Sistema binario

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Una sistema binario (si usano anche i termini stella doppia o stella binaria) è un sistema composto da due stelle che orbitano attorno ad un baricentro comune. Se una delle due stelle ha una massa molto superiore all'altra, il baricentro può essere così spostato verso di essa da ridurre il sistema ad una stella quasi ferma attorno alla quale ne orbita un'altra (esattamente come succede, per esempio, nel caso dell'orbita della Terra attorno al Sole).

Il termine stella doppia pare fu inventato da Sir William Herschel nel 1802, per designare "una vera stella doppia - l'unione di due stelle che sono unite in un solo sistema dalle leggi dell'attrazione gravitazionale" di Newton.

Oggi le stelle binarie sono classificate in quattro tipi a seconda di come possono essere osservate:

Ogni stella può appartenere a più di una di queste classi. Per esempio, molte binarie spettroscopiche sono anche binarie ad eclisse.

Un'altra serie di categorie è basata sulla distanza tra le due stelle:

Durante gli ultimi 200 anni una grande quantità di ricerche ha portato a numerose conclusioni generali. Si pensa che almeno un quarto di tutte le stelle siano doppie, e il 10% di queste appartengono a sistemi con più di due stelle (triple, quadruple o più). Tali stelle sono spesso ancora dette binarie in senso generico, intendendo con questo termine una stella multipla. C'è una correlazione diretta tra il periodo di rivoluzione di una stella binaria e l'eccentricità della sua orbita: i sistemi con un periodo più corto hanno un'eccentricità minore. Le stelle doppie possono avere quasi ogni distanza concepibile tra loro: alcune coppie sono praticamente a contatto l'una con l'altra, mentre altre sono così distanti da essere state per molto tempo considerate stelle separate. Le stelle che compongono un sistema doppio sono generalmente nate nello stesso istante. Se hanno anche massa simile, hanno in genere uguale luminosità e spettro. Se la massa è diversa, la più grande evolverà più rapidamente verso lo stadio di gigante rossa, e le luminosità potranno essere molto diverse.

Misurare la massa delle stelle è un compito difficile. Le stelle doppie sono tra le poche per cui la massa è facilmente misurabile, perché può essere ricavata dalla forza gravitazionale che esibiscono nella loro orbita. Nel caso di una stella doppia visuale, dopo che l'orbita è stata determinata e la parallasse stellare del sistema è stata misurata, la massa totale delle due stelle può essere ottenuta direttamente usando le leggi di Keplero.

Sfortunatamente, è impossibile conoscere l'orbita completa di una binaria spettroscopica, a meno che essa non sia anche una binaria visuale o ad eclisse, perciò questi oggetti hanno una determinazione della massa molto più difficile. Nel caso di binarie ad eclisse che siano anche spettroscopiche, è possibile avere un quadro completo delle due stelle: massa, densità, dimensioni, luminosità e forma approssimata.

All’osservazione, le stelle binarie ad eclisse appaiono come un’unica stella, essendo i componenti del sistema molto vicini tra loro. Questi sistemi sono molto distanti da noi e perciò non possiamo studiarli da vicino nemmeno con i modernissimi strumenti a disposizione; il carattere binario di queste stelle si può però indagare attraverso la loro luminosità e le sue variazioni collegate attraverso lo spettro.

Lo studio sulle stelle binarie è di fondamentale importanza per l’astrofisica perché dalla osservazione è possibile determinare con precisione il valore della massa delle singole stelle e il loro raggio, che sono informazioni che servono per gli studi teorici sull’evoluzione delle stelle.

Esempi di stelle binarie

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