Variables eclipsantes

 

INTRODUCCIÓN

Más de la mitad de las estrellas que han sido bien estudiadas en realidad constituyen sistemas múltiples formados por dos o más estrellas orbitando alrededor de su centro común de masas. Esto presupone que, según sea nuestro ángulo de visión respecto al plano de sus órbitas, podemos llegar a observar variaciones de luz debidas a eclipses y ocultaciones entre ellas. Así, estrictamente hablando, las eclipsantes no suelen ser variables intrínsecas. En consecuencia el observador ve cambios periódicos del brillo combinado del sistema coincidiendo con el del movimiento orbital de las componentes.

 

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Atendiendo a la forma de su curva de luz, que no a sus características físicas, se clasifican en tres subtipos, EA, EB y EW. Además, existe el tipo ELL cuando los eclipses son tangenciales o incluso no llegan a existir:
 
 

EA

Son las variables eclipsantes de tipo ß Per, denominadas también algólidas. Se trata de binarias eclipsantes con componentes esféricas o ligeramente elípticas. En la curva de luz se puede especificar el inicio y el final de los eclipses. Entre eclipses, el brillo permanece casi constante o únicamente varía ligeramente como consecuencia de efectos de reflexión, de una ligera elipticidad de las componentes o variaciones físicas. El mínimo secundario puede ser muy poco profundo o incluso no visible.

Los períodos se sitúan dentro de una horquilla muy amplia, de 0,2 a 10.000 días y más; las amplitudes de variación son asimismo muy variadas, pudiendo llegar a ser de varias magnitudes. 

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Curva de luz típica de una algólida (J.M. Gómez y E. García)

De acuerdo con D. S. Hall, entre las EA pueden encontrarse binarias con diferentes estados de evolución:

groc.gif (111 bytes) Binarias con las dos estrellas pertenecientes a la secuencia principal entre los tipos espectrales O al M.
groc.gif (111 bytes) Binarias en las que una o ambas componentes han evolucionado, pero sin llegar a llenar sus lóbulos de Roche.
groc.gif (111 bytes) Binarias con una estrellas sin evolucionar y la otra llenando su lóbulo de Roche, causando transferencia de masa.
groc.gif (111 bytes) Binarias con una estrella muy evolucionada, subenana caliente o enana blanca, y la otra menos evolucionada.
groc.gif (111 bytes) Binarias no evolucionadas.

 

EB

Son variables eclipsantes del tipo ß Lyrae, sistemas cuyas componentes son elípticas y cuyas curvas de luz no permiten precisar los instantes de inicio y final de los eclipses como consecuencia de una variación continua del brillo aparente combinado del sistema entre eclipses. El mínimo secundario se observa en todos los casos, siendo su profundidad por regla general, netamente inferior a la del mínimo primario. El criterio que se emplea en el GCVS para diferenciar las EB de las EW es que en las primeras generalmente los eclipses primario y secundario son de distinta profundidad y poseen períodos superiores a 1 día, lo cual no es cierto en todos los casos. Lo habitual es que las componentes sean de tipo espectral poco avanzado (B o A, aunque no son raras la F e incluso pueden ser de tipo M). La amplitud de las variaciones son en general inferiores a 2 mag. Las formas redondeadas de sus curvas de luz se supone son debidas a que una o ambas componentes tienen formas marcadamente elipsoidales.

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La curva de luz de SAO 56342 es un ejemplo típico de una EB (J.M. Gómez y E. García).

Entre las EB existen sistemas en estados evolutivos muy diversos:

groc.gif (111 bytes) Binarias poco evolucionadas pertenecientes a la secuencia principal y con períodos orbitales relativamente cortos.
groc.gif (111 bytes) Binarias con componentes evolucionadas pero sin llenar su lóbulo de Roche.
groc.gif (111 bytes) Sistemas "semi-detached" con transferencia de masa desde la estrella más evolucionada hacia la menos evolucionada.
groc.gif (111 bytes) Binarias con una estrella muy evolucionada, subenana caliente o enana blanca, y la otra componente también evolucionada.

 

EW

Las variables eclipsantes de tipo W Ursae Majoris son binarias eclipsantes con períodos inferiores a 1 día. Consisten en componentes elipsoidales en contacto originando curvas de luz en las que es imposible especificar los instantes de inicio y final de los eclipses. Las profundidades de los mínimos primario y secundario son iguales o casi iguales. Las amplitudes luminosas son en general inferiores a 0,8 mag. Las estrellas que forman estos sistemas normalmente pertenecen a los tipos espectrales F y G, o más avanzados de la secuencia principal. 

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Curva típica de una W UMa (J.M. Gómez).

 

A partir de la forma de la curva de luz no es siempre fácil asignarles un tipo concreto a las eclipsantes, pues existe una transición entre ellos y es preciso hacer intervenir otros factores para clasificarlas adecuadamente, tales como tipos de luminosidad.

 

ELL

Si de por si ya es difícil la clasificación taxonómica de las curvas de luz de las eclipsantes, a medida que se va extendiendo el uso de las cámaras CCD para la fotometría de variables, cada vez se van descubriendo más eclipsantes de muy baja amplitud de variación. Se trata de sistemas binarios próximos o "cerrados" (closed) que tienen eclipses marginales o ni siquiera esto, sino que las variaciones de luz son debidas exclusivamente al "efecto de reflexión" de las estrellas o a variaciones al mostrarnos mayor o menor área de su superficie (estrellas con forma de elipsoide).

Estas binarias de baja amplitud, atendiendo a su aspecto, se las suele catalogar como ELL (elipsoidales) o como EB. Curiosamente es muy raro que se las llegue a catalogar como EW, aunque en realidad debe de haber tantas o más que las de tipo EB (es infrecuente hallar EW que varíen menos de 0,2 magnitudes). En estos casos, un criterio a seguir es el tipo de luminosidad y el período. Si las estrellas pertenecen a la secuencia principal se catalogan como EW y si son subgigantes y gigantes, o bien el período es superior a 0,8-0,9 días, como EB.   Pero no sólo existe esta ambigüedad a la hora de determinar si una eclipsante cerrada marginal es una EB o una EW, sino que también se confunden con las elipsoidales. Según Hall (1996), aunque el GCVS considera elipsoidales aquellas binarias en que la variación de luz no excede 0,1 magnitudes, en realidad una elipsoidal puede llegar a variar hasta 0,4 magnitudes. Y añade que "irónicamente, algunas binarias clasificadas como EB realmente ni siquiera llegan a ser eclipsantes..." 

Curva de luz de V1363 Ori. Los modelos ajustados a partir de esta curva de luz muestran que se trata de una EW o una ELL dado que, si se producen eclipses, estos son rasantes (J. Vidal).