Observatorio Astronómico Ramón María Aller

Binarias espectroscópicas


Cuando la luz procedente de una estrella es analizada mediante un espectrógrafo se obtiene una imagen formada por un fondo continuo surcado por numerosas líneas oscuras, tal como sucede cando se estudia la luz solar.

Es bien sabido que estas líneas delatan la presencia de determinados elementos en la atmosfera estelar pues aparecen en las longitudes de onda (λ) que los distintos elementos químicos manifiestan en el laboratorio.

No obstante, no todas las estrellas presentan las mismas líneas. Este hecho en un principio hizo pensar que la composición química de las estrellas era muy distinta unas de la otras, pero más tarde se comprobó que las que presentan el mismo color tenían espectros similares, y como el color depende a su vez de la temperatura, se llegó a la conclusión de que los espectros estelares cambiaban su aspecto precisamente por las grandes diferencias de temperatura que existen de unas estrellas a otras.

Pero como veremos, la información contenida en los espectros estelares es aún mayor.

En 1842 el físico y profesor de la Universidade de Viena Christian Andreas Doppler sugirió que la longitud de onda de la luz tenía que variar proporcionalmente a la velocidad de aproximación o alejamiento que la fuente luminosa posee con respecto al observador.

Esta teoría de Doppler se demostró dos años más tarde con respecto a las ondas sonoras y fue Armand Hippolyte Louis Fizeau en 1848 quién primero lo aplicó correctamente a las ondas electromagnéticas, de ahí el doble nombre de Doppler-Fizeau dado a este efecto, aunque muchas veces se le conoce simplemente como efecto Doppler.

El principio Doppler-Fizeau afirma: cuando un foco emite energía con una longitud de onda λ y existe un desplazamiento relativo con respecto a un observador o receptor, éste recibe la radiación con una longitud de onda λ' dada por:

Donde c es la velocidad de la luz y v es la componente de la velocidad en la dirección receptor-emisor, o sea, la velocidad radial. Ésta se considera por convenio positiva si existe alejamiento y negativa en caso de acercamiento. Así, en el primer caso será λ'>λ y las líneas espectrales se desplazarán hacia el rojo y en el segundo λ' < λ, siendo el corrimiento de líneas hacia el violeta.

Inversamente, si medimos la diferencia λ'-λ entre la longitud de onda observada y la longitud de onda estándar (medida en el laboratorio), poderemos determinar la velocidad radial, pues la velocidad de la luz es coñecida.

La aplicación del efecto Doppler-Fizeau es la base para la detección de la natureza binaria de muchas estrellas no desdobladas ópticamente. Efectivamente, dado que en una estrella doble las componentes están girando en torno a su centro de masas, resulta que cada estrella se aleja y se acerca periódicamente a nosotros, y por este motivo, las líneas espectrales se desplazan en el espectro en torno a una posición que corresponde a la de reposo relativo.

Si la diferencia de luminosidad entre las dos estrellas no es demasiado grande, en el espectro aparecen las líneas correspondentes a ambas estrellas, y por lo tanto cuando las de una compoñente se desvían hacia el rojo, las de la otra lo harán hacia el violeta.

Así fue como los astrónomos de Harvard: Annie Jump Cannon y Edward Charles Pickering, al examinar en 1889 la estrella principal de la dobre visual Mizar, observaron que en su espectro había líneas dobles cuya posición variaba en un período poco mayor de 20 días: se trataba, pues, de una doble espectroscópica. Es curioso observar que esta primera binaria espectroscópica descubierta como tal es la estrella que junto con su compañera Mizar B, forma la más antiga de las dobles visuales conocidas. Fue también este sistema el primero en ser fotografiado, cosa que hizo John Adams Whipple en 1857.

Recientemente algunas técnicas como la ya comentada interferometría speckle han permitido obtener altas resoluciones con las que se han podido observar como binarias visuales numerosas estrellas que hasta entonces estaban exclusivamente en el dominio de las espectroscópicas.

Concretamente en los últimos años se han conseguido medir separaciones angulares próximas a la centésima de segundo de arco, con lo que son ya varias las binarias cuyas órbitas han sido calculadas como visuales y espectroscópicas a la vez, con la ventaja que eso supone a la hora de juntar resultados. Así, como habíamos visto anteriormente, de las órbitas de las visuales se deducía la inclinación orbital. Con este valor la órbita espectroscópica nos proporciona el semieje mayor en unidades de distancia (p. e. unidades astronómicas, u. a.), y como en la binaria visual se calculaba también el semieje mayor en segundos de arco, puede obtenerse la paralaje de la estrella, o sea, su distancia a nosotros.

Por lo que a las masas se refiere, tal como vimos antes, de la órbita de la visual y de la paralaje se deducía su suma, mientras que de la órbita de la espectroscópica (suponiendo los dos espectros visibles) se obtiene el cociente, por lo que, de las dos se pueden conocer las masas de cada componente por separado.

Conforme aumente en el futuro la resolución en las observaciones ópticas es de esperar que el número de estos pares interferométrico-espectroscópicos aumente considerablemente con el consiguiente beneficio para el conocimiento estelar.