Estrellas binarias interactivas

Por Juan Echeverría

Aunque a simple vista algunas estrellas parecen estar muy próximas entre sí, sólo mediante la observación con telescopio puede decirse si están realmente formando un sistema binario, es decir, un par de estrellas que giran en torno de sí mismas, alrededor de un centro de masa común. Echevarría analiza este tipo de estrellas y, en particular, aquellas que, durante su movimiento, intercambian materia entre sí: las binarias interactivas.

• Idioma: Español
• Editorial: Fondo de Cultura Económica
• Fecha de lanzamiento: 20 nov 2013
• ISBN: 9786071603470

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negritas.

PRIMERA PARTE

Evolución estelar

Hasta aquí hemos explicado el fenómeno de los cielos y de nuestro mar por el poder de la gravedad, pero no hemos aún encontrado la causa de este poder. Ciertamente esto debe proceder de una causa que penetra hasta los mismos centros del sol y los planetas, sin sufrir la más mínima disminución de su fuerza; que no opera de acuerdo a la cantidad de las superficies de las partículas sobre las que actúa (como suelen ser las causas mecánicas), sino de acuerdo a la cantidad de materia sólida que contienen, y propaga su virtud a todos lados hasta distancias inmensas, siempre decreciendo como el cuadrado inverso de las distancias.

Philosophiae naturalis principia mathematica

Sir ISAAC NEWTON, 1687

I. Evolución estelar en las binarias

LA EVOLUCIÓN ESTELAR es una pieza fundamental en la astronomía moderna que ha permitido profundizar en el conocimiento de cómo funcionan las estrellas; cómo emiten su luz; cómo se constituyen desde sus primeras etapas; cómo evolucionan en su interior y exterior, y cómo terminan su existencia como tales. Los avances de la física nuclear, el acrecentamiento de las teorías y el desarrollo de modelos detallados sobre el interior estelar hacen posible ahora que podamos predecir el comportamiento de un astro en términos de su luminosidad, temperatura, masa, radio, etcétera.

En esencia se puede decir que las estrellas se forman debido a la existencia de dos fuerzas básicas de la naturaleza; una de ellas es la fuerza de gravitación, descrita por Newton en su tratado Philosophiae naturalis principia mathematica, del cual se presenta un extracto en el preámbulo de este capítulo; la otra fuerza proviene de la llamada presión del gas, que se origina por el movimiento azaroso de las partículas calentadas en el interior estelar. Este calentamiento proviene principalmente de la generación de energía nuclear, que se debe a los procesos de fusión. La fuerza debida a la autogravitación (que va de la superficie hacia el centro), se equilibra con la fuerza producida por el gas (que va del centro hacia la superficie); por lo que la estrella se mantiene muy estable durante varios miles de millones de años.

EL DIAGRAMA H-R

En 1913 Hertzprung y Russell investigaron cerca de 700 estrellas cuya distancia era conocida directamente por su paralaje trigonométrico (véase el siguiente capítulo sobre distancias estelares) y compararon, en un diagrama, la magnitud absoluta de cada una de ellas con su tipo espectral. Encontraron que las estrellas se agrupan de manera ordenada en ciertas regiones, dependiendo no sólo del tipo espectral y la magnitud absoluta, sino también de acuerdo a su tamaño. Por su reconocido trabajo, a este esquema se le llama diagrama H-R. La figura 1 muestra las características principales de este diagrama. Las cruces representan a las 100 estrellas más brillantes en el cielo, mientras que los puntos representan a las 100 estrellas más cercanas. Notaremos que la mayoría de los puntos y las cruces ocupan la franja diagonal marcada en el dibujo; esta franja se conoce como la secuencia principal. El círculo representa la posición que ocupa el Sol. Otras estrellas se agrupan en las zonas de las gigantes, las supergigantes o las enanas blancas. Todas estas zonas o regiones forman parte de una historia evolutiva que el diagrama H-R es capaz de mostrarnos, como veremos ahora.

Ya que no podemos experimentar con las estrellas como podríamos hacerlo en un laboratorio con una muestra o cuerpo, ni tampoco podemos ser testigos presenciales, milenio tras milenio, de toda la historia del Universo mismo, ¿cómo podemos entonces seguir la evolución de una estrella?

Si suponemos que las estrellas se forman de manera continua en el tiempo, lo que el diagrama H-R nos muestra es que las estrellas se encuentran en diferentes etapas evolutivas. Nos muestra, además, que en esta evolución la temperatura y la luminosidad no pueden tomar valores cualesquiera, sino solamente ciertas combinaciones, ciertos valores específicos. Se puede decir que el número de estrellas en cada zona refleja el tiempo relativo que pasan en cada una estas zonas.

Figura 1.

De no ser cierta esta hipótesis de formación continua tendríamos que pensar que las estrellas están en una etapa especial de su evolución; que en el pasado y en el futuro no se agruparon ni se agruparán como lo hacen ahora. Esto implicaría que estaríamos observando casualmente una etapa especial, un momento único en la historia del Universo, y esta idea, que va en contra de todo el pensamiento cosmológico moderno, no puede aceptarse. Por otro lado, la interpretación del diagrama H-R está apoyada por teorías y modelos detallados de evolución que nos aseguran que, en efecto, las estrellas alcanzan estados de equilibrio que duran miles de millones de años y que concuerdan con las zonas observadas en el diagrama H-R.

Veamos, ahora, en forma muy general, qué es lo que predicen las teorías de evolución en cuanto al proceso de formación y generación de energía en una estrella. En sus etapas iniciales la materia de la cual se forma la estrella se encuentra en forma de una gran nube de gas compuesta, principalmente, de hidrógeno y helio. La nube se contrae debido a la fuerza de autogravitación y adquiere forma esferoidal. La luminosidad disminuye mientras que la temperatura se mantiene muy baja. Esta etapa, llamada de presecuencia principal, puede durar cerca de 10 millones de años. El diagrama H-R muestra la zona en donde están estas incipientes estrellas, mientras que las flechas indican su movimiento hacia la secuencia principal. El colapso gravitatorio continúa hasta el punto en el que, en el interior del objeto, la temperatura alcanza varios millones de grados. A estas temperaturas, el material, rico en hidrógeno, comienza a fusionarse y convertirse en helio por medio de varias cadenas de reacciones nucleares. Una de estas reacciones consiste en la captura de protones por núcleos de hidrógeno, que dan origen a núcleos de helio. Como se mencionó al principio de este capítulo, durante los procesos de fusión se libera una gran cantidad de energía de radiación, que calienta al material, el cual produce una presión hacia el exterior que compensa la presión gravitacional y detiene el colapso. La estrella se estabiliza, manteniendo una temperatura y una luminosidad que no variarán durante varios miles de millones de años. A este statu quo se le llama equilibrio hidrostático. Dependiendo de la masa original de la nube, la estrella se colocará en algún punto de la secuencia principal; las más masivas arriba a la izquierda y las menos masivas abajo a la derecha.

Un resultado básico de la teoría de la evolución estelar es el que las estrellas más masivas evolucionan más rápido que las de menor masa y, por consiguiente, abandonan primero su posición en la secuencia principal hasta llegar a la región de las gigantes rojas, estrellas que tienen un diámetro de 10 a 100 veces mayor que el del Sol. Se trata de objetos luminosos y poco densos, que se encuentran en una etapa de cambio. Estos cambios se deben a que, en el núcleo, todo el hidrógeno se ha transformado ya en helio y no es posible sustentar más las reacciones nucleares que proveían la energía y la presión necesarias para que el tamaño de la estrella no cambiara. El núcleo se colapsa, mientras las capas exteriores se expanden y dan origen a una disminución en la temperatura y a un aumento muy rápido en luminosidad. Al llegar a la zona