Sistema binário de estrelas

Definição

Estrela binária é um sistema de duas estrelas em órbita ao redor de seu centro de gravidade comum. Para cada estrela, a outra é sua estrela companheira.

Estrelas binárias são de imensa importância para os astrônomos, pois permitem que as massas das estrelas sejam determinadas.

Um sistema binário é simplesmente aquele em que duas estrelas orbitam em torno de um centro de massa comum, ou seja, estão gravitacionalmente ligadas uma à outra. Na verdade, a maioria das estrelas está em sistemas binários.

Talvez até 85% das estrelas estejam em sistemas binários, com algumas em sistemas triplos ou até mesmo múltiplos.

Sistema binário de estrelas

O que é um sistema binário de estrelas?

Um sistema estelar binário é um sistema estelar com duas estrelas orbitando uma em torno da outra.

Vários sistemas estelares, como trinários, etc., também são normalmente categorizados usando o mesmo termo.

Sistemas estelares com até sete corpos orbitando mutuamente foram classificados.

Pensa-se que os sistemas estelares binários são bastante comuns no universo e podem de fato ser a maioria.

Isso ocorre porque a nuvem de poeira que colapsa para formar estrelas geralmente tem mais de um centro de gravidade. Se forem pequenos aglomerados, eles formam planetas ou anãs marrons, se grandes, eles formam estrelas. Diz-se que estrelas binárias são estrelas companheiras umas das outras.

Os sistemas estelares binários são muito importantes na astronomia, porque mapear suas órbitas mútuas permite estimar sua massa.

A estimativa da massa é útil para contrastá-la com a temperatura e a luminosidade aparente, ajudando-nos a determinar a luminosidade e a distância absolutas.

Binários eclipsados, em que estrelas em um sistema binário eclipsam umas às outras periodicamente do nosso ponto de vista, são especialmente úteis.

A maneira como eles se eclipsam mutuamente pode ser usada para estimar seu tamanho, densidade, luminosidade e distância. Binários eclipsados têm sido usados para medir a distância a outras galáxias, como a Galáxia de Andrômeda e a Galáxia do Triângulo, com um fator de erro de menos de 5%.

O sistema estelar mais próximo, Alpha Centauri, é um sistema estelar binário, consistindo em duas estrelas do tamanho do Sol em órbita próxima, orbitadas por sua vez por uma anã vermelha.

As duas estrelas centrais têm uma órbita elíptica em torno uma da outra, chegando a 11 UA e separando-se até 35 UA, e fazendo um ciclo completo a cada 80 anos. Por causa da dinâmica caótica de tal sistema, não existe uma verdadeira “zona habitável” onde as temperaturas da superfície permanecem aproximadamente constantes. A temperatura da superfície muda de ano para ano.

Sistema binário de estrelas – Astronomia

Duas estrelas ligadas gravitacionalmente orbitam seu centro de massa comum.

Em astronomia, um sistema binário é aquele que consiste em duas estrelas ligadas gravitacionalmente.

As duas estrelas obedecem às leis de movimento de Kepler e orbitam seu centro de massa comum em órbitas elípticas ou circulares.

Alguns sistemas relativísticos, como os pulsares binários, exibem um comportamento que só pode ser explicado usando a teoria geral da relatividade de Einstein.

As observações de binários do astrônomo têm sido fundamentais em nossa compreensão das massas das estrelas.

Binários consistem em vários subtipos:

Binários Visuais

Em um binário visual, ambas as estrelas são resolvidas da Terra e podem ser vistas orbitando uma a outra com um determinado período binário.

Binários espectroscópicos

Binários espectroscópicos de linha única têm linhas características de emissão ou absorção que permitem aos astrônomos caracterizar suas órbitas usando a função de massa. Nestes sistemas, o espectro é dominado por uma das duas estrelas.

Os sistemas binários espectroscópicos são geralmente detectados devido ao movimento das linhas de emissão e absorção no espectro observado, causado pelo efeito Doppler conforme as estrelas se movem em sua órbita.

Binários espectroscópicos de linha dupla podem ter características espectroscópicas de ambas as estrelas identificadas e seguidas ao redor da órbita. Esses binários permitem a determinação de sua razão de massa.

Binários astrométricos

Essas estrelas têm a presença de uma companheira binária deduzida por seu movimento no céu depois de considerar o movimento e a paralaxe adequados.

Binários Eclipsantes

Binários eclipsados sofrem alterações em sua luminosidade total devido ao bloqueio de nossa linha de visão para uma ou ambas as estrelas. Isso permite que sejam feitas deduções sobre sua inclinação orbital, que deve ser quase lateral para que o eclipse ocorra. Quando combinadas com as curvas de velocidade radial e a função de massa, podem ser obtidas poderosas restrições nas massas dos componentes estelares.

Terminologia

O termo estrela binária foi cunhado por Sir William Herschel em 1802 para designar, em sua definição, “uma estrela dupla real – a união de duas estrelas que são formadas juntas em um sistema pelas leis da atração”.

Quaisquer duas estrelas com espaçamento próximo podem parecer uma estrela dupla, o caso mais famoso sendo Mizar e Alcor na Ursa Maior.

No entanto, é possível que uma estrela dupla seja meramente um par de estrelas que apenas se parece com um sistema binário: as duas estrelas podem, na realidade, ser amplamente separadas no espaço, mas por acaso estão mais ou menos na mesma direção vista de nosso ponto de vista. Esses falsos binários são chamados de binários óticos. Com a invenção do telescópio, muitos desses pares foram encontrados.

Herschel, em 1780, mediu a separação e as orientações de mais de 700 pares que pareciam ser sistemas binários e descobriu que cerca de 50 pares mudaram de orientação ao longo de duas décadas de observação.

Um verdadeiro binário é um par de estrelas unidas pela gravidade. Quando podem ser resolvidos (distinguidos) com um telescópio poderoso o suficiente (se necessário com o auxílio de métodos interferométricos), eles são conhecidos como binários visuais.

Em outros casos, a única indicação de binaridade é o desvio Doppler da luz emitida.

Os sistemas em que este é o caso, conhecidos como binários espectroscópicos, consistem em pares relativamente próximos de estrelas onde as linhas espectrais na luz de cada uma se deslocam primeiro em direção ao azul, depois em direção ao vermelho, conforme ele se move primeiro em nossa direção, e então longe de nós, durante seu movimento sobre seu centro comum de massa, com o período de sua órbita comum.

Se o plano orbital estiver muito próximo de nossa linha de visão, as duas estrelas se ocultam parcial ou totalmente regularmente, e o sistema é chamado de binário eclipsante, do qual Algol é o exemplo mais conhecido.

Estrelas binárias que são binárias visuais e espectroscópicas são raras e são uma fonte preciosa de informações valiosas quando encontradas. Estrelas binárias visuais têm uma grande separação real e, conseqüentemente, geralmente têm velocidades orbitais muito pequenas para serem medidas espectroscopicamente de longe.

Por outro lado, estrelas binárias espectroscópicas se movem rapidamente em suas órbitas porque estão próximas; geralmente muito próximo para ser detectado como binários visuais.

Binários que são visuais e espectroscópicos, portanto, devem estar relativamente próximos da Terra.

Os astrônomos descobriram algumas estrelas que parecem orbitar em torno de um espaço vazio.

Binários astrométricos são estrelas relativamente próximas que podem ser vistas oscilando em torno de um ponto médio, sem companhia visível. Com alguns binários espectroscópicos, há apenas um conjunto de linhas se movendo para frente e para trás. A mesma matemática usada para binários comuns pode ser aplicada para inferir a massa do companheiro ausente.

O companheiro pode ser muito escuro, de modo que atualmente é indetectável ou mascarado pelo brilho de seu primário, ou pode ser um objeto que emite pouca ou nenhuma radiação eletromagnética, por exemplo uma estrela de nêutrons.

Em alguns casos, há fortes evidências de que o companheiro ausente é na verdade um buraco negro: um corpo com uma gravidade tão forte que nenhuma luz consegue escapar.

Esses binários são conhecidos como binários de raios-X de alta massa. Provavelmente, o exemplo mais conhecido atualmente é Cygnus X-1, onde a massa do companheiro invisível é considerada cerca de nove vezes a do nosso sol; ultrapassando em muito o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (a massa teórica máxima de uma estrela de nêutrons, o único outro candidato provável para a companheira). Dessa forma, Cygnus X-1 se tornou o primeiro objeto amplamente aceito como sendo um buraco negro.

Sistema binário de estrelas

Fonte: www.atnf.csiro.au/sites.ualberta.ca/news.berkeley.edu/www.wisegeek.org/ui.adsabs.harvard.edu/www.dictionary.com/Encyclopaedia Britannica/www.cs.mcgill.ca/astronomy.swin.edu.au