En astronomía,
el término sistema binario se utiliza para referirse a dos objetos astronómicos que se encuentran tan próximos entre sí que están
ligados por su fuerza gravitatoria, orbitando alrededor
de un centro de masas común.
Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y
condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total.
La metalicidad de la nube de gas será la que posean las estrellas que
se formen a partir de ella. Normalmente, una misma nube produce varias
estrellas formando cúmulos abiertos con
decenas y hasta centenares de ellas. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acreción o de acrecimiento de los cuales surgirán planetas si
la metalicidad es lo suficientemente elevada.
Existe
una relación directa entre el periodo de la órbita de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita, la excentricidad de la
orbita es determinante y marcara su progreso en el tiempo hasta su colapso.
El 75% de todas las estrellas se
encuentran en sistemas Binarios, en el caso de nuestro sistema solar nos
encontramos un sistema denominado Binarias
astrométricas.
Se
detectan que son binarias gracias al "tirón" gravitatorio ejercido
por su compañera invisible.
Tercera ley
de Kepler.
Esto
produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas
fijas que puede ser
medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya
que este tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10
pársecs, a distancias mayores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño,
que los cálculos no se pueden realizar. Como las binarias visuales, las
astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El objeto
invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente
estelar, una enana roja o una enana marrón.
Si la
compañera es lo suficientemente masiva como para causar un cambio de la posición
de la estrella, entonces su presencia se puede deducir. Aunque el
compañero no es visible se pueden determinar las características del sistema
usando las leyes de Kepler.
El
método para detectar estrellas binarias de este tipo, es también usado para
localizar planetas extrasolares que orbitan una estrella. Aunque para que los
cálculos den un resultado confiable es necesario que las medidas tomadas sean
muy exactas gracias a la gran diferencia entre las masas y la gran diferencia
entre las órbitas de los planetas.
Resulta
imposible adivinar el espectro del objeto invisible, pero sí se puede deducir
su masa. En el caso de nuestra compañera enana marrón estaríamos hablando de
una masa aproximada de aproximado de 1.9 Mj.
Al aumentar las estrellas de tamaño durante su evolución, en algún punto pueden
exceder el lóbulo de Roche, lo que significa que algo de la materia de la
estrella se aventura en la región donde la gravedad de la estrella compañera es
mayor que la propia. El resultado es que la materia se va a transferir de una
estrella a la otra mediante un proceso conocido como desborde del lóbulo de
Roche, siendo absorbida mediante un impacto directo, o mediante un disco de acrecimiento.
En el caso de binarias de rayos X nos encontramos con un
sistema de una estrella y un agujero negro o estrella de neutrones que la mantiene apresada absorbiéndole parte de su
material.
Desde la estrella surge una protuberancia en forma de brazo
que conduce a un disco de acreción en cuyo centro se halla el agujero negro.
Debido a las intensas fuerzas gravitatorias de estos objetos la materia que cae
en espiral es estrujada y acelerada. La fricción entre las diferentes zonas del
disco que tienen velocidades diferenciales calienta al mismo hasta temperaturas
que llevan a esa materia a emitir rayos X.
Hay dos tipos de sistemas dobles con agujero negro. Los más
comunes son los de agujero negro con estrella masiva. Los que acompañan a una
estrella poco masiva son más raros porque los modelos de formación predicen
casi siempre objetos cercanos de masas similares. Siempre podría tratarse de
una estrella capturada pero dicho fenómeno es aún más raro, sólo probable en
zonas con alta densidad de estrellas como los centros de los cúmulos globulares.
Por tanto en el caso de nuestro
sistema solar deberíamos prescindir de la hipótesis de binarias de rayos X.
Así pues deberíamos contemplar la
posibilidad de que las atmósfera de las dos estrellas a medida que sus orbitas
se acercan intercambien materia que por
su intensidad genere un pequeño agujero negro de acreción.
La evolución estelar puede describirse como una batalla entre
dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de
una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y
la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de
la presión térmica
resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta
batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más
combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá,
fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y
su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras
cercanas.
Al dejar la secuencia principal una estrella se hincha. Si
tiene una compañera cercana orbitando a su alrededor, la expansión puede llegar
al punto de llenar el lóbulo de Roche de
la estrella primaria, por lo que la atmósfera de ésta empieza a verterse sobre
la secundaria. A partir de ese punto la evolución de ambas estrellas puede
verse profundamente alterada, tanto en cuanto a sus masas y temperaturas
superficiales como en cuanto a las fases que atraviesan y su destino final.
Existen diversos posibles destinos finales de un sistema binario en el que las dos compañeras se
hallan a corta distancia. Entre los más relevantes están las supernovas de tipo Ia y los sistemas binarios de rayos X .
En el
caso de Binarias de Rayos X, recurriendo a la hipótesis
de un sistema binario formado por un un agujero negro o una estrella de neutrones, nos encontraríamos
con que la emisión de rayos X seria consecuencia de la materia que esta en el
disco de acreción, esta materia (gas y plasma) forma un disco de acrecimiento que orbita alrededor del agujero negro
a medida que es absorbida por este.
Podríamos definir una estrella de neutrones como un remanente estelar dejado
por una estrella supergigante después
de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova.
Los intensos campos magnéticos estimados
para las estrellas de neutrones podrían dar cuenta de la estabilidad de los
pulsos recibidos y la frecuencia de los
pulsos emitidos debe decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de
energía rotacional.
Creo que esto es algo que los chicos de la Nasa se han encontrado en la Nebulosa del Cancrejo, J.
Ostriker y J. Gunn con el modelo de frenado
por dipolo magnético, pusieron las
bases teóricas.
Cabe destacar que las perturbaciones espaciotemporales son
producidas por sistemas binarios. Recordad, ¿Fi o PHI? Wilton Windmill. Es la gravedad de un agujero negro, lo que produce la
«curvatura del espacio-tiempo»,
provocando una singularidad envuelta por una superficie cerrada,
llamada horizonte de sucesos.
Podríamos definir el disco de acreción del agujero negro como
una estructura en forma de disco
alrededor de un objeto central masivo. El disco alimenta el cuerpo central
siendo atraído por éste y contribuyendo a su aumento de masa. La dinámica de
estos objetos astrofísicos está gobernada principalmente por la ley de
conservación del momento angular.
Debemos estudiar e imaginar este disco de acreción en forma
vertical con una estructura de forma toroidal.
Una estrella u
otro astro situado en un sistema binario puede
también formar un disco de acrecimiento robando materia de las capas exteriores
de su compañera, como podría ser el caso de nuestro sistema solar. La cercanía
entre las estrellas producirían un intercambio de materia, debido a las
diferencias entre sus masas se generaría un agujero negro de acreción.
Si dos estrellas orbitan muy cerca la una de la otra pueden
llegar a fusionarse. Pero incluso si no lo hacen, una de ellas podría absorber
materia de la superficie de su compañera.
En los sistemas binarios el miembro menor y menos masivo de
la pareja "rejuvenece" a medida que absorbe hidrógeno fresco de su
compañera. Su masa se incrementa así de forma notable, y estas estrellas suelen
vivir mucho más tiempo que sus enormes parejas.
El número de "parejas estelares" que están lo suficientemente cerca como para que sus dos miembros interaccionen (transfiriéndose masa o fundiéndose en una única estrella) es mucho mayor de lo que nadie se hubiera atrevido a pensar. Y eso tiene profundas implicaciones para nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan las galaxias.
Las
perturbaciones en la nube de Oort, y las anomalías en Urano o Neptuno son
evidentes y las anomalías ya son observables en los planetas interiores.
Nasa ha ocultado la realidad de que nuestro sistema solar es
binario, pero pronto esta información se hará pública ya que las pruebas científicas
de ello son evidentes y no pueden ocultarlo por más tiempo.
Otra posibilidad que deberíamos contempla es la de que
nuestra compañera enana marrón este orbitada por planetas o satélites, ¿puede
haber algún planeta o satélite cercano a la pequeña estrella que por su
distancia a esta pueda albergar vida? Supongamos
que la distancia de este o estos planetas fuera la distancia existente entre Júpiter
y sus satélites. ¿No estarían entonces dentro de la más cercana “zona
habitable” de una enana marrón?
Creo que eso lo dejaremos para otro día.
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