Estrella binaria

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Sistema de dos estrellas orbitando entre sí

Una estrella binaria es un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalmente y en órbita una alrededor de la otra. Las estrellas binarias en el cielo nocturno que se ven como un solo objeto a simple vista a menudo se resuelven usando un telescopio como estrellas separadas, en cuyo caso se denominan binarias visuales. Muchos binarios visuales tienen largos períodos orbitales de varios siglos o milenios y, por lo tanto, tienen órbitas que son inciertas o poco conocidas. También pueden detectarse mediante técnicas indirectas, como la espectroscopia (binarios espectroscópicos) o la astrometría (binarios astrométricos). Si una estrella binaria orbita en un plano a lo largo de nuestra línea de visión, sus componentes se eclipsarán y transitarán entre sí; estos pares se denominan binarios eclipsantes o, junto con otros binarios que cambian de brillo a medida que orbitan, binarios fotométricos.

Si los componentes en los sistemas estelares binarios están lo suficientemente cerca, pueden distorsionar gravitacionalmente sus atmósferas estelares externas mutuas. En algunos casos, estos sistemas binarios cerrados pueden intercambiar masa, lo que puede llevar su evolución a etapas que las estrellas individuales no pueden alcanzar. Ejemplos de binarios son Sirius y Cygnus X-1 (Cygnus X-1 es un conocido agujero negro). Las estrellas binarias también son comunes como núcleos de muchas nebulosas planetarias y son las progenitoras tanto de las novas como de las supernovas de tipo Ia.

Descubrimiento

Las estrellas dobles, un par de estrellas que parecen cercanas entre sí, se han observado desde la invención del telescopio. Los primeros ejemplos incluyen Mizar y Acrux. Mizar, en la Osa Mayor (Osa Mayor), fue observado como doble por Giovanni Battista Riccioli en 1650 (y probablemente antes por Benedetto Castelli y Galileo). La brillante estrella austral Acrux, en la Cruz del Sur, fue descubierta como doble por el Padre Fontenay en 1685.

La evidencia de que las estrellas en pares eran más que simples alineaciones ópticas llegó en 1767 cuando el filósofo natural y clérigo inglés John Michell se convirtió en la primera persona en aplicar las matemáticas de la estadística al estudio de las estrellas, demostrando en un artículo que muchas más estrellas ocurren en pares o grupos de lo que podría explicar una distribución perfectamente aleatoria y una alineación aleatoria. Centró su investigación en el cúmulo de las Pléyades y calculó que la probabilidad de encontrar un grupo de estrellas tan cercano era de una en medio millón. Llegó a la conclusión de que las estrellas en estos sistemas estelares dobles o múltiples podrían atraerse entre sí por la atracción gravitatoria, proporcionando así la primera evidencia de la existencia de estrellas binarias y cúmulos estelares.

William Herschel comenzó a observar estrellas dobles en 1779, con la esperanza de encontrar una estrella cercana emparejada con una estrella distante para poder medir el cambio de posición de la estrella cercana a medida que la Tierra orbitaba alrededor del Sol (medir su paralaje), permitiéndole para calcular la distancia a la estrella cercana. Pronto publicaría catálogos de unas 700 estrellas dobles. Para 1803, había observado cambios en las posiciones relativas en varias estrellas dobles en el transcurso de 25 años y concluyó que, en lugar de mostrar cambios de paralaje, parecían estar orbitando entre sí en sistemas binarios; La primera órbita de una estrella binaria se calculó en 1827, cuando Félix Savary calculó la órbita de Xi Ursae Majoris.

A lo largo de los años, se han catalogado y medido muchas más estrellas dobles. A partir de junio de 2017, el Catálogo de estrellas dobles de Washington, una base de datos de estrellas dobles visuales compilada por el Observatorio Naval de los Estados Unidos, contiene más de 100 000 pares de estrellas dobles, incluidos dobles ópticos y estrellas binarias. Solo se conocen las órbitas de unos pocos miles de estas estrellas dobles.

Etimología

El término binario fue utilizado por primera vez en este contexto por Sir William Herschel en 1802, cuando escribió:

Si, por el contrario, dos estrellas deberían estar realmente situadas muy cerca unos de otros, y al mismo tiempo hasta ahora aisladas de no verse afectados materialmente por los atractivos de las estrellas vecinas, entonces se componen de un sistema separado, y permanecerán unidos por el vínculo de su propia gravitación mutua hacia el otro. Esto debe llamarse una verdadera estrella doble; y las dos estrellas que se conectan mutuamente, forman el sistema binario sidereal que ahora debemos considerar.

Según la definición moderna, el término estrella binaria generalmente se restringe a pares de estrellas que giran alrededor de un centro de masa común. Las estrellas binarias que se pueden resolver con un telescopio o métodos interferométricos se conocen como binarias visuales. Para la mayoría de las estrellas binarias visuales conocidas, aún no se ha observado una revolución completa; más bien, se observa que han viajado a lo largo de una trayectoria curva o un arco parcial.

Eclipsing binario showing different phases of the smaller secondary relative to the primary star (center)

El término más general estrella doble se utiliza para pares de estrellas que se ven juntas en el cielo. Esta distinción rara vez se hace en otros idiomas además del inglés. Las estrellas dobles pueden ser sistemas binarios o pueden ser simplemente dos estrellas que parecen estar muy juntas en el cielo pero tienen distancias reales muy diferentes del Sol. Estos últimos se denominan dobles ópticos o pares ópticos.

Clasificaciones

Disco de gas y polvo en el sistema de estrella binaria HD 106906

Métodos de observación

Las estrellas binarias se clasifican en cuatro tipos según la forma en que se observan: visualmente, por observación; espectroscópicamente, por cambios periódicos en las líneas espectrales; fotométricamente, por los cambios de brillo provocados por un eclipse; o astrométricamente, midiendo una desviación en la posición de una estrella causada por un compañero invisible. Cualquier estrella binaria puede pertenecer a varias de estas clases; por ejemplo, varias binarias espectroscópicas también son binarias eclipsantes.

Binarios visuales

Una estrella binaria visual es una estrella binaria para la cual la separación angular entre los dos componentes es lo suficientemente grande como para permitir que se observen como una estrella doble en un telescopio, o incluso con binoculares de alta potencia.. La resolución angular del telescopio es un factor importante en la detección de binarias visuales y, a medida que se apliquen mejores resoluciones angulares a las observaciones de estrellas binarias, se detectará un número cada vez mayor de binarias visuales. El brillo relativo de las dos estrellas también es un factor importante, ya que el resplandor de una estrella brillante puede dificultar la detección de la presencia de un componente más débil.

La estrella más brillante de un binario visual es la estrella primaria, y la más tenue se considera la secundaria. En algunas publicaciones (especialmente las más antiguas), una débil secundaria es llamado el comes (plural comites; compañero). Si las estrellas tienen el mismo brillo, generalmente se acepta la designación de descubridor para la primaria.

Se mide el ángulo de posición de la secundaria con respecto a la primaria, junto con la distancia angular entre las dos estrellas. También se registra el tiempo de observación. Después de registrar un número suficiente de observaciones durante un período de tiempo, se trazan en coordenadas polares con la estrella principal en el origen, y se dibuja la elipse más probable a través de estos puntos de modo que se cumpla la ley de áreas de Kepler. Esta elipse se conoce como elipse aparente, y es la proyección de la órbita elíptica real de la secundaria con respecto a la primaria en el plano del cielo. A partir de esta elipse proyectada, se pueden calcular los elementos completos de la órbita, donde el semieje mayor solo se puede expresar en unidades angulares a menos que se conozca la paralaje estelar y, por lo tanto, la distancia del sistema.

Binarios espectroscópicos

Algol B orbita Algol A. Esta animación fue montada a partir de 55 imágenes del interferómetro CHARA en la banda H infrarroja cercana, clasificada según fase orbital.

A veces, la única evidencia de una estrella binaria proviene del efecto Doppler en su luz emitida. En estos casos, el binario consta de un par de estrellas en las que las líneas espectrales de la luz emitida por cada estrella se desplazan primero hacia el azul y luego hacia el rojo, ya que cada una se mueve primero hacia nosotros y luego alejándose de nosotros durante su movimiento. sobre su centro de masa común, con el período de su órbita común.

En estos sistemas, la separación entre las estrellas suele ser muy pequeña y la velocidad orbital muy alta. A menos que el plano de la órbita sea perpendicular a la línea de visión, las velocidades orbitales tienen componentes en la línea de visión y la velocidad radial observada del sistema varía periódicamente. Dado que la velocidad radial se puede medir con un espectrómetro observando el desplazamiento Doppler de las estrellas' líneas espectrales, los binarios detectados de esta manera se conocen como binarios espectroscópicos. La mayoría de estos no se pueden resolver como un binario visual, incluso con los telescopios del mayor poder de resolución existente.

En algunos binarios espectroscópicos, las líneas espectrales de ambas estrellas son visibles y las líneas son alternativamente dobles y simples. Tal sistema se conoce como binario espectroscópico de doble línea (a menudo denominado 'SB2'). En otros sistemas, se ve el espectro de una sola de las estrellas, y las líneas del espectro se desplazan periódicamente hacia el azul, luego hacia el rojo y viceversa. Estas estrellas se conocen como binarias espectroscópicas de una sola línea ("SB1").

La órbita de un binario espectroscópico se determina realizando una larga serie de observaciones de la velocidad radial de uno o ambos componentes del sistema. Las observaciones se grafican contra el tiempo, ya partir de la curva resultante se determina un período. Si la órbita es circular, entonces la curva es una curva sinusoidal. Si la órbita es elíptica, la forma de la curva depende de la excentricidad de la elipse y de la orientación del eje mayor con respecto a la línea de visión.

Es imposible determinar individualmente el semieje mayor a y la inclinación del plano de la órbita i. Sin embargo, el producto del semieje mayor y el seno de la inclinación (es decir, a sin i) puede ser determinado directamente en unidades lineales (por ejemplo, kilómetros). Si se puede determinar a o i por otros medios, como en el caso de las binarias eclipsantes, se puede encontrar una solución completa para la órbita.

Las estrellas binarias que son binarias tanto visuales como espectroscópicas son raras y son una valiosa fuente de información cuando se encuentran. Se conocen unos 40. Las estrellas binarias visuales a menudo tienen grandes separaciones reales, con períodos medidos en décadas o siglos; en consecuencia, suelen tener velocidades orbitales demasiado pequeñas para medirlas espectroscópicamente. Por el contrario, las estrellas binarias espectroscópicas se mueven rápido en sus órbitas porque están muy juntas, por lo general demasiado cerca para ser detectadas como binarias visuales. Los binarios que resultan tanto visuales como espectroscópicos deben estar relativamente cerca de la Tierra.

Binarios eclipsantes

Una estrella binaria eclipsante es un sistema estelar binario en el que el plano orbital de las dos estrellas se encuentra tan cerca de la línea de visión del observador que los componentes sufren eclipses mutuos. En el caso de que la binaria sea también una binaria espectroscópica y se conozca el paralaje del sistema, la binaria es bastante valiosa para el análisis estelar. Algol, un sistema estelar triple en la constelación de Perseo, contiene el ejemplo más conocido de un binario eclipsante.

Este video muestra la impresión de un artista de un sistema de estrella binaria eclipsante. Mientras las dos estrellas se orbitan uno al otro pasan frente al otro y su brillo combinado, visto desde una distancia, disminuye.

Las binarias eclipsantes son estrellas variables, no porque la luz de los componentes individuales varíe, sino por los eclipses. La curva de luz de una binaria eclipsante se caracteriza por períodos de luz prácticamente constante, con caídas periódicas de intensidad cuando una estrella pasa frente a otra. El brillo puede caer dos veces durante la órbita, una vez cuando el secundario pasa por delante del primario y otra vez cuando el primario pasa por delante del secundario. El más profundo de los dos eclipses se llama primario, independientemente de qué estrella se esté ocultando, y si también ocurre un segundo eclipse poco profundo, se llama eclipse secundario. El tamaño de las caídas de brillo depende del brillo relativo de las dos estrellas, la proporción de la estrella oculta que está oculta y el brillo de la superficie (es decir, la temperatura efectiva) de las estrellas. Normalmente, la ocultación de la estrella más caliente provoca el eclipse primario.

El período de la órbita de una binaria eclipsante se puede determinar a partir de un estudio de su curva de luz, y los tamaños relativos de las estrellas individuales se pueden determinar en términos del radio de la órbita, observando la rapidez con que el brillo cambia a medida que el disco de la estrella más cercana se desliza sobre el disco de la otra estrella. Si también es un binario espectroscópico, también se pueden determinar los elementos orbitales y la masa de las estrellas se puede determinar con relativa facilidad, lo que significa que las densidades relativas de las estrellas se pueden determinar en este caso.

Desde aproximadamente 1995, la medición de binarias eclipsantes extragalácticas' parámetros fundamentales se ha hecho posible con telescopios de clase de 8 metros. Esto hace que sea factible usarlos para medir directamente las distancias a las galaxias externas, un proceso que es más preciso que usar velas estándar. En 2006, se habían utilizado para dar estimaciones de distancia directa a LMC, SMC, Andromeda Galaxy y Triangulum Galaxy. Las binarias eclipsantes ofrecen un método directo para medir la distancia a las galaxias con un nivel de precisión mejorado del 5%.

Binarias no eclipsantes que pueden detectarse mediante fotometría

Las binarias cercanas que no eclipsan también se pueden detectar fotométricamente al observar cómo las estrellas se afectan entre sí de tres maneras. La primera es observando la luz extra que las estrellas reflejan de su compañera. La segunda es mediante la observación de variaciones de luz elipsoidales causadas por la deformación de la forma de la estrella por parte de sus compañeras. El tercer método consiste en observar cómo la radiación relativista afecta la magnitud aparente de las estrellas. La detección de binarios con estos métodos requiere una fotometría precisa.

Binarios astrométricos

Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que aparentemente orbitan alrededor de un espacio vacío. Las binarias astrométricas son estrellas relativamente cercanas que se pueden ver oscilando alrededor de un punto en el espacio, sin compañía visible. Las mismas matemáticas que se usan para los binarios ordinarios se pueden aplicar para inferir la masa del compañero que falta. El compañero podría ser muy tenue, por lo que actualmente es indetectable o está enmascarado por el resplandor de su primario, o podría ser un objeto que emite poca o ninguna radiación electromagnética, por ejemplo, una estrella de neutrones.

La posición de la estrella visible se mide cuidadosamente y se detecta que varía debido a la influencia gravitatoria de su contraparte. La posición de la estrella se mide repetidamente en relación con estrellas más distantes y luego se verifican los cambios periódicos de posición. Por lo general, este tipo de medición solo se puede realizar en estrellas cercanas, como aquellas dentro de los 10 pársecs. Las estrellas cercanas a menudo tienen un movimiento propio relativamente alto, por lo que los binarios astrométricos parecerán seguir un camino tambaleante a través del cielo.

Si la compañera es lo suficientemente masiva como para causar un cambio observable en la posición de la estrella, entonces se puede deducir su presencia. A partir de mediciones astrométricas precisas del movimiento de la estrella visible durante un período de tiempo suficientemente largo, se puede determinar información sobre la masa de la compañera y su período orbital. Aunque el compañero no es visible, las características del sistema se pueden determinar a partir de las observaciones utilizando las leyes de Kepler.

Este método de detección de binarios también se utiliza para localizar planetas extrasolares que orbitan alrededor de una estrella. Sin embargo, los requisitos para realizar esta medición son muy exigentes, debido a la gran diferencia en la proporción de masas y al período típicamente largo de la órbita del planeta. La detección de los cambios de posición de una estrella es una ciencia muy exigente y es difícil lograr la precisión necesaria. Los telescopios espaciales pueden evitar el efecto de desenfoque de la atmósfera de la Tierra, lo que da como resultado una resolución más precisa.

Configuración del sistema

Detached binary star system
Sujeto
Semidetached binary star system
Semidetached
Contact binary star system
Contacto
Configuraciones de un sistema de estrellas binario con una relación de masa de 3. Las líneas negras representan los equipostentiales de Roche, los lóbulos de Roche.

Otra clasificación se basa en la distancia entre las estrellas, en relación con sus tamaños:

Las binarias separadas son estrellas binarias en las que cada componente está dentro de su lóbulo de Roche, es decir, el área donde la atracción gravitatoria de la estrella en sí es mayor que la del otro componente. Mientras que en la secuencia principal, las estrellas no tienen un efecto importante entre sí y esencialmente evolucionan por separado. La mayoría de los binarios pertenecen a esta clase.

Las

estrellas binarias adosadas son estrellas binarias en las que uno de los componentes llena el lóbulo de Roche de la estrella binaria y el otro no. El gas de la superficie del componente de relleno del lóbulo de Roche (donante) se transfiere a la otra estrella en acumulación. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En muchos casos, el gas entrante forma un disco de acreción alrededor del acrecentador.

Una binaria de contacto es un tipo de estrella binaria en la que ambos componentes de la binaria llenan sus lóbulos de Roche. La parte superior de las atmósferas estelares forma una envoltura común que rodea a ambas estrellas. Como la fricción de la envoltura frena el movimiento orbital, las estrellas eventualmente pueden fusionarse. W Ursae Majoris es un ejemplo.

Variables cataclísmicas y binarios de rayos X

Concepción del artista de un sistema de variable cataclismo

Cuando un sistema binario contiene un objeto compacto, como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, el gas de la otra estrella (donante) puede acumularse en el objeto compacto. Esto libera energía potencial gravitacional, lo que hace que el gas se caliente y emita radiación. Las estrellas variables cataclísmicas, donde el objeto compacto es una enana blanca, son ejemplos de tales sistemas. En las binarias de rayos X, el objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Estos binarios se clasifican como de baja masa o de alta masa según la masa de la estrella donante. Las binarias de rayos X de gran masa contienen una estrella donante joven, de tipo primitivo y de gran masa que transfiere masa a través de su viento estelar, mientras que las binarias de rayos X de baja masa son binarias adosadas en las que el gas de una estrella donante de tipo tardío o una enana blanca desborda el lóbulo de Roche y cae hacia la estrella de neutrones o agujero negro. Probablemente el ejemplo más conocido de una binaria de rayos X es la binaria de rayos X de alta masa Cygnus X-1. En Cygnus X-1, se estima que la masa del compañero invisible es aproximadamente nueve veces la del Sol, superando con creces el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para la masa teórica máxima de una estrella de neutrones. Por lo tanto, se cree que es un agujero negro; fue el primer objeto por el cual esto se creyó ampliamente.

Período orbital

Los períodos orbitales pueden ser de menos de una hora (para estrellas AM CVn), o de unos pocos días (componentes de Beta Lyrae), pero también de cientos de miles de años (Proxima Centauri alrededor de Alpha Centauri AB).

Variaciones en el período

El mecanismo Applegate explica las variaciones del período orbital a largo plazo que se observan en ciertas binarias eclipsantes. A medida que una estrella de secuencia principal pasa por un ciclo de actividad, las capas externas de la estrella están sujetas a un par magnético que cambia la distribución del momento angular, lo que resulta en un cambio en el achatamiento de la estrella. La órbita de las estrellas en el par binario está acoplada gravitacionalmente a sus cambios de forma, de modo que el período muestra modulaciones (típicamente del orden de ∆P/P ~ 10−5) en la misma escala de tiempo como los ciclos de actividad (típicamente en el orden de décadas).

Otro fenómeno observado en algunos binarios de Algol ha sido el aumento del período monótono. Esto es bastante distinto de las observaciones mucho más comunes de aumentos y disminuciones de períodos alternos explicados por el mecanismo de Applegate. Los aumentos del período monotónico se han atribuido a la transferencia de masa, generalmente (pero no siempre) de la estrella menos masiva a la más masiva.

Designaciones

A y B

La impresión del artista del sistema de estrellas binarias AR Scorpii

Los componentes de las estrellas binarias se indican con los sufijos A y B adjuntos a la designación del sistema, A que denota el primaria y B la secundaria. El sufijo AB se puede usar para indicar el par (por ejemplo, la estrella binaria α Centauri AB consta de las estrellas α Centauri A y α Centauri B). Letras adicionales, como C, D, etc., pueden usarse para sistemas con más de dos estrellas. En los casos en que la estrella binaria tenga una designación de Bayer y esté muy separada, es posible que los miembros del par se designen con superíndices; un ejemplo es Zeta Reticuli, cuyos componentes son ζ1 Reticuli y ζ2 Reticuli.

Designaciones de descubridor

Las estrellas dobles también se designan mediante una abreviatura que otorga el descubridor junto con un número de índice. El padre Richaud descubrió que α Centauri, por ejemplo, era el doble en 1689, por lo que se designa como RHD 1. Estos códigos de descubrimiento se pueden encontrar en el Catálogo de estrellas dobles de Washington.

Frío y calor

Los componentes de un sistema estelar binario pueden designarse por sus temperaturas relativas como compañero caliente y compañero frío.

Ejemplos:

  • Antares (Alpha Scorpii) es una estrella supergiant roja en un sistema binario con una estrella más caliente azul de la secuencia principal Antares B. Antares B. Por lo tanto, se puede llamar un compañero caliente del supergiant fresco.
  • Las estrellas simbióticas son sistemas de estrellas binarias compuestos por una estrella gigante de tipo tardío y un objeto compañero más caliente. Puesto que la naturaleza del compañero no está bien establecida en todos los casos, puede ser llamado "compañero caliente".
  • La variable azul luminosa Eta Carinae ha sido decidida recientemente a ser un sistema de estrellas binario. La secundaria parece tener una temperatura más alta que la primaria y por lo tanto se ha descrito como la estrella "compañera caliente". Puede ser una estrella Wolf-Rayet.
  • R Aquarii muestra un espectro que simultáneamente muestra una firma fría y caliente. Esta combinación es el resultado de un supergiant rojo fresco acompañado por un compañero más pequeño y caliente. La materia fluye del supergiante al compañero más pequeño y más denso.
  • La misión Kepler de la NASA ha descubierto ejemplos de estrellas binarias eclipsantes donde la secundaria es el componente más caliente. KOI-74b es un compañero de enano blanco de 12.000 K de KOI-74 (KIC 6889235), una estrella de secuencia principal tipo A de 9.400 K. KOI-81b es un compañero de enano blanco de 13.000 K de KOI-81 (KIC 8823868), una estrella de secuencia principal de tipo B de 10.000 K.

Evolución

La impresión del artista de la evolución de una estrella binaria de alta masa caliente

Formación

Aunque no es imposible que se puedan crear algunos binarios a través de la captura gravitacional entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de tal evento (se requieren tres objetos, ya que la conservación de la energía descarta que un solo cuerpo gravitatorio capture otro) y el elevado número de binarios que existen actualmente, este no puede ser el proceso de formación principal. La observación de binarias que consisten en estrellas que aún no están en la secuencia principal apoya la teoría de que las binarias se desarrollan durante la formación estelar. La fragmentación de la nube molecular durante la formación de protoestrellas es una explicación aceptable para la formación de un sistema estelar binario o múltiple.

El resultado del problema de los tres cuerpos, en el que las tres estrellas tienen una masa comparable, es que finalmente una de las tres estrellas será expulsada del sistema y, suponiendo que no haya más perturbaciones significativas, las dos restantes formarán un sistema binario estable.

Transferencia de masa y acumulación

A medida que una estrella de la secuencia principal aumenta de tamaño durante su evolución, en algún momento puede superar su lóbulo de Roche, lo que significa que parte de su materia se aventura en una región donde la atracción gravitacional de su estrella compañera es mayor que la suya. El resultado es que la materia se transferirá de una estrella a otra a través de un proceso conocido como desbordamiento del lóbulo de Roche (RLOF), ya sea absorbido por impacto directo o a través de un disco de acreción. El punto matemático a través del cual ocurre esta transferencia se llama primer punto Lagrangiano. No es raro que el disco de acreción sea el elemento más brillante (y, por lo tanto, a veces el único visible) de una estrella binaria.

Si una estrella crece fuera de su lóbulo de Roche demasiado rápido como para que toda la materia abundante se transfiera al otro componente, también es posible que la materia abandone el sistema a través de otros puntos de Lagrange o como viento estelar, por lo que se perderá en la práctica. ambos componentes. Dado que la evolución de una estrella está determinada por su masa, el proceso influye en la evolución de ambas compañeras y crea etapas que no pueden alcanzar estrellas individuales.

Los estudios del Algol ternario eclipsante condujeron a la paradoja de Algol en la teoría de la evolución estelar: aunque los componentes de una estrella binaria se forman al mismo tiempo, y las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas. Unos, se observó que el componente más masivo Algol A todavía está en la secuencia principal, mientras que el Algol B menos masivo es un subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoja se puede resolver mediante la transferencia de masa: cuando la estrella más masiva se convirtió en subgigante, llenó su lóbulo de Roche y la mayor parte de la masa se transfirió a la otra estrella, que todavía está en la secuencia principal. En algunos binarios similares a Algol, en realidad se puede ver un flujo de gas.

Fugitivos y novas

Reproducción de eyección de plasma de V Hydrae

También es posible que binarias muy separadas pierdan el contacto gravitacional entre sí durante su vida útil, como resultado de perturbaciones externas. Los componentes luego pasarán a evolucionar como estrellas individuales. Un encuentro cercano entre dos sistemas binarios también puede resultar en la interrupción gravitatoria de ambos sistemas, con algunas de las estrellas expulsadas a altas velocidades, lo que lleva a estrellas fuera de control.

Si una enana blanca tiene una estrella compañera cercana que se desborda de su lóbulo de Roche, la enana blanca acumulará constantemente gases de la atmósfera exterior de la estrella. Estos se compactan en la superficie de la enana blanca por su intensa gravedad, se comprimen y se calientan a temperaturas muy altas a medida que se atrae material adicional. La enana blanca consiste en materia degenerada y, por lo tanto, en gran medida no responde al calor, mientras que el hidrógeno acumulado no es. La fusión de hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie a través del ciclo CNO, lo que hace que la enorme cantidad de energía liberada por este proceso elimine los gases restantes de la superficie de la enana blanca. El resultado es un estallido de luz extremadamente brillante, conocido como nova.

En casos extremos, este evento puede hacer que la enana blanca supere el límite de Chandrasekhar y desencadene una supernova que destruya toda la estrella, otra posible causa de fugas. Un ejemplo de tal evento es la supernova SN 1572, que fue observada por Tycho Brahe. El Telescopio Espacial Hubble recientemente tomó una fotografía de los restos de este evento.

Astrofísica

Las binarias proporcionan el mejor método para que los astrónomos determinen la masa de una estrella distante. La atracción gravitacional entre ellos hace que orbiten alrededor de su centro de masa común. A partir del patrón orbital de una binaria visual, o de la variación temporal del espectro de una binaria espectroscópica, se puede determinar la masa de sus estrellas, por ejemplo, con la función de masa binaria. De esta forma se puede encontrar la relación entre la apariencia de una estrella (temperatura y radio) y su masa, lo que permite determinar la masa de las no binarias.

Debido a que una gran proporción de estrellas existen en sistemas binarios, los binarios son particularmente importantes para nuestra comprensión de los procesos por los cuales se forman las estrellas. En particular, el período y las masas del binario nos informan sobre la cantidad de momento angular en el sistema. Debido a que esta es una cantidad conservada en la física, los binarios nos brindan pistas importantes sobre las condiciones en las que se formaron las estrellas.

Cálculo del centro de masa en estrellas binarias

En un caso binario simple, la distancia r1 desde el centro de la primera estrella hasta el centro de masa o baricentro viene dada por

r1=a⋅ ⋅ m2m1+m2=a1+m1m2,{displaystyle ¿Qué? {m_{2} {m_{1}+m_{2}}={frac} {f}} {m_}} {m_{2}}}}}}} {f}}} {f}} {f} {f}}} {m_}} {m_}} {m_}}}}} {m_}}}}} {m_}}}}}}}}}} {m_} {m_}}}}}}}} {m_ {m_}}} {m_ {m_}}}}}}}}}}}}}}}}}} {m_ {m_}}} {m_ {m_ {m_ {}}}}}}}}}}}} {m_ {m_ {m_}}}}}}}} {m_ {m_ {m_}}}}}}}}}}}}}} {m_}}} {a}{1+{frac} {m_{1} {m_{2}}}}}

dónde

a es la distancia entre los dos centros estelares, y
m1 y m2 son las masas de las dos estrellas.

Si se toma a como el semieje mayor de la órbita de un cuerpo alrededor del otro, entonces r1 es el semieje mayor de la órbita del primer cuerpo alrededor del centro de masa o baricentro, y r2 = a − r1 es el semieje mayor de la órbita del segundo cuerpo. Cuando el centro de masa está ubicado dentro del cuerpo más masivo, ese cuerpo parece tambalearse en lugar de seguir una órbita perceptible.

Animaciones del centro de masa

La posición de la cruz roja indica el centro de masa del sistema. Estas imágenes no representan ningún sistema real específico.

Orbit1.gif
a) Dos cuerpos de masa similar orbitando alrededor de un centro común de masa, o barycenter		Orbit2.gif
b) Dos cuerpos con una diferencia en la órbita de masa alrededor de un barícentro común, como el sistema Charon-Plutón 		Orbit3.gif
c) Dos cuerpos con una diferencia importante en la órbita de masas alrededor de un barícentro común (similar al sistema terrestre-mono) 		Orbit4.gif
d) Dos cuerpos con una diferencia extrema en la órbita de masa alrededor de un barícentro común (similar al sistema Sun-Earth) 		Orbit5.gif
e) Dos cuerpos con masa similar orbitando en un elipse alrededor de un barycenter común

Resultados de la investigación

Capacidad multiplicidad para la población I estrellas de la secuencia principal
Gama de masa Multiplicidad
frecuencia 		Promedio
compañeros
≤ 0.1 M☉ 22%+6%
−4%		0.22+0.06
0.0−4
0.1–0.5M☉26%±3%0.33±0,05
0,7 a 1,3M☉44%±2%0,622±0,03
1,5–5M☉≥ 50% 1.00±0.10
8 a 16M☉≥ 60% 1.00±0.20
≥ 16M☉≥ 80% 1.30±0.20

Se estima que aproximadamente un tercio de los sistemas estelares de la Vía Láctea son binarios o múltiples, y los dos tercios restantes son estrellas individuales. La frecuencia de multiplicidad general de las estrellas ordinarias es una función monótonamente creciente de la masa estelar. Es decir, la probabilidad de estar en un sistema binario o multiestelar aumenta constantemente a medida que aumentan las masas de los componentes.

Existe una correlación directa entre el periodo de revolución de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita, teniendo sistemas de periodo corto menor excentricidad. Las estrellas binarias se pueden encontrar con cualquier separación concebible, desde pares que orbitan tan cerca que están prácticamente en contacto entre sí, hasta pares separados tan distantemente que su conexión se indica solo por su movimiento propio común a través del espacio. Entre los sistemas estelares binarios ligados gravitacionalmente, existe la llamada distribución logarítmica normal de períodos, con la mayoría de estos sistemas orbitando con un período de aproximadamente 100 años. Esta es una evidencia que apoya la teoría de que los sistemas binarios se forman durante la formación estelar.

En los pares donde las dos estrellas tienen el mismo brillo, también son del mismo tipo espectral. En sistemas donde los brillos son diferentes, la estrella más débil es más azul si la estrella más brillante es una estrella gigante, y más roja si la estrella más brillante pertenece a la secuencia principal.

La impresión del artista de la vista desde una luna (hipotética) del planeta HD 188753 Ab (a la izquierda), que orbita un sistema de estrellas triples. El compañero más brillante está justo debajo del horizonte.

La masa de una estrella se puede determinar directamente solo a partir de su atracción gravitacional. Aparte del Sol y las estrellas que actúan como lentes gravitacionales, esto solo se puede hacer en sistemas estelares binarios y múltiples, lo que convierte a las estrellas binarias en una clase importante de estrellas. En el caso de una estrella binaria visual, después de determinar la órbita y la paralaje estelar del sistema, la masa combinada de las dos estrellas se puede obtener mediante una aplicación directa de la ley armónica de Kepler.

Desafortunadamente, es imposible obtener la órbita completa de un binario espectroscópico a menos que también sea un binario visual o eclipsante, por lo que a partir de estos objetos solo se puede determinar el producto conjunto de la masa y el seno del ángulo de inclinación relativo a la línea de visión es posible. En el caso de binarias eclipsantes que también son binarias espectroscópicas, es posible encontrar una solución completa para las especificaciones (masa, densidad, tamaño, luminosidad y forma aproximada) de ambos miembros del sistema.

Planetas

Esquema de un sistema de estrellas binario con un planeta en una órbita tipo S y uno en una órbita tipo P

Si bien se ha descubierto que varios sistemas estelares binarios albergan planetas extrasolares, estos sistemas son comparativamente raros en comparación con los sistemas estelares únicos. Las observaciones del telescopio espacial Kepler han demostrado que la mayoría de las estrellas individuales del mismo tipo que el Sol tienen muchos planetas, pero solo un tercio de las estrellas binarias los tienen. De acuerdo con las simulaciones teóricas, incluso las estrellas binarias muy separadas a menudo rompen los discos de granos rocosos a partir de los cuales se forman los protoplanetas. Por otro lado, otras simulaciones sugieren que la presencia de un compañero binario en realidad puede mejorar la tasa de formación de planetas dentro de zonas orbitales estables al 'agitar' el disco protoplanetario, aumentando la tasa de acreción de los protoplanetas en su interior.

La detección de planetas en múltiples sistemas estelares presenta dificultades técnicas adicionales, que pueden ser la razón por la que rara vez se encuentran. Los ejemplos incluyen la binaria enana blanca-púlsar PSR B1620-26, la binaria subgigante-enana roja Gamma Cephei y la binaria enana blanca-enana roja NN Serpentis, entre otras.

Un estudio de catorce sistemas planetarios previamente conocidos encontró que tres de estos sistemas eran sistemas binarios. Se encontró que todos los planetas estaban en órbitas de tipo S alrededor de la estrella principal. En estos tres casos, la estrella secundaria era mucho más tenue que la primaria y, por lo tanto, no se detectó previamente. Este descubrimiento resultó en un recálculo de parámetros tanto para el planeta como para la estrella principal.

La ciencia ficción a menudo ha presentado planetas de estrellas binarias o ternarias como escenario, por ejemplo, George Lucas & # 39; Tatooine de Star Wars, y una historia notable, 'Nightfall', incluso lleva esto a un sistema de seis estrellas. En realidad, algunos rangos orbitales son imposibles por razones dinámicas (el planeta sería expulsado de su órbita con relativa rapidez, siendo expulsado del sistema por completo o transferido a un rango orbital más interno o externo), mientras que otras órbitas presentan serios desafíos para eventuales cambios. biosferas debido a probables variaciones extremas en la temperatura de la superficie durante diferentes partes de la órbita. Se dice que los planetas que orbitan alrededor de una sola estrella en un sistema binario tienen "tipo S" orbita, mientras que las que orbitan alrededor de ambas estrellas tienen 'tipo P'. o "circumbinario" órbitas. Se estima que entre el 50% y el 60% de los sistemas binarios son capaces de albergar planetas terrestres habitables dentro de rangos orbitales estables.

Ejemplos

Los dos componentes visiblemente distinguibles de Albireo

La gran distancia entre los componentes, así como su diferencia de color, hacen de Albireo uno de los binarios visuales más fáciles de observar. El miembro más brillante, que es la tercera estrella más brillante de la constelación Cygnus, es en realidad un binario cercano. También en la constelación de Cygnus se encuentra Cygnus X-1, una fuente de rayos X que se considera un agujero negro. Es una binaria de rayos X de gran masa, siendo la contraparte óptica una estrella variable. Sirius es otra estrella binaria y la más brillante del cielo nocturno, con una magnitud visual aparente de −1,46. Se encuentra en la constelación Canis Major. En 1844, Friedrich Bessel dedujo que Sirio era binario. En 1862, Alvan Graham Clark descubrió la compañera (Sirius B; la estrella visible es Sirius A). En 1915, los astrónomos del Observatorio Mount Wilson determinaron que Sirius B era una enana blanca, la primera en ser descubierta. En 2005, utilizando el Telescopio Espacial Hubble, los astrónomos determinaron que Sirio B tenía 12 000 km (7456 mi) de diámetro, con una masa equivalente al 98 % del Sol.

Luhman 16, el tercer sistema estrella más cercano, contiene dos enanos marrones.

Un ejemplo de binaria eclipsante es Epsilon Aurigae en la constelación de Auriga. El componente visible pertenece a la clase espectral F0, el otro componente (eclipsante) no es visible. El último eclipse de este tipo ocurrió entre 2009 y 2011, y se espera que las extensas observaciones que probablemente se lleven a cabo puedan arrojar más información sobre la naturaleza de este sistema. Otro binario eclipsante es Beta Lyrae, que es un sistema estelar binario adosado en la constelación de Lyra.

Otras binarias interesantes incluyen 61 Cygni (una binaria en la constelación Cygnus, compuesta por dos estrellas de secuencia principal de clase K (naranja), 61 Cygni A y 61 Cygni B, que es conocida por su gran movimiento propio), Procyon (la estrella más brillante en la constelación Canis Minor y la octava estrella más brillante en el cielo nocturno, que es un binario que consiste en la estrella principal con una débil compañera enana blanca), SS Lacertae (un binario eclipsante que dejó de eclipsar), V907 Sco (un binario eclipsante que se detuvo, se reinició y luego se detuvo de nuevo), BG Geminorum (un binario eclipsante que se cree que contiene un agujero negro con una estrella K0 en órbita a su alrededor) y 2MASS J18082002−5104378 (un binario en el &# 34;disco delgado" de la Vía Láctea, y que contiene una de las estrellas más antiguas conocidas).

Ejemplos de múltiples estrellas

Planeta perdido en el resplandor de estrellas binarias (lustración)

Los sistemas con más de dos estrellas se denominan estrellas múltiples. Algol es el ternario más conocido (durante mucho tiempo se pensó que era un binario), ubicado en la constelación de Perseo. Dos componentes del sistema se eclipsan entre sí, la variación en la intensidad de Algol fue registrada por primera vez en 1670 por Geminiano Montanari. El nombre Algol significa "estrella demoníaca" (del árabe: الغول al-ghūl), que probablemente se le dio por su peculiar comportamiento. Otro ternario visible es Alpha Centauri, en la constelación austral de Centauro, que contiene la cuarta estrella más brillante del cielo nocturno, con una magnitud visual aparente de −0,01. Este sistema también subraya el hecho de que ninguna búsqueda de planetas habitables está completa si se descartan los binarios. Alpha Centauri A y B tienen una distancia de 11 UA en su aproximación más cercana, y ambos deberían tener zonas habitables estables.

También hay ejemplos de sistemas más allá de los ternarios: Castor es un sistema estelar séxtuple, que es la segunda estrella más brillante de la constelación de Géminis y una de las estrellas más brillantes del cielo nocturno. Astronómicamente, se descubrió que Castor era un binario visual en 1719. Cada uno de los componentes de Castor es en sí mismo un binario espectroscópico. Castor también tiene un compañero débil y muy separado, que también es un binario espectroscópico. El binario visual Alcor-Mizar en Ursa Majoris también consta de seis estrellas: cuatro que comprenden a Mizar y dos que comprenden a Alcor.

Notas y referencias

  1. ^ a b c Las estrellas binarias, Robert Grant Aitken, Nueva York: Dover, 1964, p. 1.
  2. ^ Vol. 1, parte 1, p. 422, Almagestum Novum Archivado 2011-08-10 en el Wayback Machine, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  3. ^ Una nueva vista de Mizar Archived 2008-03-07 en el Wayback Machine, Leos Ondra, accedido a la línea 26 de mayo de 2007.
  4. ^ Este mes en Historia Física, 27 de noviembre de 1783: John Michell anticipa agujeros negros, APS News, noviembre de 2009 (Volumen 18, Número 10), www.aps.org
  5. ^ Aitken, Robert Grant (1935). Las estrellas binarias. New York and London: McGraw-Hill Book Company, Inc. pp. 4–9. ISBN 978-1117504094.
  6. ^ Heintz, W. D. (1978). Doble estrellas. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 4. ISBN 978-90-277-0885-4.
  7. ^ Herschel, William (1803). "Cuento de los cambios que han ocurrido, durante los últimos veinticinco años, en la situación relativa de las estrellas dobles; con una investigación de la causa a la que son propios". Transacciones filosóficas de la Sociedad Real de Londres. 93: 339–382. doi:10.1098/rstl.1803.0015. JSTOR 107080. S2CID 109971828.
  8. ^ p. 291, astrónomos franceses, estrellas dobles visuales y el grupo de trabajo de dobles estrellas de la Société Astronomique de France, E. Soulié, Tercera Conferencia del Pacífico sobre el desarrollo reciente de la investigación de estrellas binarias, actas de una conferencia patrocinada por la Universidad de Chiang Mai, la Sociedad Astronómica de Tailandia y la Universidad de Nebraska-Lincoln celebrada en Chiang Mai (Tailandia), 26 de octubre a 1o de noviembre de 1995, ASP Serie de sesiones 130 (1997), ed. Kam-Ching Leung, pp. 291–294, Bibcode:1997ASPC..130..291S.
  9. ^ "Introducción y Crecimiento del WDS", The Washington Double Star Catalog Archivado 2008-09-17 en el Wayback Machine, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, y William I. Hartkopf, Departamento de Astrometría, Observatorio Naval de los Estados Unidos, accedido en línea el 20 de agosto de 2008.
  10. ^ Sexto Catálogo de Orbits of Visual Binary Stars Archived 2009-04-12 en la Wayback Machine, William I. Hartkopf y Brian D. Mason, United States Naval Observatory, accedieron a la línea 20 de agosto de 2008.
  11. ^ a b Las estrellas binarias, Robert Grant Aitken, Nueva York: Dover, 1964, p. ix.
  12. ^ Herschel, William (1802). "Catalogo de 500 Nuevas Nebulosas, Estrellas Nebulosas, Nebulosas Planetarias, y Grupos de Estrellas; Con Observaciones sobre la Construcción de los Cielos". Transacciones filosóficas de la Sociedad Real de Londres. 92: 477-528 [481]. Bibcode:1802RSPT...92..477H. doi:10.1098/rstl.1802.0021. JSTOR 107131.
  13. ^ a b c Heintz, W. D. (1978). Doble estrellas. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. pp. 1–2. ISBN 978-90-277-0885-4.
  14. ^ a b "Visual Binaries". Universidad de Tennessee.
  15. ^ Heintz, W. D. (1978). Doble estrellas. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 5. ISBN 978-90-277-0885-4.
  16. ^ Heintz, W. D. (1978). Doble estrellas. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. p. 17. ISBN 978-90-277-0885-4.
  17. ^ "Binary Stars". Astronomía. Universidad Cornell.
  18. ^ Aitken, R.G. (1964). Las estrellas binarias. Nueva York: Dover. p. 41.
  19. ^ Herter, T. "Stellar Masses". Universidad Cornell. Archivado desde el original el 17 de junio de 2012.
  20. ^ a b c Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Archivado desde el original el 14 de abril de 2007.
  21. ^ Worth, M. "Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Archivado desde el original (PowerPoint) el 3 de septiembre de 2003.
  22. ^ Wilson, R.E. (1 de enero de 2008). "Eclipsar soluciones binarias en unidades físicas y estimación de distancia directa". The Astrophysical Journal. 672 (1): 575-589. Código:2008 ApJ...672..575W doi:10.1086/523634.
  23. ^ Bonanos, Alceste Z. (2006). "Eclipsing binaries: Herramientas para calibrar la escala de distancia extragaláctica". Actos de la Unión Astronómica Internacional. 2: 79-87. arXiv:astro-ph/0610923. Bibcode:2007IAUS..240...79B. CiteSeerX10.1.1.254.2692. doi:10.1017/S1743921307003845. S2CID 18827791.
  24. ^ Tal-Or, Lev; Faigler, Simchon; Mazeh, Tsevi (2014). "Seventy-two new non-eclipsing BEER binaries discovered in CoRoT lightcurves and confirmed by RVs from AAOmega". EPJ Web de conferencias. 101- 06063. arXiv:1410.3074. doi:10.1051/epjconf/2015106063. S2CID 118394510.
  25. ^ Bock, D. "Binary neutron star collision". National Center for Supercomputing Applications. Universidad de Illinois Urbana-Champaign. Archivado desde el original el 26 de abril de 2012.
  26. ^ Asada, H.; Akasaka, T.; Kasai, M. (27 de septiembre de 2004). "Fórmula de inversión para determinar parámetros de un binario astrométrico". Astron. Soc. Jpn. 56 (6): L35–L38. arXiv:astronómica/0409613. Bibcode:2004PASJ...56L..35A. doi:10.1093/pasj/56.6.L35. S2CID 15301393.
  27. ^ "Astrometric Binaries". Universidad de Tennessee.
  28. ^ Nguyen, Q. "Roche model". Universidad Estatal de San Diego. Archivado desde el original el 23 de marzo de 2007.
  29. ^ Voss, R.; Tauris, T.M. (2003). "Distribución galáctica de estrellas de neutrones fusionadas y agujeros negros". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society. 342 (4): 1169–1184. arXiv:0705.3444. Bibcode:2003 MNRAS.342.1169V. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x. S2CID 14768050.
  30. ^ Smith, Robert Connon (noviembre de 2006). Variables catálicas (PDF). Física contemporánea (Manuscrito presentado). 47 (6): 363–386. arXiv:astro-ph/0701654. Bibcode:2007astro.ph..1654S. doi:10.1080/00107510601181175. S2CID 2590482.
  31. ^ Israel, Gian Luca (octubre de 1996). "Neutron Star X-ray binaries". Una búsqueda sistemática de nuevos pulsadores de rayos X en campos ROSAT (Tesis Ph.D.). Trieste. Archivado desde el original el 10 de diciembre de 2008.
  32. ^ Iorio, Lorenzo (2008). "Sobre los parámetros orbitales y físicos del sistema binario HDE 226868 / Cygnus X-1". Astrofísica y Ciencias Espaciales. 315 (1–4): 335–340. arXiv:0707.3525. Bibcode:2008 Ap presentan 315..335I. doi:10.1007/s10509-008-9839-y. S2CID 7759638.
  33. ^ "Black Holes". ¡Imagínate el Universo! NASA. Retrieved 22 de agosto 2008.
  34. ^ Applegate, James H. (1992). "Un mecanismo para la modulación del período orbital en binarios cercanos". Astrofísica Journal, Parte 1. 385: 621–629. Código:1992ApJ...385..621A. doi:10.1086/170967.
  35. ^ Hall, Douglas S. (1989). "La relación entre RS CVn y Algol". Reseñas de las ciencias espaciales. 50 (1–2): 219–233. Código:1989SSRv...50..219H. doi:10.1007/BF00215932. S2CID 125947929.
  36. ^ Heintz, W. D. (1978). Doble estrellas. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 19. ISBN 978-90-277-0885-4.
  37. ^ "Binary and Multiple Star Systems". Lawrence Hall of Science en la Universidad de California. Archivado desde el original el 30 de junio de 2009.
  38. ^ pp. 307–308, Observación y medición de estrellas dobles, Bob Argyle, ed., Londres: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
  39. ^ Entrada 14396-6050, código de descubrimiento RHD 1AB,El catálogo de doble estrella de Washington Archivado 2012-07-08 en archivo.hoy, Observatorio Naval de Estados Unidos. Acceso en línea el 20 de agosto de 2008.
  40. ^ Referencias y códigos de descubrimiento, The Washington Double Star Catalog Archivado 2011-05-17 en el Wayback Machine, United States Naval Observatory. Acceso en línea el 20 de agosto de 2008.
  41. ^ [1] – ver notas esenciales: "Hot compañero de Antares a 2.9arcsec; período estimado: 678yr."
  42. ^ Kenyon, S. J.; Webbink, R. F. (1984). "La naturaleza de las estrellas simbióticas". Astrophysical Journal. 279: 252–283. Bibcode:1984ApJ...279..252K doi:10.1086/161888.
  43. ^ Iping, Rosina C.; Sonneborn, George; Gull, Theodore R.; Massa, Derck L.; Hillier, D. John (2005). "Detección de un compañero binario caliente de la pira Carinae". The Astrophysical Journal. 633 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/0510581. Bibcode:2005ApJ...633L..37I. doi:10.1086/498268. S2CID 119350572.
  44. ^ Nigel Henbest; Heather Couper (1994). La guía de la galaxia. CUP Archive. p. 177. ISBN 978-0-521-45882-5.
  45. ^ a b Rowe, Jason F.; Borucki, William J.; Koch, David; Howell, Steve B.; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M.; Caldwell, Douglas; Cochran, William D.; Dunham, Edward; Dupree, Andrea K.; Fortney, Jonathan J.; Gauuer, Thomas N.; Gilliland, Ronald L.; Jenkins, Jonham "Observaciones de Caballeros de Objetos Pactos Calientes Transiting". The Astrophysical Journal Letters. 713 (2): L150–L154. arXiv:1001.3420. Bibcode:2010 ApJ...713L.150R. doi:10.1088/2041-8205/713/2/L150. S2CID 118578253.
  46. ^ a b van Kerkwijk, Marten H.; Rappaport, Saul A.; Breton, René P.; Justham, Stephen; Podsiadlowski, Philipp; Han, Zhanwen (2010). "Observaciones de Doppler Boosting en Kepler Light Curves". The Astrophysical Journal. 715 (1): 51–58. arXiv:1001.4539. Bibcode:2010 ApJ...715...51V. doi:10.1088/0004-637X/715/1/51. S2CID 15893663.
  47. ^ a b Borenstein, Seth (4 de enero de 2010). "El telescopio de observación de plantas desenterra misterios calientes" (6:29 pm EST).
  48. ^ Jefe, A. P. (1992). "Formation of Binary Stars". En J. Sahade; G. E. McCluskey; Yoji Kondo (eds.). El reino de las estrellas binarias de interacción. Dordrecht: Kluwer Academic. p. 355. ISBN 978-0-7923-1675-6.
  49. ^ Tohline, J. E.; J. E. Cazes; H. S. Cohl. "La formación de las estrellas binarias de Pre-Main-Sequence". Universidad Estatal de Louisiana.
  50. ^ Kopal, Z. (1989). El problema de Roche. Kluwer Academic. ISBN 978-0-7923-0129-5.
  51. ^ "Contáctese a las estrellas binarias" por Jeff Bryant, Wolfram Demonstrations Project.
  52. ^ "Mass Transfer in Binary Star Systems" de Jeff Bryant con Waylena McCully, Wolfram Demonstrations Project.
  53. ^ Boyle, C.B. (1984). "Mass transfer and accretion in close binaries – A review". Vistas en Astronomía. 27 (2): 149–169. Bibcode:1984VA....27..149B. doi:10.1016/0083-6656(84)90007-2.
  54. ^ Vanbeveren, D.; W. van Rensbergen; C. de Loore (2001). Los Binarios más brillantes. Springer. ISBN 978-0-7923-5155-9.
  55. ^ Chen, Z; A. Frank; E. G. Blackman; J. Nordhaus; J. Carroll-Nellenback (2017). "Mass Transfer and Disc Formation in AGB Binary Systems". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society. 468 (4): 4465-4477. arXiv:1702.06160. Bibcode:2017MNRAS.468.4465C. doi:10.1093/mnras/stx680. S2CID 119073723.
  56. ^ Blondin, J. M.; M. T. Richards; M. L. Malinowski. "Mass Transfer in the Binary Star Algol". Museo Americano de Historia Natural. Archivado desde el original el 24 de marzo de 2006.
  57. ^ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J.H.J.; de Zeeuw, P.T. (diciembre de 2000). "El origen de las estrellas fugaces". Astrophysical Journal. 544 2): L133. arXiv:astrof/0007436. Bibcode:2000ApJ...544L.133H. doi:10.1086/317315. S2CID 6725343.
  58. ^ Prialnik, D. (2001). "Novae". Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica. pp. 1846-1856.
  59. ^ Icko, I. (1986). "Binary Star Evolution and Type I Supernovae". Procesos CosmogonicalesP. 155.
  60. ^ Fender, R. (2002). "Relativistic Outflows from X-ray Binaries ('Microquasars')". Flujos relativos en la Astrofísica. Conferencia Notas en Física. Vol. 589. pp. 101–122. arXiv:astro-ph/0109502. Bibcode:2002LNP...589..101F. doi:10.1007/3-540-46025-X_6. ISBN 978-3-540-43518-1.
  61. ^ a b Duchêne, Gaspard; Kraus, Adam (agosto de 2013), "La multiplicidad estelar", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51 (1): 269–310, arXiv:1303.3028, Bibcode:2013ARA plagaA..51..269D, doi:10.1146/annurev-astro-081710-102602, S2CID 119275313. Véase el cuadro 1.
  62. ^ La mayoría de Milky Way Stars son Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.
  63. ^ Hubber, D. A.; A. P. Whitworth (2005). "Formación Stararia de la Fragmentación del Anillo". Astronomía " Astrofísica " (Manuscrito presentado). 437 (1): 113–125. arXiv:astro-ph/0503412. Bibcode:2005A pacienteA...437..113H. doi:10.1051/0004-6361:20042428. S2CID 118982836.
  64. ^ Schombert, J. "Birth and Death of Stars". Universidad de Oregon.
  65. ^ "Binary Star Motions". Astronomía Cornell.
  66. ^ Kraus, Adam L.; Ireland, Michael; Mann, Andrew; Huber, Daniel; Dupuy, Trent J. (2017). "La Ruina Influencia de Cercas Compañeros binarios en Sistemas Planetarios". American Astronomical Society Meeting Abstracts #229. 229: 219.05. Bibcode:2017AAS...22921905K.
  67. ^ a b Elisa V. Quintana; Jack J. Lissauer (2007). "Formación temporal en sistemas binarios de estrellas". Sistemas solares extremos. 398: 201. arXiv:0705.3444. Bibcode:2008ASPC..398..201Q.
  68. ^ Schirber, M (17 de mayo de 2005). "Planetas con dos Soles Muy Común". Space.com.
  69. ^ Más planetas circunbinarios se enumeran en: Muterspaugh; Lane; Kulkarni; Maciej Konacki; Burke; Colavita; Shao; Hartkopf; Boss (2010). "The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Companiones substelladoras candidatas a sistemas binarios". The Astronomical Journal. 140 (6): 1657. arXiv:1010.4048. Bibcode:2010AJ....140.1657M. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1657. S2CID 59585356.
  70. ^ Daemgen, S.; Hormuth, F.; Brandner, W.; Bergfors, C.; Janson, M.; Hippler, S.; Henning, T. (2009). "Binaridad de estrellas anfitrionas de tránsito – Implicaciones para parámetros planetarios" (PDF). Astronomía y Astrofísica. 498 (2): 567–574. arXiv:0902.2179. Bibcode:2009A plagaA...498..567D. doi:10.1051/0004-6361/200810988. S2CID 9893376.
  71. ^ Ver fuentes en Cygnus X-1
  72. ^ McGourty, C. (2005-12-14). "Hubble encuentra masa de enano blanco". BBC Noticias. Retrieved 2010-01-01.
  73. ^ Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (5 de noviembre de 2018). "Una estrella ultra-pobre de metal cerca del límite de quemadura de hidrógeno". The Astrophysical Journal. 867 (2): 98. arXiv:1811.00549. Bibcode:2018ApJ...867...98S. doi:10.3847/1538-4357/aadd97. S2CID 54511945.
  74. ^ Elisa V. Quintana; Fred C. Adams; Jack J. Lissauer; John E. Chambers (2007). "Formación temporal alrededor de estrellas individuales dentro de sistemas de estrellas binarias". Astrophysical Journal. 660 (1): 807–822. arXiv:astro-ph/0701266. Bibcode:2007ApJ...660..807Q. doi:10.1086/512542. S2CID 14394432.

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