La evolución estelar estudiada en las unidades didácticas U.1 y U.2 del Módulo III, se ha referido a estrellas aisladas, ahora nos podemos preguntar: ¿cambian las trazas evolutivas para las componentes de un sistema binario?

En un sistema binario cuyas componentes están muy separadas, las dos estrellas evolucionan independientemente una de otra, siguiendo cada una la traza evolutiva correspondiente a su masa, al igual que una estrella aislada. Sin embargo, sí las dos estrellas están muy próximas entre sí, la atracción gravitacional de una estrella puede influir en la evolución de la otra. En este caso, las propiedades físicas de ambas se desvían bastante de las calculadas para estrellas aisladas.

Como ejemplo vamos a considerar el sistema Algol (Beta Persei, la segunda estrella más brillante de la constelación de Perseo) que es un sistema binario eclipsante y espectroscópico con dos espectros. Algol está constituido por una estrella de la secuencia principal de tipo espectral B 8 y masa 3.7 M_¤ , con una compañera subgigante roja de 0.8 M_¤ que se mueve en una órbita circular alrededor de ella, con un período de unos de 3 días.

En base al estudio realizado sobre la evolución estelar (capitulos 8 y 9) sabemos que las estrellas más masivas de la secuencia principal evolucionan más rápido que las estrellas menos masivas, sí las estrellas se han formado al mismo tiempo. En el caso de Algol las dos estrellas han nacido a la vez, sin embargo, la menos masiva (0.8 M_¤ ) es la más evolucionada, que se está acercando a la fase de gigante, mientras que la más masiva (3.7 M_¤ ) permanece en la secuencia principal. Sí la teoría de evolución estelar es correcta debe ocurrir algo diferente en los sistemas binarios que modifica su evolución. Para comprender esta situación debemos estudiar los sistemas binarios con más detalle.

En un sistema binario cada estrella está rodeada por una zona, próxima a ella, en que su propia gravedad domina a los efectos producidos por la presencia de la otra estrella y los debidos a la rotación del sistema binario. Dentro de esta región toda la materia pertenece a la estrella y no puede escapar hacia la otra compañera o fuera del sistema. Fuera de esta región, es decir, lejos de cada estrella, no domina la propia gravedad y el gas puede escapar de una estrella hacia la otra. La zona de influencia de la estrella, en la que la materia no puede escapar, recibe el nombre de lóbulo de Roche (E. Roche fue un matemático francés del siglo XIX, que estudió por primera vez el problema de los sistemas binarios). Los lóbulos de Roche de las dos estrellas tienen un punto en común, situado en la línea que une los centros de las dos estrellas, llamado el punto interno de Lagrange, L₁ (Figura 5-2-1 ). En este punto la gravedad es nula y puede haber transferencia de masa de una estrella hacia la otra. Cuanto mayor es la masa de una componente mayor es su lóbulo de Roche.

Cuando ambas estrellas están dentro de sus respectivos lóbulos de Roche el sistema binario se denomina separado (Figura 5-2-2). Como, cuando una estrella evoluciona y abandona la secuencia principal se mueve hacia la rama de las gigantes, su radio aumenta mucho, y puede llenar e incluso sobrepasar su lóbulo de Roche. En esta situación el gas empieza a transferirse, a través del punto de Lagrange, hacia la compañera. El sistema binario, entonces, recibe el nombre de semiseparado (Figura 5-2-2), debido a la transferencia de gas de una estrella a la otra, también se denominan binarias con transferencia de masa. Sí las dos estrellas llenan o sobrepasan sus respectivos lóbulos de Roche debido, por ejemplo, a efectos evolutivos, las superficies de las dos estrellas se mezclan y forman una envoltura común que contiene a ambas estrellas. Este sistema recibe el nombre de binarias en contacto (Figura 5-2-2).

Volviendo a nuestro sistema Algol, ahora podemos explicar porque la estrella menos masiva es la más evolucionada. Algol fue en principio un sistema semiseparado, la componente que ahora es subgigante de 0.8 M_¤ la llamamos estrella 1 y la 2 será la estrella de la secuencia principal de 3.7 M_¤ . Inicialmente la estrella 1 fue la más masiva del sistema, quizás tuvo 3 M_¤ , evolucionó la primera abandonando la secuencia principal y conforme asciende hacia la rama de gigante llena su lóbulo de Roche y el gas empieza a tranferirse hacia la estrella 2, que se encuentra en la secuencia principal y es la menos masiva, quizás tenía una masa del orden de la solar. La transferencia de masa tiene como efecto disminuir la masa de la estrella 1 y aumentar la de la 2, que a su vez hace que el lóbulo de Roche de la estrella 1 disminuya debido a la menor gravedad (menor masa) y la transferencia de masa sea más rápida. Eventualmente la masa de la estrella 1 se hace más pequeña que la de la estrella 2, en ese momento la transferencia rápida de masa se detiene, y el sistema entra en una fase estable, con transferencia lenta de masa, que es como se observa hoy día ( estos cambios se ilustran en la Figura 5-2-3).

b) Conforme la más masiva evoluciona y abandona la secuencia principal, se expande y llena su lóbulo de Roche transfiriendo rápidamente masa a su compañera.

En un sistema binario, como acabamos de ver, la evolución se altera y la perdida de masa de la estrella, que primero evoluciona, hará que no sufra el flash de helio y su vida acabe como una enana blanca de helio. La estrella 2 es ahora una estrella azul, masiva de la secuencia principal y en unas pocas decenas de millones de años empezará a ascender por la rama de las gigante y llenará su lóbulo de Roche. Sí la estrella 1 es todavía una subgigante resultará un sistema en contacto. Pero sí la estrella 1 es ya una enana blanca comenzará un nuevo episodio de transferencia de masa pero ahora en sentido contrario de la estrella 2 a la 1. El sistema puede dar lugar a una nova o incluso supernova de tipo I.