Sistema binario (astronomía)

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Un sistema binario en astronomía indica un sistema de dos objetos (generalmente estrellas , pero también planetas , galaxias o asteroides ) tan cerca entre sí como para estar vinculados por atracción gravitacional mutua, orbitando alrededor de un centro de masa común. A menudo, como en el caso de las estrellas dobles o los planetas dobles, el centro de masa queda fuera de ambos componentes del sistema. Un sistema múltiple, por otro lado, es un sistema formado por varios componentes. Por ejemplo, teniendo en cuenta la Tierra y la Luna, forman un sistema binario y ambos giran en un centro común que está dentro de la Tierra pero no es el centro de la Tierra.

Movimiento de dos cuerpos

Sistema binario que gira alrededor de un centro de masa común.

Cuando en un sistema binario es posible medir los períodos de revolución y las dimensiones de las órbitas , que generalmente son elípticas , es fácil trazar el valor de la masa total de las mismas.

El problema con el movimiento de dos cuerpos materiales en este tipo de sistemas es que ambos están sujetos a una atracción gravitacional mutua que, según la ley de Newton , es proporcional al producto de las dos masas e inversamente al cuadrado de sus distancias según el nota expresión:

Dónde está:

  • F es la fuerza de atracción;
  • G es la constante gravitacional universal ;
  • m 1 es la masa del primer cuerpo;
  • m 2 es la masa del segundo cuerpo;
  • r es la distancia entre los dos cuerpos.

Enanas marrones binarias

Concepción artística de dos enanas marrones en una órbita cerrada

La revista científica Nature ha publicado un estudio realizado por el equipo de astrónomos: Jeff Valenti del ( Space Telescope Science Institute (STScI), Robert Mathieu de la Universidad de Wisconsin-Medison y Keivan Stassun de laUniversidad de Vanderbilt , en cuyo estudio pudieron determinar los valores de masa y las dimensiones de dos enanas marrones orbitando entre sí en un sistema binario.

Los científicos se sorprendieron al descubrir que una tenía una masa equivalente a 55 veces la de Júpiter y la otra 35 veces, cuando para calificar como estrellas , para que se produjera la fusión nuclear del hidrógeno , su masa no tenía que ser menor. 80 veces el joviano.

Los dos cuerpos tienen órbitas tan estrechas que pueden verse desde la Tierra como un solo objeto; gracias a los eclipses recíprocos ya las variaciones de brillo fue posible establecer sus órbitas y así volver a los datos expresados ​​anteriormente gracias a las leyes del movimiento de Newton .

Con la variación del espectro se determinaron las temperaturas superficiales, la teoría predice que el compañero de mayor masa tiene un valor mayor, en cambio se encontró un valor menor: 2650 K contra 2790 K del menor.

Una explicación plausible es que los dos objetos son de diferentes edades y que uno ha sido capturado por la fuerza gravitacional del otro, a diferencia de los modelos teóricos que predicen que las enanas marrones se forman a partir de la misma nube interestelar y que se forman al mismo tiempo.

La relatividad de Einstein en un sistema binario

Sistema binario Eclipse ( VV Cephei ).

Recientemente se ha examinado un sistema de estrellas dobles que consta de un par de estrellas de neutrones , también llamadas púlsares , y de las cuales ha sido posible captar señales de radio de la Tierra; los datos recibidos confirman uno de los efectos predichos por la teoría de Einstein sobre la relatividad general .

Las dos estrellas superdensas bajo consideración son PSR J0737-3039A y B, su estudio de 4 años durante el cual los científicos utilizaron el Telescopio Robert C. Byrd Green Bank (GBT) de la National Science Foundation, y gracias a una coincidencia favorable, la de la alineación. del plano orbital con la línea de visión, tanto que los cuerpos estaban en eclipse , confirmó la teoría antes mencionada que predice que en un sistema binario de dos objetos masivos y cercanos deberían oscilar de manera similar a los giros mientras se mueven en el espacio - tiempo curvo de las órbitas recíprocas; y las observaciones confirmaron esta hipótesis que aún no había sido confirmada; se definió la geometría del sistema binario y se pudieron rastrear las variaciones en el eje de rotación de los púlsares.

Las teorías de Newton y Einstein no son muy diferentes si consideramos áreas restringidas como el Sistema Solar , pero las diferencias se hacen evidentes en aquellas donde los campos gravitacionales son enormemente intensos; por tanto, el resultado obtenido fue sumamente útil e importante.

47Tuc W

En un sistema binario, una estrella de neutrones aumenta su masa por acreción transformándose en un púlsar de milisegundos .

En el área de 47 Tuc W se ha identificado una estrella de neutrones que tarda sólo 2,35 milisegundos en completar una rotación; Se cree que en el cúmulo hay una decena de estos objetos definidos púlsares de milisegundos , y del estudio realizado sobre los datos enviados por el observatorio Chandra parece que se ha identificado la causa de esta enorme velocidad: este púlsar sería parte de un sistema binario cuyo segundo componente, una estrella normal, sería despojado de su material y sería la caída de esta espiral la que impartiría una aceleración constante al púlsar en crecimiento .

Los comportamientos de dos cuerpos en un sistema binario son muy diferentes, debido a la naturaleza de los componentes, la ubicación en la que se ubican y otras variables que hacen que las múltiples observaciones realizadas difieran entre sí y determinen un comportamiento que no lo es. lo mismo para todos los casos, por lo tanto, cada observación debe considerarse individualmente y los parámetros utilizados para una pueden no ser los mismos para la otra.

Bibliografía

  • Astronomía: una guía visual por Mark A. Garlick

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