Estrellas binarias
Hola, hola, de nuevo por acá. Recordando de la semana pasada hablamos algo sobre la evolución estelar, sin embargo solo hablamos sobre la forma de evolución de estrellas individuales.
Esta vez hablaremos de la evolución estelar para estrellas dobles o binarias.
Después de la formación de una estrella, lo más común que puede encontrarse en el Universo es que las estrellas no evoluciones solitarias por ahí dentro de una galaxia. Al contrario lo más común es que formen sistemas múltiples, tal como el sistema solar. Pero también sistemas formados por dos estrellas.
Estas estrellas pueden formarse en épocas similares, y tal vez posean masas similares.
Ambas estrellas se encuentran girando una en torno a la otra. De hecho ambas giran alrededor del centro de masa del sistema.
Las características de las estrellas pueden ser muy diferentes entre sí. Por lo regular una de ellas evoluciona más rápido que la otra debido a la masa que posee.
Dentro de los tipos de estrellas podemos tener sistemas que tienen interacciones entre sí, y sistemas donde no. Estos sistemas se conocen como activos e inactivos respectivamente.
Primero hablemos de la forma de detectar a estas estrellas.
El método más común es el método de eclipses. Imaginen que nosotros vemos una estrella en el plano de visión del planeta. De ella podemos conocer la intensidad con que nos ilumina dicha estrella. Esto nos da que tendría un valor casi constante de intensidad.
Pero si nosotros no vemos una estrella que este girando en torno a ella, este valor se mantiene. Si la estrella llegará a pasar enfrente de la que estamos observando, debido a que no toda la luz podrá pasar a través de la estrella que esta eclipsando (Por que de hecho esto es un eclipse, como el de Sol, donde la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol), la intensidad alcanza un mínimo. Esto ocurre varias veces durante la trayectoria de la estrella eclipsante. De conocer estos datos, se puede calcular el período de rotación de la estrella eclipsante así como su masa y su tamaño.
Bien dado que los sistemas activos son los que más nos interesan, (lo cual es claro pues un sistema inactivo es la mayoría de las veces aburrido, hasta cierto punto o instante de su evolución), pensemos en un sistema activo. Nos referimos como sistema activo pues una de sus características es la transferencia de masa.
Este fenómeno ocurre para estrellas muy cercanas entre si. Expliquemos que es lo que pasa. Durante su proceso de formación podemos ver como evolucionan las superficies de potencial gravitacional constante o superficies equipotenciales. Estas superficies delimitan varias zonas importantes para todo sistema de estrellas. Una de las primeras superficies interesantes es el llamado lóbulo de Roche. Este marca el punto en el que una de las estrellas transfiere masa a su compañera.
Dentro de las regiones marcadas como L2 y L1, se encuentran las estrellas. La dinámica de transferencia de masa es dentro de lo que cabe es sencilla. Si una de las estrellas rebasa su lóbulo, inevitablemente transferirá masa a la otra estrella, modificando la estructura de los lóbulos. De hecho el punto sobre el cual se hace la transferencia que marca la intersección de los lóbulos, se traslada a lo largo de la línea que conecta los centros de las estrellas alejándose o acercándose a las estrellas.
La condición de equilibrio se alcanza cuando las estrellas ya no llenan más su propio lóbulo. Ahora la pregunta obvia es quién transfiere masa a quién. Pues bien si pensaban que la estrella con más masa era la que se "chupaba" la masa de la más chica, pues que creen no es cierto. Es justamente lo contrario, pues es más fácil que una estrella muy masiva llene su lóbulo de Roche pues es más inestable que las estrellas más pequeñas. Claro si la estrella es muy muy muy masiva, en vez de "chupar" materia de la estrella más chica se la "come" por completo sin pasar por esta etapa de transferencia de masa.
Ahora de lo que hemos visto, recordarán que material que "cae" a una estrella lo que hace es crear un disco de acreción, tal como al principio cuando la estrella se esta formando.
Este disco de acreción puede tener serias implicaciones en el proceso de evolución de la estrella que esta recibiendo la masa. Una de ellas es la fricción que pueda ocurrir entre los dos flujos de gas, el de la estrella y el que está cayendo. Esta fricción provoca que el gas que esta acretando se caliente tanto que emite en rayos X (lo cual pueden ver en uno de nuestros post de hace algunos días). Esta es otra forma de detectar sistemas binarios, sobre todo los que están formados por estrellas que tienen compañeras compactas.
Como puede ocurrir que la estrella llene su lóbulo de Roche. Pues de la semana pasada les platiqué que una estrella, dependiendo de su masa, es el tiempo que vive, pero además la cantidad de elementos que podrá formar al interior de su núcleo. Conforme la estrella crea elementos más pesados, las capas exteriores son desplazadas hacia arriba y provocan que la estrella se expanda. De este modo puede llenar el lóbulo e iniciar el proceso de transferencia de masa.
Por último, en la siguiente imagen lo que podrán ver es un diseño tridimensional de las superficies equipotenciales en un sistema doble. Si una de las estrellas rebasa el pico sobre el cual se halla, el proceso de transferencia comenzará.
Pues bien, espero que les haya gustado... no olviden compartir y divulgar lo que van aprendiendo, recuerden que siempre hay cosas maravillosas con cada cosa, fenómeno, objeto o sistema que este ahí en el Universo.
Saludos y nos estamos viendo la próxima semana, ahora si llegando casi al final de una estrella.
Cuídense!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!1
Sergio.
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