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[Algol]

Evolución de las Estrellas binarias.

Como sucede con las estrellas aisladas la evolución de un sistema múltiple también depende de la masa.

El primer astrónomo en estudiar este fenómeno fue Edouard Roche. En su análisis descubre que dos estrellas cercanas en un sistema binario se encuentran en órbitas circulares una alrededor de la otra y mantienen una rotación sincrónica (como el sistema tierra luna), estas condiciones se producen por la interacción entre sus fuerzas gravitacionales. Describió las curvas llamadas Superficies equipotenciales que describen la forma de las estrellas en un sistema binario. Cuando las estrellas están muy cercanas las superficies equipotenciales interactúan formando una figura de 8 la cual es llamada la superficie crítica. Cada mitad de la figura se denomina Lóbulo de Roche.

El punto donde los dos lóbulos se tocan se denomina Punto Lagrangiano y es en donde las fuerzas de gravedad se cancelan. Cuando ocurre transferencia de masa, los gases fluyen a través del punto lagrangiano de una estrella a otra. La relación de cada estrella con su lóbulo de Roche determina el tipo de sistema:

Binarias desconectadas. Cuando cada estrella se encuentra dentro de su lóbulo de Roche y no ocurre transferencia de masa o esta es mínima.
Binaria semi desconectada. Cuando uno de los componentes se dilata copando su lóbulo.
Binarias en contacto. Cuando las dos estrellas llenan sus lóbulos.
Binarias en sobre contacto. Es la situación más común, ambas estrellas sobrepasan sus respectivos lóbulos de Roche.
Sistemas de gran masa.

En principio la estrella con mayor masa llamada primaria se desarrolla como una estrella aislada y después de pasar por su fase estable en la secuencia principal se expande llenando su lóbulo de Roche, en este punto comienza la transferencia de masa hacia la estrella secundaria. Si la estrella primaria es muy masiva la gran cantidad de material transferido a la estrella pequeña copa rápidamente su capacidad, llenándose a su vez el lóbulo de Roche correspondiente quedando con una envoltura única. este tipo de estrellas resultan en que cada una eyecta su material. (eta carinae)



Después de que la envoltura se dispersa el resultado es un sistema constituido por una estrella compacta de helio y otra que se encuentra en la secuencia principal. Si la masa de la primera es mayor a 30 solares se convertirá en una estrella Wolf-Rayet cuya evolución puede resultar en una Supernova (IIb) produciendo una estrella de neutrones o un agujero negro. Si la pérdida durante la explosión de la supernova es suficiente, el sistema puede separarse quedando cada uno de los componentes aislados.

Si el sistema sobrevive, es porque en general, tiene mas de 11 masas solares, la estrella en la secuencia principal sigue formando su propio núcleo de helio hasta que eventualmente se dilata llenado su lóbulo de Roche expeliendo gran cantidad de material que quedara como un disco de acrecion rodeando el objeto masivo creado en la primera supernova, este material extremadamente caliente cae al objeto liberando Rayos X (Cignus X-1), cuando la transferencia de masa es mayor de la que el objeto masivo (estrella de neutrones ya que no es claro que sucede cuando el objeto es un agujero negro) puede tolerar, se forma nuevamente una envoltura común que acaba con la la emisión de Rayos X y crea una nueva supernova (Ib). Usualmente esta segunda explosión libera mucha masa del sistema separándolo pero raramente quedan orbitando el uno en el otro. De lo contrario puede encontrarse un sistema binario de pulsares y eventualmente al fusionarse un agujero negro.

Sistemas de baja masa


En este caso ninguna de las estrella se convertirá en un objeto masivo y su destino será convertirse en enanas blancas. Si la masa inicial de los componentes difiere por un factor mayor a dos y si el componente primario llena su lóbulo de Roche después de que ha desarrollado un núcleo de helio pero antes de que el núcleo se degenere, se forma una envoltura común y una estrella simple, estrella enana blanca de carbono - oxigeno o carbono - neon.

Otro escenario es si las masas de los componente son comparables y si la primaria llena el lóbulo de Roche mientras tiene un núcleo de helio. La primaria transfiere materia a la secundaria hasta perder su envoltura de hidrogeno.

La evolución de una estrella binaria que contenga una enana blanca y un estrella de menor masa que el sol y que el sistema tenga una separación menor a 10 radios solares es muy interesante. La binaria puede convertirse en semi desconectada, esto habilita a la estrella a transferir materia a la estrella enana mas masiva. Estas binarias se conocen como variables cataclismicas, en ellas la envoltura que rodea la enana blanca aumenta la presión y temperatura. En el momento en que el hidrogeno se comienza a fusionar la energía nuclear es liberada y la envoltura es liberada al espacio formando una Nova. En este punto el ciclo comienza de nuevo.

Cuando el fenómeno anterior sucede no en presencia de una enana blanca sino de una estrella de neutrones el sistema se convierte en una binaria de rayos X de baja masa. La estrella de neutrones acumula mucha materia y momento angular que lo lleva a girar hasta miles de veces por segundo convirtiéndose en un pulsar. El fuente viento estelar del pulsar puede evaporar por completo la estrella acompañante, pero si el núcleo de esta es compacto el sistema puede quedar formado por un pulsar orbitado por una enana blanca.


Por ultimo en un sistema binario en el cual la estrella primaria se convierte en en una enana blanca de carbón oxigeno y si su masa inicial es mayor a la del sol, la estrella secundaria se expandirá después de formar su núcleo de helio llenando el lóbulo de Roche. se produce una envoltura conjunta que es expulsada quedando dos enanas blancas en el sistema. Si el sistema esta separado por una distancia de mas de 3 radios solares no ocurre nada en especial, pero si están mas cerca de eso los componentes se funden . Lo que pasa posteriormente depende de la composición química y de sus masas. Si la enana de helio es menor que la mitad del sol resulta una sola enana blanca de helio. Si una de las estrellas esta hecha de carbono y oxigeno y la otra tiene helio el resultado es una súper gigante con una envoltura de helio, estas estrellas se han observado siendo su prototipo R Coronae Borealis.

Si la combinación sobrepasa el limite de Chandrasekar el carbón y el oxigeno se convierten en hierro una explosión termonuclear denominada Supernova Ia que es la mayor fuente de hierro en el universo.

--- Explicación de la lista de correo "neva astronomia"

[JUANAN]

Muy interesante y muy bien resumido. Gracias Algol
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Seamos realistas, pidamos lo imposible.

[Algol]

un plazer.