Sistemas eclipsantes. Universo Activo

Recreación de un sistema binario eclipsante

Estrellas binarias eclipsantes

Un sistema binario eclipsante está formado por dos estrellas cuyo plano orbital está orientado hacia la Tierra, de tal manera que a ojos de un observador experimentan eclipses y tránsitos mutuos. Estos eclipses pueden ser totales o parciales. Un sistema binario eclipsante suele estar integrado por estrellas de gran tamaño situadas en órbitas muy reducidas, por lo que pasado el tiempo pueden terminar en una fusión mutua.

Al contrario de lo que ocurre con otros conjuntos binarios, las binarias eclipsantes no permiten que distingamos sus estrellas unas de otras. Sólo gracias a los cambios de luminosidad que tienen lugar de forma periódica en estos sistemas podemos calcular cuando una estrella oculta a la otra.

Hay una relación directa entre la variación de luminosidad y el tiempo transcurrido, que se representa en una curva de luz. Dicha curva indica el tiempo que tarda una estrella en orbitar a la otra. Con estos cálculos podemos deducir que en un periodo de máximo brillo las dos estrellas se hallan una junto a la otra. Igualmente se puede deducir que cuando la curva de luz llega a un punto mínimo, la estrella menos brillante, generalmente la más grande, oculta a su compañera. Por el contrario, cuando la estrella más brillante, que suele ser la más pequeña, oculta a su pareja, sólo se produce una pequeña perdida de luminosidad.

El primer sistema binario eclipsante fue descubierto en el año 1782 por el astrónomo John Goodricke. Se trataba de Beta Persei, la segunda estrella más brillante de la constelación Perseus. Actualmente conocida como el sistema Algol, se trata en realidad de dos estrellas que forman un sistema binario eclipsante que se encuentran a una distancia de casi 95 años luz de la Tierra.


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