Observatorio Astronómico Ramón María Aller

                                                  

LA ESCUELA GALLEGA DE ESTRELLAS DOBLES

 

Por J. A. Docobo

 

Foto de una estrella doble

La estrella más próxima al Sol (Próxima Centauro) dista nada menos que 4,3 años luz. Semejante distancia nos permite afirmar que el Sol es una estrella aislada. No obstante, esta situación de aislamiento estelar no es compartida por todas las estrellas, ya que en muchos casos estas aparecen asociadas en grupos de dos, tres, cuatro,... etc. Actualmente se cree que tan sólo la mitad de las estrellas están aisladas.

Un sistema binario o estrella doble puede definirse como un par de estrellas físicamente asociadas por su mutua atracción gravitatoria, describiendo consecuentemente cada una de ellas en torno a la otra una órbita, de la misma forma que la Luna gira alrededor de la Tierra, o los planetas con respecto al Sol.

Teniendo en cuenta la técnica utilizada en su descubrimento y posterior observación, las estrellas dobles se clasifican tradicionalmente en tres tipos: visuales, espectroscópicas y eclipsantes.

En las primeras su naturaleza como binarias es descubierta por medios ópticos mediante la observación telescópica, ya sea directa a través del ocular, utilizando la placa fotográfica, registros CCD o técnicas interferométricas.

En otros casos en los que el telescopio no es capaz de resolver el par en estrellas distintas, es posible descubrir el carácter binario mediante observaciones espectroscópicas gracias a las variaciones de velocidad radial medidas por el efecto Doppler-Fizeau. Son éstas las binarias espectroscópicas.

Finalmente, en algunos pares, tampoco resolubles con el telescopio, pueden observarse variaciones periódicas de su brillo aparente debidas a la produción de eclipses. Tal hecho puede indicar la existencia de una binaria eclipsante, también llamada fotométrica.

Al comenzar a estudiar las estrellas dobles visuales hay que advertir que hay muchos casos en los que se ven dos estrellas muy próximas en el firmamento sin que entre ellas exista relación física, son los llamados pares ópticos. En ellos la proximidad entre las estrellas es sólo aparente debido a un efecto de perspectiva.

Figura 1: Fotografía de una estrella doble

Una condición suficiente para admitir que una pareja de estrellas forma una estrella doble visual es que se detecten cambios en sus posiciones relativas al ser observadas en distintas épocas (ver Figura 1). En efecto, al estar las componentes lo suficientemente alejadas entre sí, la dinámica del sistema es equivalente a la del problema de dos corpos y, por lo tanto, cada una de las estrellas describe una órbita en torno al centro de masas o, lo que es lo mismo, si se toma una de ellas como fija (la más brillante), la otra describirá la llamada órbita relativa en torno a ella.

Para situar cronológicamente el estudio de las estrellas dobles visuales es preciso recordar que a comienzos del siglo XVII, Johannes Kepler había enunciado las tres leyes que rigen el movimiento de los planetas y que posteriormente, a mediados del mismo siglo, Isaac Newton estableció la expresión de la fuerza que mantenía a los planetas en órbita, la famosa ley de gravitación universal, pilar básico de la Mecánica Celeste.

Primeras estrellas dobles

 

En el mismo siglo XVII, después de que Galileo Galilei utilizase el anteojo con fines astronómicos, ya se disponía de medios ópticos como para poder separar algunas estrellas dobles, y así fue. Aunque la primeira doble desdoblada como tal: Mizar (ζ-Ursae Majoris), se le atribuye a Giovanni Battista Riccioli en 1650, no es descartable que el propio Galileo la observase con anterioridad. A esta le siguieron otras varias, tales como θ-Orionis, τ-Arietis, α-Centauri, α-Gemini, etc... Aquí es necesario hacer hincapié en que lo único que se estaba descubriiendo era que donde a simple vista se veía una estrella, con ayuda del anteojo aparecían dos sen que por el momento se hiciese insinuación ninguna acerca de su relación física.

En el año 1718, Edmund Halley descubre los movimientos propios de las estrellas. Del hecho de que estos movimientos aparentes sobre la esfera celeste fuesen distintos según los casos, se siguió que esto podía deberse a que realmente las estrellas están a diferentes distancias de nosotros, con lo que se abandonó la idea del cielo de las estrellas fijas que hasta entonces se aceptaba.

Así las cosas, los astrónomos del siglo XVIII se pusieron como objetivo poder determinar las distancias a las estrellas, por lo menos a las más próximas.

El primer paso para calcular tales distancias era observar el movimiento paraláctico, es decir, el reflejo del movimiento orbital de la Tierra en torno al Sol. Según esto cada estrella debería describir aparentemente sobre la bóveda celeste una minúscula elipse y esta elipse sería tanto más pequeña cuanto más alejada estuviese la estrella de nosotros (ver Figura 2).

Figura 2: Movimiento paraláctico