Che Cosa è una stella binaria?

Una stella binaria (si usano anche i termini stella doppia o sistema binario) 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:
binaria visuale, osservabile come tale ad occhio nudo oppure al telescopio
binaria spettroscopica, che rivela la sua natura binaria solo con uno spettroscopio
binaria ad eclisse, che mostra cambiamenti di luminosità dovuti ad eclissi reciproche
binaria astrometrica, da precise misure di posizione
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:
binaria distaccata, dove le due stelle sono ben separate
binaria semidistaccata, dove una delle due stelle riempie il proprio lobo di Roche e può trasferire materia all'altra
binaria a contatto, dove entrambe riempiono il proprio lobo di Roche e si toccano l'un l'altra.
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.

Alcuni esempi di stelle binarie:

Mizar (sestupla, nell'Orsa Maggiore, è stata la prima binaria visuale ed anche la prima binaria spettroscopica ad essere scoperta)
Sirio (doppia (sospetta sestupla), Sirio B è una nana bianca, nel Cane Maggiore)
Rigel Kentaurus (tripla, nel Centauro)
Betelgeuse (sestupla, le compagne sono molto difficili da vedere, in Orione)
Procione (doppia, nel Cane Minore)
Castore (sestupla, nei Gemelli)
Albireo (tripla, la componente primaria è arancione e spettroscopica, la seconda azzurra, nel Cigno, famosa per la sua bellezza al telescopio).

Castore il gemello di polluce

Castore (α Geminorum) si trova a circa 49,7 anni luce dalla Terra ed è la seconda stella più brillante della costellazione dei Gemelli, la più brillante è il "gemello" Polluce.I nomi delle due stelle derivano dai gemelli della mitologia greca Castore e Polluce.
Nel 1719 James Bradley scoprì che Castore era una binaria visuale, Castore A (di magnitudine apparente 2.0 e di classe A1 (vedi classificazione stellare), e Castore B (di magnitudine 2.8 e classe A2-5). Sono separate da circa 3.9 secondi d'arco e hanno un periodo di rivoluzione di circa 467 anni. Ognuna delle due componenti di Castore è una binaria spettroscopica, quindi un sistema quadruplo.

CASTORE A

Castore A consiste di due stelle, chiamate Castore Aa e Castore Ab, distanti solo 3 milioni di Km e orbitanti l'una intorno all'altra con un periodo di 9,21 giorni. Vista la loro vicinanza è abbastanza difficile distinguere le caratteristiche delle due stelle: Castore Aa dovrebbe essere una stella di classe A1 , molto simile a Sirio, e quindi avente una massa di poco superiore alle due masse solari, un raggio circa 2,3 volte quello solare e una luminosità compresa fra 17 e 34 volte quella del Sole, a seconda delle caratteristiche della sua vicina compagna.Castore Ab è una stella nana, di classe incerta: essa è almeno M5, ma forse è più luminosa. La sua massa è probabilmente compresa fra il 40 e il 60% di quella solare. Tuttavia alcune osservazioni hanno riscontrato in Castore Ab fenomeni che paiono essere tipici delle stelle di classe A, come flare di raggi X o flare a banda larga. Questo ha portato alcuni a sospettare che Castore Ab sia in realtà una stella molto più massiva di quanto si sia finora pensato.

CASTORE B

Castore B consiste di due stelle, chiamate Castore Ba e Castore Bb, distanti solo 4 milioni di Km e orbitanti l'una intorno all'altra con un periodo di 2,9 giorni. Castore Ba è una stella di classe A2-5m, avente 1,7 volte la massa del Sole e 1,6 volte il suo raggio. È 14 volte più luminosa del Sole.Castore Bb è una stella nana di classe incerta: essa è almeno M2, ma forse appartiene a un tipo più luminoso. La sua massa si aggira fra il 40 e il 60% di quella solare, ma forse è anche maggiore.

CASTORE C

Il sistema composto da Castore A e Castore B ha una debole compagna a circa 72" (Castore C o YY Geminorum) che ha la stessa parallasse e moto proprio; questa compagna è lei stessa una binaria spettroscopica, con un periodo orbitale di 19,5 ore. Le due componenti, chiamate Castore Ca e Castore Cb, sono separate fra loro da meno di 3 milioni di km e hanno una luminosità totale pari a 5,1% quella solare. Le due stelle, due nane rosse di classe M0,5Ve, hanno un'orbita quasi circolare il cui piano è posizionato in modo tale che dalla Terra possiamo osservare le due stelle eclissarsi l'una con l'altra. Castore Ca ha una massa stimata nell'ordine di 0,62 volte quella solare e una luminosità due centesimi e mezzo quella del Sole. Castore Cb ha una massa stimata nell'ordine di 0,57 volte quella solare e una luminosità simile a quella di Castore Ca. Si può quindi considerare Castore un sistema stellare sestuplo, con sei stelle individuali legate gravitazionalmente.