L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
Login  -  Registrati  -  Dimenticato i dati?

Sistemi stellari e stelle doppie

sistemi stellari sono formati da due o più stelle che appaiono molto vicine nel cielo e che sono in effetti legate da reciproca attrazione gravitazionale.
Il trapezio di Theta OrionisImportante è il motivo di questa vicinanza: se le stelle sembrano vicine ma in realtà sono distanti tra loro, si parla di sistema ottico: è soltanto la prospettiva dalla Terra che fa sembrare le stelle come un sistema e solitamente queste stelle non sono più di due. Alcuni preferiscono chiamare stelle doppie quelle ottiche, parlando di sistemi stellari per le stelle effettivamente legate da gravità. In questo ultimo caso, le stelle legate gravitazionalmente possono essere anche sei, seppur raramente.

I sistemi ottici, come detto, sembrano composti da stelle molto vicine ma in realtà la loro distanza è notevole e le stelle che li compongono non hanno nulla a che fare l'una con l'altra. Ad occhio non ci si accorge della distanza perché declinazione  ed ascensione retta  sono molto simili, quasi uguali. Tuttavia, se l'occhio umano potesse spaziare anche in profondità ci accorgeremmo che quelle stelle sono distanti: una è molto più indietro dell'altra ma non ce ne accorgiamo perché le proiettiamo tutte e due sulla stessa sfera celeste, come facciamo per le costellazioni.
I sistemi stellari caratterizzati oggettivamente da una attrazione gravitazionale, invece, sono composti da stelle realmente vicine tra loro e si distinguono tre tipologie di sistema stellare:

  1. nei sistemi stellari visuali, le stelle sono ben distinguibili attraverso un telescopio , in modo da poter vedere tutte le stelle facenti parte del sistema. Alcuni sistemi stellari sono visibili anche ad occhio nudo, come la coppia formata da Mizar ed Alcor (Z Uma), mentre altre coppie sono separate in maniera molto più piccola fino ad arrivare al massimo grado risoluzione consentita dai telescopi in relazione all'atmosfera terrestre: 0'',1;
  2. i sistemi fotometrici o ad eclisse sono riconosciuti a partire dalle variazioni di luminosità che le stelle facenti parte del sistema si producono vicendevolmente eclissandosi tra loro ai nostri occhi: in tal caso si parla più propriamente di stelle variabili ad eclisse. Non sono separabili visualmente, dato che la loro distanza si aggira solitamente intorno a 0'',01. In pratica la loro natura duplice o multipla viene scoperta ogni volta che uno dei membri del sistema passa davanti ad un altro rispetto alla nostra vista. Se un corpo più freddo passa davanti ad uno più caldo assistiamo ad un calo di luminosità, e viceversa;
  3. nei sistemi spettroscopici, le stelle sono molto più vicine e sono distinguibili soltanto attraverso una periodica divisione del loro spettro: la loro velocità ed il loro movimento fanno si che il loro spettro sia caratterizzato da effetti doppler visibili, per i quali si nota che le due compagne a volte si avvicinano ed a volte si allontanano in maniera ciclica. A volte queste stelle si scambiano addirittura materia in favore della stella con massa maggiore, come nel caso di una nana bianca.

Nei sistemi ad eclisse o fotometrici, la presenza di più stelle è evidenziata dal fatto che periodicamente le componenti si eclissano a vicenda, il che comporta variazioni nella luminosità e nello spettro stellare percepito dall'osservatore terrestre.

Spesso, le stelle orbitano intorno allo stesso centro di gravità, in modo che il centro stesso sia sempre in mezzo ai due astri. A volte, se una stella della coppia possiede una massa molto maggiore dell'altre, riesce ad influenzarne l'orbita spostando il centro verso di sé. Infatti, per la Legge di Gravitazione Universale, l'attrazione gravitazionale dipende dalle masse degli oggetti.

I casi più frequenti sono i sistemi composti da due stelle, i cosiddetti sistemi binari. In questo caso, il loro moto è ben spiegato dalla legge di gravità. Più il numero degli astri sale e più si va incontro a moti tendenti a sposare la teoria del caos. Si presume che questi sistemi siano destinati a distaccarsi in periodi relativamente brevi. I sistemi a più componenti che possono durare, invece, sono i sistemi quadrupli in cui le stelle sono binarie a due a due: si comportano in pratica come un sistema binario in cui le due componenti sono anch'esse sistemi binari. Ci sono poi sistemi multipli: ad esempio Castore nei Gemelli è formata da sei stelle in tutto.

Ciò che sembra certo è che anche nei sistemi multipli esista una gerarchia di legami gravitazionali, senza la quale il sistema non saerbbe stabile. Un sistema si stabilizza, in pratica, quando si può ricondurre a coppie: un sistema triplo, ad esempio, è stabile se due stelle sono talmente strette da essere paragonabili ad una sola con la terza che orbita a maggior distanza. In tal caso il sistema sarebbe assimilabile ad un sistema doppio. Il fatto che un sistema formato, ad esempio, da tre corpi equidistanti non sia stabile è ben spiegato in meccanica celeste dal problema dei tre corpi: mentre due oggetti isolati continueranno a percorrere le stesse orbite prevedibili per sempre, tre corpi con masse e separazioni simili stabiliscono orbite caotiche, così instabili da divenire imprevedibili. I tre corpi sono quindi destinati a raggiungere una configurazione più stabile. Le configurazioni stabili, quindi, sono gerarchiche e tutti i sistemi che vediamo hanno una organizzazione gerarchica. Le eccezioni sono due. La prima si ha in presenza di stelle molto giovani in gruppo instabile, come nel caso del Trapezio in Orione: la composizione non ha avuto ancora il tempo di disporsi gerarchicamente. Alcune stelle, con il tempo, sfuggono portando via energia orbitale che consentirà alle stelle rimanenti di organizzare al meglio le proprie orbite. La seconda eccezione è data dai sistemi i cui membri sono in numero tale da configurare un ammasso: in tal caso la rete gravitazionale è talmente complessa da annullare gli effetti singoli.

Nessuno ha mai visto la nascita di una stella doppia, quindi si possono fare soltanto teorie.
Una teoria consiste nel pensare che una stella abbia catturato l'altra nella sua orbita, ma ciò implicherebbe che due stelle siano giunte a distanze molto brevi, il che è molto difficile.
Una seconda teoria prevede la scissione dalla stella principale a causa della grande velocità di rotazione, ma anche questa è difficilmente percorribile.
La terza ipotesi parte dalla nascita delle stella a partire da una stessa nube stellare: in tal caso due nuclei vicini si sarebbero sviluppati in via autonoma senza fondersi in un'unica stella. Difficile pensare, tuttavia, che per le coppie di stelle molto vicine il processo di creazione non abbia portato i due nuclei ad unirsi.

MAGNITUDINE DEI SISTEMI BINARI O MULTIPLI

Una curiosità deriva dalla magnitudine del sistema binario o multiplo e dal grado con il quale le compagne concorrono alla determinazione della magnitudine totale del sistema, così come ci appare ad occhio nudo. La formula per la determinazione è data da:
 

m = -2,5 log(10-0,4m1 10-0,4m2)


Ad esempio, un sistema in cui le compagne hanno magnitudini individuali pari a 3 e 6, avrà una magnitudine pari a
 

-2,5 log (0,0631 0,00398) = 2,934


Ne segue che la compagna meno luminosa ha un effetto veramente minimo sulla brillantezza del sistema nel suo complesso.

Di seguito, l'animazione di un sistema binario con eclissi. 

I sistemi binari non riguardano soltanto stelle di sequenza principale ma anche oggetti più compatti. GX 1+4 è il primo sistema binario simbiotico a raggi X (SyXRB), con pulsar, a mostrare una emissione radio, nonché la prima evidenza di un getto da una pulsar X ad accrescimento con forte campo magnetico. La scoperta (arXiv, 6 novembre 2017, University of Amsterdam) è avvenuta tramite Karl G. Jansky  Very Large Array (VLA). 

Il sistema è stato scoperto nel 1970 e dista 14 mila anni luce da noi. La pulsar, con un periodo di rotazione di circa 120 secondi, quindi relativamente lungo, acquisisce materia da una compagna gigante rossa di classe spettrale M6III chiamata V2116 Oph, che orbita la stella in 1,161 giorni. 
VLA ha osservato emissioni a 9.0 GHz con flusso di densità di circa 105.3 µJy ma l'origine dell'emissione è ancora incerta, essendo ancora legata a diverse ipotesi quali gli shock nelle interazioni del flusso di accrescimento con la magnetosfera, un getto di sincrotrone oppure un flusso in uscita caratterizzante una sorta di elica magnetica. Il vento stellare della gigante rossa non sembra essere chiamato in causa. 
 
GX 1+4 ripreso dal VLA
GX 1+4 ripreso dal VLA

Prossima diretta

Da Zero a Oort p.4

Per i più piccoli

Astropillola

Cielo di oggi(Dettagli)

Sole
S: 07:06, T: 16:45
Distanza 0.98798 UA


Attività solare real time

Luna
S: 07:38, T: 17:48
Fase: 1% (Cresc.)

PIANETI VISIBILI

Urano - Alt. 56.2°
Tramonta: 04:28Mappa

Nettuno - Alt. 22°
Tramonta: 00:44Mappa

Satelliti principali

Accadde Oggi
  • (1972) - lanciato SAS-2 per l'astronomia delle alte energie
Gallery utenti

Partner

International Physicist Network

Media Sponsor

SIAMO IN DIRETTA

Da questo momento puoi accedere alla nostra diretta. Controlla il riquadro sulla destra per aggiungerti alla AstroChat.

ALERT ISS!

La Stazione Spaziale Internazionale sta passando nel cielo in questo momento. Per maggiori informazioni cliccare qui