Por Julio Chanamé, investigador joven MAS y miembro del Instituto de Astrofísica UC 

Las estrellas binarias son sistemas de dos estrellas que se mantienen “ligadas” y orbitando una alrededor de la otra gracias a la mutua fuerza de gravedad.  Esto es exactamente lo mismo que hace el sistema Tierra-Luna, o el sistema Sol-Júpiter.

En general, las estrellas binarias han sido una importante mina de oro para la astronomía moderna. Gracias a observaciones simples del movimiento de sus componentes, y dado que conocemos cómo funciona la gravedad, las estrellas binarias han sido casi el único método disponible para medir de manera precisa y confiable las masas de estrellas individuales, la cual es la propiedad más importante de éstas y la que determina su estructura interna, evolución y destino final.  A la vez, cierto tipo de estrellas binarias cuyas componentes se eclipsan una a otra siguen siendo hasta el día de hoy uno de los métodos más precisos para medir las distancias que nos separan de las galaxias a nuestro alrededor.  Finalmente, sistemas binarios que contienen enanas blancas (los restos muy compactos de estrellas que ya terminaron su ciclo de vida) son los que están involucrados en explosiones de supernovas que producen muchos de elementos químicos presentes en el universo, siendo por tanto responsables de la evolución química que culminó con la presencia del ser humano en el tercer planeta del sistema solar.  Y así como estos ejemplos, hay muchos más que pueden listarse.

Sin embargo, las estrellas binarias utilizadas para aprender sobre esos temas son solo una fracción de la fauna completa de sistemas binarios existentes en una galaxia como la nuestra.  En particular, las binarias normalmente utilizadas son aquellas en las que la distancia o separación entre sus componentes es menor que 100 UA (donde una UA es la distancia promedio entre el Sol y la Tierra, aproximadamente 150 millones de km). El tiempo necesario para que las estrellas de una binaria completen una vuelta entera una alrededor de la otra –que se conoce como período orbital— depende de la separación y las masas. Si para una binaria con separación de 1 UA, y masas semejantes a la del Sol, el período es de aproximadamente 1 año, para una de 100 UA de separación y las mismas masas el período será de unos 300 años.

Sorprendentemente, en la Vía Láctea se conocen sistemas binarios que llamamos “anchos”, cuyas estrellas están separadas por distancias cientos de veces más grandes que éstas.  Las binarias más anchas detectadas en nuestra galaxia tienen separaciones de 200,000 UA y más.  Puesto que sus períodos orbitales son extremadamente largos, estas binarias no pueden ser utilizadas para los mismos fines arriba mencionados.

Pero las binarias anchas tienen, por supuesto, ventajas que las de separaciones pequeñas no tienen.  Hay una, muy interesante, y que se basa en algo casi intuitivo: mientras más lento sea el movimiento de las estrellas de un sistema binario una alrededor de la otra, más fácilmente será que la binaria “se rompa”.  Dicho de otra manera y en sentido contrario: mientras más cercanas las estrellas de una binaria, más fuerte la atracción gravitatoria entre ellas, más altas las velocidades orbitales, y por lo tanto más difícil será hacer que las dos estrellas se separen y se vaya cada una por su propio camino.  En jerga astronómica, decimos que mientras más pequeña la separación entre componentes, más fuertemente ligadas están las estrellas de la binaria.  Las binarias muy anchas están débilmente ligadas y por lo tanto son susceptibles a romperse, a partir de lo cual sus componentes pasan a ser estrellas aisladas, olvidándose de lo que haga la otra.

Debido a esa susceptibilidad a ser rotas por el ambiente en donde viven, el estudio de las propiedades de una población de binarias anchas nos informa sobre las características gravitatorias de dicho medio ambiente.  En el caso de la Vía Láctea la gravitación está dominada por el efecto de la materia oscura, de la cual sabemos muy poco. Las binarias anchas, entonces, pueden usarse para estudiar la distribución y naturaleza de esta materia oscura, que desde hace varias décadas elude todos los esfuerzos de la ciencia por entenderla.

Recientemente, utilizando el primer catálogo de observaciones de la misión espacial Gaia, hemos logrado identificar la muestra más grande y limpia de estrellas binarias muy anchas en la vecindad solar [1,2].  Nuestra primera caracterización de esta población local de binarias anchas arroja muchas esperanzas de que los próximos catálogos de Gaia permitirán acercarnos a propiedades todavía desconocidas de cómo la materia oscura de la Vía Láctea se acumula y se distribuye, lo cual esconde las claves para alcanzar un mejor entendimiento del que es, con seguridad, uno de los problemas más acuciosos de la ciencia contemporánea.

[1] http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.472..675A

[2] http://adsabs.harvard.edu/abs/2017arXiv171004678A

Los paneles de la fila superior corresponden a un ejemplo de mediciones para un par que identificamos como una binaria real, mientras que los de la fila de abajo son para un par que rechazamos. La columna de la izquierda muestra los paralajes y sus incertidumbres para cada estrella como gaussianas de color rojo y azul. Las elipses de error concéntricas en la columna de al medio compara los movimientos propios de cada estrella en el sistema. En la columna de la derecha, comparamos la ubicación en log s – log ΔV de estos mismos dos pares de estrellas del (contornos negros) con lo que se espera de la población de estrellas binarias generada por el método descrito en la Sección 2 de nuestro paper (fondo azul). Los contornos, representando 1, 2 y 3σ de los niveles de confianza, son creados teniendo en cuenta las incertidumbres en los paralajes y movimientos propios de las estrellas en cada par. Los contornos negros del par en el panel de arriba a la derecha (el par así identificado como real) se traslapa con la región del espacio del parámetro esperado para las binarias genuinas, mientras que los contornos negros en el panel de abajo a la derecha (el par así rechazado) no lo hace. Las líneas rojas en la columna de la derecha son un estimado analítico de la ecuación (25) para la región arriba de la cual no pueden existir pares de estrellas ligadas gravitacionalmente.