Estrelas são esferas de gás ionizado ligadas gravitacionalmente que passam boa parte de suas vidas transformando hidrogênio em hélio na chamada sequência principal. A síntese de elementos mais pesados é feita no núcleo estelar, mas esta fase posterior da evolução estelar dura menos tempo do que a sequencia principal (ver figura 1).
No universo, observa-se que grande parte das estrelas são na verdade pares de estrelas conhecidas como sistemas binários. Estes sistemas são ligados gravitacionalmente e classificados de acordo com a maneira pela qual foram descobertos.
Binárias visuais é a classificação de sistemas binários que podem ser observados pelo telescópio como um par de estrelas associadas gravitacionalmente. Muitas vezes vemos a olho nu uma única estrela e quando apontamos um telescópio ou luneta para esta estrela ela se revela como um sistema binário. Esta ocorrência é muito comum. A constelação da Ursa Maior é um exemplo composto por dois sitesmas de estrelas binárias, sendo portanto formada por quatro estrelas.
Binárias astrométricas, é a denominação que recebe o sistema cuja estrela principal orbita em torno de um espaço aparentemente vazio. Na verdade, a estrela principal (mais brilhante) orbita em torno de uma estrela menos brilhante que é ofuscada pela primária. Detecta-se a existência de uma estrela secundária através das ondulações no movimento da estrela primária. Um exemplo de binárias astrométricas é o sistema da estrela Sírius.
Binárias eclipsantes são sistemas cujas estrelas eclipsam uma à outra. Isto só é possível de ser observado quando observamos o plano da órbita de perfil. As binárias eclipsantes são interessantes porque através da observação dos seus ciclos de brilho (Ver figura 2), pode-se calcular a relação entre suas massas, a distância que as separa e outros parâmetros de interesse.
Binárias espectroscópicas consistem em um par de estrelas cujos espectros de linhas mudam de posição devido ao movimento orbital do par interagente. Devido ao Efeito Doopler, as linhas podem se deslocar para o azul, quando a estrela se aproxima do observador ou se desloca para o vermelho se a estrela se afasta do observador.
Pode-se utilizar a observação de diversos parâmetros derivados a partir da observação de estrelas binárias para se determinar a massa de estrelas distantes. Além disso, o estudo de sistemas binários possibilita o entendimento destes sitemas que são tão comuns no universo.
Figura 1: Relação existente entre uma luminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial, conhecido como diagrama HR. A faixa mais povoada que vai do canto superior esquerdo ao inferior direito é a chamada sequëncia principal. Crédito da imagem: http:\\astro.if.ufrgs.br.
Figura 2: Ciclo de brilho em um sistema binário. O brilho cai um pouco quando a estrela primária eclipsa a secundária e cai mais ainda quando a secundária eclipsa a primária. Crédito da imagem: http://dgrzar.net63.net/variables/
Referências:
Filho, K.S.O., Astronomia e Astrofísica, 2° ed.
Na literatura especializada:
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=binaries&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1
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