Estrellas Dobles y Múltiples:

Resultados del Proyecto Conjunto AAT-AAGC.

Orlando José Rodríguez Santana

Desde el inicio de la Sección de Cielo Profundo y Variables de la AAGC (Agrupación Astronómica de Gran Canaria), año 1991, hubo un gran interés en la observación de estrellas dobles y múltiples. Después de algún año de experiencia en su observación, en el cual, la mayoría de nosotros conoció esta rama tan interesante de la astronomía. Gracias al II Encuentro Astronómico Canario pudimos saber que el incansable observador "Kiko" Hernández, ahora presidente, de la AAT (Agrupación Astronómica de Tenerife), también se había dedicado a observar estrellas dobles, no hacía demasiado tiempo atrás. En este encuentro surgió la idea de realizar el proyecto que estábamos llevando a cabo en la AAGC sobre el "Cálculo de las órbitas de las estrellas dobles y múltiples" de forma conjunta con la AAT.

En la observación de las estrellas dobles y múltiples lo que nos interesa es la obtención del ángulo de posición y la separación de la estrella secundaria (como tal se suele elegir a la menos brillante) frente a la primaria. (Ver fig.1)

Existen diferentes tipos de estrellas dobles :

1. Visuales:

- ópticas: no están unidas por la gravedad, sino que están en nuestra línea de visión y debido a la perspectiva desde la Tierra aparecen juntas en la visual. (Ver fig.2)

- orbitales (físicas): son aquellas que están unidas por la gravedad, tal como los planetas al Sol en el caso de nuestro sistema solar. (Ver fig.3)

2. Espectroscópicas: son parecidas a las anteriores, pero en este caso sólo se descubren debido al corrimiento Doppler de sus líneas espectrales.

Para el caso orbital, tendremos tres tipo diferentes de órbitas que se describen:

1.a Aparente: es la que nos dibuja una estrella cuando representamos a la otra en el centro de nuestro sistema de coordenadas. Es la proyección de la órbita real sobre la esfera celeste.

1.b Real: en ella se considera a una de las estrellas (a la primaria normalmente) en el foco de la elipse que describe una alrededor de la otra, según las leyes de Kepler.

- física: en ella se consideran los movimientos de ambas estrellas en torno a su centro de masas común.

A partir de las observaciones del ángulo de posición y de la separación, podremos obtener la órbita aparente. Si sólo poseemos un par de observaciones, sólo obtendremos una parte, pero podremos ya hacernos una idea del tipo que es: óptica, física,... Según podemos ver en la figura 4 de aquí a la órbita real sólo hay un paso de "perspectiva", en el cual el ángulo que nos define la distancia entre la esfera celeste y el plano de la órbita real es la inclinación i. Este ángulo poseerá dos valores posibles, debido a que la perspectiva que nos da una estrella situada con un ángulo i y otra con un ángulo -i , que poseerá la misma visión terrestre. Por tanto su valor será ±i . Esta duda podríamos resolverla si viajáramos al sistema, pero por ahora eso no es posible...

Este ángulo junto con 6 magnitudes más, son los que nos definen la posición de la órbita real tanto en el tiempo como en el espacio. Son los elementos orbitales de la estrella doble orbital.

- P, periodo; nos indica el periodo de revolución: tiempo en dar una vuelta completa. Se mide en años.

- T, tiempo de paso por el periastro, se mide en segundos de arco (").

- a, semieje mayor de la órbita real, se mide en segundos de arco (").

- e, excentricidad de la órbita real,

0<e<1

- i, inclinación de la órbita real, se mide en grados (°). Se define:

=90° para la línea de visión

<90° ángulo de posición decrece (sentido horario)

>90° ángulo de posición crece (sentido antihorario)

0<i<180°

-W , posición angular del nodo ascendente medido en el plano del cielo en el sentido de las agujas del reloj. Se mide en grados (°)

0<W <180°

-w , longitud del periastro. Se mide en grados (°). Angulo que mide en el plano de la órbita real, distancia entre el nodo ascendente hasta el punto del periastro y en la dirección del movimiento.

Debemos hacer notar que en la realidad el "plano celeste" no es un plano sino la esfera celeste, pero debido a que la distancia es muy grande se puede considerar como un plano, pues esta esfera tiene el tamaño de la distancia hasta la estrella.

Resultados de las Observaciones

A finales del año 1996 ya habíamos obtenido más de 150 observaciones (del ángulo de posición y la separación) de determinadas estrellas dobles, que debido a la falta de "tiempo observacional" los observadores implicados: "Kiko" Hernández Cabrera (AAT), Máximo Suárez Tejera (AAGC) y yo mismo; no se pudieron elegir estrellas orbitales con periodos muy cortos para así comprobar el sistema a usar para el cálculo de las órbitas. Así que entre cometa y cometa, y entre otros eventos astronómicos observábamos las estrellas dobles de la constelación que mejor se podía observar esa noche. A pesar de eso dos observaciones de "Kiko" poseían dos estrellas orbitales cuyos elementos orbitales pude encontrar en el "Sky Catalogue 2000.0". Eran S 422 en Tauro y V Aquari. Precisamente estrellas que ya se sabían sus elementos orbitales eran lo que buscábamos para comprobar nuestros cálculos con los elementos orbitales antiguos e intentar calcular los elementos orbitales nuevos. Es precisamente en este punto donde hemos tenido mayores problemas y ha hecho que nos retrasemos tanto en la obtención de los primeros resultados.

Las observaciones de "Kiko" Hernández Cabrera fueron realizadas con un Meade de 255 mm de diámetro a f6.3, en donde usábamos un ocular de 12.5 mm (128,52 aumentos) reticulado con círculo graduado adaptado realizado por el propio "Kiko". Cada división del retículo iluminado tenía 4" por tanto nuestra incertidumbre es ± 2" y la incertidumbre en el ángulo de posición es de 0.5°. Si calculáramos la resolución teórica del telescopio mediante el criterio de Rayleigh sería de 0.55".

Gracias a la Sección de Astroinformática y Multimedia de la Agrupación Astronómica de Gran Canaria (SECAM-AAGC), representada por Victor R. Ruíz realizamos un programa de ordenador (después de haber hecho los cálculos "a lápiz y papel" para comprobar las ecuaciones usadas) mediante el cual, gracias a los elementos orbitales obtenemos la posición de la estrella orbital en función del tiempo. Esto nos podría indicar para la época deseada (a pesar de los grandes periodos usados) la posición exacta de la estrella secundaria.

A continuación expongo la tabla de los datos de las estrellas tiene los números de catálogo siguientes y los datos observacionales disponibles:

La primera recibe los siguientes nombres 55, V Aquari, ADS (15971) (Aitken Double Stars) y S 2909 Aqur (Struve).

La siguiente estrella fue, como ya hemos dicho: 422 en Tauro, que resultó ser la variable V711 de esta constelación, según pude comprobar en el Sky Catalogue 2000.0. Era una estrella variable del tipo RS-Canum Venaticorum, que son estrellas binarias de rápida rotación tipo F o K, subgigantes o gigantes. Sus periodos varían desde fracciones de días hasta bastantes meses. Su variación es producida por la actividad de manchas y en algunos casos (como este) por eclipses. Muchos tipos RS-variables son fuentes de radio y de rayos X (como este caso) debido a perturbaciones coronales. La magnitud conjunta era de 5.81, siendo en el máximo 5.70 y el mínimo 5.81 (visual). Su periodo es de 2.83782 días. Sus tipos espectrales son G5 IV y K1 IV.

Los elementos orbitales de ambas estrellas según el Sky Catalogue 2000.0 se pueden ver en la siguiente tabla:

Utilizando el programa de ordenador que realizamos los datos para S 422 Tau calculados a partir de los elementos orbitales del Sky Catalogue 2000.0, en este calculo usamos un intervalo de tiempo de 50 años desde el año 100 a.J. Para V Aquari usamos un intervalo de tiempo de 25 años desde el año de nuestra era, de estos datos obtenemos las siguientes gráficas:

Como se puede ver en las siguientes dos gráficas las observaciones concuerdan bien con lo predicho por el cálculo mediante la órbita.

Estos han sido los cálculos para las estrellas que ya poseían la órbita calculada, pero además obtuvimos interesantes datos para algunas de las estrellas de las que obtuvimos alguna observación, como ejemplo tenemos las siguientes observaciones seleccionadas de las cerca de dos centenares observadas.

Quizás en estos casos otro tipo de efectos (como la precisión del eje de la tierra, fallos observacionales,....) puedan explicar el movimiento que parece ser orbital. Hace falta una informatización de los datos para poder utilizar toda la información posible para ir descartando las diferentes hipótesis, para cada caso en particular.

Un ejemplo de la información que podríamos obtener es el siguiente caso en donde si suponemos que el movimiento de las dos estrellas compañeras es debido al movimiento propio , de ellas obtendríamos los siguientes resultados:

Como se puede ver con no demasiados medios se pueden llevar a cabo interesantes trabajos, solo hay que armarse de paciencia a la hora de obtener información. Como ejemplo la mayor parte del tiempo lo he perdido buscando información para calcular la órbita de una estrella a partir de 4 datos observacionales, y eso a pesar de que disponía de las mejores bibliotecas para la astronomía y astrofísica en Canarias, pues he estado estudiando en La Laguna, donde esta la sede del IAC. Pero como se sabe hoy día la observación de las estrellas dobles y múltiples pertenece al pasado, hoy tan solo tiene interés científico la observación de planetas extrasolares. Creo que es importante saber el número de estrellas que son sistemas múltiples, para así tener una idea de la posibilidad de que se puedan formar sistemas planetarios como el nuestro, pues en un sistema múltiple es más dificil la formación de planetas, según estudios gravitacionales.

No ha sido necesario el uso de CCDs, pero podrían ayudar y simplificar quizás las tomas de observaciones. Como se demuestra en el articulo, llegamos a la conclusión de que es necesario la informatización de los datos que se poseen y de las futuras observaciones. En esto es en lo que estoy trabajando ahora con ayuda de Victor R. Ruiz. Esperamos tener el CREM (Catálogo renovado de estrellas múltiples para antes del fin de 1998 ó 1999). A esto hay que añadir, sin ninguna duda, el trabajo realizado por el satélite Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite) el cual, él solito y gracias a que ha estado fuera de la atmósfera, ha estado investigando aquellas sistemas estelares que poseían diferencias de 4 magnitudes o 0.1 segundos de arco entre una y otra. Hipparcos ha resuetlo 23900 sistemas múltiples (la tercera parte de todos los que se conocían hasta ahora), de los cuales cerca de 300 son nuevos, 235 son sistemas orbitales, 2900 sospechosas de ser binarias astrométricas (nuevas) y 8500 sospechosas de ser múltiples. Pero Hipparcos no ha realizado todo el trabajo que hace falta, y es aquí donde los no profesionales podremos aportar nuestro granito de arena , .... o debemos decir estrellita??