Observatorio Astronómico Ramón María Aller

Binarias eclipsantes

Existe en la constelación de Perseo una estrella que los hebreos llamaban cabeza de Satanás y los árabes Algol (demonio). Posteriormente por tratarse de la segunda estrella más brillante de tal constelación, el astrónomo alemán Bayer la denominó β Persei y como tal aparece en los catálogos.

Pues bien, Algol tiene una característica especial que al parecer nadie había percibido hasta que Geminiano Montarani, profesor de Bolonia, observó en 1688 que su brillo variaba en pocas horas. Resultó ser, al igual que la famosa Mira Ceti, una estrella cuya magnitud era variable.

En años posteriores se confirmó esta espectacular característica de Algol, no obstante, nadie daba una resposta científica a tal hecho, hasta que el joven inglés John Goodricke en 1782, después de estudiar muchas observaciones llegó a la conclusión de que la luz que se recibía de esta estrella variaba con un período de 2 días, 20 horas y 49 minutos, sugiriendo asimismo que el fenómeno se producía porque otra estrella oscura giraba en torno a Algol y la eclipsaba durante su movimiento orbital.

La hipótesis de Goodricke no pudo ser verificada hasta más de un siglo después, cuando los astrónomos alemanes Hermann Karl Vogel y Julius Scheiner, estudiando el espectro de la estrella pudieron apreciar desplazamentos Doppler en sus líneas espectrales, llegando a la conclusión de que se trataba de una estrella doble.

Algol fue, por lo tanto, la primera de una nueva clase de estrellas dobles: las eclipsantes, llamadas también fotométricas, porque como vimos su naturaleza binaria se deduce de las variaciones periódicas de su brillo o magnitud, causadas por los eclipses mutuos.

Es necesario tener presente, no obstante, que no todas las estrellas que presentan variación en su brillo son dobles, ya que en la mayoría de las ocasiones tal fenómeno se produce por causas intrínsecas de la propia estrella (estrellas variables).

En el caso que nos ocupa está claro que para que se puedan producir los eclipses la línea de la visual tiene que estar cerca del plano orbital o próxima a él, salvo que la distancia entre las estrellas sea pequeña en relación al tamaño de éstas.

Cuando la estrella más oscura pasa por delante de la más brillante, se produce una disminución de la intensidad luminosa mayor que la que se produce cuando medio giro orbital después (en el supuesto de órbita circular) es la estrella más oscura la ocultada. El primer eclipse se denomina principal, y el otra secundario; evidentemente, si ambas estrellas tienen el mismo brillo aparente, los dos eclipses son iguales (ver Figura 6).

Figura 6: curva de luz de una binaria de tipo β-Lyrae

Las observaciones fotométricas permiten obtener importante información de estas binarias. Realizando durante un período de tiempo suficientemente largo medidas de la intensidad luminosa recibida, se construye la llamada curva de luz, es decir, la gráfica que representa las variaciones de la luz con respecto al tiempo. De esta curva se obtiene el intervalo de tiempo que transcurre entre dos mínimos principales consecutivos, intervalo que obviamente corresponde al período de la órbita.

De la diferencia de profundidad entre los dos mínimos, el principal y el secundario, se puede obtener la relación existente entre el brillo de las dos estrellas; de esta relación y suponiendo que las estrellas irradian como el modelo del cuerpo negro, se puede deducir la diferencia de temperatura. Asimismo existen métodos que permiten efectuar el cálculo de la inclinación de la órbita. Precisamente del valor de la inclinación y del tamaño relativo de las estrellas depende que los eclipses sean parciales o totales.

Por otra parte, de la relación entre la duración de cada uno de los eclipses y el período orbital, es posible establecer las razones entre el tamaño de la órbita y de cada una de las dos estrellas; con lo que aquellas eclipsantes que también sean estudiadas como espectroscópicas (dobles espectro-fotométricas) nos proporcionarán una información casi completa del sistema.

Las órbitas circulares o casi circulares son las más abundantes entre las eclipsantes de muy corto período. No obstante también existen órbitas excéntricas, lo que se detecta en la curva de luz al no ser el mínimo secundario equidistante a los mínimos principais contiguos.

El estudio de las curvas de luz puso también de manifiesto la existencia de casos, como es el de la estrella β-Lyrae, que no se ajusta a ninguno de los tipos antes mencionados.

El aspecto extraño de su curva de luz es explicado admitiendo que las estrellas se encuentran muy próximas y debido a su fuerte atracción gravitatoria sus formas se convirtieron en elipsoidales, de manera que al describir la órbita muestran continuamente la misma cara.

Un riguroso estudio de las curvas de luz ha permitido observar, en varias eclipsantes, irregularidades en la reprodución de los eclipses, que en muchos casos resultó ser debido a la existencia de terceras estrellas. Tal es el caso de Algol, en cuyo sistema se ha descubierto otra estrella en órbita en torno a la famosa eclipsante.

Estas técnicas, astrometría, espectroscopía y fotometría, que se aplicaron y aplican al estudo de las estrellas dobles, han sido curiosamente las mismas que han permitido detectar en las últimas décadas los primeros planetas fuera de nuestro Sistema Solar.