Pulsares (III)

Clasificación de estrellas

Según la configuración del sistema
Otra forma de clasificar las estrellas binarias es mediante las distancias entre las estrellas en comparación al tamaño de cada una de estas:

Binarias separadas son un tipo de estrellas binarias donde sus componentes se encuentran en el lóbulo de Roche, el área donde la fuerza gravitacional de la estrella es mayor que la del otro componente. La estrellas no tienen efecto entre ellas, lo que hace que estas evolucionen separadamente. La mayor parte de las binarias pertenece a esta clase:

Binarias semiseparadas son estrellas donde uno de los componentes está en el lóbulo de Roche mientras que la otra no. El gas de la superficie del componente que llena el lóbulo de Roche (donador) es transferido a la otra estrella creciente. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En ambos casos se forma un disco de acrecimiento que envuelve a la estrella receptora. Ejemplos de este tipo son las binaria de Rayos X y la estrella binaria cataclísmica.

Binarias en contacto son una estrella binaria donde los dos componentes llenan su lóbulo de Roche. La parte más alta de la atmósfera estelar forma una cobertura común que rodea a las dos estrellas. Mientras la fricción de la cobertura rompe el movimiento orbital, las estrellas pueden llegar a fusionarse.

Concepción de un artista de una estrella variable cataclísmica.
EvoluciónFormación: Mientras que no es posible que las estrellas binarias se formen a través de captura por medio de la gravedad entre dos estrellas solitarias, por ser estos tipos de eventos algo muy poco frecuente y no son considerados como el proceso de formación fundamental, algunas hipótesis sostienen que estos tipos de sistemas son creados durante la formación de la estrella. La fragmentación de la nube molecular durante la formación de la protoestrella es una explicación aceptable.

Transferencia de masa y acumulación de masaAl aumentar las estrellas de tamaño durante su evolución, en algún punto pueden exceder el lóbulo de Roche, lo que significa que algo de la materia de la estrella se aventura en la región donde la gravedad de la estrella compañera es mayor que la propia. El resultado es que la materia se va a transferir de una estrella a la otra mediante un proceso conocido como desborde del lóbulo de Roche, siendo absorbida mediante un impacto directo, o mediante un disco de acrecimiento.


Una animación que muestra un sistema binario eclipsante intercambiando masa.
Estas estrellas dobles en interacción causan procesos que de otra manera serían impensables en la evolución natural de una estrella solitaria. Los modelos dinámicos parecen indicar que en sistemas dobles próximos las masas de ambas estrellas serían parecidas ya que éstas se formarían al unísono en una sola región de colapso con un núcleo doble.

Éste es el caso del sistema triple de Alfa Centauro pues en él se encuentran Alfa A y B que están bastante juntas y tienen masas similares mientras que Próxima, mucho menos masiva que las otras dos, se halla a gran distancia de estas ligada a su centro de masas pero sin capacidad de interacción con las dos primeras.

Separación de las estrellasEs también posible, en las estrellas binarias que están separadas por grandes distancias, llegar a perder contacto entre sus gravedades, en algún punto de su ciclo de vida, debido a perturbaciones externas del sistema.


Cuatro estrellas fugitivas surcando zonas del denso gas interestelar, creando ondas de arco brillantes y colas de gas incandescente.

Los componentes luego se van a mover a formar estrellas solitarias. Un encuentro cercano entre dos estrellas también puede dar como resultado la separación de ambas debido a la disputa gravitacional entre los dos objetos, siendo una de las estrellas repulsada a grandes velocidades, dando como resultado una estrella fugitiva. Dos posibles mecanismos pueden dar lugar a una estrella fugitiva:

Un encuentro muy próximo entre dos sistemas binarios, que puede resultar en la destrucción de ambos sistemas y la expulsión de algunas de las estrellas a gran velocidad.
Una explosión de una supernova en un sistema estelar puede ocasionar que los componentes restantes salgan despedidos.

Aunque ambos mecanismos son posibles, los astrónomos suelen ser más partidarios de la hipótesis de la supernova, por ser en la práctica más probable.

Un ejemplo de estrellas fugitivas relacionadas son AE Aurigae, 53 Arietis y μ Columbae, cada una de ellas moviéndose lejos de las demás a velocidades de más de 100 km/s. Buscando el punto de origen, éste se encuentra cerca de la Nebulosa de Orión, en una explosión que pudo producirse hace dos millones de años. La nebulosa de emisión Sh 2-276 (el Lazo de Barnard) se piensa que es el remanente de aquella supernova que expulsó a las mencionadas estrellas.

La nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del cinturón de Orión.
Otro ejemplo es la estrella ζ Ophiuchi, que se aleja a gran velocidad de una estrella de neutrones (PSR J1932+1059), a raíz probablemente de la explosión de la supernova que le dio origen hace un millón de años.

Contaminación superficial con metales pesadosLas estrellas habitualmente sólo tienen en la superficie y en abundancia hidrógeno y helio ya que los elementos pesados bajan hasta el fondo dada su mayor densidad y los que se puedan fabricar en el núcleo nunca llegan a la superficie. Sin embargo, existen algunas estrellas cuyos espectros presentan líneas de absorción abundantes en metales pesados, incluso algunos materiales más pesados que el hierro.

Semejante contaminación sólo puede ser una pista inequívoca de que ha sido enriquecida por el frente de onda de una supernova cercana. Muy posiblemente, esa estrella esté ligada a una estrella de neutrones o a un agujero negro remanentes de la explosión que contaminó la atmósfera de la estrella en cuestión. Gracias a eso se sabe que estrellas que tienen como compañero a un agujero negro, padecieron en su momento, los cambios de una supernova vecina.

Enanas blancas de helioLas enanas blancas de helio, según los modelos de evolución estelar, son objetos posibles dentro del marco teórico pero se creía imposible que existieran en la actualidad (incluso hasta dentro de unos 70 000 millones de años), si tenemos en cuenta la edad del universo. El motivo es que solo las estrellas de menos de media masa solar dan esos objetos al término de sus vidas.

A mayores masas las estrellas, entre las que se cuenta nuestro sol, queman el helio imposibilitando la formación de ese tipo de enanas blancas. Sabemos que la vida de las estrellas es más larga cuanto menos masivas son. Así, si tenemos en cuenta que una estrella de media masa solar vive, aproximadamente, 80 000 millones de años y que la edad del universo es de unos 13 700 millones de años queda claro que dichos objetos no podrían haberse formado aún.


Animación de las perturbaciones en el espacio-tiempo producidas por sistemas binarios compuestos por estrellas de neutrones, enanas blancas o agujeros negros, que orbitan alrededor del centro común de masas.
Sin embargo, se han observado enanas blancas de helio en algunos sistemas binarios. Estas se producen por la interacción entre ambas estrellas. Normalmente ocurre que las estrellas no tienen exactamente la misma masa por lo que la más masiva agota antes el hidrógeno y empieza a expandir su envoltura para formar una gigante roja. El problema ocurre cuando la envoltura de hidrógeno llega a engullir a la estrella vecina.

Su presencia crea una inestabilidad en la envoltura de la gigante desligando gravitatoriamente al gas circundante. Esto hace que la estrella masiva vaya perdiendo masa continuamente y expandiendo más su atmósfera para compensar las pérdidas. Finalmente, la atmósfera de hidrógeno al completo desaparece quedando un núcleo desnudo de helio. Si dicho núcleo no es capaz de mantener la presión suficiente para fusionar el helio, la estrella morirá prematuramente dejando como remanente a una enana blanca de helio.

Supernovas termonucleares (tipo Ia)Un sistema binario entre dos estrellas de masa media baja puede dar lugar, con el tiempo, a uno de los fenómenos naturales más luminosos que existen, las supernovas tipo Ia. Normalmente ambas estrellas tendrán masas similares pero siempre hay una que es un poco más masiva que la otra. Esa pequeña diferencia hace que evolucione bastante antes y se convierta en enana blanca antes que su vecina.

G299 Remanente de una supernova de tipo Ia.
Para cuando se haya convertido en un objeto compacto la otra estrella estará ya en fase de gigante roja. Su cubierta extendida de hidrógeno y helio habrá perdido cohesión gravitatoria y, con suerte, se habrá adentrado en el lóbulo de Roche de la enana blanca. Dicho perímetro marca la zona de influencia del campo gravitatorio de una estrella y es de esperar que el de la enana blanca sea mayor que el de la gigante al ser esta última menos masiva.

El espectro de SN1998aq, una supernova de tipo Ia, un día después de alcanzar su máxima luminosidad en la banda B.
El proceso de acreción se irá acelerando hasta que la masa de la enana supere la masa de Chandrasekhar momento en el cual se producirá la ignición termonuclear completa de toda su masa. La explosión desintegrará a la enana y emitirá un destello lumínico de gran magnitud de orden galáctico. Su compañera si se salva de la explosión dejará de sentir los efectos gravitatorios de la desaparecida enana y saldrá disparada en la dirección en la que se movía en el momento del cataclismo.

NovasEl caso de las novas es algo parecido al de las supernovas termonucleares, solo que en este caso el material superficial se fusiona de forma explosiva antes de que la enana blanca llegue a superar el límite de Chandrasekhar.

Formación de una nova.

Estrella antes y después de una nova.
En ese caso las reacciones son las de fusión del hidrógeno prensado sobre la superficie y la propia explosión expulsa parte de ese material. Su brillo dura unos pocos días y en ningún caso llega a equipararse con el de una supernova.

Fuentes de rayosXLas binarias de rayos X consisten en un sistema binario de una estrella y un agujero negro o estrella de neutrones que la mantiene apresada absorbiéndole parte de su material. Desde la estrella surge una protuberancia en forma de brazo que conduce a un disco de acreción en cuyo centro se halla el agujero negro.

Representación artística de una binaria de rayos X.
Debido a las intensas fuerzas gravitatorias de estos objetos la materia que cae en espiral es estrujada y acelerada. La fricción entre las diferentes zonas del disco que tienen velocidades diferenciales calienta al mismo hasta temperaturas que llevan a esa materia a emitir rayos X. Hay dos tipos de sistemas dobles con agujero negro.

El cúmulo globular M80.
Los más comunes son los de agujero negro con estrella masiva. Los que acompañan a una estrella poco masiva son más raros porque los modelos de formación predicen casi siempre objetos cercanos de masas similares.

Representación artística del sistema binario HDE 226868 Cygnus X-1. (Ilustración ESA/Hubble)
Siempre podría tratarse de una estrella capturada pero dicho fenómeno es aún más raro, solo probable en zonas con alta densidad de estrellas como los centros de los cúmulos globulares. Un caso ejemplar de fuente de rayos X es el primer agujero negro descubierto, Cygnus X-

MicrocuásaresComo su nombre lo indica los microcuásares se comportan como cuásares pero a una escala reducida, parte de las características comunes que tienen son, una fuerte y variable emisión, comúnmente en forma de jets, como a su vez un disco de acrecimiento, que rodea un objeto compacto que puede ser o un agujero negro, o una estrella de neutrones.

El modelo interno de una estrella de neutrones.
En los cuásares el agujero negro es supermasivo (Millones de masas solares), en los microcuasares la masa del objeto compacto es de apenas unas pocas masas solares. Básicamente el sistema contiene dos estrellas que serían el objeto compacto y una estrella común que va perdiendo masa en el tiempo.

Usos en la astrofísicaLas estrellas binarias le proveen a los astrónomos el mejor método para determinar la masa de una estrella distante. La gravedad de las estrellas hace que éstas giren alrededor de centros de masa. Dependiendo de la órbita de las estrellas en la binaria visual, o según la variación del espectro en la Binaria Espectroscópica, la masa de la estrella puede ser determinada. De ésta la temperatura y el radio de la estrella pueden ser encontrados y, luego de encontrar la masa, se puede determinar la masa de otras estrellas No-Binarias.

Ejemplo de una estrella binaria, donde dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un centro de masa en órbitas elípticas.
Dado que existe una gran cantidad de estrellas en sistemas binarios, las estrellas binarias son de gran importancia para nuestro entendimiento acerca de cómo se forman las estrellas. En particular, el periodo y las masas de las binarias nos muestran la cantidad de momento angular en el sistema. Dado que esta cantidad es conservada en la física, las binarias toman una importancia mucho mayor.

Ejemplo de una estrella binaria, en donde dos cuerpos con una pequeña diferencia de masa orbitan alrededor de un centro de masa.
En estos sistemas la estrella de mayor masa usualmente está designada como 'A', y su compañera como 'B'. Éste es el caso de la secuencia principal de Sirius, donde encontramos a Sirius A, junto a una Enana Blanca Sirius B. Aun así, si las estrellas se encuentran separadas por una gran distancia, pueden ser designadas con un superíndice, como por ejemplo Zeta Reticuli (ζ1 Ret and ζ2 Ret).

DescubrimientosSe cree que alrededor del 75 % de todas las estrellas se encuentran en sistemas Binarios, con un alrededor del 10 % de estas estrellas con sistemas de más de dos estrellas. Existe una relación directa entre el periodo de la órbita de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita. En sistemas que tienen un menor periodo, a su vez tienen una baja excentricidad.

Las estrellas binarias pueden ser encontradas con casi cualquier tipo concebible de separación, con pares que orbitan lo suficientemente cerca que prácticamente tienen contacto entre ellas, hasta pares que están separados por grandes distancias, por lo que la única forma posible de indicar que son binarias, es mediante el movimiento propio que se da en el espacio.

Se ha descubierto a su vez que los periodos de estos tipos de estrellas tienen una Distribución Log-normal, con una mayoría de los sistemas orbitando con periodos de 100 años. La relación demuestra que este tipo de estrellas tienen una formación muy parecida, que se da en el tiempo de la formación estelar.

Planetas alrededor de estrellas binariasLa ciencia ficción ha usado planetas con sistemas binarios y terniarios en sus escenarios. En realidad algunos rangos de órbitas serían imposibles por razones dinámicas (El planeta sería expelido de la órbita relativamente rápido, siendo expulsado del sistema, o sería transferido a una órbita más interna o externa del sistema), ciertas órbitas presentan riesgos importantes para la biósfera del planeta dado que habría cambios extremos en la superficie durante diferentes lugares de la órbita.

Impresión de un artista acerca de la vista (hipotética) de una luna del planeta HD 188753 Ab (Arriba a la Izquierda), El cual orbita un sistema de tres estrellas. El compañero más brillante se encuentra abajo en el horizonte.
Los planetas que orbitan nada más una estrella del sistema binario se dice que tienen una órbita "Tipo-S", o aquellos que giran alrededor de dos estrellas se dice que tienen órbitas "Tipo-P".

Ejemplos de estrellas múltiplesA gran distancia entre los componentes, como a su vez las diferencias de color hacen de Albireo una de las binarias visuales más fáciles de ver en el espacio. El miembro más brillante, es el tercer miembro más brillante de la constelación de Cygnus.

Representación artística de un planeta y su luna en un sistema con estrella binaria.
Otra binaria famosa es Sirius, la estrella más brillante en el cielo de noche, con una magnitud aparente de -1.46. Está localizada en la constelación de Canis Major. En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirius era Binario. En 1862 Alvan Graham Clark descubrió el compañero (Sirius B; La estrella visible es Sirius A). En 1915, astrónomos del Observatorio Monte Wilson, determinaron que Sirius B era una enana Blanca, la primera en ser descubierta. En el 2005 usando el telescopio espacial Hubble, los astrónomos determinaron que Sirius B tenía un diámetro de 12000 km, con una masa del 98 % del Sol.

Ubicación de Sirio en la constelación de Canis Maior.
Un ejemplo de una binaria eclipsante es Almaaz, en la constelación Auriga. El componente visible pertenece a la clase espectral F0, el otro componente no es visible. Otra binaria eclipsante es Beta Lyrae, el cual es una estrella binaria en contacto en la constelación de Lyra. Las dos estrellas están tan cerca, que el material de la Fotósfera de cada una es intercambiado entre estas. La forma de estas estrellas se ve afectada gracias al contacto mutuo entre ellas.


Posición de Algol.
Algol es la estrella ternaria más famosa, localizada en la constelación de Perseo. Dos componentes del sistema se eclipsan unos a otros, las variaciones de la intensidad de Algol fueron registradas por primera vez en 1670 por Geminiano Montanari.

Comparación entre el tamaño de Bellatrix, Algol B y el del Sol.
A la estrella se le dio el nombre de algol que significa "estrella del demonio" (del idioma árabe الغول al-ghūl), lo que se pudo haber dado por el comportamiento tan peculiar de esta estrella.