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.

Curva di luce di EPIC 219217635A
 
Curva di luce di EPIC 219217635A
 
Un sistema quadruplo a doppia eclisse è stato scoperto dai dati di Kepler: si chiama EPIC 219217635 e consiste di stelle simili al nostro Sole con masse tra 0.41 e 1.3 masse solari. Durante la Campaign 7 (tardo 2015) di Kepler il sistema fu già identificato come potenziale sistema quadruplo mentre le osservazioni di follow-up hanno certificato la potenzialità tramite osservazioni fotometriche e velocità radiali.
Il sistema si trova a 2800 anni luce di distanza e si compone di due binarie a eclisse con periodi di 3.6 e 0.62 giorni, con le binarie separate da 20 UA l'una dall'altra. La stella primaria della coppia A è più grande e più massiccia del Sole di circa il 20% mentre la sua compagna ha raggio di 0.74 raggi solari e 0.68 masse solari. La stella principale di A è luminosa come 2.24 soli e la sua temperatura è di 6473 K. La stella secondaria è meno luminosa e più fredda, splendendo come 0.19 soli e con 4421 K di temperatura. 
La stella primaria della coppia B è più grande del 30% del Sole e più massiccia, con temperatura di 6931 K e una luminosità di 3.66 soli. La compagna ha raggio di 1.04 raggi solari e una massa di 0.41 masse solari, con temperatura di 4163 K e luminosità pari a 0.29 soli. Tra le due stelle c'è circolazione di massa. Il sistema potrebbe essere studiato anche da piccoli telescopi terrestri.


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.

Immagini del sistema binario. Credit Lee et al, 2017

Immagini del sistema binario. Credit Lee et al, 2017

La varietà di sistemi binari è enorme e il 2017 ha portato alla scoperta di un sistema binario a eclisse confermato da misurazioni radiali ottenute tramite Gemini North Telescope. Il sistema si chiama SDSSJ1156-0207 e si compone di due nane rosse di classe M, relativamente vicine tra di loro. Sistemi così allineati possono fornire una misurazione diretta di massa e raggio delle stelle, oltre che della temperatura effettiva. La coppia è risultata dai dati della Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e in quelli della Catalina Sky Survey (CSS).

Il sistema è molto debole, con un periodo orbitale reciproco di 0.3 giorni. La componente primaria ha metà della dimensione e della massa del nostro Sole (0.46 raggi solari e 0.54 masse solari) mentre la compagna ha un raggio pari al 30% del raggio solare con una massa di 0.19 masse solari. La separazione è di 0.077 UA. Il periodo brevissimo indica un blocco mareale e una orbita circolare. 

La temperatura si attesta sui 3101 K per la primaria e sui 2899 per la seconda stella. 

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

Movimento dei venti stellariI venti stellari generati dalle stelle massicce, nel caso in cui vadano a collidere, non si comportano come prospettato a lungo. Si tratta di flussi in grado di trasportare una massa terrestre in un mese e di viaggiare a milioni di chilometri orari e, in caso di collisione, rilasciano enormi energie con una forte luminosità in banda X. L'osservazione di HD 5980, un sistema binario di stelle massicce (più di sessanta masse solari ciascuna, separate da appena 100 milioni di chilometri), ha consentito già nel 2007 di osservare il comportamento del gas caldo durante la collisione dei venti delle due stelle tramite XMM-Newton e Chandra X-ray observatory. Di nuovo XMM-Newton ha consentito ulteriori osservazioni nel 2016 e anziché evidenziare un normale e morbido affievolimento è stato osservato un fenomeno opposto: un aumento di luminosità di due volte e mezzo. Meno materiale espulso, quindi, ma maggiore luminosità e maggiore energia: un fenomeno che potrebbe derivare dal rilascio di energia da parte del materiale colpito dall'onda d'urto. Se il materiale investito emette troppa luce si raffredda rapidamente e lo shock diventa instabile fino a far diminuire l'emissione X. Questo potrebbe essere accaduto nelle osservazioni di dieci anni fa, salvo poi andare incontro a un rilassamento dello shock in grado di far diminuire l'instabilità consentendo alla radiazione X di emergere di nuovo. Un processo del tutto contro-intuitivo, in sostanza.

Rappresentazione artistica della coppia scopertaUna delle coppie più strette mai osservate è stata dettagliata a maggio 2018 attraverso i dati del radiotelescopio di Arecibo: si tratta di una pulsar che ruota 600 volte al secondo e una nana bruna con una scia di gas in coda, distanti da noi 65 mila anni luce ma separate tra di loro da appena due milioni di chilometri. A rendere possibile l'osservazione a questa risoluzione limite è stata proprio la presenza di gas, che ha amplificato la radiazione della pulsar. La pulsar del sistema è nota come PSR B1957+20 ed è molto massiccia mentre la nana bruna ha un diametro pari a un terzo del diametro solare. La vicinanza fa sì che la nana venga investita da una radiazione potentissima che potrebbe prima o poi ucciderla facendo della pulsar una "black widow". Processi di amplificazione simili potrebbero anche essere alla base dei Fast Radio Burst.


Prossima diretta

Occhi al Cielo di Luglio 2018

Per i più piccoli

Astropillola

Cielo di oggi(Dettagli)

Sole
S: 05:55, T: 20:38
Distanza 1.0158 UA


Attività solare real time

Luna
S: 17:11, T: 02:27
Fase: 87% (Cresc.)

PIANETI VISIBILI

Marte - Alt. 22.3°
Tramonta: 06:08Mappa

Saturno - Alt. 13.1°
Tramonta: 04:01Mappa

Urano - Alt. 22.1°
Tramonta: 13:54Mappa

Nettuno - Alt. 35.4°
Tramonta: 09:57Mappa

Satelliti principali

ISS (ZARYA)

Accadde Oggi
Per oggi non risultano presenti particolari ricorrenze.

Gallery utenti

Partner

Peter Pan Onlus

International Physicist Network

Rigel Astronomia

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