Estrela binária

Pela definição moderna, o termo estrela binária é geralmente restrito aos pares de estrelas que giram em torno de um centro de massa comum. As estrelas binárias que podem ser resolvidas com um telescópio ou métodos interferométricos são conhecidas como binários visuais. Para a maioria das estrelas binárias visuais conhecidas, uma revolução completa (círculo completo) ainda não foi observada, elas são vistas como tendo percorrido um caminho curvo ou um arco parcial.

Algumas estrelas parecem estar em órbita em torno do espaço vazio, e parecem não ter companhia. Neste caso, a estrela companheira ou é muito pequena e tênue, ou é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. O exemplo mais conhecido de uma estrela com um companheiro invisível é o Cygnus X-1, no qual o companheiro visível da estrela parece ser um buraco negro.

O termo mais geral de dupla estrela é usado para pares de estrelas que são vistas próximas no céu. Esta distinção raramente é feita em outros idiomas além do inglês. As estrelas duplas podem ser sistemas binários ou podem ser apenas duas estrelas que parecem estar próximas umas das outras no céu, mas têm distâncias verdadeiras muito diferentes do Sol. Estas últimas são chamadas de duplas ópticas ou pares ópticos.

Uma estrela binária visual é aquela para a qual a separação das duas estrelas pode ser vista com um telescópio. A estrela mais brilhante é a primária e a estrela mais fraca é a secundária. Os binários visuais levam muito tempo para orbitar um ao outro, na área de centenas ou mesmo milhares de anos.

Um binário espectroscópico é aquele no qual as duas estrelas não podem ser vistas separadamente, mesmo com um telescópio. Elas estão muito próximas uma da outra e se movimentam muito rapidamente, durante um período de algumas semanas ou mesmo de alguns dias. Entretanto, elas podem ser vistas como duas estrelas separadas usando um espectroscópio, que é capaz de registrar a mudança Doppler na cor da luz enviada pelas estrelas que se movem rapidamente para a Terra ou para longe dela.

Alguns binários espectroscópicos têm uma órbita que é de extremo a extremo com a Terra. Quando isto acontece, as estrelas se revezam passando em frente e eclipsando a estrela parceira, no que se chama um binário eclipsante. Neste caso, a quantidade de luz que vemos da dupla escurecida ligeiramente durante o tempo em que uma estrela está na frente da outra.

Um binário astrométrico é um binário onde apenas um companheiro pode ser visto. Para os binários astrométricos bastante próximos à Terra (até cerca de 10 parsecs), pode ser possível ver o companheiro visível "oscilar" enquanto se move em torno de seu companheiro invisível. Ao fazer medições durante um longo período de tempo, pode ser possível calcular a massa da estrela visível e quanto tempo sua órbita leva. Este método também é usado para detectar a presença de grandes planetas orbitando uma estrela; a partir de 2007, mais de duzentos planetas foram descobertos desta forma.

A maior parte dos binários são binários separados. Exceto por sua atração gravitacional uns sobre os outros, eles não têm efeito uns sobre os outros.

Alguns binários estão tão próximos uns dos outros que uma ou ambas as estrelas são capazes de puxar o material da outra. Os binários de contato compartilham a mesma atmosfera estelar, e como o atrito os retarda por um longo período, eles podem se fundir em uma estrela. Este evento violento os faz brilhar temporariamente mais brilhante, mais brilhante que uma nova, mas menos brilhante que uma supernova.

Embora possa ser possível que se formem estrelas binárias quando uma estrela passa muito perto de outra, é altamente improvável (já que na verdade seriam necessárias três estrelas próximas uma da outra antes que duas pudessem se unir), e ocorreria apenas em lugares onde as estrelas estão densamente agrupadas. Nosso entendimento atual é que quase todos os binários são formados juntos nas densas nuvens de gás onde as estrelas nascem.

É possível (embora não seja provável) que uma estrela passante perturbe um sistema binário e forneça força gravitacional suficiente para dividir o binário. Tais estrelas separadas passam a viver vidas como estrelas simples comuns. s vezes, porém, há força gravitacional suficiente para que os dois companheiros se afastem um do outro em grande velocidade, resultando no que é conhecido como estrelas em fuga.

Às vezes, uma estrela está em órbita ao redor de uma estrela anã branca. Se for suficientemente grande e próxima da anã branca, a anã pode sugar os gases da atmosfera de seu companheiro. Durante um período de tempo, uma grande quantidade de gás pode se acumular sobre a anã branca. Como este gás é compactado pela gravidade da anã branca, eventualmente sofrerá fusão nuclear, resultando em uma explosão de luz muito brilhante, conhecida como uma nova. Em alguns casos, a anã branca pode reunir tanto gás que a explosão a destrói completamente, no que é chamado de supernova. Tal evento também pode resultar em estrelas fugitivas, pois a estrela maior não tem mais um companheiro pesado que a mantém em órbita.

X - Ray Binaries produzem grandes quantidades de radiação de raios X. Eles resultam de uma estrela maciça comendo uma estrela menos maciça. A estrela menor se torna um doador e sua matéria é drenada e cai na estrela mais maciça (mas mais compacta), o acretor. Isto libera fótons de alta energia, por exemplo, na faixa de comprimento de onda dos raios X. Os raios-X também vêm do consumo de material na superfície da estrela mais maciça em um processo chamado de queima termonuclear. Isto pode fazer explosões de 10 segundos.