Binaridad y astrofísica

El estudio de las estrellas dobles aporta una gran cantidad de información importante sobre las estrellas, en particular en términos de masa, de rotación, de radio, de densidad, de luminosidad y de temperatura superficial. Esta información a menudo sólo puede ser obtenida a partir de las estrellas dobles, y su estudio es, de esta manera, indispensable para comprender la formación y la evolución estelar.

En el caso de las estrellas binarias visuales, si la paralaje del sistema es conocida, la reconstitución de la órbita y de su semieje mayor permite calcular la suma de las masas de las dos componentes.
Si, por el contrario, somos capaces de fijar el movimiento de cada una de las componentes con respecto al centro de masas del sistema, podemos calcular la masa de cada estrella.

El análisis de la forma de las curvas de luz de estrellas binarias eclipsantes permite conocer ciertos parámetros físicos de las atmósferas de las estrellas del sistema. Cuando ocurre un eclipse total, se puede determinar la razón de las temperaturas efectivas de las dos componentes gracias a una modelización realista del perfil de brillo para cada uno de los discos estelares.
Si la órbita es circular, se puede obtener la razón de los radios de las estrellas, o los radios mismos si se conoce la curva de variación de velocidades radiales gracias al análisis del espectro de las estrellas. Este tipo de situación es muy poco habitual puesto que es necesario que la estrella sea a la vez binaria eclipsante y binaria espectroscópica. De esta manera, los radios sólo han podido ser medidos en valor absoluto para un pequeño número de estrellas. Esta medida es fundamental, ya que es, junto con la interferometría, el único medio de medir directamente los radios estelares.

Ciertos sistemas particulares permiten un análisis más detallado de la atmósfera de una de las componentes. Es el caso, por ejemplo, de la estrella zeta Aurigae, que es un sistema formado por una estrella gigante de tipo K (245 veces la talla del Sol) y por una estrella enana de tipo B de la secuencia principal. La estrella de tipo B, la más luminosa, es eclipsada periódicamente por la estrella gigante, cuya atmósfera es extensa y difusa, en particular en las regiones más externas. El análisis espectroscópico de la estrella B, vista en transparencia a través de la atmósfera de la estrella K permite un análisis fino de las diferentes capas de esta última. El análisis detallado de la curva de luz puede, a veces, dar la velocidad de rotación de la estrella eclipsada.