Cómo distinguir estrellas dobles de estrellas individuales exprés
Dos reflectores colocados uno al lado del otro: desde lejos, su luz se funde en una sola mancha y parece que hay una única fuente. Así ocurre también en el espacio: alrededor del 10–20% de las estrellas tenues son en realidad pares cercanos de astros idénticos. Por separado no se pueden distinguir, pero juntos brillan notablemente más que una estrella individual con los mismos parámetros.
Los astrónomos tomaron datos del telescopio espacial 'Gaia' sobre estrellas dentro de cien pársecs del Sol (aproximadamente 326 años luz). Seleccionaron aquellas que se mueven de manera uniforme y no muestran signos de un par desigual, quedando principalmente estrellas individuales y pares gemelos. Luego, el modelo fue entrenado repetidamente para predecir el brillo y el color de una estrella a partir de su espectro, la franja de colores que la luz deja tras descomponerse. Después de cada ronda de entrenamiento, se eliminaban de la muestra las estrellas que brillaban más de lo predicho: así, el modelo se fue depurando de pares ocultos.
Finalmente, el modelo entrenado solo con estrellas individuales encontró alrededor del 13% de objetos 'sobreiluminados', que son precisamente sistemas dobles no resueltos. Se añadieron a los datos de otros estudios para reunir un catálogo general de sistemas en las cercanías del Sol. Con él se pudo estimar el límite inferior de la proporción de dobles entre estrellas de baja masa, de 0,1 a 0,7 masas solares.
Este catálogo es importante no solo para contabilizar los 'gemelos': ayuda a determinar con mayor precisión los parámetros fundamentales de las estrellas, como masa, edad y radio. Si se confunde un par con una estrella individual, todas las conclusiones sobre ella resultarán erróneas.
Resumen original
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2602.20096
The fundamental parameters of a low-mass star can potentially be determined from its photometry and astrometry. This is complicated by the fact that 10-20 percent of low-mass stars are predicted to be equal-mass binaries. These unresolved systems appear more luminous compared to single stars with the same fundamental parameters. We present a method to differentiate binary stars from single-star main sequence K and M dwarfs using their \textit{Gaia} DR3 XP spectra. We assemble a training set of stars which have pristine astrometry and photometry, are located within 100pc of the Sun, and exclude stars with \textit{Gaia} DR3 flags suggesting they may be unequal mass systems, thereby leaving stars that are predominantly either single- or equal-mass binaries. We then iteratively train Random Forest Regression (RFR) models to predict absolute magnitude and color given the RP spectral coefficients of a star. After each model, we remove the stars that have absolute magnitudes significantly brighter than their predicted values. This method converges on a model trained only on single stars. We then use this model to identify the ``overluminous'' K and M stars in \textit{Gaia} DR3 within 100 parsecs, with some quality cuts. We find that $$\sim13\%$$ of the sample is significantly overluminous and assume these to be unresolved binaries. We aggregate several multiplicity surveys across different projected separations and incorporate our overluminous binaries to create a general \textit{Catalog of Systems} within 100 pc. We use this \textit{Catalog} to provide lower limits on the multiplicity fraction for stars between $$0.1$$ and $$0.7~M_{\odot}$$.
Alrededor de un tercio de todas las estrellas de nuestra galaxia viven en pares o sistemas múltiples, pero entre las estrellas más ligeras la proporción de individuales es mayor.
En la novela de Liu Cixin 'El problema de los tres cuerpos', una civilización vive en un sistema de tres estrellas donde las órbitas son impredecibles; aquí, en cambio, se trata de pares gemelos mucho más estables.