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Tipos y sistemas de estrellas

Binaria o doble

s un sistema que está formado por dos estrellas próximas que giran una en torno de la otra. Más de la mitad de las estrellas que cubren el firmamento forman parte de sistemas binarios o múltiples. Fueron descritas por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel, y actualmente son la principal fuente de información acerca de las masas estelares. El período de estas estrellas puede ser corto (desde 1,7 años) o largo (millones de años). Los sistemas de períodos largos sólo pueden detectarse por su propio movimiento.

Estrellas binarias en la constelación de Reticulum

Según el método utilizado para detectar las estrellas binarias, éstas se dividen en tres clases: binarias rivales, binarias espectroscópicas y binarias eclipsantes.

Binarias rivales

Las binarias rivales son aquellas estrellas cercanas que están suficientemente separadas como para que podamos verlas mediante un telescopio.

Binarias espectroscópicas

Las binarias espectroscópicas son las que sólo pueden distinguirse mediante el empleo de métodos espectroscópicos. En realidad, la mayoría de estrellas detectadas como dobles lo son únicamente por este medio. En 1889 se identificaron por primera vez este tipo de estrellas. El método consiste en duplicar o ensanchar las líneas espectrales cuando ambas estrellas giran. En el momento en que una de las estrellas se aleja de la Tierra, la otra se aproximará; la que se se aleja mostrará un espectro desplazado hacia el rojo, mientras que la que se aproxima se desplazará hacia el violeta. Esta característica es consecuencia del Efecto Doppler.

Binarias eclipsantes

Por su parte, las binarias eclipsantes son aquellas que pueden verse sus órbitas de perfil desde la Tierra. Están formadas por una estrella brillante y otra más oscura. Al observarlas desde la Tierra cuando la estrella más oscura eclipsa a la más brillante, la intensa de la luz que nos llega oscila de forma regular.

Cefeidas

Las cefeidas, llamadas así por Delta Cefei, de la constelación Cefeo, son estrellas variables que se caracterizan por la regularidad de su período, que suele ser bastante exacto. Generalmente acostumbran a tener períodos cortos de entre 2 a 50 días, aunque también las hay que superan los 100 días; todos estos periodos son cientos de veces más luminosos que nuestro Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una cefeida, mayor será su brillo medio. La relación período-luminosidad de estas estrellas permite calcular su distancia a la tierra, y por tanto la distancia del círculo en el que se encuentran; para ello sólo es necesario observar el brillo medio aparente de la estrella. Esta relación periodo-luminosidad, descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, ha resultado inestimable para medir la distancia que nos separa de las galaxias más cercanas, y en general para realizar medidas estelares.

Seguimiento de la variabilidad de una cefeida en la galaxia M100

En 1924, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble descubrió estrellas individuales pulsantes (cefeidas) en determinadas constelaciones, como la famosa Andrómeda. Hubble pudo medir su periodo de pulsación, y por tanto determinar su brillo intrínseco. Al comparar el brillo aparente de estas estrellas con las cefeidas conocidas más cercanas, comprobó que aquellas se encontraban fuera de la galaxia. Ésto permitió a Hubble afirmar que las nebulosas espirales y elípticas, eran en realidad galaxias externas a la Vía Láctea que contenían cientos de miles de millones de estrellas. Hubble calculó que la galaxia Andrómeda estaba a 900.000 años luz; posteriormente, se comprobó que las cefeidas estaban todavía más lejos, por lo que se corrigió la distancia a 2,2 millones de años luz.

Enanas

Son estrellas rojas (enanas rojas) o blancas (enanas blancas), de pequeño tamaño que se manifiestan por su baja luminosidad. Las enanas rojas se encuentran situadas en la secuencia principal del diagrama espectral Hertzprung Russell (véase el apartado sobre el espectro); son relativamente jóvenes y con masa muy inferior a la del Sol.

Las enanas blancas son muy pequeñas (incluso de centésimas del diámetro del Sol) y tienen masas del orden de la solar, esto implica densidades extremadamente altas a pesar de su pequeño tamaño, que pueden llegar a ser hasta un millón de veces superiores a la del agua. Estas estrellas se encuentran en el estadio final de la evolución estelar, es decir, la estrella se va apagando paulatinamente porque la energía que irradia no llega a ser compensada.

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