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).

Zuben Eschamali, la nana blu binaria

Beta Librae (β Lib / β Librae) è la stella più luminosa della costellazione della Bilancia. E’ conosciuta con il nome di Zuben Eschamali ed anche con il nome latino Lanx Australis. Zuben Eschamali deriva della frase araba الزبن الشمالية (Al Zuban al Shamaliyyah) che significa "la chela del nord".

Beta Librae è una stella di sequenza principale di classe spettrale B8 di magnitudine apparente pari a 2.7. Si trova ad una distanza di circa 160 anni luce della Terra ed è 130 volte più luminosa del Sole. Ha una temperatura superficiale di circa 12.000 Kelvin. Beta Librae ruota molto rapidamente ovvero oltre 100 volte più velocemente del sole. Curiosamente Beta Librae è l’unica stella visibile ad occhio nudo ad essere descritta talvolta di colore verde.
E’ soggetta a piccole variazioni periodiche di magnitudine, le quali fanno sospettare la presenza di una compagna non osservabile dalla Terra.

Secondo quanto riportato da Eratostene da Cirene Beta Librae risultava, ai suoi tempi, più luminosa della vicina Antares. Tolomeo, tre secoli e mezzo dopo, riportò che la luminosità tra le due stelle fosse identica. La discrepanza potrebbe essere dovuta all’aumento di luminosità di Antares, ma ciò non può essere affermato con sicurezza. Non si può escludere che la causa sia dovuta a Beta Librae, dal momento che quest’ultima è una stella variabile.

Regor, la mastodontica stella binaria.

Gamma Velorum (γ Vel), detta anche Regor, è una stella multipla della costellazione delle Vele. Nonostante gli sia attribuita la lettera γ, essa è in realtà la stella più brillante di questa costellazione. Ciò è dovuto al fatto che quando nel XIX secolo la grande costellazione Argo fu divisa in tre costellazioni più piccole (Carena, Poppa e Vele), le stelle di Argo mantennero la loro nomenclatura Bayer: Carena ha Alpha (Canopo), Beta (Miaplacidus) e Epsilon (Avior), le Vele hanno, appunto, Gamma e Delta, la Poppa ha Zeta (Naos), e così via. Il nome Regor, invece, deriva dal nome Roger letto al contrario. Gamma Velorum è stata chiamata così in tempi moderni in onore di Roger Chaffee, uno degli astronauti periti nell'incidente dell'Apollo 1. Infine Gamma Velorum ha anche un terzo nome di origine araba: Suhail o Al Suhail al-Muhlif. Tuttavia tale nome genera confusione perché è attribuito anche a Lambda Velorum.

Con una magnitudine apparente di 1,78, Gamma Velorum è una delle stelle più luminose della volta celeste. La sua distanza dalla Terra non è nota con esattezza. Le misure con il metodo della parallasse danno un valore di 840 anni luce, ma a tale distanza non sono pienamente affidabili. Il sistema deve quindi essere studiato tramite metodi indiretti.

Gamma Velorum è un sistema complesso costituito da almeno sei stelle. La componente principale, chiamata γ² Velorum o γ Velorum A, è in realtà a sua volta binaria spettroscopica, cioè non risolvibile mediante gli attuali telescopi. Tale binaria è costituita da una Wolf-Rayet e da una massiccia stella di tipo O. Le Wolf-Rayet (WR) sono stelle molto massiccie che hanno raggiunto uno stadio estremamente avanzato della loro evoluzione e che hanno perso buona parte della loro massa originaria a causa dell'intensissimo vento stellare da esse emanato. La perdita degli strati superficiali della stella scopre il suo nucleo di elio. Ciò comporta due caratteristiche peculiari delle WR: la loro superficie è dominata dall'elio anziché, come di solito avviene, dall'idrogeno; inoltre la loro temperatura superficiale è molto elevata, più elevata di quella delle stelle di tipo O. La WR di γ² Velorum è la meglio conosciuta di questo tipo di stelle e probabilmente la più vicina a noi.
L'intenso vento stellare proveniente dalla componente WR di γ² Velorum rende lo studio del sistema particolarmente complesso. Recenti osservazioni, condotte all'Osservatorio di La Silla, hanno permesso di stabilire che la WR, di classe spettrale WC8 (cioè ricca di carbonio e con una temperatura superficiale di 57 000 K), ha una luminosità pari a 100 000 volte quella solare, una massa pari a una decina di volte quella del Sole e un raggio 3,2 volte quello solare. Essa perde massa a ritmi molto elevati a causa del suo intenso vento stellare: ogni anno la WC perde 1/100 000 della massa solare (più di cento milioni di volte della massa persa a causa del vento solare).
La compagna della WR è una stella di classe spettrale O7.5V. Le difficoltà che contraddistinguono lo studio di questo sistema rendono questa classificazione non certa. Alcuni cataloghi riportano O9.5 quale classificazione di Harvard e I o III quale classificazione MKK. Assumendo O7.5V quale classe spettrale, la stella avrebbe una temperatura superficiale di 32 500 K, una luminosità pari a 180 000 volte quella del Sole, un raggio 13 volte quello solare e una massa pari a una trentina di volte quella del Sole. Poiché la WR è la più evoluta delle due stelle, essa originariamente aveva una massa maggiore di quella della sua compagna, visto che le stelle più massiccie evolvono più velocemente. Si stima che in origine la WR avesse una massa pari a 40 volte quella del Sole. Il destino di entrambe le componenti è quella di esplodere in due supernovae.
Le due stelle orbitano l'una intorno all'altra in 78,5 giorni. La loro distanza dovrebbe essere poco superiore a 1 UA. I venti stellari provenienti dalle due componenti si scontrano fra loro

producendo raggi X.

γ¹ Velorum o γ Velorum B è una gigante di magnitudine 4,2 e di tipo spettrale B2III. É separata 42 secondi d'arco da γ² Velorum ed è risolvibile anche con un semplice binocolo. Ha una temperatura superficiale di circa 20 000 K e una massa compresa fra le 5 e le 11 masse solari. Forse è anch'essa una stella binaria con una compagna di modeste dimensioni (0,8-1,4 masse solari).
γ Velorum C è una stella di classe spettrale A0 e di magnitudine 8,5, separata da γ² Velorum di 63 secondi d'arco; γ Velorum D e γ Velorum E formano un ulteriore sistema binario separato 93 secondi d'arco da γ² Velorum: γ Velorum D è una stella di classe A0 e di magnitudine 9,4; γ Velorum E è una debole stella di 13a magnitudine.

Algol la strana binaria a eclisse

Algol è il nome della stella Beta Persei (β Per / β Persei).
Questa stella è una delle poche visibili ad occhio nudo a mostrare una spiccata variabilità: la sua magnitudine apparente cambia regolarmente tra 2,3 e 3,5 in un periodo di 2 giorni, 20 ore e 49 minuti. Algol è una cosiddetta binaria ad eclisse: è composta da due stelle in orbita stretta l'una attorno all'altra, e quando la seconda stella, più debole della prima, le passa davanti (dal punto di vista della Terra), il totale della luce emessa diminuisce, e riaumenta quando entrambe le stelle sono visibili.
La variabilità di Algol fu registrata per la prima volta nel 1670 da Geminiano Montanari, ma è probabile che questa sua proprietà fosse stata notata molto tempo prima: il nome Algol significa stella del diavolo, dall'arabo al ghûl, che deriva probabilmente dal suo comportamento.
Algol è stata a lungo un problema per la teoria dell'evoluzione stellare: secondo questa teoria, le stelle più grandi si evolvono più velocemente. Ma la stella più piccola di Algol è una stella subgigante, più evoluta della stella più grande, che si trova ancora nella sequenza principale. Il paradosso è stato risolto con la scoperta del trasferimento di massa, un meccanismo in cui due stelle vicine possono scambiarsi materiale: quando la stella originariamente più grande riempì il proprio lobo di Roche, parte della sua massa passò alla stella più piccola, finché questa non divenne maggiore della compagna (in alcune binarie simili ad Algol, il trasferimento di massa può essere osservato direttamente).

Algol viene anche menzionata dallo scrittore H.P. Lovercraft come stella-demonio, dimora di un Dio Esterno (frutto dell'incredibile fantasia dello scrittore)

LBV 1806-20, Ipergigante blu o stella binaria?

LBV 1806-20 è una stella ipergigante o forse una stella binaria situata a 30.000–49.000 anni luce dal nostro Sistema solare, nella costellazione del Sagittario, a ridosso del centro della Via lattea. Il sistema possiede complessivamente una massa 130–150 volte quella solare ed una luminosità variabile di oltre 5 milioni di volte quella solare, il che la rende paragonabile ad Eta Carinae o alla Stella Pistola, alcune delle stelle più luminose; come le stelle appena citate, LBV 1806-20 è una variabile del tipo S Doradus. È la stella dalla magnitudine assoluta più piccola: -14,2.
Nonostante la sua eccezionale luminosità è quasi totalmente invisibile dal Sistema solare, poiché meno di un miliardesimo della sua luminosità è in grado di raggiungere la Terra, mentre il resto della radiazione luminosa viene bloccato del gas e dalla polvere interstellare; per questo motivo la sua magnitudine apparente è di appena 35 nel visibile, ma raggiunge l'ottava magnitudine se osservato nell'infrarosso alla lunghezza d'onda di 2 micron.

Le attuali teorie sulla formazione stellare affermano che una stella può arrivare al massino ad una massa 120 volte il Sole, ma le misurazioni effettuate su questa stella hanno rivelato una massa di non meno di 130 masse solari; alcuni le hanno addirittura attribuito un valore di 150-200 masse solari.
Vi sono tuttavia delle controversie tra gli astronomi sul fatto che LBV 1806-20 sia una singola stella o un sistema stellare. La sua luminosità è stata calcolata attraverso l'interferometria a macchie, che consente di avere delle immagini ad altissima definizione; tramite tale tecnica si è compreso che LBV 1806-20 è una singola stella. Tuttavia le più recenti immagini spettroscopiche rivelano che vi possa essere un compagno e che la massa di ciascuna stella del sistema binario abbia una massa minore di 130 masse solari.

LBV 1806-20 si trova al centro della nebulosa ad emissione radio G10.0-0.3 ed è una componente dell'ammasso 1806-20, a sua volta parte di W31, una delle più estese regioni H II nella Via lattea. L'ammasso 1806-20 è costituito da alcune stelle particolari, che includono due stelle di Wolf-Rayet ricche di carbonio, due ipergiganti blu ed una magnetar (SGR 1806-20).

Beta Lyrae la stella binaria

Beta Lyrae (β Lyr / β Lyrae) è una stella binaria distante circa 882 anni luce, nella costellazione della Lira. È anche chiamata Sheliak, che significa arpa in arabo.
Le due stelle che compongono Beta Lyrae sono abbastanza vicine tra loro che la materia dalla fotosfera di ciascuna è attirata verso l'altra. Si tratta quindi di una binaria a contatto, dove le superfici delle due stelle si toccano.
Il sistema è inoltre una variabile a eclisse: il piano orbitale delle due stelle è visto di taglio, e le due stelle si nascondono a vicenda regolarmente. Di conseguenza, Beta Lyrae cambia la propria magnitudine apparente da +3,4 a +4,6 in 12,9075 giorni.
Il sistema inoltre ha una terza stella, ad una distanza angolare di 45,7", che è di tipo spettrale B7V con una magnitudine apparente di +7,2, facilmente visibile con un binocolo.

Eta Carinae la stella più massiccia conosciuta.

Eta Carinae (η Car / η Carinae) è una stella molto massiccia (100-150 volte più del Sole) e molto luminosa (4 milioni di volte più del Sole), della costellazione della Carena. Essa possiede anche due nomi propri usati raramente, Foramen e Tseen She. La stella è circondata da una nebulosa grande e luminosa, conosciuta come Nebulosa Carena, o Nebulosa Buco della Chiave, o NGC 3372.
Un aspetto molto peculiare di Eta Carinae è la sua luminosità variabile; infatti la stella è annoverata tra le variabili del tipo S Doradus, di colore azzurro e molto luminose. Quando fu catalogata per la prima volta nel 1677 da Edmond Halley, era di quarta magnitudine. Negli anni successivi divenne più luminosa, raggiungendo il massimo nell'aprile 1843 quando, nonostante la sua enorme distanza (7000-10000 anni luce), con una magnitudine di -0,8 era la seconda stella più brillante del cielo (dopo Sirio). In seguito si affievolì, e tra il 1900 e il 1940 era solo di ottava magnitudine, quindi invisibile ad occhio nudo. La luminosità riprese poi a salire lentamente, ed al 2004 la stella ha raggiunto la magnitudine 5 o 6, dopo un inatteso raddoppio della sua luminosità tra il 1998 e il 1999.
L'ambiente attorno ad Eta Carinae mostra tracce di grandi esplosioni, l'ultima avvenuta attorno al suo massimo di luminosità nel 1841. La ragione è sconosciuta, ma la possibilità più accreditata è che si verifichino a causa della pressione di radiazione accumulata dall'enorme luminosità della stella. Il materiale soggetto a questi fenomeni energetici forma una nebulosa che circonda la stella, che in una spettacolare immagine del telescopio spaziale Hubble ha la forma di una grande clessidra. Tale forma è tipica di nebulose formate per espulsione di materia dalla stella: la direzione preferenziale è dai poli, ed essi precedono come in una trottola, descrivendo un cerchio nello spazio. La materia espulsa dai poli nord e sud va quindi a creare una nube a forma di clessidra (nota come Nebulosa Omuncolo). La nebulosa più esterna, che i primi astronomi descrissero a forma di "buco di una chiave", è invece ben più lontana e non è stata formata da Eta Carinae. La luce della stella però la illumina (rendendola una nebulosa a emissione), e i suoi cambiamenti di luminosità hanno causato anche una variazione nell'aspetto della nebulosa.
Stelle molto grandi come Eta Carinae consumano molto velocemente il loro "carburante" nucleare, e la vita prevista per questa stella è di appena un milione di anni, dopo i quali terminerà come un'ipernova (per confronto, il Sole ha una vita prevista di 10 miliardi di anni, la metà dei quali sono già passati).
Osservazioni recenti sembrano indicare che Eta Carinae sia in realtà una stella binaria, con una compagna non troppo vicina che le orbita attorno in 5 anni e mezzo.

Arturo la gigante arancione

Arturo o Arcturus (Alpha Boötis), è la quarta stella più brillante del cielo, con una magnitudine di -0,04. È una stella gigante rossa, di tipo spettrale K1 IIIpe. Le lettere p ed e stanno rispettivamente per peculiare ed emissione, indicanti cioè che lo spettro elettromagnetico della luce emessa dalla stella è inusuale e pieno di linee di emissione. In realtà non sono caratteristiche strane per una gigante rossa, ma Arturo è un caso particolarmente strano. Arturo ha una luminosità 110 volte superiore a quella del Sole, ma questo numero è sottostimato perché buona parte della luce emessa dalla stella è nell'infrarosso. Tenendo conto anche di questo, Arturo è 180 volte più luminoso del Sole.
Arturo è una stella dell'emisfero boreale: può essere osservata con facilità nei mesi da fabbraio a settembre, dall'emisfero nord, e per un periodo poco più breve da quello meridionale; la sua posizione, a meno di 20° dall'equatore celeste, fa sì che la stella sia ben osservabile in pratica da tutte le aree abitate della Terra.
Visivamente si distingue per il suo colore arancione, molto vivo; si rintraccia con estrema facilità, prolungando la curvatura indicata dal timone del Grande Carro verso sud. Arturo corrisponde inoltre alla base di un grande asterismo a forma di lettera "Y" maiuscola, le cui componenti sono, oltre a questa stella, ε Bootis, α Coronae Borealis e γ Bootis.

Secondo le recenti osservazioni del satellite Hipparcos, Arturo è distante 36,7 anni luce (corrispondenti a 11,3 parsec), cioè è una stella piuttosto vicina; che Arturo fosse molto vicina era in realtà già noto, grazie alle misure di parallasse effettuate da Terra e grazie al fatto che possiede anche un notevole moto proprio, in direzione della Vergine. Le osservazioni del satellite ci hanno anche fornito due dati prima sconosciuti. Per prima cosa, si è trovato che Arturo è lievemente variabile, cambiando luminosità di 0,04 magnitudini in un periodo di 8,3 giorni. Si pensa che la superficie della stella oscilli lievemente, una caratteristica comune nelle giganti rosse. Nel caso di Arturo, il fatto interessante è che si sa già che più rossa è una gigante, più variabile sarà (i casi estremi come Mira variano di decine di volte la propria luminosità nell'arco di alcuni mesi). Arturo non è molto rossa, e si colloca proprio sul confine tra la variabilità e la stabilità.
Hipparcos ha inoltre suggerito che Arturo sia una stella binaria, con una compagna circa venti volte più debole della primaria, e orbitante attorno ad essa così da vicino da porsi ai limiti della nostra capacità di rilevarla. Tuttavia, studi più recenti tendono a favorire l'ipotesi che sia una stella singola.