Astronomía

Masa combinada de estrellas binarias

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Esta es la Pregunta 17 de la Ronda de Práctica de USAAAO 2015. La respuesta es D. Sería mejor si alguien pudiera detallar el funcionamiento.

En un sistema estelar cercano, se ven dos estrellas orbitando entre sí cada 8 años. En su punto más cercano, las estrellas están separadas por 2 ”. En su punto más lejano, están a 18 ”de distancia. Si se observa una paralaje de 0.5 ”para el sistema estelar, ¿cuál es su masa combinada en masas solares? Suponga una inclinación de 90 grados.

  • una. 0,5
  • B. 1
  • C. 2
  • D. 4
  • mi. 8

Lo que tengo hasta ahora:

  • Distancia al sistema: 2 piezas (6.171e16 m)
  • Separación mínima: 5.98e11 m
  • Separación máxima: 5.38e12 m
  • Semieje mayor relativo: 2.99e12 m (20AU)
  • Masa combinada: 125 masas solares

23.5 La evolución de los sistemas estelares binarios

La discusión de las historias de vida de las estrellas presentada hasta ahora ha sufrido un sesgo, lo que podríamos llamar "chovinismo de una sola estrella". Debido a que la raza humana se desarrolló alrededor de una estrella que atraviesa la vida sola, tendemos a pensar en la mayoría de las estrellas de forma aislada. Pero como vimos en The Stars: A Celestial Census, ahora parece que hasta la mitad de todas las estrellas pueden desarrollarse en binario sistemas: aquellos en los que dos estrellas nacen en el abrazo gravitacional de la otra y pasan por la vida orbitando un centro de masa común.

Para estas estrellas, la presencia de un compañero cercano puede tener una profunda influencia en su evolución. En las circunstancias adecuadas, las estrellas pueden intercambiar material, especialmente durante las etapas en las que una de ellas se convierte en gigante o supergigante, o tiene un viento fuerte. Cuando esto sucede y las estrellas compañeras están lo suficientemente cerca, el material puede fluir de una estrella a otra, disminuyendo la masa del donante y aumentando la masa del receptor. Semejante transferencia de masa puede ser especialmente dramático cuando el receptor es un remanente estelar como una enana blanca o una estrella de neutrones. Si bien la historia detallada de cómo evolucionan estas estrellas binarias está más allá del alcance de nuestro libro, queremos mencionar algunos ejemplos de cómo las etapas de evolución descritas en este capítulo pueden cambiar cuando hay dos estrellas en un sistema.


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Necesita un navegador habilitado para JAVA para ver esta simulación. Esta simulación es un poco inestable y puede hacer caer la máquina que está ejecutando.

Le permite establecer las masas, la separación orbital, la excentricidad orbital, el ángulo de inclinación de nuestra línea de visión y el ángulo de los nodos de un par de estrellas en órbita. Se ve la vista privilegiada (desde arriba de la órbita) y la tierra del sistema (que depende del ángulo de inclinación). Las velocidades observadas de las dos estrellas y las líneas espectrales desplazadas por Doppler (como se ve contra el continuo combinado de las dos estrellas) también se muestran en el cuadro superior derecho. Se indican las líneas espectrales asociadas con cada estrella y también se marcan las posiciones de las líneas no desplazadas. El movimiento de las líneas espectrales contra el continuo se ha exagerado mucho con fines de visualización y se ha ignorado la diferencia de brillo de las dos estrellas.

Tenemos las siguientes definiciones:

La masa de cada una de las dos estrellas.

La distancia entre las dos estrellas en radios solares.

Excentricidad de la órbita

Ángulo del plano orbital de las estrellas a nuestra línea de visión.

Tenga en cuenta que esto es opuesto a la simulación de Eclipse; lo arreglaremos en el futuro.

Ángulo del eje mayor medido en el plano orbital (ver vista privilegiada)

  • Ajuste las masas de estrellas, la separación, etc.
  • Haga clic en "Enter" para actualizar los parámetros de simulación.
  • Utilice "pausa" para iniciar y detener la simulación, si lo desea.
  • Si la imagen se estropea en cualquier momento, use "enter" para volver a dibujarla.
  • El número entre los botones "& lt =" y "= & gt" es el tiempo aproximado (en segundos) que tarda la simulación en completarse y orbitar. Aumente o reduzca este número haciendo clic en los botones de "flecha".
  • Cambie la excentricidad a 0,7.
  • Cambie el ángulo de inclinación a 45 o.
  • Cambie el ángulo del nodo a 45 o.
  • Haga clic en "Enter" para reiniciar la simulación con estos valores.
  • Varíe el ángulo del nodo entre 0 y 90 ° mientras mantiene todo lo demás fijo. Puedes ver cómo giran los ejes mayores de la elipse (la parte larga) en el plano orbital de las dos estrellas.
  • Varíe el ángulo de inclinación entre 0 y 90 °, nuevamente manteniendo todo lo demás fijo. Puede ver el cambio en la velocidad observada (curva en el cuadro superior derecho) y que varía la cantidad de desplazamiento Doppler de las líneas espectrales.

Juega cambiando los valores de los parámetros. Sin embargo, asegúrese de cambiar solo uno a la vez para ver qué efecto tiene en el movimiento y las velocidades que vemos.


El origen de las estrellas binarias

Una imagen tomada en longitudes de onda submilimétricas de un núcleo en formación de estrellas, que muestra que contiene dos embriones estelares jóvenes. Los astrónomos han concluido a partir de un estudio sistemático de núcleos muy jóvenes que la mayoría de las estrellas embrionarias se forman en múltiples sistemas, y luego algunos de ellos se separan.

El origen de las estrellas binarias ha sido durante mucho tiempo uno de los problemas centrales de la astronomía. Una de las principales preguntas es cómo la masa estelar afecta la tendencia a ser múltiple. Se han realizado numerosos estudios de estrellas jóvenes en nubes moleculares para buscar variaciones en la frecuencia binaria con la masa estelar, pero tantos otros efectos pueden influir en el resultado que los resultados no han sido concluyentes. Estos factores de complicación incluyen interacciones dinámicas entre estrellas que pueden expulsar a un miembro de un sistema múltiple o, por otro lado, pueden capturar una estrella que pasa en las circunstancias adecuadas. Algunos estudios, por ejemplo, encontraron que es más probable que las estrellas más jóvenes se encuentren en pares binarios. Sin embargo, un problema con gran parte del trabajo de observación anterior ha sido el tamaño pequeño de la muestra.

La astrónoma de CfA Sarah Sadavoy y su colega utilizaron observaciones combinadas de un gran estudio de longitud de onda de radio de estrellas jóvenes en la nube de Perseo con observaciones submilimétricas del material del núcleo denso natal alrededor de estas estrellas para identificar veinticuatro sistemas múltiples. Luego, los científicos utilizaron un estudio submilimétrico para identificar y caracterizar los núcleos de polvo en los que están enterradas las estrellas. Descubrieron que la mayoría de los binarios incrustados están ubicados cerca de los centros de sus núcleos de polvo, lo que indica que aún son lo suficientemente jóvenes como para no haberse alejado. Aproximadamente la mitad de los binarios están en estructuras de núcleo alargadas, y concluyen que los núcleos iniciales también eran estructuras alargadas. Después de modelar sus hallazgos, argumentan que los escenarios más probables son los que predicen que todas las estrellas, tanto simples como binarias, se forman en sistemas de pares binarios ampliamente separados, pero que la mayoría de estos se rompen debido a la eyección o al propio núcleo. aparte. Algunos sistemas se vinculan más estrechamente. Aunque otros estudios también han sugerido esta idea, este es el primer estudio que se basa en observaciones de estrellas muy jóvenes aún incrustadas. Una de sus principales conclusiones más importantes es que es probable que cada núcleo polvoriento de material sea el lugar de nacimiento de dos estrellas, no la estrella única que se suele modelar. Esto significa que probablemente se estén formando el doble de estrellas por núcleo de lo que generalmente se cree.

"Binarios integrados y sus núcleos densos", Sarah I. Sadavoy y Steven W. Stahler, MNRAS 469, 3881, 2017.


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Contexto. Actualmente se sabe que más de cincuenta planetas candidatos orbitan un componente de un sistema estelar binario o múltiple. Por lo tanto, los planetas pueden formarse y sobrevivir en dicho entorno, aunque estudios de observación recientes indican que los binarios de corta separación no favorecen la presencia de un sistema planetario alrededor de uno de los componentes. Las interacciones dinámicas con el componente secundario pueden afectar significativamente la formación y evolución del planeta gigante. Por esta razón, los raros binarios cercanos que albergan planetas gigantes ofrecen un laboratorio ideal para explorar las propiedades y la estabilidad de estos sistemas planetarios extremos.
Objetivos: En el curso de nuestro estudio de imágenes coronográficas CFHT y VLT dedicado a la búsqueda de compañeros débiles de estrellas anfitrionas de exoplanetas, un cierre (

20 AU), se descubrió un compañero estelar secundario del exoplaneta anfitrión HD 196885 A. En este estudio, nuestro objetivo es monitorear el movimiento orbital del compañero binario. Combinando la velocidad radial y las observaciones de imágenes de alto contraste, nuestro objetivo es derivar las propiedades orbitales del sistema completo y probar su estabilidad dinámica para revelar su formación.
Métodos: Durante más de 4 años, utilizamos el instrumento de óptica adaptativa de infrarrojo cercano NaCo para monitorear la posición astrométrica de HD 196885 B en relación con A. El sistema se observó en cinco épocas diferentes desde agosto de 2005 hasta agosto de 2009 y se observaron posiciones relativas precisas. determinado.
Resultados: Nuestras observaciones rechazan completamente la hipótesis de fondo estacionario para HD 196885 B. Se encuentra que los dos componentes son comodos. El movimiento orbital de HD 196885 B se resuelve bien, incluso se detecta la curvatura orbital. A partir de nuestros datos de imágenes combinados con las mediciones de velocidad radial publicadas, refinamos los parámetros orbitales completos del componente estelar. Derivamos por primera vez su inclinación orbital y su masa exacta. También encontramos soluciones para el planeta gigante interior HD 196885 Ab que son compatibles con estudios anteriores independientes de velocidad radial. Finalmente, investigamos la estabilidad del planeta gigante interno HD 196885 Ab con la proximidad binaria compañera. Nuestras simulaciones dinámicas muestran que el sistema es actualmente y sorprendentemente más estable en una configuración de alta inclinación mutua que cae en el régimen de resonancia de Kozai. De confirmarse, este sistema constituiría uno de los sistemas no coplanares más compactos conocidos hasta ahora. Plantearía varias preguntas sobre su formación y estabilidad.


Beso final de dos estrellas rumbo a la catástrofe

La impresión de este artista muestra a VFTS 352 & mdash, el sistema de estrella doble más popular y masivo hasta la fecha, donde los dos componentes están en contacto y compartiendo material. Las dos estrellas de este sistema extremo se encuentran a unos 160.000 años luz de la Tierra en la Gran Nube de Magallanes. Este intrigante sistema podría estar encaminado a un final dramático, ya sea con la formación de una sola estrella gigante o como un futuro agujero negro binario. Crédito de la imagen: ESO / L. Calçada. El sistema de estrella doble VFTS 352 se encuentra a unos 160.000 años luz de distancia en la Nebulosa de la Tarántula. Esta notable región es el vivero más activo de nuevas estrellas en el universo cercano y las nuevas observaciones del Very Large Telescope # 8217 de ESO han revelado que este par de estrellas jóvenes se encuentra entre las más extremas y extrañas encontradas hasta ahora.

VFTS 352 está compuesto por dos estrellas masivas, brillantes y muy calientes que orbitan entre sí en poco más de un día. Los centros de las estrellas están separados por solo 12 millones de kilómetros (7,5 millones de millas). De hecho, las estrellas están tan cerca que sus superficies se superponen y se ha formado un puente entre ellas. VFTS 352 no solo es el más masivo conocido en esta pequeña clase de & # 8220 overcontact binarios & # 8221 & mdash, tiene una masa combinada de aproximadamente 57 veces la del Sol & mdash, sino que también contiene los componentes más calientes & mdash con temperaturas superficiales superiores a 40.000 grados Celsius. .

Las estrellas extremas, como los dos componentes de VFTS 352, juegan un papel clave en la evolución de las galaxias y se cree que son las principales productoras de elementos como el oxígeno. Estas estrellas dobles también están vinculadas a comportamientos exóticos como el que muestran las & # 8220 estrellas vampiro & # 8221, donde una estrella compañera más pequeña succiona materia de la superficie de su vecina más grande.

En el caso de VFTS 352, sin embargo, ambas estrellas del sistema son de tamaño casi idéntico. El material, por lo tanto, no se succiona de uno a otro, sino que se puede compartir. Se estima que las estrellas componentes de VFTS 352 comparten alrededor del 30 por ciento de su material.

Este sistema es muy raro porque esta fase en la vida de las estrellas es corta, lo que dificulta su captura en el acto. Debido a que las estrellas están tan juntas, los astrónomos piensan que las fuertes fuerzas de las mareas conducen a una mejor mezcla del material en los interiores estelares.

& # 8220El VFTS 352 es el mejor caso encontrado hasta ahora para una estrella doble caliente y masiva que puede mostrar este tipo de mezcla interna & # 8221, explica el autor principal Leonardo A. Almeida de la Universidad de São Paulo, Brasil. & # 8220 Como tal, & # 8217 es un descubrimiento fascinante e importante. & # 8221 La cruz roja muestra la ubicación de VFTS 352, a unos 160.000 años luz de la Tierra en la Gran Nube de Magallanes. Esta vista de la región de formación estelar de la Nebulosa Tarántula incluye imágenes de luz visible del Wide Field Imager en el telescopio MPG / ESO de 2,2 metros en La Silla e imágenes infrarrojas del telescopio infrarrojo VISTA de 4,1 metros en Paranal. Crédito de la imagen: ESO / M.-R. Encuesta Cioni / VISTA Magellanic Cloud. Reconocimiento: Cambridge Astronomical Survey Unit. Los astrónomos predicen que el VFTS 352 se enfrentará a un destino catastrófico de dos formas. El primer resultado potencial es la fusión de las dos estrellas, lo que probablemente produciría una estrella única gigantesca que gira rápidamente, y posiblemente magnética. & # 8220Si sigue girando rápidamente, podría terminar su vida en una de las explosiones más enérgicas del universo, conocida como una explosión de rayos gamma de larga duración & # 8221, dice el científico principal del proyecto, Hugues Sana, del Universidad de Lovaina en Bélgica.

La segunda posibilidad la explica la astrofísica teórica principal del equipo, Selma de Mink de la Universidad de Amsterdam: & # 8220Si las estrellas se mezclan lo suficientemente bien, ambas permanecen compactas y el sistema VFTS 352 puede evitar fusionarse. Esto llevaría a los objetos por un nuevo camino evolutivo que es completamente diferente de las predicciones clásicas de la evolución estelar. En el caso de VFTS 352, los componentes probablemente terminarían sus vidas en explosiones de supernovas, formando un sistema binario cercano de agujeros negros. Un objeto tan notable sería una fuente intensa de ondas gravitacionales. & # 8221

Demostrar la existencia de este segundo camino evolutivo sería un gran avance observacional en el campo de la astrofísica estelar. Pero, independientemente de cómo VFTS 352 encuentre su desaparición, este sistema ya ha proporcionado a los astrónomos nuevos y valiosos conocimientos sobre los procesos evolutivos poco entendidos de los sistemas estelares binarios de sobrecontacto masivo.


Este agujero negro renegado está rompiendo las reglas de la astrofísica

Stephen Hawking estaba equivocado acerca de Cygnus X-1. Todos lo fuimos.

Quizás nada simbolice el terror y maravilla del espacio más que un agujero negro.

La primera foto de un agujero negro, tomada en 2019, ofreció un vistazo de un centro oscuro encerrado en un anillo de fuego que puede doblar el espacio y el tiempo con su increíble atracción gravitacional. Nuestro conocimiento de estos extraños seres está en constante evolución; desde entonces, se ha descubierto que el agujero negro de la fotografía de 2019, por ejemplo, se tambalea.

En un estudio publicado el jueves en la revista Ciencias, los científicos han agregado otro giro a esta historia. Una nueva medición de un tipo específico de agujero negro revela que es tan masivo que cuestiona aspectos fundamentales de la evolución estelar.

Aquí está el trasfondo: Cuando las estrellas moribundas colapsan, pueden formar agujeros negros. Una vez creados, los agujeros negros continúan ganando masa de su entorno. Como resultado, el tamaño de un agujero negro puede dar a los científicos una indicación de la masa de su estrella original, pero no es una medida exacta.

El Sol de la Tierra gobierna nuestro Sistema Solar por sí solo. Pero también hay sistemas estelares binarios en el cosmos, en los que dos estrellas orbitan alrededor de un centro de masa compartido. Si un agujero negro interactúa con una de las estrellas de un sistema binario, entonces la estrella emite rayos X. Estos rayos X, a su vez, pueden formar chorros de radio. Los chorros de radio emiten potentes ondas de radio, lo suficientemente potentes para que los científicos las detecten.

Las observaciones de chorro de radio son cruciales para el estudio científico de los agujeros negros, incluida la imposición de límites a lo que un agujero negro puede y no puede caracterizar. A partir de estas mediciones, por ejemplo, los científicos pensaron que los agujeros negros en los sistemas binarios no tienen una masa mayor a 20 masas solares. Una sola masa solar, por contexto, es aproximadamente equivalente a la masa del Sol y 330.000 veces la masa de la Tierra.

Los agujeros negros binarios más masivos observados habían registrado entre 15 y 17 masas solares, pero esta no era la imagen completa. Los científicos no estaban preparados para Cygnus X-1. Este sistema estelar binario tiene un agujero negro con una masa de 21 masas solares, según el nuevo estudio.

Profundizando en los detalles - En el mundo de la astronomía, Cygnus X-1 es tan famoso como puede serlo un sistema estelar binario. Descubierto por primera vez a través de observaciones de rayos X que emanan del sistema en la década de 1960, en 1973 se convirtió en la primera prueba científicamente aceptada de un agujero negro. El sistema también entró en la cultura popular cuando Stephen Hawking reveló en su libro: Una breve historia del tiempo, una vez hizo una apuesta con un compañero astrónomo sobre la posibilidad de que existan agujeros negros en esta región del espacio. Hawking apostó en contra de la idea y (eventualmente) admitió la derrota.

James Miller-Jones es el director científico del Instituto Curtin de Radioastronomía en Perth, Australia y coautor del estudio. Él dice Inverso que cuando un sistema estelar binario se convierte en una estrella y un agujero negro, se puede determinar su tamaño observando "cómo cambia la luz óptica de la estrella compañera a medida que se mueve alrededor de su órbita".

Estudios previos "midieron la distancia a Cygnus X-1 midiendo su aparente desplazamiento contra objetos distantes cuando se ven desde diferentes puntos de vista en la órbita de la Tierra alrededor del Sol", dice Miller-Jones.

Si bien este trabajo anterior fue "innovador", dice Miller-Jones, "no muestreó completamente la órbita del agujero negro alrededor de su estrella compañera".

Qué hay de nuevo - Miller-Jones y su equipo pudieron ir más allá de estos estudios anteriores mediante el uso de Very Long Baseline Array, una red de 10 radiotelescopios ubicados en los Estados Unidos.

Usando datos de la matriz, el equipo se dio cuenta de que el agujero negro en Cygnus X-1 estaba cambiando de posición a medida que se movía alrededor de su órbita. A través de un muestreo completo de la órbita durante seis días, Miller-Jones explica que el equipo pudo "corregir estos efectos orbitales y medir una distancia más precisa y, por lo tanto, la masa del agujero negro" de lo que era posible anteriormente.

Por qué es importante Para entender por qué esta nueva información de masas es tan crucial, podemos mirar a nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. En nuestro hogar galáctico, generaciones de estrellas han sintetizado elementos pesados, que a su vez permiten que las estrellas de hoy "impulsen vientos más poderosos de lo que era posible para las generaciones anteriores" de estrellas, explica Miller-Jones.

Estos poderosos vientos deberían imponer restricciones a las masas de los agujeros negros; básicamente, el agujero negro solo podría robar tanta masa de su estrella compañera. Pero Cygnus-X1 no sigue esas reglas. Nos ha "obligado a revisar a la baja nuestras estimaciones de cuánto material pierden las estrellas más masivas con los vientos", dice Miller-Jones.

Increíblemente, el agujero negro en el centro de este estudio en realidad tiene un poco más de 73 millas de diámetro.

Como dice Miller-Jones: "la masa combinada de los dos objetos es más de 60 veces la masa del Sol, todos contenidos en una región del espacio a menos de un cuarto de la distancia entre la Tierra y el Sol".

Claro, tiene una masa de aproximadamente 7 millones de veces la de la Tierra, pero "¡te llevaría una hora cruzarla!"

Que sigue - Ahora que Cygnus X-1 tiene el título de “el agujero negro de masa estelar más masivo detectado electromagnéticamente que se conoce actualmente”, la gran pregunta es ¿qué sigue para el sistema estelar binario?

Tanto su estrella como su agujero negro giran uno alrededor del otro en una órbita rápida de 5,6 días. Pero un día, la estrella se extinguirá. Se desconoce qué sucede entonces, pero los investigadores señalan en el estudio que la órbita del sistema sugiere que los dos miembros del sistema no se convertirán un día en un agujero negro fusionado mucho más grande. Como escribe el equipo en su artículo, no "esperan que Cygnus x-1 se someta a una fusión binaria de agujeros negros en una escala de tiempo igual a la edad del Universo".


Masa combinada de estrellas binarias - Astronomía

Medir la masa de estrellas en sistemas binarios es fácil. Los sistemas binarios son conjuntos de dos o más estrellas en órbita entre sí. Al medir el tamaño de la órbita, las velocidades orbitales de las estrellas y sus períodos orbitales, podemos determinar exactamente cuáles son las masas de las estrellas. Podemos tomar ese conocimiento y luego aplicarlo a estrellas similares no en múltiples sistemas.

También podemos medir fácilmente la luminosidad y temperatura de cualquier estrella. Una gráfica de la luminosidad versus la temperatura para un conjunto de estrellas se llama diagrama de Hertsprung-Russel (H-R), y resulta que la mayoría de las estrellas se encuentran a lo largo de una banda delgada en este diagrama conocida como la secuencia principal. Las estrellas se ordenan por masa en la secuencia principal, siendo las estrellas masivas más calientes y brillantes que sus hermanas de masa pequeña. Si una estrella cae en la secuencia principal, conocemos inmediatamente su masa.

Además de estos métodos, también tenemos una excelente comprensión de cómo funcionan las estrellas. Nuestros modelos de estructura estelar son excelentes predictores de las propiedades y la evolución de las estrellas. Resulta que la masa de una estrella determina su historia de vida desde el día 1, para todos los tiempos posteriores, no solo cuando la estrella está en la secuencia principal. Entonces, en realidad, la posición de una estrella en el diagrama H-R es un buen indicador de su masa, independientemente de si está en la secuencia principal o no.

Esta página se actualizó el 27 de junio de 2015

Sobre el Autor

Dave Kornreich

Dave fue el fundador de Ask an Astronomer. Obtuvo su doctorado en Cornell en 2001 y ahora es profesor asistente en el Departamento de Física y Ciencias Físicas de la Universidad Estatal de Humboldt en California. Allí dirige su propia versión de Ask the Astronomer. También nos ayuda con alguna pregunta de cosmología.


Las observaciones visuales de sistemas estelares binarios no son compatibles con TYCHOS

Considere esta página que describe observaciones de estrellas binarias visuales a través de equipos de aficionados asequibles. He observado algunos binarios visuales en mi vida no muy rigurosamente, pero lo suficiente como para sentir que esta página no contiene ninguna falsedad obvia sobre las observaciones reales.

Ahora, si TYCHOS tiene razón sobre la distancia a las estrellas (ver capítulo 36, entonces las estrellas en el cielo están 42633 veces más cerca de lo que pensamos.

Esto también significa que, dada una distancia angular aparente entre los componentes de los sistemas binarios, las órbitas son 42633 veces más pequeñas de lo que los astrónomos convencionales creen que son. Y, sin embargo, sus períodos orbitales son décadas o siglos, consistentes con órbitas muy amplias en el paradigma newtoniano, y consistentes con las características orbitales planetarias y lunares en el sistema solar local.

¿Cómo explica TYCHOS que las órbitas de los sistemas binarios más fáciles de observar están claramente en desacuerdo con nuestro propio sistema solar?

Sin mencionar el hecho de que todas estas órbitas parecen elipses y no círculos oblicuos.


¿Qué es una estrella binaria?

El término estrella binaria es un nombre inapropiado porque en realidad es un sistema estelar compuesto generalmente por dos estrellas que orbitan alrededor de un centro de masa & # 8211 donde la masa está más concentrada. Una estrella binaria no debe confundirse con dos estrellas que aparecen muy juntas a simple vista desde la Tierra, pero en realidad están muy separadas & # 8211 Carl Sagan ¡lejos!

Los astrofísicos encuentran que los sistemas binarios son bastante útiles para determinar la masa de las estrellas individuales involucradas. Cuando dos objetos se orbitan entre sí, su masa se puede calcular con mucha precisión utilizando los cálculos de Newton & # 8217s para la gravedad. Los datos recopilados de estrellas binarias permiten a los astrofísicos extrapolar la masa relativa de estrellas individuales similares.

Hay varias subcategorías de estrellas binarias, clasificadas por sus propiedades visuales, incluidas las binarias eclipsantes, las binarias visuales, las binarias espectroscópicas y las binarias astrométricas.

Las estrellas binarias eclipsantes son aquellas cuyas órbitas forman una línea horizontal desde el punto de observación esencialmente, lo que el espectador ve es un doble eclipse a lo largo de un solo plano Algol, por ejemplo.

Un sistema binario visual es un sistema en el que dos estrellas separadas son visibles a través de un telescopio que tiene un poder de resolución adecuado. Estos pueden ser difíciles de detectar si una de las estrellas y el brillo # 8217 es mucho mayor, en efecto, borrando la segunda estrella.

Las estrellas binarias espectroscópicas son aquellos sistemas en los que las estrellas están muy cerca y orbitan muy rápidamente. Estos sistemas están determinados por la presencia de líneas espectrales y líneas de color # 8211 que son anomalías en un espectro que de otro modo sería continuo y son una de las únicas formas de determinar si una segunda estrella está presente. Es posible que un sistema estelar binario sea visual y binario espectroscópico si las estrellas están lo suficientemente separadas y el telescopio que se utiliza tiene una resolución lo suficientemente alta.

Las estrellas astrométricas binarias son sistemas en los que solo se puede observar una estrella, y la presencia de la otra & # 8217s se infiere por el notable bamboleo de la primera estrella. Este bamboleo ocurre como resultado de la leve influencia gravitacional de la estrella más pequeña en la estrella más grande.

Entonces ahora puede responder la pregunta, & # 8220 ¿qué es una estrella binaria? & # 8221

Hemos escrito muchos artículos sobre estrellas binarias en Universe Today. Aquí & # 8217s un artículo sobre una nueva clase de estrellas binarias descubiertas, y una situación en la que una estrella fue expulsada de una asociación binaria.

Hemos grabado varios episodios de Astronomy Cast sobre estrellas. Aquí hay dos que pueden resultarle útiles: Episodio 12: ¿De dónde vienen las estrellas bebés? Y Episodio 13: ¿A dónde van las estrellas cuando mueren?


Ver el vídeo: Υπάρχει απόδειξη για την ύπαρξη του Θεού; (Diciembre 2022).