1.1. Introducción

• Estrellas dobles
• Binaria visual
• Binaria espectroscópica

Figura 5-1-1: Órbita y espectro de una binaria espectroscópica. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros sus líneas espectrales se desplazan hacia las cortas longitudes de onda, hacia el azul. Por el contrario si la estrella se aleja las líneas se desplazan hacia las grandes longitudes de onda, hacia el rojo.

Ya sabemos como calcular temperaturas, luminosidades, distancias y en algunos casos tamaños de las estrellas. Para completar las propiedades físicas de las estrellas es necesario conocer sus masas. Sin embargo, no hay una forma directa de medir las masas de una estrella aislada. Afortunadamente para los astrónomos casi la mitad de las estrellas visibles en el cielo no están aisladas sino que forman parte de sistemas múltiples de estrellas en los que dos o más estrellas orbitan una alrededor de la otra, es decir, están ligadas gravitacionalmente o físicamente. Observando el movimiento orbital se puede obtener información sobre sus masas.

Par de estrellas localizadas en la misma posición en el cielo s. Hay que hacer observaciones de ellas durante mucho tiempo para determinar si orbita una alrrededor de la otra. Si este fenómeno ocurre, deben de estar suficientemente proximas en el espacio para que la fuerza gravitacional entre ellas sea intensa y puede decirse entonces que son verdaderas estrellas binarias.

Si las dos estrellas aparecen separadas orbitando una alrededor de la otra, el par recibe el nombre de binaria visual, y el de binaria astrométrica cuando sólo se observa una estrella cuyo movimiento propio varía, indicando así la presencia de otra componente invisible.

Recibe este nombre el sistema constituido por dos estrellas que estan muy próximas entre sí y no pueden separarse con el telescopio pero analizando el espectro vemos que hay duplicidad de las líneas espectrales. Es decir, una cierta característica espectral aparece simultáneamente en dos longitudes de onda diferentes. Este hecho revela que la estrella aparentemente única tiene dos componentes que se están moviendo con diferente velocidad relativa al observador. Durante un período de tiempo se observa que la posición relativa de las líneas espectrales cambia, implicando por efecto Doppler, que la velocidad de las estrellas varía. También puede ocurrir que el espectro, aparentemente de una sola estrella, incluya líneas de hidrógeno (tipo A) y bandas de absorción de TiO (tipo M) muy intensas. Una única estrella no puede tener las propiedades físicas (temperatura) tan diferentes de esos dos tipos espectrales. Por consiguiente la estrella observada es en realidadun sistema binario.

El efecto Doppler es muy importante en Astrofísica y permite medir la componente de la velocidad en la dirección de observación (la visual) que es la llamada velocidad radial (Figura 6.4 ). Sabemos que la frecuencia o la longitud de onda de la luz (fotón) varía cuando la fuente emisora (estrella) se mueve alejándose o acercándose, es decir, cuando hay un movimiento relativo entre la fuente y el observador. Las líneas de absorción de los espectros estelares muestran desplazamientos en longitud de onda por efecto Doppler que pueden medirse y proporcionan la velocidad radial. Cuando una estrella se mueve hacia nosotros sus líneas espectrales estan desplazadas hacia las cortas longitudes de onda, hacia el azul. Por el contrario sí la estrella se aleja las líneas se desplazan hacia las grandes longitudes de onda, hacia el rojo (Figura 5-1-1)). Sí l₀ es la longitud de onda en reposo (de laboratorio) de una línea espectral y l es la longitud de onda de la misma línea en el espectro estelar, por efecto Doppler tenemos

(l - l₀) / l₀ = v_r / c ;     Dl / l₀ = v_r / c

donde v_r es la velocidad radial (positiva cuando se aleja el objeto y negativa cuando se acerca) y c la velocidad de la luz.

Las binarias espectroscópicas que acabamos de describir, esto es, que muestran duplicidad de las lineas o dos espectros diferentes, pertenecen al tipo SB2. Con ello se busca distinguirlas del tipo SB1 que comprende los casos en los que una componente es mucho menos luminosa que otra y su espectro no puede obvservarse. Identificamos sólo las líneas espectrales de la estrella más luminosa que muestran desplazamientos en el curso del tiempo hacia el rojo y hacia el azul, causados por el movimiento orbital. Representando v, frente al tiempo resulta la llamada curva de velocidad radial.

Finalmente, hay una pequeña fracción de todos los sistemas binarios que están orientados de forma que periódicamente las dos estrellas se ocultan una a la otra en la dirección de observación, dando lugar a eclipses en los que disminuye la magnitud aparente del sistema binario. Utilizando detectores adecuados se pueden medir las variaciones de la magnitud. Representándolas frente al tiempo se obtiene la llamada curva de luz que permite obtener parámetros orbitales y propiedades físicas de las estrellas. Todas las binarias eclipsantes son también binarias espectroscópicas.