Os planetas do sistema solar orbitam em torno do Sol devido à gravitação. A força gravitacional se aplica também a corpos de massa comparável; estrelas, por exemplo, podem orbitar uma em torna da outra. Na verdade, estima-se que a maior parte das estrelas da Via-Láctea não sejam solitárias, como o Sol, mas parte de sistemas múltiplos, como binárias ou triplas.
Se duas estrelas orbitam uma em torno da outra, mas mantendo uma grande distância mútua, elas evoluem de maneira independente e são chamadas de par separado. Se elas estão próximas o suficiente para que ocorra transferência de matéria entre elas devido a forças de maré, são chamadas de par próximo ou de contato.
As estrelas binárias obedecem às Leis do Movimento Planetário de Kepler, que são três:
Elipses são curvas planas, parte da
família das cônicas, e que se caracterizam por serem mais
longas na direção de um eixo, o eixo maior. Quanto mais
alongadas na direção do eixo-maior, mais
excêntricas dizemos que elas são. Elipses de baixa
excentricidade são muito semelhantes a um círculo.
Esta lei implica que os objetos
se movem mais rápido quando mais próximos do centro
de massa e mais lentamente quando mais distantes.
É esta última lei que nos permite determinar a massa de um sistema binário (de ambas as estrelas somadas). Isso porque a constante de proporcionalidade entre o cubo da distância e o quadrado do período depende da massa das duas estrelas (ver a parte de Sistema Solar e também a seção sobre movimentos próprios).
Binárias Visuais:
Duas estrelas quaisquer que pareçam estar próximas são chamadas de estrela dupla. Grandes são as chances, contudo, que uma estrela dupla constitua-se de duas estrelas a distâncias bem diferentes, uma apenas sendo vista à frente da outra, na mesma direção. Estas são também chamadas de binárias visuais. Com a invenção do telescópio, muitas binárias visuais foram descobertas. Herschel, em 1780, mediu a separação no céu de umas 700 duplas. Com o tempo ele observou que apenas umas 50 destas mudavam de orientação relativa no céu com o tempo, sugerindo que realmente orbitavam uma em torno da outra.
Um exemplo destas últimas é o de Sirius
A
e B, cujas posições no céu vemos abaixo. Seu
movimento
mútuo é complexo e curvo, tendo levado décadas
para
ser mapeado e graficado.
Na figura maior, à esquerda, vemos os movimentos do par tais como observados no céu; já na figura menor, à direita, vemos os movimentos das duas estrelas transformados para o referencial do centro de massa do sistema, evidenciando as órbitas elíticas.
Espectro binário:
Freqüentemente, uma binária é
muito
próxima (ou separada) para que se possa discernir ambos os
componentes oticamente. Contudo, o espectro do sistema geralmente
revelará linhas
espectrais características de dois tipos espectrais distintos
(caso
os componentes sejam de diferentes classes espectrais). A figura abaixo
mostra
espectros típico de uma estrela fria e de uma estrela quente
(dois
painéis superiores), bem como a combinação dos
dois
em um espectro binário.
Um problema de se identificar binárias espectroscopicamente é que, dado que estrelas frias e de baixa luminosidade são mais comuns que estrelas quentes e luminosas, há uma grande chance de que a estrela secundária do par seja muito tênue para que se detete seu espectro. Além disso, apenas a detecção dos dois espectros não garante a determinação da massa do sistema, já que para isso faz-se necessária a medida de suas velocidades relativas.
Binária Espectroscópica:
Uma forma de se obter a velocidade relativa entre os
dois
membros de uma binária através de espectroscopia é
medindo
esta velocidade pelo efeito efeito Doppler. Para isso basta que
se
identifique o espectro de uma das estrelas (a primária) e que
seja
mensurável o desvio nos comprimentos de onda das linhas
espectrais
deste espectro devido ao efeito Doppler. A figura abaixo mostra a
variação
do comprimento de onda das linhas do espectro de uma estrela em
função
da posição em que ela se encontra em sua órbita em
torno
de sua companheira. Quando a estrela tem um movimento de
aproximação
(afastamento) com relação ao observador os comprimentos
de
onda das linhas se move para o azul (vermelho).
Note que não precisamos dos dois espectros; o movimento Doppler de um único espectro já é suficiente para denunciar a existência de uma binária. Afinal, por que outro motivo estariam as linhas espectrais de uma estrela se movendo para o azul e vermelho ciclicamente, nao fosse isso o reflexo de um movimento orbital? A maioria das binárias são muito próximas para que se possa identificar, visual ou espectroscopicamente, suas duas componentes, restanto apenas o desvio Doppler para evidenciar a presença da secundária.
Valores típicos para as velocidades relativas
em
sistema binário são de 3 a 5 km/sec; para se verificar
movimentos
desta amplitude via efeito Doppler, faz-se portanto necessária
espectroscopia
de alta resolução.
Binárias Eclipsantes:
No final do século XVII, astrônomos italianos notaram que algumas estrelas apresentavam quedas de brilho de até 30%. Medidas feitas posteriormente mostraram que tais variações de fluxo eram periódicas, com períodos de horas ou dias. Concluíram que essas variações eram devidas a eclipses de uma estrela de um par binário pela outra. Sistemas binários em que seus membros eclipsam um ao outro são denominados de binárias eclipsantes.
Binárias eclipsantes são estudas pelo
monitoramento
de suas curvas de luz (um exemplo esquemático é mostrado
abaixo),
ou seja, observando-se como varia o fluxo (ou magnitude aparente)
medido
do sistema com o tempo. Quando a estrela menor e menos luminosa (a
secundária)
eclipsa a mais luminosa, há um mínimo mais profundo de
brilho;
Quando a secundária é eclipsada, há um
mínimo
menos profundo. Note a zona de transição no início
e
final de cada eclipse.
Binárias eclipsantes são bastante raras, já que o plano de suas órbitas tem que conter nossa linha de visada, sendo esta uma orientação geométrica ocasional. Note que podemos determinar diretamente os raios das duas componentes, primária e secundária, de uma binária eclipsante. Isso é feito pelo tempo de duração dos dois mínimos da curva de luz.
Binárias de Contato:
Quando duas estrelas estão fisicamente muito próximas, é possível que efeitos de maré entre elas sejam importantes. Como as estrelas são objetos gasosos, ao invés de sólidos, a atração gravitavional pode arrancar material de uma estrela e tranferí-lo para a outra. Dizemos então que trata-se de uma binária de contato, mesmo que as superfícies das duas não estejam se tocando diretamente.
A maneira pela qual se dá a
transferência
de massa entre um componente de uma binária de contato e outro
é semelhante à de uma bola que sobe uma
elevação, atinge
seu cume e rola pelo outro lado. A bola tem que ter energia
cinética suficiente para atingir o topo, excedendo assim o
potencial gravitacional
em seu topo. Outro exemplo seria o de dois lagos, separados por um
morro.
Se o nível de água sobe em ambos, a cada instante ele
estará
ocupando uma linha de potencial constante, uma equipotencial.
Ao
atingir a equipotencial do cume do morro, as águas dos dois
lagos
se encontrarão. Isso é esquematizado na figura abaixo.
De forma análoga, há linhas de
equipotencial no espaço entre duas estrelas. Em algumas dessas
linhas, a força gravitacional de uma estrela é maior do
que a da outra. Por outro
lado, haverá uma superfície no espaço onde os
potenciais gravitacionais da primária e secundária se
contrabalançam. Este equipotencial chama-se de Lóbulo
de Roche. Quando o raio
de um dos componentes da binária excede o lóbulo de
Roche, seus
gases estão livres para fluírem para a outra estrela
devido
à gravidade.
Em alguma binárias, como Phi Persei, uma das componentes (a de maior massa, ver a parte de evolução estelar) evolui e se expande. Sua superfície ultrapassa o lóbulo de Roche, iniciando-se então um fluxo de matéria em direção à secundária.
Em alguns sistemas de contato, como o sistema de
Algol,
faz-se necessário o uso de simulações em
supercomputadores
para que se possa adequadamente modelar a transferência de massa.