masa comparable a la del sol, o un poco más. Es obvio que las componentes de la estrella binaria se formaron al mismo tiempo, por lo tanto, la componente masiva debe evolucionar antes que la de baja masa. Sin embargo, en el sistema Algol, el componente más masivo era más joven.

La explicación de esta paradoja está relacionada con el fenómeno del flujo de masa en sistemas binarios cerrados y fue propuesta por primera vez por el astrofísico estadounidense D. Crawford. Si asumimos que en el curso de la evolución uno de los componentes tiene la posibilidad de transferir masa a un vecino, entonces se elimina la paradoja [8] .

Intercambio de masa entre estrellas

Considere la aproximación de un sistema binario cercano (que lleva el nombre de aproximación de Roche ):

  1. Las estrellas se consideran masas puntuales y su propio momento angular puede despreciarse en comparación con el orbital.
  2. Los componentes giran sincrónicamente.
  3. la órbita es circular

Luego, para las componentes M 1 y M 2 con la suma de los semiejes mayores a=a 1 +a 2 introducimos un sistema de coordenadas síncrono con la rotación orbital del sistema binario cercano. El centro de referencia está en el centro de la estrella M 1 , el eje X está dirigido de M 1 a M 2 y el eje Z  está a lo largo del vector de rotación. Luego escribimos el potencial asociado a los campos gravitatorios de los componentes y la fuerza centrífuga [2] :

,

donde r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (xa) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2 ) y ω  es la frecuencia orbital de los componentes . Usando la tercera ley de Kepler , el potencial de Roche se puede reescribir de la siguiente manera:

,

donde está el potencial adimensional:

,

donde q = M 2 /M 1

Las equipotenciales se encuentran a partir de la ecuación Φ(x,y,z)=const . Cerca de los centros de las estrellas, difieren poco de las esféricas, pero a medida que aumenta la distancia, las desviaciones de la simetría esférica se vuelven más fuertes. Como resultado, ambas superficies se encuentran en el punto de Lagrange L 1 . Esto significa que la barrera de potencial en este punto es igual a 0, y las partículas de la superficie de la estrella ubicada cerca de este punto pueden moverse dentro del lóbulo de Roche de la estrella vecina debido al movimiento caótico térmico [2] .

Nuevo

Se llaman nuevas estrellas, por un corto tiempo (semanas, meses) aumentando su luminosidad por miles (hasta cientos de miles) de veces. Según los resultados de la investigación, todas estas estrellas son binarias, uno de los componentes es una enana blanca y el segundo es una estrella de densidad ordinaria, que llena completamente su lóbulo de Roche.

Rayos X dobles

Los pares cercanos se denominan binarios de rayos X, donde una de las estrellas es un objeto compacto, una estrella de neutrones o un agujero negro, y la radiación fuerte surge como resultado de la caída de la materia de una estrella ordinaria (que ha alcanzado los límites). del lóbulo de Roche) sobre un disco de acreción formado alrededor del componente compacto del par.

Estrellas simbióticas

Sistemas binarios interactivos formados por una gigante roja y una enana blanca rodeadas por una nebulosa común. Se caracterizan por espectros complejos , donde, junto a las bandas de absorción (por ejemplo, TiO ), existen líneas de emisión características de las nebulosas (OIII, NeIII, etc.). Las estrellas simbióticas son variables con períodos de varios cientos de días, se caracterizan por estallidos similares a novas , durante los cuales su brillo aumenta de dos a tres magnitudes.

Las estrellas simbióticas son una etapa relativamente a corto plazo, pero extremadamente importante y rica en sus manifestaciones astrofísicas en la evolución de sistemas estelares binarios de masa moderada con períodos orbitales iniciales de 1 a 100 años.

Estallidos

Una variedad de binarios de rayos X que emiten radiación en ráfagas cortas (segundos) con intervalos de decenas de segundos.

Supernovas de tipo Ia

Estas supernovas se forman en un sistema binario cuando, durante la acreción, la masa de un componente compacto (enana blanca) alcanza el límite de Chandrasekhar o se produce una explosión de carbono.

Origen y evolución

El mecanismo de formación de una sola estrella se ha estudiado bastante bien: se trata de la compresión de una nube molecular debido a la inestabilidad gravitacional . También fue posible establecer la función de distribución de masa inicial . Obviamente, el escenario de formación de estrellas binarias debería ser el mismo, pero con modificaciones adicionales. También debe explicar los siguientes hechos conocidos [9] :

  1. Doble frecuencia. En promedio, es del 50%, pero es diferente para estrellas de diferentes clases espectrales. Para las estrellas O, esto es alrededor del 70 %, para estrellas como el Sol (tipo espectral G) está cerca del 50 %, y para el tipo espectral M, alrededor del 30 %.
  2. Distribución del período.
  3. La excentricidad de las estrellas binarias puede tomar cualquier valor 0<e<1 , con un valor medio de e=0,55 . Se puede argumentar que no hay un valor preferido y que las órbitas de alta excentricidad son comunes.
  4. relación de masa. La distribución de la relación de masas q= M 1 / M 2 es la más difícil de medir, ya que la influencia de los efectos de selección es grande, pero por el momento se cree que la distribución es homogénea y se encuentra dentro de 0.2<q<1 . Por lo tanto, las estrellas binarias tienden a tener componentes de la misma masa mucho más fuertes de lo que predice la función de masa inicial.

Por el momento, no hay una comprensión final de qué tipo de modificaciones se deben hacer y qué factores y mecanismos juegan un papel decisivo aquí. Todas las teorías propuestas hasta ahora se pueden dividir según el mecanismo de formación que utilizan [10] :

  1. Teorías con un núcleo intermedio
  2. Teorías de discos intermedios
  3. teorías dinámicas

Teorías con un núcleo intermedio

La clase más numerosa de teorías. En ellos, la formación se produce por la rápida o temprana separación de la protonube.

El primero de ellos cree que durante el colapso, debido a varios tipos de inestabilidades, la nube se rompe en masas locales de Jeans, que crecen hasta que la más pequeña de ellas deja de ser ópticamente transparente y ya no se puede enfriar de manera efectiva. Sin embargo, la función de masa estelar calculada no coincide con la observada.

Otra de las primeras teorías asumía la multiplicación de núcleos colapsados, debido a la deformación en varias formas elípticas.

Las teorías modernas del tipo que se está considerando, sin embargo, creen que la razón principal de la fragmentación es el crecimiento de la energía interna y la energía de rotación a medida que la nube se contrae [10] .

Teorías del disco intermedio

En las teorías con disco dinámico, la formación se produce durante la fragmentación del disco protoestelar, es decir, mucho más tarde que en las teorías con núcleo intermedio. Esto requiere un disco bastante masivo, susceptible a inestabilidades gravitatorias, y cuyo gas se enfríe efectivamente. Luego pueden aparecer varios compañeros, que se encuentran en el mismo plano, que acumulan gas desde el disco principal.

Recientemente, el número de cálculos informáticos de tales teorías ha aumentado considerablemente. En el marco de este enfoque, se explica bien el origen de los sistemas binarios cerrados, así como de los sistemas jerárquicos de diversa multiplicidad.

Teorías dinámicas

Este último mecanismo sugiere que las estrellas binarias se formaron en el curso de procesos dinámicos provocados por la acumulación competitiva. En este escenario, se supone que la nube molecular forma grupos de aproximadamente una masa de Jeans debido a varios tipos de turbulencias en su interior. Estos racimos, interactuando entre sí, compiten por la sustancia de la nube original. En tales condiciones, tanto el modelo ya mencionado con un disco intermedio como otros mecanismos, que se discutirán a continuación, funcionan bien. Además, la fricción dinámica de las protoestrellas con el gas circundante acerca los componentes.

Como uno de los mecanismos que funcionan en estas condiciones, se propone una combinación de fragmentación con un núcleo intermedio y una hipótesis dinámica. Esto hace posible reproducir la frecuencia de múltiples estrellas en cúmulos estelares. Sin embargo, el mecanismo de fragmentación aún no se ha descrito con precisión.

Otro mecanismo implica un aumento en la sección transversal de la interacción gravitacional cerca del disco hasta que se captura una estrella cercana. Aunque tal mecanismo es bastante adecuado para estrellas masivas, es completamente inadecuado para las de baja masa y es poco probable que sea dominante en la formación de estrellas binarias [10] .

Exoplanetas en sistemas binarios

De los más de 800 exoplanetas actualmente conocidos , la cantidad de estrellas individuales en órbita supera significativamente la cantidad de planetas que se encuentran en sistemas estelares de diferente multiplicidad. Según los últimos datos, hay 64 [11] .

Los exoplanetas en sistemas binarios generalmente se dividen según las configuraciones de sus órbitas [11] :

Si intenta realizar estadísticas, resulta [11] :

  1. Una parte significativa de los planetas vive en sistemas donde los componentes están separados en el rango de 35 a 100 UA. e., concentrándose en torno a un valor de 20 a. mi.
  2. Los planetas en sistemas amplios (> 100 AU) tienen masas entre 0,01 y 10 MJ (casi las mismas que las estrellas individuales), mientras que las masas planetarias para sistemas con separaciones más pequeñas oscilan entre 0,1 y 10 MJ
  3. Los planetas en sistemas amplios son siempre únicos.
  4. La distribución de las excentricidades orbitales difiere de las individuales, alcanzando los valores e = 0,925 ye = 0,935.

Características importantes de los procesos de formación

Circuncisión del disco protoplanetario. Mientras que en las estrellas individuales el disco protoplanetario puede estirarse hasta el cinturón de Kuiper (30-50 AU), en las estrellas binarias su tamaño se reduce por la influencia del segundo componente. Por lo tanto, la longitud del disco protoplanetario es de 2 a 5 veces menor que la distancia entre los componentes.

Curvatura del disco protoplanetario. El disco que queda después del corte continúa siendo influenciado por el segundo componente y comienza a estirarse, deformarse, entrelazarse e incluso romperse. Además, dicho disco comienza a precesar.

Reducir la vida útil del disco protoplanetario. Para los binarios anchos, así como para los simples, la vida útil de un disco protoplanetario es de 1 a 10 millones de años, sin embargo, para sistemas con una separación de <40 UA. e. La vida útil del disco debe estar en el rango de 0,1 a 1 millón de años.

Escenario de formación planetesimal

Escenarios educativos inconsistentes

Hay escenarios en los que la configuración inicial, inmediatamente después de la formación, del sistema planetario difiere de la actual y se logró en el curso de una evolución posterior.

Datos astronómicos y su análisis

Curvas de luz

Ejemplos de curvas de luz para un sistema binario cerrado y separado

En el caso de que la estrella binaria esté eclipsando, es posible trazar la dependencia del brillo integral con el tiempo. La variabilidad del brillo en esta curva dependerá de [12] :

  1. Los propios eclipses
  2. efectos elipsoidales.
  3. Los efectos de reflexión, o más bien el procesamiento de la radiación de una estrella en la atmósfera de otra.

Sin embargo, el análisis de solo los propios eclipses, cuando las componentes son esféricamente simétricas y no hay efectos de reflexión, se reduce a resolver el siguiente sistema de ecuaciones [12] :

donde ξ, ρ  son las distancias polares en el disco de la primera y la segunda estrella, I a  es la función de absorción de la radiación de una estrella por la atmósfera de la otra, I c  es la función de brillo de las áreas dσ para diferentes componentes , Δ  es la región de superposición, r ξc ,r ρc  son los radios totales de la primera y la segunda estrella.

La solución de este sistema sin supuestos a priori es imposible. Exactamente como el análisis de casos más complejos con componentes elipsoidales y efectos de reflexión, que son significativos en varias variantes de sistemas binarios cerrados. Por lo tanto, todos los métodos modernos para analizar las curvas de luz de una forma u otra introducen suposiciones en el modelo, cuyos parámetros se encuentran por medio de otros tipos de observaciones [12] .

Curvas de velocidad radial

Si una estrella binaria se observa espectroscópicamente, es decir, es una estrella binaria espectroscópica, entonces es posible trazar el cambio en las velocidades radiales de los componentes con el tiempo. Si asumimos que la órbita es circular, entonces podemos escribir lo siguiente [2] :

,

donde V s  es la velocidad radial del componente, i  es la inclinación de la órbita con respecto a la línea de visión, P  es el período y a  es el radio de la órbita del componente. Ahora, si sustituimos la tercera ley de Kepler en esta fórmula, tenemos:

,

donde M s  es la masa del componente en estudio, M 2  es la masa del segundo componente. Así, al observar ambas componentes, se puede determinar la proporción de las masas de las estrellas que componen el binario. Si reutilizamos la tercera ley de Kepler, entonces esta última se reduce a lo siguiente:

,

donde G  es la constante gravitacional y f(M 2 )  es la función de masa de la estrella y es por definición igual a:

.

Si la órbita no es circular, pero tiene una excentricidad, entonces se puede demostrar que para la función de masa, el período orbital P debe multiplicarse por el factor .

Si no se observa el segundo componente, entonces la función f(M 2 ) sirve como límite inferior de su masa.

Cabe señalar que al estudiar solo las curvas de velocidad radial es imposible determinar todos los parámetros de un sistema binario, siempre habrá incertidumbre en forma de un ángulo de inclinación orbital desconocido [2] .

Determinación de las masas de los componentes

Casi siempre, la interacción gravitacional entre dos estrellas se describe con suficiente precisión por las leyes de Newton y las leyes de Kepler , que son una consecuencia de las leyes de Newton. Pero para describir púlsares dobles (véase el púlsar de Taylor-Hulse ), hay que recurrir a la relatividad general . Al estudiar las manifestaciones observacionales de los efectos relativistas, se puede verificar una vez más la precisión de la teoría de la relatividad.

La tercera ley de Kepler relaciona el período de revolución con la distancia entre los componentes y la masa del sistema:

,

donde  es el periodo de revolución,  es el semieje mayor del sistema, y  ​​son las masas de los componentes,  es la constante gravitacional . Para un sistema binario visual, es posible determinar las órbitas de ambos componentes, calcular el período y el semieje, así como la relación de masa. Sin embargo, la naturaleza binaria de un sistema a menudo solo puede juzgarse a partir de datos espectrales (datos binarios espectrales). A partir del movimiento de las líneas espectrales, se pueden determinar las velocidades radiales de un componente y, en casos excepcionales, de dos componentes a la vez. Si se conoce la velocidad radial de un solo componente, no se puede obtener información completa sobre las masas, pero es posible construir una función de masa y determinar el límite superior de la masa del segundo componente, lo que significa decir si puede ser un agujero negro o una estrella de neutrones.

Historia del descubrimiento y estudio

El primero en plantear la idea de la existencia de estrellas binarias fue John Michell (Reverendo John Michell). En un discurso ante la Royal Society en 1767, sugirió que muchas estrellas vistas como binarias podrían estar físicamente relacionadas. La evidencia observacional de esta hipótesis fue publicada por Sir William Herschel en 1802 [13] .

Véase también

Notas

  1. ↑ 1 2 AA Kiselev. Estrellas dobles . Astronet (12 de diciembre de 2005). Consultado el 27 de abril de 2013. Archivado desde el original el 5 de abril de 2013.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Astrofísica general . - Fryazino: SIGLO 2, 2006. - S.  208 -223. — 398 pág. - 1500 copias.  — ISBN 5-85099-169-7 .
  3. ↑ Interferometría moteada y órbitas de binarios visuales "rápidos"
  4. ↑ VV Makarov y GH Kaplan. Restricciones estadísticas para binarios astrométricos con movimiento no lineal . - .
  5. ↑ Papa, Benjamín; Martinache, Frantz; Tuthill, Peter. Bailando en la oscuridad: nuevos binarios enanos marrones de la interferometría de fase del núcleo. - 2013. - .
  6. ↑ Microlente gravitacional de estrellas binarias: Síntesis de la curva de luz . - 1997.  (enlace inaccesible)
  7. ↑ Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T, etc. Descubrimiento de microlente de una población de enanas marrones binarias muy compactas y de muy baja masa. - 2013. - .
  8. ↑ V. M. Lipunov. La paradoja de Algol . Consultado el 11 de mayo de 2013. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.
  9. ↑ Richard B. Larson. Implicaciones de las propiedades binarias para las teorías de formación estelar  (inglés) . - 2001. Archivado el 28 de mayo de 2008.
  10. ↑ 1 2 3 Kaitlin M. Kratter. La formación de binarios (inglés) . - 2011. - . -arXiv : 1109.3740 . _  
  11. ↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sol, Yi-Sui. Formando diferentes sistemas planetarios .
  12. ↑ 1 2 3 AV Goncharsky, AM Cherepashchuk, A.G. Yagola. Problemas mal planteados de la astrofísica. - Moscú: Nauka, 1985. - S. 68-101. — 351 pág. - 2500 copias.
  13. ↑ Hans Zinnecker. Estrellas binarias: hitos históricos  (inglés)  : actas de conferencias. - La formación de estrellas binarias Simposio IAU, 2001. - Vol. 200 . Archivado desde el original el 28 de mayo de 2008.

Literatura

Enlaces

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