Estrella binaria

Definiciones modernas

Según la definición moderna, el término estrella binaria se limita generalmente a las parejas de estrellas que giran alrededor de un centro de masa común. Las estrellas binarias que pueden resolverse con un telescopio o con métodos interferométricos se conocen como binarias visuales. Para la mayoría de las estrellas binarias visuales conocidas aún no se ha observado una revolución completa (círculo completo), sino que se ve que han recorrido una trayectoria curva o un arco parcial.

Algunas estrellas parecen estar en órbita alrededor del espacio vacío y no parecen tener una compañera. En este caso, la estrella compañera es muy pequeña y débil, o es una estrella de neutrones o un agujero negro. El ejemplo más conocido de una estrella con una compañera invisible es Cygnus X-1, en la que la compañera de la estrella visible parece ser un agujero negro.

El término más general de estrella doble se utiliza para los pares de estrellas que se ven cerca en el cielo. Esta distinción no suele hacerse en otros idiomas que no sean el inglés. Las estrellas dobles pueden ser sistemas binarios o simplemente dos estrellas que parecen estar cerca en el cielo, pero que tienen distancias reales muy diferentes del Sol. Estas últimas se denominan dobles ópticas o pares ópticos.

Binarios visuales

Una estrella binaria visual es aquella en la que la separación de las dos estrellas puede verse con un telescopio. La estrella más brillante es la primaria y la más débil es la secundaria. Las estrellas binarias visuales tardan mucho tiempo en orbitar la una a la otra, del orden de cientos o incluso miles de años.

Binarios espectroscópicos

Una binaria espectroscópica es aquella en la que las dos estrellas no pueden verse por separado ni siquiera con un telescopio. Están muy juntas y se mueven una alrededor de la otra muy rápidamente, durante un periodo de unas semanas o incluso unos días. Sin embargo, se puede ver que son dos estrellas separadas utilizando un espectroscopio, que es capaz de registrar el cambio Doppler en el color de la luz enviada por las estrellas que se mueven rápidamente hacia la Tierra o se alejan de ella.

Binarios eclipsantes

Algunas binarias espectroscópicas tienen una órbita que se aproxima a la Tierra. Cuando esto ocurre, las estrellas se turnan para pasar por delante y eclipsar a la estrella compañera, en lo que se denomina una binaria eclipsante. En este caso, la cantidad de luz que vemos de la doble se atenúa ligeramente durante el tiempo que una estrella está delante de la otra.

Binarios astrométricos

Una binaria astrométrica es aquella en la que sólo puede verse una compañera. En el caso de las binarias astrométricas bastante cercanas a la Tierra (hasta unos 10 parsecs), puede ser posible ver el "bamboleo" de la compañera visible cuando se mueve alrededor de su compañera invisible. Si se realizan mediciones durante un largo periodo de tiempo, se puede calcular la masa de la estrella visible y la duración de su órbita. Este método también se utiliza para detectar la presencia de grandes planetas que orbitan alrededor de una estrella; hasta 2007, se han descubierto más de doscientos planetas de esta manera.

Propiedades del sistema

La mayoría de los binarios son binarios separados. Salvo por su atracción gravitatoria mutua, no tienen ningún efecto sobre la otra.

Algunas estrellas binarias están tan cerca la una de la otra que una de ellas, o ambas, son capaces de extraer material de la otra. Las estrellas binarias en contacto comparten la misma atmósfera estelar y, como la fricción las frena durante un largo periodo, pueden fusionarse en una sola estrella. Este violento acontecimiento las hace brillar temporalmente, más que una nova pero menos que una supernova.

Formación

Aunque podría ser posible que las estrellas binarias se formen cuando una estrella pasa muy cerca de otra, es muy poco probable (ya que en realidad se necesitarían tres estrellas cercanas para que dos pudieran unirse), y sólo ocurriría en lugares donde las estrellas están densamente agrupadas. En la actualidad sabemos que casi todas las estrellas binarias se forman juntas en las densas nubes de gas donde nacen las estrellas.

Fugas y novas

Es posible (aunque no probable) que una estrella que pase perturbe un sistema binario y proporcione suficiente fuerza gravitatoria para dividir la binaria. Estas estrellas separadas pasan a vivir como estrellas individuales ordinarias. A veces, sin embargo, la fuerza gravitatoria es suficiente para que las dos compañeras se alejen la una de la otra a gran velocidad, dando lugar a lo que se conoce como estrellas fugitivas.

A veces, una estrella está en órbita alrededor de una estrella enana blanca. Si es lo suficientemente grande y está lo suficientemente cerca de la enana blanca, la enana puede succionar gases de la atmósfera de su compañera. A lo largo de un periodo de tiempo, puede acumularse una gran cantidad de gas en la enana blanca. Al compactarse este gas por la gravedad de la enana blanca, acabará sufriendo una fusión nuclear que dará lugar a un estallido de luz muy brillante, conocido como nova. En algunos casos, la enana blanca puede acumular tanto gas que la explosión la destruye por completo, en lo que se llama una supernova. Un acontecimiento de este tipo también puede dar lugar a estrellas fugitivas, ya que la estrella más grande ya no tiene una compañera pesada que la mantenga en órbita.

Binarios de rayos X

Las binarias de rayos X producen grandes cantidades de radiación de rayos X. Son el resultado de una estrella masiva que se come a otra menos masiva. La estrella menor se convierte en donante y su materia es drenada y cae en la estrella más masiva (pero más compacta), el acreedor. Esto libera fotones de alta energía, por ejemplo, en el rango de longitudes de onda de los rayos X. Los rayos X también proceden del consumo de material en la superficie de la estrella más masiva en un proceso llamado combustión termonuclear. Esto puede dar lugar a estallidos de 10 segundos.