(Resumen)
- La evolución estelar en
las binarias. - El diagrama
H.R. - Modelos de
evolución. - Dinastías
estelares - Binarias
visuales. - Las masas
- Binarias
espectroscópicas. - La curva de velocidad
radial. - Sistemas
evolucionados. - Binarias
fotométricas. - Binarias de
ocultación. - Binarias
interactivas.
LA EVOLUCIÓN ESTELAR EN LAS
BINARIAS.
La evolución Estelar es una pieza fundamental
en la astronomía moderna que ha permitido
profundizar en el
conocimiento de cómo funcionan la estrellas:
cómo emiten su luz; cómo
se construyen desde sus primeras etapas, como evolucionan en su
interior y exterior, y como terminan su existencia como
tales.
En 1913 Hertzprung y Russell investigaron cercas de 700
estrellas cuya distancia era conocida directamente por su
paralaje trigonométrico y compararon en un diagrama la
magnitud absoluta de cada una de ellas con su tipo espectral, por
su reconocido trabajo, a este esquema se le llama diagrama H.R.
En sus etapas iniciales la materia de la
cual se forman las estrella se encuentran en la forma de una nube
de gas compuesta
principalmente, de H hidrógeno y Helio. La luminosidad
disminuye mientras que la temperatura se
mantiene muy baja; las estrellas se estabilizan, manteniendo una
temperatura y
una luminosidad que no variarán durante varios miles de
millones de años.
Las enanas blancas son estrellas poco luminosas, condensadas
de 10 mil a 100mil veces la densidad de sol,
los hoyos negros son estrellas hipotéticas, producto del
colapso de estrellas aún más masivas y que tienen
una fuerza
gravitacional tan grande, que ni siquiera la propia luz alcanza a
escapar de su superficie.
La transferencia de materia se
produce cuando en el núcleo estelar de las estrellas
donadora se está transformado hidrogeno en
helio.
La transferencia de materia se produce cuando ya no se
está transformando hidrogeno en
helio en el núcleo estelar de la estrella donadora, sino
en un cascaron que lo rodea. La transferencia de materia se
produce cuando en el núcleo estelar de la estrella
donadora se esta transformando helio en carbono.
La palabra paralaje viene del griego que significa cambio o
diferencia y se usa en la astronomía para denotar los cambios
aparentes en la posición de una estrella, la medición del diámetro de la tierra, la
distancia al sol o a la luna, el diámetro de la
órbita de la tierra,
así como la distancia a otras estrellas están
basadas en esta visión estereoscópica. El método de
paralaje trigonométrico se puede usar solamente para
estrella cercanas cuyo paralaje se pueda observar con
precisión.
BINARIAS NO INTERACTIVAS.
Membresía y clasificación en las
binarias.
Las estrellas que vemos en el cielo, a simple vista,
parecen agruparse de manera caprichosa en diversas figuras
creadas por la imaginación.
Las estrellas más débil que se ha incluido
es, en realidad un pequeño cúmulo de estrellas
jóvenes que se conocen como Trapecio de Orión, por
su forma geométrica.
La membresía en los sistemas
binarios
Existen otras maneras mas precisas de detectar la
binariedad, como se encuentra un cierto movimiento
relativo entre las dos componentes, un sistema
binario (no estelar) lo forman la tierra y la
luna, que giran alrededor de un centro de masa común, la
interacción gravitacional puede llegar a ser tan fuerte en
algunas binarias, en las cuales sus componentes estén tan
cercas una de la otra. La clasificación de estrellas
dobles pueden basarse en otro criterios, que unifiquen a cierto
tipo de binarias: de acuerdo al color de sus
componentes, de acuerdo a su temperatura, o a su masa, la
clasificación de binarias en visuales,
espectroscópicas de ocultación y fotométrica
es una clasificación totalmente observación al , la clasificación
por color, nos puede
dar más información en cuanto a la temperatura de
sus componentes, pero no nos da la información en cuanto a su
separación ni a su tamaño.
Las dobles visuales forman forman un grupo
heterogéneo de objetos cuya membresía depende
únicamente de que sus componentes se vean muy cercas una
de la otra y no de que formen un verdadero sistema
doble.
Las estrellas y otros cuerpos celestes se mueve, de manera
diversa, en el firmamento este movimiento
general se debe, a la rotación de la tierra y no
precisamente al movimiento de los astros. Los planetas se
mueven lentamente entre las estrellas, y aun las mismas estrellas
se mueven unas con respecto a otra pero tan lentamente que sus
desplazamientos no se pueden detectar a simple vista.
Las estrellas dobles son de gran importancia en la
astronomía pues son los únicos objetos celestes,
fuera del sistema solar. La
masa junto con el radio y la
luminosidad de las estrellas es uno de los parámetros
físicos mas importantes para entender el funcionamiento y
la evolución de las estrellas en general. La masa de una
estrella solo se puede obtener directamente a través de su
interacción gravitacional con otra masa. La masa total de
la binaria se obtiene de una de las leyes de kepler,
la tercera, que establece: la distancia al cubo entre dos cuerpos
es proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos.
A las estrellas más brillantes se les conoce como
estrellas primarias, mientras que alas menos iluminosas se les
denomina estrellas secundarias.
Estas binarias espectrospicas muestran la
superposición de dos espectros que se mueven
periódicamente hacia el rojo y hacia el azul de manera en
que, mientras uno de ellos se mueve hacia el rojo, el otro se
mueve hacia el azul o viceversa. Estos movimientos o corrimientos
en longitud de ondas se debe al
efecto doppler de la luz. No en todas las binarias
espectroscópicas se ven los dos espectros superpuestos,
cuando la estrella es binaria espectroscópicas sencilla y
cuando se ven los dos componentes se dice que es binaria
espectroscópicas doble.
LA CURVA DE VELOCIDAD
RADIAL.
Las dos estrellas giran alrededor como si fueran dos cuerpos
unidos por una barra invisible, sustentando en este punto o
centro de masa, debido al efecto Doppler de la luz, el espectro
de la primaria está corriendo hacia el azul, mientras que
el de la segunda esta corriendo hacia el rojo. Estos corrimientos
se relacionan directamente con la velocidad
radial de la estrella de acuerdo a la ecuación.
Las estrellas más evolucionadas deberán tener
mayor masa que la de secundaria principal, a menos que en el,
pasado haya habido una época de transferencias de materia,
otros dos tipos de binarios en semicontacto que también
son a la vez espectroscópicos y eclipsantes.
A este tipo de estrellas se le conoce como variables
eclipsante o en general binarias fotométricas, esto
último debido a que el estudio de las variaciones de la
luz se realiza, hoy en dia, con aparatos
fotométricos.
Ya que en general las binarias fotométricas no so
binarias visuales la luz que vemos o medimos con aparatos
fotométricos, es la suma de las magnitudes individuales. A
esta suma le llamaremos luz integrada y a la observación de esta, a lo largo destiempo,
le llamaremos curva de luz. La diferencia en temperaturas implica
una diferencia en color; cuando los componentes de una binaria se
encuentran suficientemente separadas, la fricción de marea
entre ellas es muy pequeñas, por lo que su superficie no
sufren deformaciones apreciables y pueden considerarse
completamente esféricas, las eclipses pueden ser totales o
parciales; entre eclipse primaria y secundaria depende de la
luminosidad relativa entre las dos estrellas.
Otro tipo de binarias detectadas por medio
fotométricos son aquellos observados durante ocultaciones
de estrellas por la luna. Cuando nuestro satélite pasa
frente a un cuerpo brillante, se observa en ocasiones una
disminución de luz en dos etapas.
Lóbulos de roche y
disco de acreción.
Todo sistema estelar
de dos cuerpos interactúan entre sí de acuerdo a
las leyes de
Newton en particular a la ley gravitacional
universal que dice: la fuerza que
ejerce un cuerpo sobre otro cuerpo es directamente proporcional a
sus masas indirectamente proporcional al cuadrado de su
distancia.
Disco de acreción: una consecuencia de la transferencia
de masa a través del punto interior de Lagrange, en
algunos sistemas binarios
de corto periodo orbital, es la formación de un disco de
materia alrededor de las estrellas ganadora este disco se forma
por que la materia que se transfiere experimenta una fuerza
centrifuga comparable a las fuerzas gravitacionales que
actúan sobre ellas y por tanto giran alrededor de la
estrella central en orbitas Kepleriana. Las variables
cataclistas se clasifican usualmente en cuatro grupos; las novas
clásicas, las novas recurrentes las novas enanas, y los
objetos tipo novas, las primeras son llamadas así porque
son objetos a los que se les ha visto una sola erupción a
diferencia del segundo grupo que
tiene características muy parecidas a las novas
clásicas, pero que ha presentado varias erupciones. Diez
novas clásicas han alcanzado magnitud visibles 3 o mas
brillantes. Novas recurrentes tienen características precisa a las nova
clásica tanto en el aspecto fotométrico como en el
espectroscópico.
El modelo
clásico, las variables cataclismos consisten en un
sistema
binario formado por una enana blanca y por una estrella de
tipo espectral tardío K o M.
Aunque las curvas de la luz erupcionen de las novas y novas
enanas es similar, se cree que el mecanismo que las produce es
distinto. En las novas, el material acretado se deposita sobre la
superficie de la enana blanca sin poder
mezclarse, y formar por ende una capa o cascaron similar al que
produce alrededor de un núcleo en los interiores
estelares.
Este grupo de las W Ser esta formado por binarias
semiseparables que esta en una etapa muy rígida de
transferencia de materia. La características principal es
la preferencia de una nube de materia alrededor de una estrella
ganadora; misma nube que opaca sustancialmente la luz que emite
una estrella.
Las binarias de rayos X forman
por sí solas un extenso e interesante grupo de
objetos.
HECTOR URIEL VAZQUEZ MARTINEZ
TEC, EN TELECOM