ESTRELLAS BINARIAS

Las observaciones astronómicas nos muestran que en general las estrellas no se encuentran solas, sino que más bien están en parejas, orbitando una alrededor de la otra. Esto nos puede parecer extraño, ya que el ejemplo más cercano que tenemos, el Sol, rompe con la generalidad, pero es así. También pueden llegar a existir sistemas con más de dos estrellas, sin embargo, como el Sol,  también son poco probables. Los sistemas de más de dos estrellas resultan ser muy inestables: es muy fácil que una de las estrellas sea lanzada fuera del sistema debido a las interacciones gravitacionales, dejando únicamente un sistema binario como sobreviviente.

Ahora, un hecho importante es que las estrellas de un sistema binario no necesariamente son iguales; es más, esto casi nunca sucede. Cada estrella se forma independientemente, sólo que están atadas gravitacionalmente. El hecho de que estén atadas gravitacionalmente es lo que hace que una orbite alrededor de la otra. Aquí podemos pensar en dos casos generales.

Si las estrellas se encuentran muy lejos una de la otra, a pesar de orbitarse mutuamente, su desarrollo será como si se tratara de estrellas independientes. Su “vida estelar” no se verá afectada por la presencia de la otra. En la práctica esto sucede cuando la separación entre ellas es mucho mayor que el tamaño de las estrellas.

En cambio, si las estrellas se encuentran lo suficientemente cerca, entonces la atracción gravitacional mutua podrá afectar de manera importante la vida de cada una (recordemos que la fuerza de gravedad va como el inverso de la distancia al cuadrado, por lo que mientras más lejos estén dos objetos menor es la fuerza que ejercen entre sí, y viceversa). En ciertos casos es posible que una combinación de las fuerzas gravitacionales y los vientos estelares sea tan fuerte como para que haya transferencia de material de una estrella a la otra. Al proceso de captura de masa por una de las estrellas se le llama acreción, y es en general el proceso responsable de algunos de los fenómenos más energéticos en el universo. De hecho, el fenómeno de acreción ocurre en una gran variedad de sistemas y a todas las escalas; desde la formación de planetas y estrellas, hasta en los centros de galaxias, donde es común encontrar agujeros negros súpermasivos que engullen el gas y  las estrellas que los rodean.

Dentro de los sistemas binarios en los que se da el fenómeno de acreción, existe una clase que brilla fuertemente en rayos X e involucra la presencia de un objeto compacto. El por qué brilla en rayos X será explicado más adelante en Discos de Acreción.  A este tipo de sistemas se les llama Binarias de Rayos X, y se dividen en dos grupos principales:

El primero consta de las Binarias de rayos X de alta masa (o HMXB por High Mass X-Ray Binary), y está formado por una donadora masiva (unas 20 masas solares), en donde la cesión de masa al objeto compacto se da vía un viento estelar.

En el  segundo grupo están las Binarias de rayos X de baja masa (o LMXB por Low Mass X-Ray Binary). En este caso la donadora es de baja masa (del orden de 0.5 MS) y  la cesión de masa al objeto compacto se da cuando la separación entre las estrellas es lo suficientemente chica (o la donadora es lo suficientemente grande) como para que el objeto compacto arranque el material de su superficie por fuerzas gravitacionales.

A continuación se explicará más detalladamente cada uno de los casos.