Curso básico de estrellas dobles     

  Lección 3 bis  Clasificación de las Estrellas Dobles parte III   

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Sistema estelares múltiples: En muchos casos podemos encontrar sistemas compuesto por más de dos estrellas gravitacionalmente unidos. Es muy común observar sistemas con tres estrellas, son los sistemas triples, un ejemplo de tale sistemas lo constituye β Monocerotes; también hay sistemas con varios miembros como es el caso de la estrella Castor en Géminis que contiene seis estrellas. Generalmente, los sistemas múltiples tienen a ser sistemas inestables en donde uno de los acontecimientos más notable es la expulsión de una o varias componentes del sistema, teniendo en consecuencia una existencia relativamente corta como sistema múltiple. Los científicos encuentran mucha dificultad para modelizar estos sistemas ya que muy a menudo presentan una órbita caótica. Una de la manera en que un sistema múltiple pueda sobrevivir durante largo plazo es cuando a su vez cada componente forme sistemas binarios cerrados en este caso las dos estrellas cercanas actúan desde el punto gravitacional como si fuera una única estrella y bajo estas condiciones el sistema es estable. Castor es un ejemplo clásico de tales agrupaciones estelares. Consta de dos binarias cerradas que se mueven alrededor del centro común de masa conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita a las dos primeras formando de esta manera un sistema múltiple con seis estrellas. Fig. 1: El sistema triple  de Beta Monoceros 

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Clasificación gravitacional de las estrellas: 2

En el año 2006 la Unión Astronómica Internacional introdujo una nueva clasificación estelar que responde a cuatro criterios gravitacionales, que obviamente incluye tanto a las estrellas dobles o múltiples como a agrupaciones de mayor jerarquía como son los cúmulos estelares. A continuación se mencionan esta clasificación relativamente nueva de las estrellas: Clasificación por centro gravitacional: El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias. Clasificación de estrellas sistérmicas por posición : Si una estrella es sistémica (forma

parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales forman el segundo tipo. Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional: Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente. Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbita alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

Exoplanetas en sistemas binarios: Uno de descubrimientos más relevantes en la última década son los exoplanetas es decir planetas orbitando estrellas (fuera del sistema solar. En el caso de las estrellas binarias también se han descubiertos estos exoplanetas, que

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Fig. 2: Exoplanetas de tipo P y tipo S 

Es muy poco probable encontrar exoplanetas que orbiten a una única estrella de un sistema binario debido a las “zonas prohibidas” que resulta de las resonancias gravitacionales generadas por el movimiento orbital del sistema binario. La dinámica del movimiento orbital puede tener con consecuencia separar al exoplaneta del sistema binario. Si bien la observación y/o estudio de los exoplanetas está fuera del alcance de los astrónomos aficionados, cabe mencionar que es sumamente importante establecer la naturaleza de la estrella doble al cual pertenece el exoplaneta por las perturbaciones gravitacionales que esto implica sobre el exoplaneta.

Métodos de detección:

En ningún caso (hasta ahora) es posible observar directamente a los exoplanetas y por consiguiente su detección se realiza en forma indirecta por medio de técnicas fotométricas y astrométricas que se detallan a continuación: • Velocidades radiales: Este método se basa en el efecto Doppler. El planeta ejerce una influencia gravitatorio sobre la estrella y como ésta a su vez se mueve en torno de un centro común de gravedad, ent6onces podremos observar pequeños desplazamientos de las líneas espectrales interpretándolas como un efecto Doppler conforme la estrella se aleja o acerca con respecto a nosotros. • Astrometría: Debido a que la estrella gira alrededor del centro común de masa, como consecuencia de la influencia gravitatoria del exoplaneta, podremos observar pequeñas variaciones en la posición de la estrella como en el caso de

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•

las dobles astrométrica. En el 2002 el Telescopio Espacial Hubble tuvo éxito en el uso de estas mediciones astrométricas confirmando la existencia de un exoplaneta Gliese 876. Tránsitos: Este método consiste en detectar sutiles variaciones luminosas de la estrella cuando el exoplaneta orbita por delante la estrella. Esta técnica junto con el de velocidad radial pueden ser utilizarse para caracterizar mejor la del planeta. Mencionemos que esta técnica es utilizada por algunos aficionados.

Además de estos métodos, existen otros tales como micro lentes gravitacionales, medidas de radio de un pulsar o la variación en el tiempo de tránsito.

Nomenclatura: El sistema de denominar a los exoplanetas es prácticamente la misma utilizada para la no denominación de las estrellas dobles. La diferencia es que para los exoplanetas utilizamos letras minúsculas comenzando con la b para el primer planeta descubierto en el sistema. Esta letra se coloca a continuación de la estrella. Se evita la letra a para evitar cualquier confusión con la estrella primaria. A partir de ahí se continúa con letras minúsculas sucesivas. Ej. 61 Cyg b. Si el exoplaneta forma parte de un sistema doble, si el planeta gira alrededor de una estrella del par, se indica con mayúscula a la estrella seguida por la minúscula correspondiente al exoplaneta. En la siguiente tabla se muestran algunos sistemas de estrellas dobles en que se descubrieron exoplanetas.

Par 

Denominación  Separación (AU)

Planeta

 

 

M sin i

 

Notas 

 

 

 

16 Cyg B 

STF I 46B 

700 

C 

1.50  Triple con 16 Cyg A y a 

55, ρ Cnc 

LDS6219A 

1150 

b 

0.84   

 

 

 

c 

0.21   

 

 

 

d 

4.05   

τ  Boo 

STT270A 

240 

b 

3.87   

HD 80606 

STF1341A 

2000 

b 

3.90   

GJ 86 

 

18 

b 

470   

4

Curso básico de estrellas dobles    HD179811 

STF2474AB 

640 

b 

6.30  Triple con STF2474 A y a 

94 Cet 

HJ 663 A 

630 

b 

1.66   

HD 142 

HDO 180ª 

440 

b 

1.36   

HD 195019  HO 131 A 

130 

b 

3.55   

υ And 

 

750 

b 

0.68  Compañera Óptica? 

 

 

 

c 

1.94   

 

 

 

d 

4.02   

HD 89744 

 

2500 

b 

7.17  La compañera es una enana marrón 

γ Cep 

HD 222404 

12‐32 

b 

1.76  El planeta orbita la estrella primaria 

HD 219542  STF 2995B 

 

b 

0.46  Es un par físico 

120 

b 

 

b 

5

HD114762 

 

HD 3651 

STT 550 

      Carlos A. Krawczenko [email protected] Vocal Suplente 1° de la Junta Directiva de LIADA Liga Ibero Americana de Astronomía www.liada.net Coordinador Adj. Sección Estrellas Dobles - LIADA http://sites.google.com/site/doblesl 

  Componente B es una enana M  0.20  A es cercana y K0V.