Cuenta una leyenda que la princesa Andrómeda estaba condenada a ser devorada por Cetus: el monstruo marino.
Sus padres estaban pagando así el castigo de los dioses. Pues…¿qué hicieron? Su madre -la reina Cassiopeia- había cometido sacrilegio al pronunciarse más bella que las ninfas del mar. Afortunadamente, Andrómeda no se convirtió en el almuerzo de Cetus, pues Perseo llegó oportunamente cabalgando (¿o volando?) sobre su corcel alado Pegaso. Sacó de su alforja la recién cortada cabeza de Medusa y la mostró al feroz comensal convirtiéndole en piedra.
Esta leyenda quedó plasmada en varias constelaciones que son visibles fácilmente en el cielo de otoño y aún es posible ver cómo Perseo carga sobre su espalda la cabeza de Medusa.No se ven las serpientes, pero es posible distinguir la feroz expresión de sus ojos: dos estrellas. Una de ellas -Algol- es conocida como la Estrella del Demonio, una estrella de “mala suerte” que refleja la volubilidad de la Gorgona (Medusa) pues a simple vista es notorio que sus rayos se intensifican periódicamente. Algol es la estrella variable más famosa del Hemisferio Norte Celeste. También era conocida para algunos antiguos como El Demonio Titilante.
Bayer clasificó a Algol como Beta Persei, es decir, la segunda estrella más brillante de Perseus. Algol es la primer estrella variable en engañar nuestros sentidos. Un “engaño” puesto que es una falsa variable. Su brillo no cambia en realidad. Lo que vemos es una binaria eclipsante, es decir, son dos estrellas que alternadamente se eclipsan entre sí. El sistema de Algol está tan lejos de nosotros (casi 95 años-luz) que no es posible distinguir por separado a sus componentes. Además, se trata de una binaria muy cercana entre sí: sus componentes están separadas por unos 10 millones de kilómetros. El Sol –como referencia- se encuentra a casi 150 millones de km de la Tierra.
ECLIPSANTES BINARIAS
Una variable eclipsante es un sistema binario (es decir, formado por 2 estrellas) cuyo plano orbital está orientado de modo que las estrellas sufren eclipses y tránsitos mutuos. El eclipse o tránsito puede ser total o parcial, cada vez que se cumple 1 período orbital. Ninguna binaria eclipsante conocida permite distinguir por separado a cada una de sus estrellas. Sin embargo, la sucesión de eclipses y tránsitos tiene un efecto en la luminosidad total del sistema (desde nuestra perspectiva) haciendo que su luz varíe periódicamente.
La relación entre los cambios de luminosidad y el transcurso del tiempo son representadas por un perfil o curva de luz. El comportamiento de la curva de luz arroja información acerca del período orbital del sistema y de las características de cada estrella. El máximo brillo del sistema sucede cuando las dos estrellas están lado a lado, sin obstaculizarse entre sí. El mínimo brillo sucede cuando la estrella más brillante (y generalmente más pequeña) se oculta tras su compañera. Cuando la estrella más brillante transita frente a su compañera, el sistema pierde sutilmente un poco de luminosidad, pues una parte de la estrella menos brillante ha sido ocultada.
COMO SE INTERPRETA LA VARIACION DE UNA BINARIA ECLIPSANTE
En primer lugar, la repetición de los eclipses en la curva de luz nos permite medir el tiempo que tardan las estrellas en orbitarse, o sea, su período. El eclipse de la estrella más brillante genera un profundo valle en el perfil (mínimo primario), la gran estrella opaca casi completamente a la pequeña brillante. Por otro lado, el tránsito de la pequeña y brillante frente a la grande y oscura produce sólo una pequeña muesca en el brillo máximo del sistema (mínimo secundario) pues el resplandor de la más brillante se sobrepone.
De acuerdo con el perfil que se dibuja en la curva de luz, es también posible estimar la inclinación orbital del sistema respecta a la Tierra. La duración de los eclipses y tránsitos comparado con el tiempo que transcurre entre ellos indica cuál es el tamaño proporcional de las estrellas con respecto a su separación. El análisis espectral de una binaria muestra también las líneas de absorción correspondientes a cada estrella, permitiendo calcular la masa y radio de las estrellas individuales.
Cuando ambas estrellas sean visibles, las líneas de absorción comunes se repetirán, pero estarán desplazadas debido al efecto doppler. Las líneas de la estrella que se aleja serán desplazadas al extremo rojo del espectro mientras que las líneas de la estrella que se acerca serán desplazadas hacia el extremo azul de espectro. El resultado es que se observa una duplicidad periódica de líneas de absorción que parecen fundirse y separarse cada vez que acontece un eclipse. En esas condiciones ninguna de las dos estrella va o viene, sólo se desplaza de lado, desde nuestro punto de vista.
Las componentes de un sistema binario eclipsante, es decir, sus estrellas, suelen ser de gran tamaño y atrapadas en órbitas muy reducidas, con una gran proximidad entre sus componentes. Tarde o temprano, las binarias eclipsantes sufren transferencia de material: la estrella más masiva evoluciona, se dilata y su atmósfera exterior se desprende, sólo para ser atrapada por su vecina estrella. Las dos estrellas pueden terminar fusionándose en una sola, de mayor masa.
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