Introducción

Si en una noche clara elevamos la mirada al firmamento, notaremos que algunos objetos de apariencia puntual nos revelan, ante el telescopio, su verdadera naturaleza dual. Estos objetos son llamados Estrellas Dobles ó Estrellas Binarias.

Una estrella binaria es un conjunto de dos estrellas que giran alrededor de un centro de gravedad común (centro de masas), siguiendo la Ley de Gravitación Universal que Sir Isaac Newton formulara en 1666:

donde m₁ y m₂ son las masas de las dos estrellas (en kilogramos), F es la fuerza de gravedad entre las masas m₁ y m₂, "r" es la distancia que separa a ambas (en metros) , y "G" es la "Constante de Gravitación Universal" y vale G = 6.672x10^-11 m³/kg¹/s².

Se dice que es un sistema múltiple si el conjunto está formado por tres ó más astros.

En el año 1650 el astrónomo italiano Riccioli descubre, observando con su telescopio, que la estrella Mizar ( Zeta Ursae Majoris) es, en realidad, una dupla de astros muy próximos. Desde esa fecha se han encontrado miles y miles de estos objetos.

Hoy en día, todos los aficionados a la Astronomía somos conscientes del papel que desempeñan, las estrellas dobles, en la teoría de la formación y evolución estelar: desde su origen, las componentes interactúan constantemente, cediendo a la otra parte de su masa superficial hasta que, una vez agotado el combustible nuclear, una de ellas explota catastróficamente como supernova, dejando en su lugar ( y de acuerdo a las masas iniciales ) una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. Se sabe que un gran porcentaje de las estrellas del Universo pertenece a tales sistemas, y sólo en ellos es posible determinar directamente el parámetro físico fundamental de todo astro, su masa.

Las estrellas individuales del sistema son llamadas "componentes". El estudio sistemático y prolongado de la posición relativa de la componente menos brillante (componente secundaria, B ) respecto de la componente más brillante (componente primaria, A ) de un sistema binario, arroja importantes resultados relacionados con la forma y orientación de la órbita, y, consecuentemente, permiten deducir parámetros físicos tales como la masa, tamaño, densidad, grado de evolución, etc.

Aplicando las leyes de Kepler y Newton al análisis de la órbita de una estrella binaria es posible determinar la masa de las estrellas. En efecto, reescribiendo la 3ra ley de Kepler en la forma de la ley de Newton:

donde m₁ y m₂ son las masas de las componentes expresadas en masas solares (1_Msol = 1.989x10³³gm), P es el período orbital en años, y R es la separación orbital promedio entre el centro de las estrellas en UA ( 1 UA = 1 Unidad Astronómica = 149597870 km = 92955807 millas ). Pero ( m₁ + m₂ ) es la masa total del sistema binario. Por ejemplo, la estrella más cercana, Alpha Centauri, ubicada a 4.4 años luz del Sol, es una estrella binaria (en realidad es un sistema triple) cuyas componentes orbitan alrededor del centro de masas en 79.9 años y la distancia promedio entre dichas componentes es de aproximadamente 23.7 UA (similar a la distancia Sol-Urano), entonces podemos calcular la masa total del sistema ( m₁ + m₂ ) como 2.09 M_Msol.

Existen diferentes tipos de sistemas binarios:

• Estrellas Dobles Ópticas: las dos estrellas son visibles y están próximas entre sí (en el cielo) debido a un efecto de perspectiva, porque en realidad ambas están muy alejadas de la Tierra (a distintas distancias) pero se hallan casi en la misma línea de visual.
• Estrellas Dobles Visuales: ambas componentes son visibles y pueden ser resueltas fácilmente a través de un pequeño telescopio, largos períodos orbitales (cientos de años).
• Estrellas Dobles Eclipsantes: solo es visible una componente y la órbita está alineada exactamente con respecto a la Tierra, de tal manera que una componente puede ocultar a la otra y así ocurre un eclipse, pueden verse variaciones periódicas de la luminosidad (en función del tiempo).
• Estrellas Dobles Astrométricas: sólo es visible una componente, la otra estrella es detectada por oscilaciones en el movimiento propio de la componente visible en el cielo (respecto a estrellas "fijas"), porque la componente visible es perturbada gravitacionalmente por la otra estrella.
• Estrellas Dobles Espectroscópicas: sólo es visible una componente, son sistemas que aparecen como una estrella simple pero que muestran variaciones en sus espectros que pueden atribuirse a la presencia de más de una componente, corrimiento periódico de las lineas espectrales.

Debido a que las dobles ópticas no presentan el menor interés astrofísico, y en función de las posibilidades de observación con pequeños telescopios, son las dobles visuales aquellos sistemas binarios susceptibles de ser medidos por los astrónomos aficionados.

Desde el punto de vista amateur, la medición de estrellas binarias y sistemas múltiples presenta ciertas ventajas en relación a la observación de otros fenómenos celestes:

• No requiere ajustarse a determinadas fechas de observación.
• En cualquier lugar de la bóveda celeste siempre es máxima la posibilidad de encontrar uno de estos objetos.
• La contaminación por iluminación artificial ( ó lunar ) del cielo no entorpece el trabajo.
• A excepción de un telescopio, no se requiere poseer instrumental muy sofisticado.

Recordemos que las estrellas dobles de gran distancia aparente, o sea de AS mayor que 2", no son controladas ni por los astrónomos profesionales y tampoco por los aficionados, a pesar de ser accesibles a telescopios de mediana envergadura ( 10 cm a 15 cm de diámetro de objetivo ), máxime las dobles del hemisferio celeste austral. Por lo tanto, entre otras razones, debemos encontrar suficientemente justificado el encarar un trabajo de esta naturaleza.