Estrellas Binarias

Una fracción sorprendentemente grande de las estrellas está en sistemas binarios o múltiples. A veces, las estrellas binarias están evidentemente separadas, al igual que Cygni-61 en el vecindario cercano del Sol. Las estrellas binarias que se pueden distinguir con un telescopio, se llaman "binarias visuales". Otras pueden ser detectadas a partir de variaciones periódicas en la luminosidad, que están asociadas con el eclipse de una estrella por la otra ("binarias eclipsantes"). Aún otras pueden ser detectadas a partir de la superposición de diferentes tipos de espectros ("binarias espectrales"). Las modernas mediciones interferométricas, también se han sumado a nuestra capacidad para distinguir y estudiar las estrellas binarias.

Las órbitas binarias pueden contribuir a la medición de las masas de los diferentes tipos de estrellas que aparecen en dichos sistemas.

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Estrellas Binarias Visuales

Las estrellas binarias que se pueden distinguir visualmente con la ayuda de un telescopio, se llaman binarias visuales. Esta designación depende claramente de la potencia de resolución del telescopio usado, pero proporciona una clasificación útil. Esta clase incluye el espectacular ejemplo de Cygni-61 en el vecindario cercano del Sol.

Las órbitas binarias pueden contribuir a la medición de las masas de diferentes clases de estrellas que aparecen en tales sistemas. A partir de la medición del periodo y el semieje mayor de la órbita de las estrellas binarias, se puede obtener la suma de las masas de las estrellas, si se conoce la distancia a la pareja. Además, si se puede medir la órbita de cada una de las estrellas, se pueden deducir las masas individuales.

Si se observa que el periodo orbital de una estrella binaria es
T = años = dias,
y su semieje mayor a = unidades astronómicas (UA),
entonces, la suma de las masas de las estrellas es m1 + m2 = masas solares. Si se conocen que los semiejes mayores individuales son
a1 = AU
a2 = AU
Entonces, las masas de las estrellas individuales son
m1 = masas solares
m2 = masas solares.

1951

El caso de Cygni-61 se puede utilizar como un ejemplo del cálculo anterior. Cygni-61 fue una de las primeras estrellas para las que se determinó la distancia por paralaje. Está a unos 11,4 años luz (3,48 pc) del sistema solar. Su período es de 722 años y con el uso de la distancia y los cambios en la posición angular, su semieje mayor se determinó en 86,4 UA. El cálculo de arriba da una suma de las masas de las dos estrellas de 1,24 masas solares. Las masas reportadas para las dos estrellas son 0,63 y 0,70 masas solares, que no están totalmente de acuerdo con la anterior. Para obtener una suma de masas solares de 1,33, con un período de 722 años, se requeriría un semieje mayor de 88,5 UA.

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