Pulsares (II)

Clasificación de las estrellas binarias
(Según su modo de detección)
Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercambiar material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias, algunas de las cuales pueden pertenecer a dos o más de esas clases.

Albireo, considerada inicialmente como una binaria óptica (aparente) se ha demostrado finalmente que sí son una binaria verdadera a pesar de la gran distancia que hay entre ellas.
Las binarias, además, son una estupenda oportunidad para obtener mediciones directas de masas y radios estelares. Ello las convierte en excelentes patrones de calibración para los modelos de clasificación estelar que se sirven de las luminosidades aparentes y espectros de emisión para deducir masas, radios y temperaturas.

Binarias visualesAquellas que se pueden encontrar con los telescopios ordinarios. En este tipo de binarias ambos componentes son visibles en la imagen. Este tipo de binarias suelen estar no muy lejos de nosotros y bastante alejadas entre sí. Estas binarias, a pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar ya que sus períodos orbitales suelen ser del orden de cientos de años. Ni siquiera dos estrellas cercanas tendrían por qué ser binarias.

Podrían ser dos estrellas que cruzaran sus trayectorias para no volverse a encontrar jamás. La prueba clave la dan siempre sus trayectorias respectivas. Para poder apreciar el movimiento mutuo de las binarias visuales hay que comparar las imágenes del cielo en años distintos. A veces su movimiento es tan imperceptible que se requieren placas fotográficas de décadas de diferencia. Este elevado tiempo de análisis hace, aun hoy, que este tipo de binarias sea el más complicado de detectar.

Datos deducibles: Sabiendo su trayectoria y su distancia mutua se puede deducir la masa de ambos cuerpos así como sus períodos orbitales. Además, al obtener la información de ambas estrellas individualmente, se puede obtener sus espectros separados deduciendo sus características como si se tratara de astros individuales. Tipo espectral, clase de luminosidad, radio, temperatura, etc. Combinando los datos espectrales con los orbitales este tipo de estrellas dobles pueden ser útiles para calibrar mejor los sistemas de clasificación estelar.

Binarias eclipsantesSólo se observan cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra de tal manera que, periódicamente, una estrella pasa por delante de la otra. Ello hace que se observen disminuciones regulares en la luminosidad, la llamada por los astrónomos curva de luz. Dado que su luminosidad va cambiando en el tiempo a veces pasan desapercibidas como estrellas variables. Usualmente estas estrellas tienen un período corto ya que la única manera de detectarlas es observar la regularidad en sus variaciones de luminosidad.


Esquema de estrellas binarias eclipsantes mostrando la curva de luz observada.Gossman, D. (octubre de 1989). «Light Curves and Their Secrets». Sky & Telescope: 410.«Eclipsing Binary Simulation». Cornell Astronomy. Archivado desde el original el 23 de junio de 2008.
La órbita de la estrella binaria eclipsante puede ser determinada gracias al estudio de la curva de luz. A su vez, el tamaño relativo de las estrellas individuales puede ser determinado en términos del radio de la órbita al observar qué tan rápido varía el brillo de las estrellas en el tiempo. En las últimas décadas se ha logrado la recolección de varios cálculos acerca de estas estrellas gracias a los avances en los telescopios.

Datos deducibles: Se puede encontrar el período de su órbita y, por tanto, deducir su masa. Se pueden distinguir sus espectros en el momento del tránsito de una sobre otra, aunque no siempre es así ya que muchas veces el tránsito de uno de los astros no oculta completamente al otro. En cualquier caso se puede llegar a medir con bastante fiabilidad el espectro de cada estrella teniendo en cuenta qué líneas espectrales disminuyen en cada paso.

Binarias astrométricasEn este tipo de sistemas dobles sólo es visible un componente de la estrella. Se detectan que son binarias gracias al "tirón" gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya que este tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10 pársecs, a distancias mayores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño, que los cálculos no se pueden realizar.

Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El objeto invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente estelar, una enana roja o una enana marrón.

Si la compañera es lo suficientemente masiva como para causar un cambio de la posición de la estrella, entonces su presencia se puede deducir. Aunque el compañero no es visible se pueden determinar las características del sistema usando las leyes de Kepler.

El método para detectar estrellas binarias de este tipo, es también usado para localizar planetas extrasolares que orbitan una estrella. Aunque para que los cálculos den un resultado confiable es necesario que las medidas tomadas sean muy exactas gracias a la gran diferencia entre las masas y la gran diferencia entre las órbitas de los planetas.

Datos deducibles: Resulta imposible adivinar el espectro del objeto invisible, pero sí se puede deducir su masa.

Ejemplos: Sirio A y B. Sirio A es una estrella blanca de la secuencia principal acompañada por Sirio B, una enana blanca invisible. Dada su proximidad a la Tierra, 8,6 años luz, la oscilación en la trayectoria de Sirio pudo ser detectada con los medios del siglo XIX. Durante bastante tiempo resultó un misterio el porqué una estrella de 1,4 masas solares no lucía nada. Hubo que esperar a la llegada de los modelos de evolución estelar para que su existencia pudiese ser explicada.

Binarias espectroscópicasAl igual que las astrométricas, las espectroscópicas también poseen una estrella invisible. La diferencia radica en el modo en que este tipo se logra detectar mediante el desplazamiento Doppler en el espectro del astro visible. Después de observar la estrella durante el tiempo se nota un cambio periódico en las longitudes de ondas.

La explicación de este cambio de frecuencia es resultado de la órbita, las estrellas algunas veces se mueven hacia la Tierra y luego se alejan de ella. Cuando la estrella se mueve hacia la Tierra se genera un movimiento azul en el espectro. Y cuando se aleja de nosotros el espectro cambia hacia el rojo. Esta técnica de mayor precisión que la del paralaje permite la detección de las estrellas binarias de forma más rápida. A pesar de todo algunas binarias no presentan casi ningún desplazamiento radial debido a la orientación de su órbita por lo que este método resulta inútil para estas.

La órbita de la binaria espectroscópica se determina haciendo una larga serie de observaciones, de la velocidad radial de uno o los dos componentes del sistema. Las observaciones se grafican en relación con el tiempo y de la curva resultante se determina el periodo del sistema. Si la órbita es circular entonces el resultado será una curva de seno. Si la órbita es elíptica, la forma de la curva dependerá de la excentricidad del elipse y de la orientación de los ejes con referencia a la línea visual.

Binarias ópticas (falsas binarias)Gracias a que las dos estrellas aparecen en el cielo muy cerca una de otra porque se encuentran en la misma visual. Sucede que en realidad están a distancias muy diferentes de nosotros.

Se puede distinguir una binaria óptica de una verdadera luego de observarlas por largos períodos, usualmente años. Si el movimiento de la estrella es lineal se puede asumir que las estrellas no son binarias, sino falsas binarias.

Aunque parezca mentira, ha habido errores astronómicos bastante graves por esta simple confusión.