Stella binaria

Si definisce stella binaria un sistema stellare formato da due stelle che orbitano intorno al loro comune centro di massa; la stella più luminosa viene chiamata primaria, mentre l’altra viene chiamata compagna o secondaria. Le osservazioni compiute sin dall’Ottocento fanno pensare che siano molte le stelle a far parte di sistemi binari o di sistemi multipli, composti da più di due stelle. Il termine stella doppia è a volte utilizzato quale sinonimo di stella binaria, ma talvolta indica sia le stelle binarie fisicamente legate fra loro sia le binarie ottiche, ovvero coppie di stelle che appaiono vicine se osservate dalla Terra, ma che non hanno alcun legame gravitazionale fra loro.

Si può verificare se una stella doppia è ottica qualora le due componenti abbiano valori di moto proprio o velocità radiale sufficientemente distinti, oppure quando le misurazioni della parallasse rivelano che esse hanno distanze differenti dalla Terra. Esistono però molte stelle doppie per le quali non è stato ancora possibile determinare se si tratti di binarie fisicamente legate oppure solo di doppie apparenti.

Binarie visuali

Spesso le due componenti che formano una stella binaria sono visibili a occhio nudo o tramite l’ausilio di strumenti osservativi; una binaria di questo tipo viene chiamata visuale. Molte binarie visuali hanno lunghi periodi orbitali, dell’ordine di centinaia o migliaia di anni, e perciò le loro orbite sono note solo con incertezza. Altre binarie invece presentano un’orbita così stretta che non sono risolvibili neppure con le strumentazioni ottiche. Tuttavia sono riconoscibili come tali soltanto tramite tecniche indirette quali la spettroscopia (binarie spettroscopiche) o l’astrometria (binarie astrometriche). Se una binaria presenta un piano orbitale parallelo alla linea di vista della Terra, le sue componenti si eclisseranno a vicenda; queste binarie vengono chiamate a eclisse o, quando sono riconoscibili dai cambiamenti di luminosità prodotti dalle eclissi, binarie fotometriche.

Se le componenti di un sistema binario sono abbastanza vicine (binarie strette), esse possono distorcere reciprocamente le loro atmosfere. In alcuni casi, possono pure scambiarsi materiale così da modificare la loro normale evoluzione. Una varietà di binarie strette sono le cosiddette binarie a contatto, le quali sono talmente vicine tra loro da condividere una considerevole percentuale di materia. Le binarie possono originare anche delle nebulose planetarie e sono all’origine delle variabili cataclismiche, in particolare delle novae e delle supernovae di tipo Ia.

Classificazione

Per classificare le stelle binarie ci si serve di due metodi:

• sul sistema mediante cui la duplicità della stella viene accertata
• sulla distanza che separa le due componenti.

Secondo il metodo della scoperta

Le stelle binarie sono classificate in quattro diversi tipi a seconda del modo in cui la loro natura di binarie viene accertata:

• binarie visuali, tramite l’osservazione diretta;
• spettroscopiche, tramite cambiamenti periodici nelle linee spettrali;
• binarie fotometriche, tramite i cambiamenti nella luminosità causati dalla eclissi reciproca delle due componenti;
• binarie astrometriche, tramite la misurazione dei cambiamenti di posizione di una stella causati da un’invisibile compagna.

Una binaria può appartenere a più di una di queste classi: per esempio, molte binarie spettroscopiche sono anche binarie fotometriche.

Binarie a eclisse

Una binaria a eclisse è una stella binaria il cui piano orbitale è parallelo alla linea di vista dell’osservatore, sicché si eclissano a vicenda.

Con la costruzione di telescopi ad ampio diametro, come il Very Large Telescope, è divenuto possibile misurare con accuratezza i parametri delle binarie a eclissi, rendendole utilizzabili quali candele standard nella misura delle distanze galattiche: infatti, esse sono state utilizzate per misurare le distanze delle Nubi di Magellano, della galassia di Andromeda e della galassia del Triangolo. Il livello di accuratezza di queste misure è del 5%.

 

 

Le binarie a eclissi sono variabili non perché la radiazione delle due componenti individuali cambi nel tempo, ma a causa delle reciproche eclissi. Se una delle stelle è più grande dell’altra, la secondaria sarà oscurata mediante un’eclissi totale, mentre la primaria mediante un’eclissi anulare.

Binaria a eclissi

Il periodo orbitale di una binaria a eclissi può essere determinato mediante lo studio della curva di luce, mentre la grandezza relativa delle due stelle può essere determinata in rapporto al semiasse maggiore dell’orbita, osservando quanto velocemente la luminosità del sistema si modifica nel momento in cui il disco della stella più vicina copre quello della stella più distante; se il sistema è anche una binaria spettroscopica, i parametri orbitali possono essere facilmente ricavati, così come le masse delle due componenti. Conoscendo sia il raggio che la massa è possibile ricavare anche la densità delle due stelle.

L’esempio più noto di binaria a eclisse è Algol (β Persei). Un altro esempio peculiare è ε Aurigae: la componente visibile è una supergigante gialla appartenente alla classe spettrale F0, mentre l’altra componente, responsabile dell’eclissi, non è visibile, ma si suppone sia una stella di classe B5. Un ulteriore esempio è costituito da β Lyrae, una binaria semidistaccata, appartenente alla costellazione della Lira. Alcune binarie a eclissi si segnalano per la loro esoticità:

• SS Lacertae era un tempo una binaria a eclissi, ma ha cessato di esserlo intorno alla metà del Novecento;
• V907 Scorpii è una binaria a eclissi che alterna periodi di eclissi ad altri di assenza di eclissi;
• BG Geminorum è una binaria a eclissi che si crede essere composta da una stella di classe K0 che orbita intorno a un buco nero.

Periodo orbitale

I periodi orbitali delle binarie possono variare da meno di un’ora a pochi giorni, a centinaia di migliaia di anni.

Calda e fredda

Le componenti di una stella binaria possono essere designate come componente calda e componente fredda a seconda delle loro temperature superficiali. Se le due componenti appartengono alla sequenza principale, allora quella avente una massa maggiore sarà anche la più calda, oltre che la più luminosa

Gigante, supergigante

• Se la stella più massiccia ha raggiunto lo stadio di gigante o supergigante, allora in molti casi è la meno calda del sistema. Ad esempio, Antares (α Scorpii) è un sistema binario la cui componente più calda, una stella di classe spettrale B, è molto meno luminosa e meno massiccia della sua compagna, una supergigante rossa di classe spettrale M1,5; di conseguenza la stella più fredda è la principale e viene designata con la lettera A, mentre la stella più calda è designata tramite la lettera B. Un altro esempio è R Aquarii: essa possiede uno spettro che indica la presenza di due componenti, una più calda e una più fredda; la componente più fredda è una supergigante e la compagna una componente più piccola e calda; è stato inoltre rilevato un trasferimento di materia dalla supergigante alla più piccola e densa compagna.

…o nana bianca

• Quando la principale raggiunge lo stadio di nana bianca, allora ha buone probabilità di essere la componente più calda del sistema, se si tratta di una nana bianca di recente formazione, che non è ancora andata incontro al lungo processo di raffreddamento. Per esempio, le novae simbiotiche sono sistemi stellari composti da una gigante di tipo K o M e una nana bianca; sebbene meno luminosa della compagna, la nana bianca è ben più calda di essa e quindi viene chiamata compagna calda. Altri esempi di sistemi costituiti da una nana bianca più calda della sua compagna sono alcune binarie a eclissi individuate dalla missione Kepler della NASA: KOI-74b è una nana bianca, avente una temperatura superficiale di 12.000 K che forma un sistema binario con KOI-74, una stella di classe A V, avente una temperatura di 9.400 K. KOI-81b è una nana bianca di 13.000 K compagna di KOI-81, una stella di classe B V di 10.000 K.

Evoluzione

Anche se è possibile che alcuni sistemi (in particolare le binarie di lungo periodo) possano essersi formati dalla cattura gravitazionale reciproca di due o più stelle singole nate indipendentemente, tuttavia, data la bassissima probabilità di un simile evento e l’elevato numero di stelle binarie note, appare evidente che quello della cattura gravitazionale non sia il principale meccanismo attraverso cui ha origine un sistema stellare. Anzi, l’osservazione di sistemi costituiti da stelle pre-sequenza principale dà credito all’ipotesi secondo cui simili sistemi esistano già durante la fase di formazione stellare.

Il modello che ne esplica in modo accettabile l’esistenza suggerisce che questi si siano creati dalla suddivisione di un singolo originario nucleo denso protostellare in due o più frammenti orbitanti attorno a un comune centro di massa, i quali successivamente collassano a formare le componenti del futuro sistema.

Nella maggior parte dei casi le componenti che formano un sistema binario non si disturbano a vicenda per tutta la durata della loro esistenza; se però esse fanno parte di un sistema stretto, allora possono andare incontro a maggiori interazioni reciproche.

Binarie strette: trasferimento di massa e accrescimento

Giunta al termine della sequenza principale, una stella sperimenta diverse fasi di instabilità, che la portano a espandersi; se essa si trova in un sistema binario stretto, i suoi strati più esterni subiscono un’attrazione gravitazionale dalla compagna maggiore di quanto sia quella esercitata dalla stella stessa. In questo modo si innesca un processo di trasferimento di massa da una stella all’altra; tale materia viene fatta propria dalla stella ricevente per impatto diretto o mediante un disco di accrescimento. Il punto matematico in cui avviene questo trasferimento si chiama punto di Lagrange. È abbastanza comune che il disco di accrescimento sia l’elemento più brillante del sistema e quindi, a volte, l’unico visibile.

Poiché l’evoluzione di una stella è determinata dalla massa, il processo di trasferimento altera la normale evoluzione che le due componenti avrebbero avuto se fossero state stelle singole.

Paradosso di Algol

Lo studio del sistema di Algol ha portato alla formulazione del cosiddetto paradosso di Algol.

Sebbene le componenti di una stella binaria si formino contemporaneamente e sebbene le stelle più massicce si evolvano più rapidamente, in questo sistema la componente più massiccia, Algol A, è una stella di sequenza principale, mentre la sua compagna Algol B, meno massiccia, è una subgigante, dunque in uno stadio evolutivo più avanzato.

Il paradosso è stato risolto ipotizzando un avvenuto scambio di materia: quando la stella originariamente più massiccia entra nello stadio di subgigante comincia a espandersi. Avviene quindi un trasferimento di gas all’altra stella, originariamente la meno massiccia, che permane ancora nella sequenza principale. Questo trasferimento ha come risultato che la stella inizialmente meno massiccia diviene quella più massiccia in virtù del materiale sottratto alla compagna. In alcune binarie simili ad Algol è possibile anche osservare il trasferimento di gas da una componente all’altra.

Tipi particolari di binarie strette evolute sono costituite dalle binarie a raggi X e dalle variabili cataclismiche.

Binarie a raggi X

Se le due componenti di un sistema binario hanno massa differente, una delle due raggiungerà lo stadio di stella degenere prima dell’altra: il sistema sarà quindi composto da una nana bianca o una stella di neutroni o un buco nero e da una compagna non ancora degenere. Se la compagna, conclusa la sequenza principale, si espande oltre il proprio lobo di Roche, da essa comincia a fuoriuscire gas che si accresce sulla stella degenere, formando un disco di accrescimento.

A causa della viscosità della materia che costituisce il disco, l’energia di quest’ultimo viene dissipata in calore e il momento angolare orbitale del disco diminuisce all’avvicinarsi alla stella degenere. Per la progressiva diminuzione del momento angolare il gas procede in maniera spiraleggiante, compiendo orbite sempre più piccole. La regione in cui la velocità angolare del gas che compone il disco uguaglia quella della stella è detta strato limite di quantità di moto (boundary layer): in tale zona l’azione della viscosità diventa trascurabile. Il gas che si deposita sulla superficie della stella dissipa la sua residua energia in eccesso in parte tramite l’emissione di radiazione, in parte incrementando la velocità di rotazione della stella. Sull’origine della viscosità del disco sono state fatte diverse ipotesi, non verificate.

Temperature

L’innalzamento della temperatura del gas che viene trasferito produce un’emissione di radiazione nella banda dei raggi X; in questo modo si costituiscono le cosiddette binarie a raggi X o, più semplicemente, binarie X. Le binarie a raggi X si dividono in binarie X di piccola o grande massa, a seconda della mole della stella donatrice.

Le binarie X di grande massa contengono una stella donatrice giovane, appartenente alle classi spettrali O o B, che trasferisce massa alla stella degenere tramite il suo vento stellare. Nella binarie X di piccola massa la stella donatrice è invece una stella evoluta di classe spettrale K o M che ha riempito il suo lobo di Roche e che trasferisce parte della propria massa alla stella degenere, per lo più una stella di neutroni o un buco nero.

Probabilmente l’esempio più noto di binaria a raggi X è la binaria X a grande massa Cygnus X-1 (al lato): la massa della stella degenere di questo sistema è stimata essere 9 volte quella del Sole, molto al di sopra del limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (il limite teorico massimo per la massa di una stella di neutroni), motivo per il quale si ritiene possa trattarsi di un buco nero. Si tratta del primo oggetto la cui identificazione con un buco nero è stata ampiamente accettata.

Variabili cataclismiche: novae e supernovae di tipo Ia

Le variabili cataclismiche sono un tipo particolare di binarie strette formate da una nana bianca e da una stella evoluta. In questi sistemi la nana bianca accresce regolarmente i gas provenienti dall’atmosfera esterna della compagna, i quali vengono compressi dall’intensa forza gravitazionale della nana bianca, raggiungendo temperature altissime in corrispondenza della sua superficie. In quanto costituita da materia degenere, una nana bianca non può subire cambiamenti significativi nella propria temperatura, mentre l’idrogeno, proveniente dalla compagna, finisce col raggiungere temperature tali da innescare localmente fenomeni di fusione nucleare.

Ciò conduce al rilascio di enormi quantitativi di energia che spazzano via i gas residui dalla superficie della nana bianca, producendo un “lampo” luminoso ma di breve durata che si estingue nell’arco di pochi giorni; questo fenomeno è chiamato nova. Nei casi in cui l’accumulo di massa conduce la nana bianca a superare la massa minima per riavviare nel suo nucleo le reazioni di fusione nucleare, valore di massa che è poco inferiore al limite di Chandrasekhar, accade che, trovandosi la materia all’interno del nucleo della stella in condizioni di densità estremamente elevata (la cosiddetta condizione di degenerazione), la stella reagisce in modo anomalo giungendo all’esplosione, fenomeno chiamato supernova di tipo Ia.

Stelle fuggitive

Una stella fuggitiva è una stella che possiede dei valori di moto proprio abnormemente più elevati di quelli di altre stelle poste nella medesima regione galattica. Valori abnormemente alti di moto proprio possono essere acquisiti:

• in seguito all’esplosione di una supernova di tipo Ia;
• nel caso in cui il legame gravitazionale che vincola due stelle in un sistema binario molto ampio venga rescisso a causa di una perturbazione esterna. In tal caso le due componenti continueranno a evolversi come stelle singole. Una possibile perturbazione è costituita dall’incontro ravvicinato fra due sistemi binari, che potrebbe risultare nell’espulsione ad alta velocità di alcune delle stelle che li costituivano.

Astrofisica

Le stelle binarie forniscono agli astronomi il migliore metodo per determinare le masse delle stelle. A causa dell’attrazione gravitazionale, le due stelle orbitano intorno al loro comune centro di massa. Dalla forma delle orbite di una binaria visuale o dalle variazioni spettrali di una binaria spettroscopica è possibile determinare la massa delle componenti.

Di una binaria visuale di cui si conosca la forma dell’orbita e la parallasse è possibile ricavare la massa complessiva del sistema utilizzando le leggi di Keplero; nel caso di una binaria spettroscopica che non sia anche visuale o a eclissi, non è però possibile dedurre tutti i parametri del sistema, ma solo il prodotto delle masse per il seno dell’inclinazione orbitale.

Nel caso invece che la binaria spettroscopica sia anche a eclissi, è possibile ricavare tutti i parametri delle stelle della coppia (massa, densità, raggio, luminosità e forma approssimativa); in questo modo è possibile stabilire quale relazione esista in generale fra la temperatura, il raggio e la massa di una stella. Conosciuta tale relazione e conosciuto il raggio e la temperatura di una stella singola non binaria, è possibile dedurre la sua massa.

Poiché le stelle binarie sono comuni, esse sono particolarmente importanti nella comprensione dei processi che portano alla formazione delle stelle; in particolare, dal periodo e dalla massa di una binaria è possibile dedurre il momento angolare del sistema: poiché si tratta di una grandezza fisica conservativa, le binarie forniscono importanti informazioni riguardo alle condizioni in cui le stelle si formano.

Scoperte scientifiche

Nel corso di due secoli una grande quantità di ricerche ha portato a numerose conclusioni generali, per altro non ancora del tutto certe.

Uno studio del 2006 ha però messo in dubbio questi assunti: si è infatti scoperto che la gran maggioranza delle stelle piccole, in particolare le nane rosse (che si stima rappresentino in numero l’80% delle stelle della galassia) sono singole; per stelle con massa simile al Sole lo studio dà una percentuale del 56% di stelle singole e del 44% di stelle doppie o multiple, mentre per stelle di massa elevata la percentuale di stelle doppie può superare il 70%. Nei dintorni del Sole (entro 17 anni luce) la percentuale di stelle doppie è del 28%; è da notare però che 50 delle 70 stelle più vicine al Sole sono nane rosse, che raramente formano sistemi multipli.

Periodo orbitale ed eccentricità dell’orbita

Esiste una correlazione diretta fra il periodo orbitale e l’eccentricità dell’orbita: le binarie con minore periodo orbitale hanno solitamente orbite meno eccentriche. Le stelle binarie presentano separazioni molto differenti. Ci sono coppie che sono praticamente a contatto fra loro e coppie talmente separate che il loro legame gravitazionale è deducibile solo dal loro comune moto proprio. Tuttavia la maggior parte dei sistemi ha un periodo di circa 100 anni. Questa è un’ulteriore prova che le binarie si formano durante il processo di formazione stellare.

Quando le componenti di un sistema binario hanno uguale magnitudine assoluta, allora di solito appartengono anche alla stessa classe spettrale; se invece hanno diversa luminosità, allora la più debole sarà la più blu, se la compagna è una gigante rossa, mentre sarà la più rossa se la compagna appartiene alla sequenza principale.

Pianeti

Si stima che circa il 50-60% delle stelle binarie possano ospitare pianeti terrestri abitabili in orbite stabili. Alcune orbite sono impossibili per ragioni dinamiche (il pianeta sarebbe allontanato dalla sua orbita per essere o espulso dal sistema oppure trasferito a un’orbita più interna o esterna), mentre altre non potrebbero ospitare pianeti con biosfere a causa di differenze termiche troppo elevate nei differenti momenti dell’orbita. I pianeti che orbitano intorno a una sola delle componenti del sistema vengono chiamati di tipo S. Quelli che orbitano attorno a entrambe le stelle vengono chiamati di tipo P o circumbinari.

Alcune simulazioni hanno dimostrato che la presenza di una compagna può avere l’effetto di aumentare il tasso di formazione planetaria nelle zone abitabili “rimescolando” il disco protoplanetario così da incrementare la velocità di crescita dei protopianeti.

L’individuazione di pianeti nei sistemi binari presenta particolari difficoltà tecniche che ne hanno permesso finora la scoperta di un numero limitato. Alcuni esempi di binarie che ospitano pianeti includono la coppia nana bianca-pulsar PSR B1620-26, la coppia subgigante-nana rossa Alrai (γ Cephei), la coppia nana bianca–nana rossa NN Serpentis.

Uno studio del 2009 di quattordici sistemi planetari noti ha permesso di scoprire che tre di essi orbitano intorno a stelle binarie: si tratta di tipo S che orbitano intorno alla principale del sistema, mentre la componente secondaria è debole al punto che non era stata rilevata in precedenza. La scoperta ha permesso di ricalcolare i parametri sia dei pianeti che delle stelle primarie.

Stelle multiple

I sistemi aventi più di due stelle sono chiamati multipli, che, per motivi connessi alla stabilità orbitale, sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti.

Algol, nella costellazione di Perseo, sebbene sia stato a lungo ritenuto binario, è il sistema stellare triplo più noto. Le due componenti visibili del sistema si eclissano l’una con l’altra producendo una variazione di luminosità. Il nome Algol significa stella del diavolo, dall’arabo al ghûl, e deriva probabilmente dal suo comportamento. Un altro sistema triplo visibile dalla Terra è α Centauri, la terza stella più luminosa di tutta la volta celeste.

Esistono sistemi multipli che possiedono più di tre componenti. Castore, la seconda stella più luminosa della costellazione dei Gemelli e una delle più luminose stelle della volta celeste, è in realtà un sistema sestuplo. Due componenti furono separate per la prima volta nel 1719. In seguito si scoprì che ognuna di queste componenti era a sua volta una binaria spettroscopica e che Castore possedeva un’ulteriore debole componente separata, a sua volta una binaria spettroscopica. Anche il sistema Mizar-Alcor, una binaria visuale osservabile nella costellazione dell’Orsa Maggiore, è in realtà sestuplo. Quattro componenti appartengono a Mizar, le altre due a Alcor.