Jueves 14 de Abril 2011

Capítulo 5 Estrellas Binarias. Aparentes. Visuales. Astrométricas. Eclipsantes. Espectrales. Espectroscópicas. Determinación de Masas. Determinación de Radios y Cocientes de Temperaturas. Planetas Extrasolares.

Sistemas Múltiples La única manera directa de determinar la masa de una estrella es a través de la interacción gravitacional con otros objetos. Por lo menos, la mitad de todas las estrellas se encuentran en sistemas multiples, es decir dos o más estrellas orbitando alrededor del centro de masa. El análisis de los parámetros orbitale de estos sistemas múltiples permite obtener información acerca de su masa.

Estrellas Binarias Las estrellas binarias, son dos estrellas que orbitan una alrededor de la otra atraidas por su interacción gravitacional mutual. Cada una de las 2 estrellas miembros de un sistema binario se mueven en una órbita eliptica alrededor del centro de masa del sistema.

Sistema Binario

Binarias Ópticas y Visuales Dobles Ópticas: estos sistemas no son en realidad binarias, sino simplemente 2 estrellas que se encuentran próximas a la línea de la visión (es decir tiene coordenadas angulares similares), pero no estan gravitacionalmente ligadas. Binarias Visuales: Ambas estrellas pueden ser resueltas independientemente y si su periodo orbital no es prohibitivamenete largo se puede seguir el movimiento de cada miembro individualmente. Si se conoce la distancia a la binaria, entonces se puede determinar la separación física entre ambas.

Binarias Astrométricas Un miembro es significativamenete más brillante que el otro, lo que hace que no sea posible observar ambos miembros directamente. La existencia de la compañera no visible se deduce por el movimiento oscilatorio de la componente visible. El movimiento propio del sistema se ve reflejado en la línea recta del movimiento del centro de masa.

Binarias Espectroscópicas La espectroscopía hace posible estudiar sistemas binarios en los cuales no es posible resolver las estrellas individualemente en sus imágenes Un espectro de un sistema binario aparece como el espectro de una estrella individual pero con las líneas de absorción de dos tipos espectrales diferentes. Las líneas espectrales se corren hacia adelante y atrás en longitud de onda debido al efecto Doppler causado por el movimiento orbital cuando las estrellas se acercan y alejan del observador.

Binarias Espectroscópicas El espectro de una binaria es el espectro superpuesto de dos estrellas independientes que se pueden discernir, pero no en su imagén. El efecto Doppler hace que las líneas espectrales se desplacen de sus posiciones habituales si la estrella esta en reposo. Se observan corrimientos periódicos en las longitudes de onda de todas las líneas espectrales (a menos que el plano orbital de la binaria sea perpendicular a la línea de la visión. Cuando una estrella se corre al rojo, la otra se corre al azul; y viceversa.

Binarias Espectroscópicas

Binarias Espectroscópicas Binarias Espectroscópicas: Si una de las estrellas es mucho mas luminosa que la otra, entonces se tendra un solo set de líneas espectrales que varian periodicamente.

Lunes 18 de Abril 2011

Binarias Eclipsantes Si el plano orbital está orientado aproximadamente a lo largo de la línea de la visión, entonces una estrella pasa periodicamente por el frente de otra, bloqueando la luz de la componente eclipsada. Estos sistemas se reconocen por las variaciones regulares de la cantidad de luz que se recibe, denominada “Curva de Luz”. Estas curvas proveen información de acerca de las temperaturas relativas y sus radios basadas en la profundidad del mínimo y la duración de los eclipses.

Binarias Eclipsantes Si el plano orbital está orientado aproximadamente a lo largo de la línea de la visión, entonces una estrella pasa periodicamente por el frente de otra, bloqueando la luz de la componente eclipsada. Estos sistemas se reconocen por las variaciones regulares de la cantidad de luz que se recibe, denominada “Curva de Luz”. Estas curvas proveen información de acerca de las temperaturas relativas y sus radios basadas en la profundidad del mínimo y la duración de los eclipses.

Binarias Eclipsantes Midiendo la duración de los eclipses es posible encontrar el radio de cada miembro de una binaria eclipsante espectroscópica. El tiempo entre el primer contacto ta y el mínimo de luz tb, combinado con las velocidades de las estrellas, permite calcular directamente el radio de la estrella menor: rs=v*(tb- ta)/2 donde v=(vs+vl) es la velocidad relativa entre las dos estrellas. Análogamente, para el radio de la estrella mayor se tiene rl=v*(tc-ta)/2=rs+v*(tC-tb)/2

Determinación de Masas Utilizando la ecuación para la posición de dos cuerpos respecto al centro de masa: Haciendo el cociente, se tiene que Además, si la distancia a la binaria es d, los angulos subtendidos por los semiejes mayores son Por lo que los cocientes de las masas son:

Determinación de Masas La tercera ley de Kepler Da la suma de las masas de las estrellas a partir dado el semieje a de la orbita. Ya que a=a1+a2 el semieje mayor puede ser determinado solo si se conoce la distancia d al sistema. Utilizando esta información es posible determinar las masas individuales m1 y m2 combinando el resultado de (m1+m2) y de m1/m2. Este proceso se complica debido a que hay que eliminar el movimiento propio del centro de masas y a la inclinación de la órbita.

Relación Masa-Luminosidad La evaluación de las masas de estrellas binarias permite mostrar la existencia de una relación Masa- Luminosidad muy bien definida para la mayoria de las estrellas.

Relación Masa-Luminosidad

Relación Masa-Luminosidad para la Secuencia Principal Las estrellas de la secuencia principal son estrellas como el Sol pero con diferentes masas. La relación masa-luminosidad expresa una correlación directa entre la masa y la luminosidad para estrellas de la secuencia principal. Cuanto mayor es la masa de una estrella de la secuencia principal, mayor es su luminosidad, su radio y su temperatura.

Planetas Extrasolares En octubre de 1995 se anuncio el decubrimiento de un planeta alrededor de la estrella (tipo solar) 51Pegasi. En la actualidad hay cientos de planetas extrasolares y miles de candidatos. Las técnicas de detección son en general indirectas debido a la diferencia de brillo entre el planeta y la estrella. Se utiliza la técnica de detección de (pequeñas) variaciones en la velocidades radiales de las estrellas utilizando espectrógrafos que puden llegar a medir variaciones del orden de 3 m/s.