Estrellas binarias: qué son, tipos y su importancia en astrofísica
Descubre qué son las estrellas binarias, sus tipos y por qué son clave en astrofísica para medir masas y entender la relación masa-luminosidad. Ejemplos y historia.
Una estrella binaria es un sistema formado por dos estrellas que orbitan una alrededor de la otra bajo la acción de la gravedad. Para cada estrella, la otra es su estrella compañera. Muchas estrellas forman parte de sistemas con dos o más componentes. La estrella más brillante se llama estrella primaria y la otra, más tenue, es la secundaria. Los períodos orbitales de los sistemas binarios varían enormemente: desde unas pocas horas hasta miles de años, y las separaciones pueden ir desde contactos físicos hasta distancias tan grandes que solo son detectables por su movimiento relativo en el cielo.
Las estrellas binarias son fundamentales en astrofísica porque al observar sus órbitas los científicos pueden averiguar sus masas. Midiendo la velocidad radial, la separación angular y aplicando las leyes de Kepler —cuando se conoce la inclinación orbital— es posible calcular masas absolutas muy precisas. De estas medidas se deriva la relación masa-luminosidad, que a su vez permite estimar las masas de estrellas aisladas y calibrar modelos estelares.
Las estrellas binarias no son lo mismo que las estrellas dobles ópticas, que parecen estar muy juntas desde la Tierra pero no están ligadas por la gravedad. Las estrellas dobles ópticas pueden estar muy separadas en el espacio; las binarias, por el contrario, están físicamente ligadas y orbitan un centro de masa común. La primera persona que descubrió y probó la existencia de verdaderas estrellas binarias fue el astrónomo anglo-alemán William Herschel. Publicó el primer catálogo de estrellas binarias, y su hijo John Herschel encontró varios miles más y actualizó el catálogo.
Tipos de binarias
- Binarias visuales: ambas estrellas se pueden resolver en imagen directa y seguir sus posiciones relativas a lo largo del tiempo.
- Binarias espectroscópicas: se detectan por el desplazamiento Doppler en sus líneas espectrales; pueden ser de una o dos líneas según si se ve el espectro de una o de las dos estrellas.
- Binarias eclipsantes: el plano orbital está cerca de la línea de visión y una estrella pasa delante de la otra, provocando variaciones periódicas en el brillo. Permiten determinar radios y, cuando hay espectros simultáneos, masas muy precisas.
- Binarias astrométricas: se infiere la presencia de la compañera por las perturbaciones en el movimiento de la estrella visible en el cielo, aunque la compañera no sea visible directamente.
- Binarias de contacto, semidetached y detached: clasificación según si las estrellas comparten atmósferas o si una de ellas llena su lóbulo de Roche; esto condiciona la transferencia de masa y la evolución del sistema.
Cómo se observan y se miden
- Imágenes y seguimiento astrométrico: para binarias visuales se trazan las órbitas en el plano del cielo.
- Espectroscopía: mide cambios en la velocidad radial que, combinados con el período orbital, permiten deducir masas mínimas y, con eclipses, masas reales.
- Fotometría de alta precisión: esencial para estudiar binarias eclipsantes y sistemas con variaciones de brillo rápidas.
- Observaciones en rayos X y radio: para binarias con objetos compactos (enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros) donde la acreción produce emisión energética.
- Detección de ondas gravitacionales: en fusiones de binarias compactas (dos agujeros negros o dos estrellas de neutrones) detectadas por LIGO/Virgo, que proporcionan información sobre masas y distancias.
Importancia en astrofísica
- Determinación de masas: las masas estelares son un parámetro clave para entender la estructura y evolución estelar; las binarias son la fuente más directa y fiable de estas medidas.
- Pruebas de modelos estelares: comparar observaciones (masas, radios, luminosidades, composiciones) con predicciones teóricas permite calibrar y refinar modelos de evolución estelar.
- Fenómenos transitorios: la transferencia de masa en binarias puede producir novas, supernovas tipo Ia (cuando una enana blanca alcanza el límite crítico) y emisión en rayos X; estos fenómenos son cruciales para la nucleosíntesis y la cosmología.
- Formación de objetos compactos y ondas gravitacionales: binarias de estrellas masivas pueden evolucionar hasta formar pares de agujeros negros o estrellas de neutrones cuya fusión genera ondas gravitacionales observables.
- Impacto en la formación planetaria: la presencia de una compañera altera discos protoplanetarios y puede condicionar la formación y estabilidad de planetas.
Formación y evolución
Las binarias se forman en los mismos procesos de colapso y fragmentación de nubes moleculares que las estrellas individuales. La fracción de estrellas en sistemas binarios depende de la masa: las estrellas masivas tienen una mayor probabilidad de estar en binarias múltiples. A lo largo de su evolución, la interacción entre componentes (viento estelar, transferencia de masa, fusión) puede cambiar radicalmente la evolución de ambas estrellas y del sistema en conjunto.
Ejemplos notables
- Sirius: sistema formado por Sirius A (estrella principal) y Sirius B, una enana blanca; fue una de las primeras binarias en ser estudiadas con detalle.
- Algol: sistema eclipsante clásico que mostró la importancia de la transferencia de masa entre componentes.
- Alpha Centauri: sistema múltiple cercano, donde Alpha Cen A y B forman una binaria visual cercana y Proxima es una compañera más distante (sistema triple).
- Sistemas compactos: binarias que contienen agujeros negros o estrellas de neutrones, responsables de emisión en rayos X y de eventos observados por detectores de ondas gravitacionales.
En resumen, las estrellas binarias no solo son curiosidades astronómicas: son herramientas esenciales para medir propiedades fundamentales de las estrellas, entender procesos físicos extremos y explicar fenómenos transitorios que moldean el universo. Su estudio combina fotometría, espectroscopía, astrometría y observaciones en múltiples longitudes de onda para reconstruir la dinámica y evolución de estos sistemas complejos.
Imagen del Hubble del sistema binario de Sirio, en la que se puede ver Sirio B en la parte inferior izquierda
Los dos componentes visiblemente distinguibles de Albireo.
Animación de estrellas binarias en eclipse
Algol B orbita alrededor de Algol A. Esta animación fue montada a partir de 55 imágenes del interferómetro CHARA en la banda H del infrarrojo cercano
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.
Preguntas y respuestas
P: ¿Qué es una estrella binaria?
R: Una estrella binaria son dos estrellas que orbitan una alrededor de la otra.
P: ¿Cómo se llama la estrella más brillante en un sistema estelar binario?
R: La estrella más brillante se llama estrella primaria.
P: ¿Qué permite a los científicos averiguar las masas de las estrellas binarias?
R: Observar las órbitas de las estrellas binarias permite a los científicos averiguar sus masas.
P: ¿Cuál es la diferencia entre las estrellas binarias y las estrellas dobles ópticas con línea de visión directa?
R: Las estrellas binarias están más cerca unas de otras y conectadas por la gravedad, mientras que las estrellas dobles ópticas en la línea de visión sólo pueden parecer cercanas pero no están conectadas por la gravedad.
P: ¿Quién descubrió y probó las verdaderas estrellas binarias?
R: William Herschel fue la primera persona que descubrió y probó las verdaderas estrellas binarias.
P: ¿Qué hizo John Herschel en relación con el descubrimiento de las estrellas binarias?
R: John Herschel encontró varios miles de estrellas binarias más y actualizó el catálogo que había publicado su padre William Herschel.
P: ¿Quién sugirió que las estrellas dobles podrían estar físicamente unidas entre sí?
R: John Michell fue el primero en sugerir que las estrellas dobles podrían estar físicamente unidas entre sí cuando argumentó en 1767 que la probabilidad de que una estrella doble se debiera a una alineación fortuita era pequeña.
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