I sistemi stellari binari

Guardare il cielo notturno senza stupirsi dell’immenso numero di quei puntini luminosi che lo ricoprono è veramente un’impresa ardua. Ma lo stupore diventerebbe ancora maggiore se potessimo vedere da vicino la maggior parte di quei puntini scoprendo che la maggior parte di essi è dato in realtà dalla somma di due puntini ed alcuni anche di tre o più. Si stima che circa la metà elle stelle della Via Lattea sia infatti situato all’interno di sistemi stellari multipli, fornendo la possibilità di studiarne direttamente alcune proprietà fisiche.

Le leggi di Keplero sono nate per descrivere il moto dei pianeti attorno alla propria stella, ma hanno in realtà una validità più generale e possono essere usate anche per il moto di stelle attorno ad altre stelle. Sfruttandole è possibile ricavare le masse dei corpi interessati, siano essi pianeti o stelle, ottenendo così il parametro fondamentale che determina la storia e l’evoluzione futura dei corpi stellari.

Le stelle binarie vengono classificate in base alla modalità con cui possono essere scoperte:

  • Binarie ottiche: traggono in inganno, perché non sono veramente binarie ma stelle che per prospettiva sembrano esserlo. Ne segue che non possano essere usate per misurare la massa delle stelle componenti in quanto non costituiscono un sistema con interazione gravitazionale.
  • Binarie visuali: sono stelle binarie che si riescono a separare visivamente. Se il periodo orbitale non è troppo lungo, è possibile monitorare completamente il moto delle due componenti e conoscendone la distanza del sistema si può calcolare quanto distano una dall’altra.
Albireo è una stella binaria visuale nella costellazione del Cigno. Credits: NASA/ESA/Hubble
  • Binarie astrometriche: se una delle due componenti è molto più luminosa dell’altra, vedere la compagna più fioca può essere molto difficile o addirittura impossibile. Tuttavia il moto della componente visibile continua ad essere influenzato dalla presenza della compagna e tenderà quindi ad oscillare a causa dell’orbitazione. Misurando queste oscillazioni si può risalire anche alle caratteristiche della compagna.
  • Binarie ad eclissi: se le due stelle orbitano in un piano non molto inclinato rispetto alla direzione da cui le osserviamo, ci sarà un momento dell’orbita in cui ognuna delle due stelle passa di fronte all’altra, ostruendo il percorso della luce da questa proveniente. Si tratta di una vera e propria eclissi, come quelle che oscurano il nostro Sole nel momento in cui la Luna gli passa davanti. Scoprendo tale riduzione di luminosità tramite la strumentazione, è possibile scoprire la presenza di un sistema binario e dettagli riguardo le dimensioni e la luminosità delle singole componenti.
Uno schema delle eclissi in un Sistema Binario. Quando la stella più piccola passa davanti alla stella più grande e luminosa, la riduzione di luminosità è maggiore rispetto alla situazione inversa.
  • Binarie spettrali: quando una sorgente è in allontanamento, la radiazione che emette si distende, mentre quando è in avvicinamento si comprime: è quello che è noto come effetto Doppler e che è ben noto anche nella vita di tutti i giorni quando percepiamo l’asimmetria nel suono di una sirena che prima si avvicina e poi si allontana da noi. Lo stesso fenomeno si presenta con la radiazione stellare: durante un’orbita attorno ad una compagna di sistema la nostra stella ciclicamente tende ad allontanarsi ed avvicinarsi a noi (anche in questo caso, se il piano orbitale è poco inclinato). Studiando l’effetto Doppler su una stella è quindi possibile capire se si tratta di un sistema binario.
Mizar, la famosa stella dell’Orsa Maggiore è una stella è stata la prima stella binaria ad essere osservata telescopicamente e le sue componenti chiamate Mizar A e Mizar B. Ma la storia non è finita lì, perché lo studio spettroscopico delle due stelle ha mostrato che entrambe sono in realtà a loro volta binarie. Mizar A è stata nel 1996 separata nelle sue due componenti grazie all’elevata risoluzione del Navy Prototype Optical Interferometer. Credits: J. Benson et al.

Fonte: An Introduction to Modern Astrophysics

Lascia un commento

Il tuo indirizzo email non sarà pubblicato. I campi obbligatori sono contrassegnati *

Questo sito usa Akismet per ridurre lo spam. Scopri come i tuoi dati vengono elaborati.

%d blogger hanno fatto clic su Mi Piace per questo: