En pleno verano, a primera hora de la noche, resplandece sobre nuestras cabezas en el cielo estrellado la gran cruz del Cisne.

Si se apunta el telescopio hacia la estrella situada en la base de la cruz, que recibe el nombre de beta del Cisne y popularmente Albireo, os llevaréis una sorpresa: en lugar de una sola estrella, en el campo del instrumento aparecerán dos, una amarilla  otra de color azul eléctrico. Los que hayáis acudido a alguna salida a la ermita o la salida del Jueves 18 de octubre en la carretera de Morón habéis podido verla.

Albireo es una de las estrellas dobles más conocidas y
bellas que podemos observar claramente incluso desde ciudad.

En una noche de fines del otoño y principios del invierno, nos podemos llevar la misma sorpresa orientando el instrumento hacia la eta de Casiopea. En este caso, las dos componentes están más próximas entre sí que las de beta del Cisne. La más brillante es amarilla y la más tenue es rojiza.

Son dos ejemplos de estrellas dobles, bastante corrientes en el cielo, aun cuando en la mayor parte de los casos sea preciso contar con instrumentos de mayor abertura para observar la duplicidad.

La primera estrella doble (Mízar de la Osa Mayor) se descubrió pocas décadas después de que galileo adoptara el telescopio para la observación del cielo; actualmente se conocen muchas decenas de miles.

En unos pocos casos, la duplicidad es sólo aparente: se trata de estrellas que parecen próximas entre sí, pero sólo por efecto de la perspectiva, cuando en realidad se encuentran a distancias muy diferentes de nosotros. Se habla entonces de dobles ópticas.

Sin embargo, en la aplastante mayoría de los casos, las dos estrellas están ligadas por la recíproca atracción gravitatoria, que las obliga a orbitar una alrededor de la otra. Estas parejas reciben el nombre de dobles físicas o sistemas binarios.

El estudio de las órbitas

Si se observa asiduamente una estrella doble durante meses, años o decenios, tomando como punto de referencia a una de las dos componentes normalmente a la más brillante o estrella principal, indicada con la letra (A), es posible comprobar que la otra estrella (B), llamada secundaria o compañera, sigue una órbita elíptica, con la estrella principal en uno de sus focos, lo mismo que los planetas alrededor del Sol (primera ley de Kepler).

También se aplica la segunda ley, según la cual, cuando las dos estrellas se encuentran a la misma distancia recíproca (posición llamada periastro), la velocidad orbital es máxima, y cuando se encuentran a la distancia máxima (posición llamada apoastro), la velocidad orbital es mínima. La observación del movimiento orbital se lleva a cabo midiendo la separación angular y la orientación de la línea que une a las dos estrellas con respecto a la dirección del polo norte celeste. Estas mediciones se efectúan con un instrumento especial, llamado micrómetro de posición, que se acopla al telescopio.

La órbita calculada a partir de estas observaciones es, obviamente, la relativa. Por lo tanto conociendo el periodo de revolución P yla distancia media recíproca a, la tercera ley de Kepler generalizada permite averiguar la masa total de la pareja. Si se mide el periodo en años, la distancia media en unidades astronómicas y la masa m en masas solares esposible expresar esta ley con la sencilla fórmula: P^2=a^3/M. la masa que se obtiene así es la masa total del sistema.

La masa de las estrellas

Si de alguna manera se consigue identificar la posición del centro de masa del sistema binario, es posible averiguar las masas individuales de las dos componentes.

De hecho, la masa total m se reparte entre las dos estrellas en proporción  inversa a los ejes mayores de las respectivas órbitas.

Puesto que la masa del Sol es un dato conocido, las estrellas dobles han permitido resolver un problema de fundamental importancia para el estudio del universo: la medición de la masa de las estrellas. Naturalmente, para resolver el problema es preciso conocer a en unidades astronómicas o en kilómetros (recordemos que la unidad astronómica es la distancia media Tierra-Sol). pero la observación sólo proporciona el valor angular de a (en segundos de arco) y, para pasar de este valor a unidades astronómicas, es necesario conocer la distancia que media entre nosotros y el sistema binario. Gracias a algunas dobles relativamente cercanas, cuya distancia se ha podido establecer con el método de la paralaje , ha sido posible determinar las primeras masas estelares.

Estrellas múltiples

Existen así mismo numerosos sistemas con más de dos estrellas: son los sistemas múltiples. por ejemplo la estrella más cercana a nosotros (la alfa del Centauro) es un sistema triple, constituido por dos soles casi tan grandes como el nuestro, que orbitan uno alrededor del otro con un periodo de 80 años, y por una tercera estrella, bastante más pequeña y tenue, tan lejana de las otras dos que emplea algo así como un millón de años para completar un giro orbital.

Los sistemas múltiples plantean el llamado problema de los n cuerpos y sus órbitas ya no son rigurosamente elípticas. Atendiendo a las distancias recíprocas y a las masas, en algunas ocasiones las desviaciones del movimiento kepleriano 8es decir, el que respeta exactamente las leyes de Kepler) son leves, mientras que en otras son muy grandes y entonces las estrellas siguen órbitas sumamente complejas y desprovistas de cualquier periodicidad. A día de hoy nadie ha sido capaz de formular una ley que relacione más de dos cuerpos y permita calcular sus órbitas.

Pero volvamos a las estrellas dobles:

En algunas estrellas dobles, la secundaria es tan tenue que no resulta visible a través del telescopio. Pero como las dos estrellas orbitan alrededor de un centro de masa, el movimiento del astro visible parece sufrir pequeñísimas oscilaciones que se pueden medir con instrumentos de gran precisión, mediante las llamadas observaciones astrométricas. Habitualmente se utilizan cámaras CCD para este tipo de trabajos.

Puesto que todas las estrellas se mueven con respecto al Sol siguiendo una trayectoria rectilínea, la combinación de este movimiento con el desplazamiento orbital da como resultado una trayectoria ondulada. Las estrellas que revelan de esta forma su duplicidad se denominan dobles astrométricas.

Este tipo de oscilaciones permite descubrir la presencia en torno a ciertas estrellas de planetas extrasolares y, por lo tanto,  provocan variaciones en la curva de luz de la estrella. Aun así, los eventuales planetas que se han descubierto de esta forma son todos de masa notable, similar a la de Júpiter por ejemplo.

Las dobles espectroscópicas

Las estrellas dobles que aparecen como tales al contemplarlas a través del telescopio se denominan dobles visuales. Algunas dobles cuyas componentes están demasiado cercanas entre sí para ser resueltas visualmente revelan su duplicidad a través de la observación espectroscópica. De hecho, al orbitar alrededor de su centro de masa, las dos estrellas se acercan y se alejan alternativamente de nosotros, en un movimiento que se refleja en el corrimiento de las líneas espectrales por el efecto Doppler. El corrimiento máximo de las líneas permite calcular la velocidad orbital en kilómetros por segundo; si la órbita es circular, basta multiplicar esta velocidad por el periodo medido en segundos para obtener la circunferencia orbital y, en consecuencia, el radio de la órbita (en kilómetros). En el caso más general de órbitas elípticas (uya excentricidad también se puede establecer a partir del efecto Doppler), los cálculos son apenas un pcoo más complicados, pero igualmente es posible determinar el semieje mayor de la órbita.

Si las dos estrellas tienen suficiente luminosidad para poder ver los dos espectros superpuestos (recuérdese que el par aparece como una única estrella), entonces se pueden calcular las dos órbitas y determinar las masas de los dos astros. Si en cambio sólo se ve el espectro de la estrella más luminosa, el problema de la masa permanece indeterminado.

hay que tener presente sin embargo, que el efecto Doppler viene dado por el componente de la velocidad sobre la línea de visión; por tanto, sólo si la órbita se ve perfectamente de perfil coinciden la velocidad medida con la velocidad orbital. En caso contrario, sólo es posible afirmar que la velocidad orbital no puede ser inferior a la velocidad medida.

Para resolver el problema, sería preciso conocer la inclinación del plano orbital con respecto a la línea de visión, pero las observaciones espectroscópicas por sí solas no lo permiten. Aun así, existen casos en que la doble además de ser espectroscópica, es visual, y entonces las observaciones visuales permiten establecer la inclinación.

Estos sistemas, que son a la vez espectroscópicos y visuales, se denominan dobles espectrovisuales y son muy poco frecuentes.

De hecho, las dobles visuales con órbita conocida tienen periodos comprendidos entre un año y diez siglos, mientras que los periodos de las dobles espectroscópicas se sitúan, en la enorme mayoría de los casos, entre unas pocas horas y tres años. Es fácil comprender el motivo de esta observación. si el tiempo de revolución es muy largo, la velocidad orbital es demasiado reducida para producir en el espectro corrimientos Doppler que se puedan medir; por otra parte, cuando los periodos son breves, las distancias medias entre las dos estrellas son demasiado pequeñas para que sea posible distinguirlas como dos astros separados. Así pues, las dobles espectrovisuales sólo se pueden encontrar entre los sistemas con periodo lo suficientemente breve para aparecer reflejado en las observaciones espectroscópicas y lo bastante prolongado para que las estrellas puedan resolverse visualmente.

Estas dos condiciones no suelen coincidir y, en consecuencia, las dobles especrovisuales son extremadamente raras. 

En esta web teneis una cantidad ingente de información sobre la espectrografía con CCD. 

Las dobles fotométricas

Existe aún otra forma de revelar la duplicidad de una estrella. En algunas ocasiones, aunque aparecen como un único punto luminoso, las dos estrellas de una pareja se presentan de tal forma que se eclipsan alternativamente en cada revolución, por lo que se observan descensos periódicos de la luminosidad; es el fenómeno de las variables eclipsantes.

Se conocen varios miles de estas dobles fotométricas, cuyo prototipo es Algol, la beta de Perseo. la disminución de la luminosidad de esta estrella, que se repite cada 2 días y 21 horas, se puede observar a simple vista.

La compañera de Sirio

El caso más famoso de doble astrométrica es el de Sirio (realmente es triple), la estrella más luminosa del cielo. En 1844 comparando las posiciones de Sirio en la bóveda celeste, medidas en el transcurso de muchas décdas, Bessel advirtió que la estrella seguía una trayectoria ondulada, a partir de la cual dedujo la presencia de una compañera invisible y un periodo de revolución de 50 años. En 1862, con un nuevo telescopio de gran perfección óptica, esta compañera, Sirio B, pudo ser observada y resultó ser diez mil veces más tenue que Sirio A. Fue posible entonces determinar también la órbita de la secundaria y calcular así las masas de las dos estrellas.

Se llegó a la conclusión de que la masa de Sirio B era aproximadamente igual a la del Sol, pero varias décadas más tarde se comprobó que su diámetro era 50 veces menor que el de nuestra estrella. De este modo se descubrió la existencia de unas extraordinarias estrellas, de masa semejante a la del Sol y dimensiones casi terrestres: las célebres enanas blancas.