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Estrella binaria

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación - "Doble estrella" se refiere aquí. Si está buscando la novela de Robert A. Heinlein, consulte Double Star (novela) .
Imagen de la estrella binaria Sirio tomada por el Telescopio Espacial Hubble , en la que Sirio B es claramente visible (abajo a la izquierda)

Una estrella binaria se define como un sistema estelar formado por dos estrellas que orbitan alrededor de su centro de masa común; la estrella más brillante se llama primaria , mientras que la otra se llama compañera o secundaria .

Las observaciones realizadas desde el siglo XIX sugieren que muchas estrellas forman parte de sistemas binarios o sistemas múltiples , compuestos por más de dos estrellas. [1] El término estrella doble a veces se usa como sinónimo de estrella binaria, pero a veces indica tanto las estrellas binarias vinculadas físicamente como las binarias ópticas , es decir, pares de estrellas que aparecen cerca cuando se observan desde la Tierra , pero que no tienen gravedad. vínculo entre ellos. [2] Se puede verificar si una estrella doble es óptica cuando los dos componentes tienen valores suficientemente distintos de movimiento propio o velocidad radial , [3] o cuando las mediciones de paralaje revelan que tienen diferentes distancias de la Tierra. Sin embargo, hay muchas estrellas dobles para las que aún no ha sido posible determinar si son binarias vinculadas físicamente o solo dobles aparentes. [4]

A menudo, los dos componentes que forman una estrella binaria son visibles a simple vista o con la ayuda de instrumentos de observación; tal binario se llama visual . [5] [6] Muchos binarios visuales tienen largos períodos orbitales , del orden de cientos o miles de años, y por lo tanto, sus órbitas se conocen solo con incertidumbre. Otros binarios, por otro lado, tienen una órbita tan estrecha que no pueden resolverse ni siquiera con instrumentos ópticos, pero son reconocibles como tales solo a través de técnicas indirectas como la espectroscopia ( binarios espectroscópicos ) o la astrometría ( binarios astrométricos ). Si un binario tiene un plano orbital paralelo a la línea de visión de la Tierra, sus componentes se eclipsarán entre sí; estos binarios se denominan eclipse o, cuando son reconocibles por los cambios de brillo producidos por los eclipses, binarios fotométricos . [5] [6]

Si los componentes de un sistema binario están lo suficientemente cerca ( binarios estrechos ), pueden distorsionar recíprocamente sus atmósferas [7] y, en algunos casos, incluso pueden intercambiar material [8] para modificar su evolución normal. [9] [10] Una variedad de binarios estrechos son los llamados binarios de contacto , que están tan cerca unos de otros que comparten un porcentaje considerable de materia. [11] Las binarias también pueden originar nebulosas planetarias y están en el origen de variables cataclísmicas , en particular las novas [12] y las supernovas de tipo Ia . [13] Las estrellas binarias también juegan un papel importante en astrofísica , ya que el cálculo de sus órbitas permite estimar las masas de los dos componentes e, indirectamente, otros parámetros como el radio y la densidad . [14]

Observación

Mizar (izquierda) y Alcor (derecha) forman un famoso binario visual; mirando de cerca, se pueden ver dos de los componentes que componen el sistema Mizar.

Dado que la distancia que separa las dos componentes de una estrella binaria es siempre mucho menor que la distancia del par a la Tierra , son muy pocas las estrellas binarias que se pueden observar a simple vista: por el contrario, nos aparecen como una sola estrella en lo cerca que están de estar separados del ojo humano. Una excepción notable es la pareja Mizar - Alcor , perteneciente a la constelación de la Osa Mayor , que aparece separada por 11,8 minutos de arco [15] y que se puede distinguir a simple vista si se tiene buena vista. Las dos estrellas están físicamente distantes entre sí como a un cuarto de año luz y a unos 80 años luz de nosotros. [15] Sin embargo, en la mayoría de los casos, para separar los dos componentes de una estrella binaria es necesario utilizar instrumentación: de hecho, cuanto menor es la distancia entre los dos componentes y mayor es la distancia del par a la Tierra, mayor debe ser el poder de resolución angular del instrumento necesario para separarlos. El brillo de las estrellas es otro factor importante: las estrellas brillantes, debido a su reverberación, son de hecho más difíciles de separar que las más débiles. [16] Algunas estrellas binarias tienen una separación suficientemente pequeña y están lo suficientemente distantes de la Tierra como para que no puedan ser resueltas ni siquiera por los telescopios más potentes; la construcción de telescopios cada vez más grandes y potentes aún permite la observación directa de un número cada vez mayor de estrellas binarias.

Los dos componentes visuales de Albireo .

Uno de los aspectos más sugerentes de la observación de los binarios es el contraste de colores entre sus componentes que muestran algunos de ellos; Uno de los binarios más espectaculares en este sentido es Albireo , una estrella de tercera magnitud perteneciente a la constelación de Cygnus . Es uno de los binarios visuales más fáciles de observar debido a la gran separación entre los dos componentes y su diferencia de color: la estrella más brillante del par es azul, mientras que la compañera es naranja; el componente más brillante es en sí mismo un binario estrecho. [17] Sin embargo, los colores que informan los observadores suelen ser muy discordantes entre sí; [18] estas discrepancias pueden deberse a varios factores, como el tipo de telescopio utilizado, las condiciones atmosféricas, la diferencia de brillo entre los componentes del par, los efectos del color contrastante y la percepción de los colores por parte del observador. [18] En el campo de los aficionados, los telescopios más pequeños tienen una ventaja sobre los más grandes, ya que los instrumentos pequeños proporcionan un nivel de luz óptimo para distinguir los colores de las pistas más brillantes: demasiada iluminación (así como muy poca) hace que la percepción de los colores difícil e incierto. [19]

Al observar una estrella doble, primero tratamos de determinar si es una verdadera binaria o simplemente un par óptico; Una de las formas más sencillas de hacer esto es observar el movimiento orbital de las dos estrellas alrededor de su centro de masa común. Este método se puede utilizar si el período orbital no es excesivamente largo, de modo que se pueda observar el movimiento relativo de las dos estrellas a lo largo del tiempo. En este caso procedemos midiendo el ángulo de posición de la estrella menos brillante en comparación con la más brillante y su distancia angular y estas mediciones se repiten a lo largo del tiempo. Después de un número suficiente de observaciones, se recogen en un sistema de coordenadas polares , donde la estrella más brillante ocupa el origen y donde se dibuja la elipse más probable que pasa por los puntos donde se observó el menos brillante; en realidad esta elipse no coincide con la órbita real de la secundaria, sino con su proyección en el plano del cielo. A partir de esta elipse aparente, sin embargo, es posible calcular los parámetros de la órbita, donde el semieje mayor se expresa en unidades angulares, a menos que se desconozca el paralaje y, por lo tanto, la distancia del sistema. [20] El cálculo de los parámetros orbitales es de fundamental importancia en astronomía, ya que es el único método directo para evaluar la masa de las estrellas. [21] Cuando el período orbital es demasiado largo para poder apreciar cambios en la posición de las dos estrellas, recurrimos a medir las distancias, las velocidades radiales y el movimiento propio de las estrellas del par: si estas medidas dan igual o valores similares, entonces el par probablemente esté vinculado por restricciones de gravedad. [3] De hecho, si dos estrellas están unidas físicamente, entonces estarán más o menos a la misma distancia de nosotros y estarán unidas por el mismo movimiento en el cielo.

Historia de observaciones

William Herschel.

El término binario fue utilizado por primera vez para designar un par de estrellas por el astrónomo anglo - prusiano William Herschel , [2] quien escribió en 1802 : [22]

( ES )

"Si, por el contrario, dos estrellas realmente estuvieran situadas muy cerca una de la otra, y al mismo tiempo tan aisladas como para no verse afectadas materialmente por las atracciones de las estrellas vecinas, entonces compondrán un sistema separado y permanecerán unidas. por el vínculo de su propia gravitación mutua hacia el otro. Esto debería llamarse una verdadera estrella doble; y dos estrellas cualesquiera que estén así mutuamente conectadas, forman el sistema sideral binario que ahora vamos a considerar ".

 ( ES )

"Si, por el contrario, dos estrellas estuvieran realmente ubicadas cerca una de la otra y al mismo tiempo estuvieran lo suficientemente lejos de las otras como para no verse afectadas por su atracción, compondrían un sistema separado que se mantendría unidas por el vínculo de su atracción gravitacional mutua. Este sistema debería llamarse una verdadera estrella doble; y cada par de estrellas que están tan conectadas entre sí forma el sistema binario sideral que ahora queremos considerar ".

En la terminología astronómica moderna, una estrella binaria se define, por tanto, como un par de estrellas que orbitan alrededor de un centro de masa común; Las estrellas binarias que pueden resolverse con un telescopio o interferómetro se denominan binarias visuales . [5] [20] Para la mayoría de los binarios visuales conocidos, aún no se ha observado una revolución completa, sino solo una parte de la curva de la órbita, debido al largo período orbital que implica una gran órbita. [23]

El término estrella doble, más general , se utiliza para los pares de estrellas que aparecen juntas en el cielo. [2] Las estrellas dobles pueden ser estrellas binarias o simplemente dos estrellas que aparecen juntas, pero que en realidad tienen distancias muy diferentes del Sol. En este último caso, se denominan binarias ópticas ; [24] sin embargo, esta distinción entre los significados de estrella binaria y estrella doble generalmente se hace entre los términos ingleses correspondientes ( estrella binaria y estrella doble ), mientras que en otros idiomas tienden a ser considerados sinónimos. [5]

Se ha identificado un gran número de estrellas dobles desde la invención del telescopio. El primero en ser identificado como tal fue Mizar , en la Osa Mayor de la Osa Mayor : su naturaleza de estrella doble fue descubierta por Giovanni Battista Riccioli en 1650 , [25] [26] aunque es probable que este descubrimiento se haya realizado en previamente por Benedetto Castelli y Galileo . [27] En 1656, el holandés Christiaan Huygens vio la estrella θ Orionis , ubicada dentro de la famosa Nebulosa de Orión , dividida en tres componentes; en 1664 el inglés Robert Hooke descubrió la duplicidad de γ Arietis , mientras que en 1678 el italiano Giovanni Cassini , astrónomo en París en la corte de Luis XIV , descubrió la duplicidad de β Scorpii y Castore (α Geminorum); [28] Acrux , en la constelación de la Cruz del Sur , fue reconocida como una estrella doble por el padre Fontenay en 1685 . [25] Muchos de los pares se interpretaron inicialmente como sistemas planetarios , que consisten en un planeta que orbita una estrella central; sin embargo, pronto se comprendió que esta hipótesis no podía ser correcta ya que no se percibía ningún movimiento de revolución del supuesto planeta alrededor de la estrella. [29]

En la primera mitad del siglo XVIII, algunos astrónomos creían que las estrellas dobles aparecían cerca solo por razones de perspectiva. [29] En 1767, John Michell fue el primero en sugerir que los mismos dobles podían vincularse físicamente entre sí, basándose en el hecho de que la probabilidad de que dos estrellas aparecieran juntas al azar era muy baja. [30] [31] William Herschel comenzó a observar estrellas dobles en 1779 y compiló un catálogo que contiene alrededor de 700 estrellas; [32] en 1803 había observado las posiciones relativas de muchas estrellas dobles durante los últimos 25 años y pudo concluir que debían ser sistemas ligados gravitacionalmente. [1] Sin embargo, fue necesario esperar hasta 1827 para que se determinara por primera vez la órbita de una estrella binaria, cuando Félix Savary calculó la de ξ Ursae Majoris ; [33] Desde entonces se han catalogado y estudiado muchas estrellas dobles. El Washington Double Star Catalog , una base de datos de vistas dobles compilada por el Observatorio Naval de los Estados Unidos , recopila más de 100.000 estrellas dobles [34] e incluye tanto estrellas ópticas dobles como estrellas binarias. Sólo se conocen las órbitas de unos pocos miles de estas estrellas [35] y para la mayoría de ellas aún no se sabe con certeza si son verdaderas binarias o simplemente vecindarios en perspectiva. [4]

Clasificación

Se utilizan dos métodos para clasificar estrellas binarias, basados ​​en el sistema mediante el cual se determina la duplicidad de la estrella o en la distancia que separa las dos componentes.

Según el método de descubrimiento

Las estrellas binarias se clasifican en cuatro tipos diferentes dependiendo de cómo se determine su naturaleza binaria:

  • binarios visuales , a través de la observación directa;
  • binarios espectroscópicos , a través de cambios periódicos en las líneas espectrales ;
  • binarias fotométricas , a través de los cambios de brillo provocados por el eclipse mutuo de las dos componentes;
  • binarios astrométricos , midiendo los cambios en la posición de una estrella causados ​​por un compañero invisible. [5] [6]

Un binario puede pertenecer a más de una de estas clases: por ejemplo, muchos binarios espectroscópicos también son binarios fotométricos.

Binarios visuales

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: binario visual .

Una binaria visual es una estrella binaria cuyos componentes están lo suficientemente separados para que puedas observar con un telescopio o incluso con potentes binoculares .

La estrella más brillante del par se llama primaria , mientras que la más débil es secundaria ; si las dos estrellas tienen luminosidades similares, generalmente se mantiene la designación hecha por el descubridor. [36]

Un binario visual interesante, que solo puede resolverse con telescopios, es 61 Cygni , cuyos componentes, 61 Cygni A y 61 Cygni B, son dos estrellas de secuencia principal naranja : es conocido por su gran movimiento propio y por ser uno de los las primeras estrellas cuya distancia a la Tierra se ha medido con precisión. [37]

Binarios espectroscópicos

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: binario espectroscópico .

A veces, la prueba de que una estrella es binaria proviene exclusivamente del efecto Doppler que caracteriza la radiación emitida por la estrella. En estos casos, las líneas del espectro de ambas estrellas de la pareja se mueven primero hacia el azul , luego hacia el rojo , de acuerdo con su movimiento orbital que primero las lleva a alejarse y luego a acercarse a nosotros. El período del desplazamiento coincide con el orbital . [38]

En estos sistemas, la separación entre las dos estrellas suele ser muy pequeña, por lo que sus velocidades orbitales son altas [39] y, a menos que el plano orbital sea ​​perpendicular a la línea de visión, las velocidades orbitales tendrán componentes en la dirección de la línea. de la vista y la velocidad radial sufrirán variaciones periódicas. Dado que la velocidad radial se puede medir con un espectrómetro , midiendo el efecto Doppler, los binarios descubiertos con este método se denominan espectroscópicos ; [39] muchos de ellos están tan cerca que no pueden ser resueltos ni siquiera por los telescopios más potentes.

Esquema de un binario espectroscópico.

En algunas líneas espectroscópicas binarias espectrales es visible desde ambas estrellas: son llamadas binarias espectroscópicas de doble línea (en inglés binarias espectroscópicas de doble línea, abreviado como "SB2"). En otros sistemas, en cambio, es posible observar el espectro de solo una de las dos estrellas y el movimiento de las líneas espectrales alternativamente hacia el rojo y hacia el azul; Estos sistemas se conocen como binarios espectroscópicos de una sola línea (en inglés, binarios espectroscópicos de una sola línea , abreviado "SB1") [38] .

La órbita de un binario espectroscópico se determina haciendo una larga serie de observaciones de la velocidad radial de uno o ambos componentes del sistema; Luego se dibuja un diagrama que muestra la variación de las velocidades radiales a lo largo del tiempo y se determina la curva de variación periódica. [38] Si la órbita es circular, resultará una sinusoide ; si la órbita es elíptica, la forma de la curva dependerá de la excentricidad de la elipse y de la posición del plano orbital con respecto a la línea de visión.

No es posible determinar al mismo tiempo el semi - eje mayor A y la inclinación orbital i. Sin embargo, es posible determinar directamente en unidades lineales (por ejemplo, en kilómetros) el producto del semieje mayor con el seno de la inclinación del plano orbital ( a × sen i ): si el valor de a o i puede ser determinado directamente por otros medios, como en el caso de binarios eclipsantes, se puede obtener una solución completa de la órbita.

Los binarios visuales y espectroscópicos son raros. Los binarios visuales tienen componentes muy separados, con períodos que duran décadas o siglos: las velocidades radiales son demasiado pequeñas para ser medidas por el espectroscopio; por el contrario, los binarios espectroscópicos tienen separaciones demasiado pequeñas para que los dos componentes puedan ser resueltos por un telescopio. Los binarios que son tanto visuales como espectroscópicos suelen estar relativamente cerca de la Tierra y son una valiosa fuente de información.

Eclipsando binarios

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Eclipsando binario .
Un binario eclipsante, con un gráfico que muestra el cambio de brillo del sistema. [40]
Animación que muestra las características y la curva de luz de una binaria eclipsante del tipo β Lyrae , en la que hay una transferencia de materia.

Un binario eclipsante es una estrella binaria cuyo plano orbital es casi paralelo a la línea de visión del observador, de modo que los dos componentes se eclipsan entre sí. Si la binaria eclipsante también es espectroscópica y se conoce la paralaje, el estudio de las características de las dos estrellas se facilita particularmente. [41]

Con la construcción de telescopios de gran diámetro, como el Very Large Telescope , se ha hecho posible medir con precisión los parámetros de los binarios del eclipse, haciéndolos utilizables como velas estándar para medir distancias galácticas: de hecho, se han utilizado para medir el distancias de las Nubes de Magallanes , la galaxia de Andrómeda y la galaxia del Triángulo . El nivel de precisión de estas medidas es del 5%. [42]

Los binarios del eclipse son variables no porque la radiación de los dos componentes individuales cambie con el tiempo, sino debido a los eclipses recíprocos. La curva de luz de un binario de eclipse se caracteriza por periodos en los que la radiación es prácticamente constante, alternando con periodos en los que hay una caída de intensidad. Si una de las estrellas es más grande que la otra, la secundaria quedará oscurecida por un eclipse total, mientras que la primaria por un eclipse anular.

El período orbital de un binario de eclipse se puede determinar estudiando la curva de luz, mientras que el tamaño relativo de las dos estrellas se puede determinar en relación con el semieje principal de la órbita, observando qué tan rápido cambia el brillo del sistema en el momento en el que el disco de la estrella más cercana cubre el de la estrella más distante; si el sistema también es un binario espectroscópico, los parámetros orbitales se pueden obtener fácilmente, así como las masas de los dos componentes. Conociendo tanto el radio como la masa, también es posible obtener la densidad de las dos estrellas. [14]

El ejemplo más conocido de binario eclipsante es Algol (β Persei ). [41] Otro ejemplo peculiar es ε Aurigae : el componente visible es una supergigante amarilla perteneciente a la clase espectral F0, mientras que el otro componente, responsable del eclipse, no es visible, pero se supone que es una estrella de clase B5. [43] Otro ejemplo lo constituye β Lyrae , un binario adosado perteneciente a la constelación de Lira . Algunos binarios de eclipses son notables por su naturaleza exótica: SS Lacertae alguna vez fue un binario de eclipse, pero dejó de serlo a mediados del siglo XX ; [44] V907 Scorpii es un binario de eclipse que alterna períodos de eclipse con otros de ausencia de eclipse; finalmente, BG Geminorum es un binario de eclipse que se cree que está compuesto por una estrella de clase K0 que orbita un agujero negro.

Binarios astrométricos

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: binario astrométrico .
Ilustración del siglo XIX que muestra la oscilación del movimiento de Sirio, considerada aquí en el período 1793-1889. El estudio de estas oscilaciones permitió descubrir la naturaleza binaria de Sirio.

Los astrónomos a menudo observan estrellas relativamente cercanas a nosotros que exhiben oscilaciones en su propio movimiento . Estas oscilaciones están determinadas por el movimiento orbital de uno de los componentes de un sistema binario que tiene un compañero tan débil como para ser invisible (como en el caso de una estrella degenerada , un objeto que emite poca o ninguna radiación en el visible ) o ser traducido así por el brillo de la primaria. La misma matemática utilizada para calcular los parámetros de los binarios visuales se puede aplicar para inferir la masa de un compañero invisible.

La posición de la estrella visible se puede medir con precisión y se puede encontrar que varía debido a la atracción gravitacional de un compañero invisible: en particular, siguiendo mediciones repetidas de la posición de la estrella con respecto a las estrellas más distantes, se Se puede detectar que la estrella visible sigue una trayectoria sinusoidal en el cielo. Estas mediciones solo son posibles en las estrellas más cercanas, ubicadas dentro de un radio de 10 parsecs (~ 32 años luz), que exhiben un alto movimiento propio. La masa de la compañera invisible se puede deducir de la medición astrométrica precisa del movimiento de la estrella visible durante un período de tiempo suficientemente largo: [45] de hecho, las características del sistema se pueden determinar utilizando las leyes de Kepler . [46]

El análisis astrométrico también se utiliza para descubrir la presencia de planetas extrasolares ; sin embargo, el descubrimiento de exoplanetas requiere mediciones extremadamente precisas debido a la gran diferencia de masa que existe entre el planeta y la estrella alrededor de la cual orbita. Para realizar mediciones tan precisas suele ser necesario recurrir a telescopios espaciales que no estén sujetos a la aberración producida por la atmósfera terrestre .

Uno de los binarios astrométricos más famosos es Sirio , la estrella más brillante de toda la bóveda celeste , visible en la constelación de Canis Major . En 1844, el astrónomo alemán Friedrich Bessel dedujo, estudiando sus propios cambios de movimiento, que la estrella podría tener un compañero invisible, [47] que fue observado por primera vez el 31 de enero de 1862 por Alvan Graham Clark y llamado Sirius B. [48] En 1915, los astrónomos del Observatorio del Monte Wilson , observando el espectro de Sirio B, dedujeron que se trataba de una enana blanca . En 2005, utilizando el telescopio espacial Hubble , los astrónomos determinaron que Sirio B tiene aproximadamente el diámetro de la Tierra , 12.000 km , con una densidad muy alta y una masa igual a aproximadamente el 98% de la del Sol. [49] Procyon , la octava estrella más brillante de toda la bóveda celeste, perteneciente a la constelación de Perro Menor , tiene características similares a las de Sirio: de hecho está compuesta por una estrella blanca-amarilla de clase espectral F5IV-V, llamada Procyon A y una débil enana blanca llamada Procyon B.

Según la distancia

Diferentes tipos de estrellas binarias según la distancia.

Otra clasificación de estrellas binarias se basa en la distancia que separa a las dos estrellas en relación a su tamaño. [50]

Las binarias desprendidas son sistemas en los que cada uno de los dos componentes se coloca dentro de su lóbulo de Roche , es decir, el área en la que la fuerza gravitacional de la estrella es mayor que la de su compañera; estas estrellas no sufren influencias recíprocas importantes y evolucionan por separado. La mayoría de los binarios pertenecen a esta clase.

Los binarios adosados son sistemas en los que uno de los dos componentes llena su propio lóbulo de Roche, mientras que el otro no; en este caso hay una transferencia de gas de la estrella que llena su propio lóbulo de Roche a la otra. Este intercambio de materia tiene una importancia fundamental en la evolución de estos sistemas; en muchos casos, la entrada de gas forma un disco de acreción alrededor del material receptor de la estrella.

Un binario de contacto es un sistema en el que ambos componentes llenan su propio lóbulo de Roche y las partes más externas de las atmósferas estelares forman una "envoltura común" que rodea a ambos componentes del sistema. A medida que la fricción de la envoltura ralentiza el movimiento orbital , las estrellas pueden eventualmente fusionarse. [7]

Periodo orbital

Los períodos orbitales de las binarias pueden variar desde menos de una hora (para las estrellas AM Canum Venaticorum ) a unos pocos días (como para β Lyrae ), hasta cientos de miles de años (como para Proxima Centauri alrededor de la pareja α Centauri AB).

Designaciones

A y B

A menudo, los componentes de un binario se denominan con las letras A y B pospuestas a la designación del sistema: A denota el primario, B el secundario, mientras que la pareja en su conjunto puede designarse con el sufijo AB (por ejemplo, el binario La estrella α Centauri AB consta de α Centauri A y α Centauri B). Las siguientes letras ( C , D , etc.) pueden usarse para designar cualquier componente adicional de un sistema compuesto por varios elementos estelares. [51]

En el caso de binarios con una designación de Bayer cuyos componentes están muy separados, es posible que los miembros del par estén designados por números en superíndice; un ejemplo es ζ Retículos , cuyos componentes son ζ 1 y ζ 2 Retículos. [52]

1 y 2

Un'altra designazione per le stelle doppie consiste nelle iniziali dello scopritore seguite da un numero di indice: [53] ad esempio, poiché fu Padre Richaud nel 1689 a scoprire la natura binaria di α Centauri, questa stella è designata anche come RHD 1 . [25] [54] I codici degli scopritori possono essere consultati presso il Washington Double Star Catalog. [55]

Calda e fredda

Una ricostruzione del sistema binario SS Leporis, costituito da una componente fredda (una gigante rossa ) e da una componente calda.

Le componenti di una stella binaria possono essere designate come componente calda e componente fredda a seconda delle loro temperature superficiali . Se le due componenti appartengono alla sequenza principale, allora quella avente una massa maggiore sarà anche la più calda, oltre che la più luminosa , ma se almeno una delle due componenti è già uscita dalla sequenza principale, allora quale fra esse sia la più calda dipende dallo stadio di evoluzione delle due stelle.

  • Se la stella più massiccia ha raggiunto lo stadio di gigante o supergigante , allora in molti casi è la meno calda del sistema. Ad esempio, Antares (α Scorpii) è un sistema binario la cui componente più calda, una stella di classe spettrale B, è molto meno luminosa e meno massiccia della sua compagna, una supergigante rossa di classe spettrale M1,5; di conseguenza la stella più fredda è la principale e viene designata con la lettera A , mentre la stella più calda è designata tramite la lettera B . Un altro esempio è R Aquarii : essa possiede uno spettro che indica la presenza di due componenti, una più calda e una più fredda; la componente più fredda è una supergigante e la compagna una componente più piccola e calda; è stato inoltre rilevato un trasferimento di materia dalla supergigante alla più piccola e densa compagna. [56]
  • Quando tuttavia la principale raggiunge lo stadio di nana bianca, allora ha buone probabilità di essere la componente più calda del sistema, se si tratta di una nana bianca di recente formazione, che non è ancora andata incontro al lungo processo di raffreddamento. Per esempio, le novae simbiotiche sono sistemi stellari composti da una gigante di tipo K o M e una nana bianca; sebbene meno luminosa della compagna, la nana bianca è ben più calda di essa e quindi viene chiamata compagna calda . [57] Altri esempi di sistemi costituiti da una nana bianca più calda della sua compagna sono alcune binarie a eclissi individuate dalla missione Kepler della NASA : KOI-74b [58] è una nana bianca, avente una temperatura superficiale di 12.000 K che forma un sistema binario con KOI-74, una stella di classe AV , avente una temperatura di 9.400 K. [59] [60] [61] KOI-81b [62] è una nana bianca di 13.000 K compagna di KOI-81, una stella di classe BV di 10.000 K. [59] [60] [61]

Evoluzione

Formazione e sequenza principale

Un super-flare emesso da XZ Tauri , un sistema doppio [63] o forse triplo [64] costituito da stelle T Tauri.

Anche se è possibile che alcuni sistemi (in particolare le binarie di lungo periodo [65] ) possano essersi formati dalla cattura gravitazionale reciproca di due o più stelle singole nate indipendentemente, tuttavia, data la bassissima probabilità di un simile evento (sarebbero comunque necessari almeno tre oggetti anche per la formazione di un sistema binario, [66] dal momento che in base alla legge dellaconservazione dell'energia serve comunque un terzo elemento che assorba l'energia cinetica in eccesso affinché due stelle possano legarsi reciprocamente) e l'elevato numero di stelle binarie note, appare evidente che quello della cattura gravitazionale non sia il principale meccanismo attraverso cui ha origine un sistema stellare. Anzi, l'osservazione di sistemi costituiti da stelle pre-sequenza principale dà credito all'ipotesi secondo cui simili sistemi esistano già durante la fase di formazione stellare .

Il modello che ne esplica in modo accettabile l'esistenza suggerisce che questi si siano creati dalla suddivisione di un singolo originario nucleo denso protostellare in due o più frammenti orbitanti attorno a un comune centro di massa , [65] i quali successivamente collassano a formare le componenti del futuro sistema. [67] [68]

Alcune evidenze ricavate dalle immagini riprese dal telescopio spaziale Spitzer mostrano che la formazione delle binarie strette determinerebbe un aspetto asimmetrico degli inviluppi molecolari da cui sottraggono il materiale necessario per la loro formazione. [69]

Nella maggior parte dei casi le componenti che formano un sistema binario non si disturbano a vicenda per tutta la durata della loro esistenza ; [70] se però esse fanno parte di un sistema stretto, allora possono andare incontro a maggiori interazioni reciproche, anche in modo particolarmente accentuato, soprattutto nelle fasi successive alla sequenza principale .

Binarie strette: trasferimento di massa e accrescimento

Giunta al termine della sequenza principale, una stella sperimenta diverse fasi di instabilità, che la portano a espandersi; se essa si trova in un sistema binario stretto, può colmare ed eccedere il suo lobo di Roche, cioè i suoi strati più esterni subiscono un' attrazione gravitazionale dalla compagna maggiore di quanto sia quella esercitata dalla stella stessa. [8] In questo modo si innesca un processo di trasferimento di massa da una stella all'altra; tale materia viene fatta propria dalla stella ricevente per impatto diretto o mediante un disco di accrescimento . Il punto matematico in cui avviene questo trasferimento si chiama punto di Lagrange . [71] È abbastanza comune che il disco di accrescimento sia l'elemento più brillante del sistema e quindi, a volte, l'unico visibile.

Se la fuoriuscita dal lobo di Roche della materia è troppo abbondante perché essa sia trasferita interamente alla compagna, è anche possibile che una parte di essa lasci del tutto il sistema dagli altri punti di Lagrange o tramite il vento stellare . [72]

Poiché l'evoluzione di una stella è determinata dalla massa, il processo di trasferimento altera la normale evoluzione che le due componenti avrebbero avuto se fossero state stelle singole. [9] [10]

Lo studio del sistema di Algol ha portato alla formulazione del cosiddetto paradosso di Algol : sebbene le componenti di una stella binaria si formino contemporaneamente e sebbene le stelle più massicce si evolvano più rapidamente, in questo sistema la componente più massiccia, Algol A, è una stella di sequenza principale, mentre la sua compagna Algol B, meno massiccia, è una subgigante , dunque in uno stadio evolutivo più avanzato. Il paradosso è stato risolto ipotizzando un avvenuto scambio di materia : quando la stella originariamente più massiccia entra nello stadio di subgigante comincia a espandersi, riempiendo il proprio lobo di Roche; avviene quindi un trasferimento di gas all'altra stella, originariamente la meno massiccia, che permane ancora nella sequenza principale. Questo trasferimento ha come risultato che la stella inizialmente meno massiccia diviene quella più massiccia in virtù del materiale sottratto alla compagna. In alcune binarie simili ad Algol è possibile anche osservare il trasferimento di gas da una componente all'altra. [73]

Tipi particolari di binarie strette evolute sono costituite dalle binarie a raggi X e dalle variabili cataclismiche.

Binarie a raggi X

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella binaria a raggi X .
Rappresentazione artistica della binaria a raggi X Cygnus X-1.

Se le due componenti di un sistema binario hanno massa differente, una delle due raggiungerà lo stadio di stella degenere prima dell'altra: il sistema sarà quindi composto da una nana bianca o una stella di neutroni o un buco nero e da una compagna non ancora degenere. Se la compagna, conclusa la sequenza principale, si espande oltre il proprio lobo di Roche, da essa comincia a fuoriuscire gas che si accresce sulla stella degenere, formando un disco di accrescimento . A causa della viscosità della materia che costituisce il disco, l'energia di quest'ultimo viene dissipata in calore e il momento angolare orbitale del disco diminuisce all'avvicinarsi alla stella degenere. Per la progressiva diminuzione del momento angolare il gas procede in maniera spiraleggiante, compiendo orbite sempre più piccole. La regione in cui la velocità angolare del gas che compone il disco uguaglia quella della stella è detta strato limite di quantità di moto ( boundary layer ): in tale zona l'azione della viscosità diventa trascurabile. Il gas che si deposita sulla superficie della stella dissipa la sua residua energia in eccesso in parte tramite l'emissione di radiazione, in parte incrementando la velocità di rotazione della stella. Sull'origine della viscosità del disco sono state fatte diverse ipotesi, non verificate. [74]

L'innalzamento della temperatura del gas che viene trasferito produce un'emissione di radiazione nella banda dei raggi X; in questo modo si costituiscono le cosiddette binarie a raggi X o, più semplicemente, binarie X . Le binarie a raggi X si dividono in binarie X di piccola o grande massa , a seconda della mole della stella donatrice. Le binarie X di grande massa contengono una stella donatrice giovane, appartenente alle classi spettrali O o B, che trasferisce massa alla stella degenere tramite il suo vento stellare . Nella binarie X di piccola massa la stella donatrice è invece una stella evoluta di classe spettrale K o M che ha riempito il suo lobo di Roche e che trasferisce parte della propria massa alla stella degenere, per lo più una stella di neutroni o un buco nero. [75]

Probabilmente l'esempio più noto di binaria a raggi X è la binaria X a grande massa Cygnus X-1 (al lato): la massa della stella degenere di questo sistema è stimata essere 9 volte quella del Sole, [76] molto al di sopra del limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (il limite teorico massimo per la massa di una stella di neutroni), motivo per il quale si ritiene possa trattarsi di un buco nero. Si tratta del primo oggetto la cui identificazione con un buco nero è stata ampiamente accettata. [77]

Variabili cataclismiche: novae e supernovae di tipo Ia

Le variabili cataclismiche sono un tipo particolare di binarie strette formate da una nana bianca e da una stella evoluta, che ha colmato il proprio lobo di Roche. [78] In questi sistemi la nana bianca accresce regolarmente i gas provenienti dall'atmosfera esterna della compagna, i quali vengono compressi dall'intensa forza gravitazionale della nana bianca, raggiungendo temperature altissime in corrispondenza della sua superficie. In quanto costituita da materia degenere , una nana bianca non può subire cambiamenti significativi nella propria temperatura, mentre l' idrogeno , proveniente dalla compagna, finisce col raggiungere temperature tali da innescare localmente fenomeni di fusione nucleare . Ciò conduce al rilascio di enormi quantitativi di energia che spazzano via i gas residui dalla superficie della nana bianca, producendo un "lampo" luminoso ma di breve durata che si estingue nell'arco di pochi giorni; questo fenomeno è chiamato nova . [12] Nei casi in cui l'accumulo di massa conduce la nana bianca a superare la massa minima per riavviare nel suo nucleo le reazioni di fusione nucleare, valore di massa che è poco inferiore al limite di Chandrasekhar , accade che, trovandosi la materia all'interno del nucleo della stella in condizioni di densità estremamente elevata (la cosiddetta condizione di degenerazione ), la stella reagisce in modo anomalo giungendo all'esplosione, fenomeno chiamato supernova di tipo Ia . L'esplosione di una supernova di tipo Ia ha effetti catastrofici sul sistema, in quanto può distrugge l'intera stella e può espellere la compagna, rendendola una stella fuggitiva . [13] [79] Un esempio di una simile supernova è SN 1572 (nell'immagine), che fu osservata da Tycho Brahe e che è stata fotografata nel 2008 dai telescopi spaziali Spitzer e Chandra . [80]

Stelle fuggitive

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella fuggitiva .

Una stella fuggitiva è una stella che possiede dei valori di moto proprio abnormemente più elevati di quelli di altre stelle poste nella medesima regione galattica. Valori abnormemente alti di moto proprio possono essere acquisiti, oltre che in seguito all'esplosione di una supernova di tipo Ia, anche nel caso in cui il legame gravitazionale che vincola due stelle in un sistema binario molto ampio venga rescisso a causa di una perturbazione esterna; in tal caso le due componenti continueranno a evolversi come stelle singole. Una possibile perturbazione è costituita dall'incontro ravvicinato fra due sistemi binari, che potrebbe risultare nell'espulsione ad alta velocità di alcune delle stelle che li costituivano. [81] [82]

Astrofisica

Una simulazione di una stella binaria, le cui componenti hanno masse simili e orbitano intorno al comune centro di massa secondo orbite ellittiche .

Le stelle binarie forniscono agli astronomi il migliore metodo per determinare le masse delle stelle. A causa dell'attrazione gravitazionale, le due stelle orbitano intorno al loro comune centro di massa. Dalla forma delle orbite di una binaria visuale o dalle variazioni spettrali di una binaria spettroscopica è possibile determinare la massa delle componenti.

Di una binaria visuale di cui si conosca la forma dell'orbita e la parallasse è possibile ricavare la massa complessiva del sistema utilizzando le leggi di Keplero ; [83] [84] nel caso di una binaria spettroscopica che non sia anche visuale oa eclissi, non è però possibile dedurre tutti i parametri del sistema, ma solo il prodotto delle masse per il seno dell'inclinazione orbitale. Nel caso invece che la binaria spettroscopica sia anche a eclissi, è possibile ricavare tutti i parametri delle stelle della coppia (massa, densità, raggio , luminosità e forma approssimativa); [85] in questo modo è possibile stabilire quale relazione esista in generale fra la temperatura , il raggio e la massa di una stella. Conosciuta tale relazione e conosciuto il raggio e la temperatura di una stella singola non binaria, è possibile dedurre la sua massa.

Poiché le stelle binarie sono comuni, esse sono particolarmente importanti nella comprensione dei processi che portano alla formazione delle stelle; in particolare, dal periodo e dalla massa di una binaria è possibile dedurre il momento angolare del sistema: poiché si tratta di una grandezza fisica conservativa , le binarie forniscono importanti informazioni riguardo alle condizioni in cui le stelle si formano. [86]

Scoperte scientifiche

Nel corso di due secoli una grande quantità di ricerche ha portato a numerose conclusioni generali, per altro non ancora del tutto certe. Fino al 2006 si pensava che oltre il 50% di tutte le stelle fossero doppie, col 10% di queste appartenenti a sistemi con più di due stelle (triple, quadruple o più). [87] Uno studio del 2006 [88] ha però messo in dubbio questi assunti: si è infatti scoperto che la gran maggioranza delle stelle piccole, in particolare le nane rosse (che si stima rappresentino in numero l'80% delle stelle della galassia) sono singole; per stelle con massa simile al Sole lo studio dà una percentuale del 56% di stelle singole e del 44% di stelle doppie o multiple, mentre per stelle di massa elevata la percentuale di stelle doppie può superare il 70%. Nei dintorni del Sole (entro 17 anni luce) la percentuale di stelle doppie è del 28%; è da notare però che 50 delle 70 stelle più vicine al Sole sono nane rosse, che raramente formano sistemi multipli. [89]

Esiste una correlazione diretta fra il periodo orbitale e l'eccentricità dell'orbita: le binarie con minore periodo orbitale hanno solitamente orbite meno eccentriche. Le stelle binarie presentano separazioni molto differenti: ci sono coppie che sono praticamente a contatto fra loro e coppie talmente separate che il loro legame gravitazionale è deducibile solo dal loro comune moto proprio. Tuttavia la distribuzione lognormale dei periodi orbitali indica che la maggior parte dei sistemi ha un periodo di circa 100 anni, il che è un'ulteriore prova che le binarie si formano durante il processo di formazione stellare.

Quando le componenti di un sistema binario hanno uguale magnitudine assoluta , allora di solito appartengono anche alla stessa classe spettrale; se invece hanno diversa luminosità, allora la più debole sarà la più blu, se la compagna è una gigante rossa , mentre sarà la più rossa se la compagna appartiene alla sequenza principale. [90]

Rappresentazione artistica di un panorama da un'ipotetica luna di HD 188753 Ab (in alto a sinistra), un pianeta che orbita intorno a una stella tripla . La componente più brillante delle tre si trova appena sotto l' orizzonte .

Pianeti

Si stima che circa il 50-60% delle stelle binarie possano ospitare pianeti terrestri abitabili in orbite stabili. Alcune orbite sono impossibili per ragioni dinamiche (il pianeta sarebbe allontanato dalla sua orbita per essere o espulso dal sistema oppure trasferito a un'orbita più interna o esterna), mentre altre non potrebbero ospitare pianeti con biosfere a causa di differenze termiche troppo elevate nei differenti momenti dell'orbita. I pianeti che orbitano intorno a una sola delle componenti del sistema vengono chiamati di tipo S , mentre quelli che orbitano attorno a entrambe le stelle vengono chiamati di tipo P o circumbinari . [91]

Alcune simulazioni hanno dimostrato che la presenza di una compagna può avere l'effetto di aumentare il tasso di formazione planetaria nelle zone abitabili "rimescolando" il disco protoplanetario così da incrementare la velocità di crescita dei protopianeti . [91]

L'individuazione di pianeti nei sistemi binari presenta particolari difficoltà tecniche che ne hanno permesso finora la scoperta di un numero limitato. [92] Alcuni esempi di binarie che ospitano pianeti includono la coppia nana bianca- pulsar PSR B1620-26 , la coppia subgigante- nana rossa Alrai (γ Cephei), la coppia nana bianca-nana rossa NN Serpentis . [93]

Uno studio del 2009 di quattordici sistemi planetari noti ha permesso di scoprire che tre di essi orbitano intorno a stelle binarie: si tratta di tipo S che orbitano intorno alla principale del sistema, mentre la componente secondaria è debole al punto che non era stata rilevata in precedenza. La scoperta ha permesso di ricalcolare i parametri sia dei pianeti che delle stelle primarie. [94]

Stelle multiple

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Sistema stellare .
HD 98800, un sistema quadruplo visibile nella costellazione del Cratere .

I sistemi aventi più di due stelle sono chiamati multipli , [95] che, per motivi connessi alla stabilità orbitale, sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti. [96]

Algol , nella costellazione di Perseo , sebbene sia stato a lungo ritenuto binario, è il sistema stellare triplo più noto. Le due componenti visibili del sistema si eclissano l'una con l'altra producendo una variazione di luminosità osservata per la prima volta da Geminiano Montanari nel 1670 . Il nome Algol significa stella del diavolo , dall' arabo al ghûl , e deriva probabilmente dal suo comportamento. [97] Un altro sistema triplo visibile dalla Terra è α Centauri, la terza stella più luminosa di tutta la volta celeste; le due componenti principali del sistema, α Centauri A e α Centauri B , hanno una separazione minima, al periastro , di 11 UA , il che dovrebbe permettere l'esistenza di zone abitabili stabili intorno alle due stelle. [98]

Esistono sistemi multipli che possiedono più di tre componenti: [95] Castore , la seconda stella più luminosa della costellazione dei Gemelli e una delle più luminose stelle della volta celeste, è in realtà un sistema sestuplo. Due componenti furono separate per la prima volta nel 1719 ; in seguito si scoprì che ognuna di queste componenti era a sua volta una binaria spettroscopica e che Castore possedeva un'ulteriore debole componente separata, a sua volta una binaria spettroscopica. [99] Anche il sistema Mizar - Alcor , una binaria visuale osservabile nella costellazione dell' Orsa Maggiore , è in realtà sestuplo: quattro componenti appartengono a Mizar, le altre due a Alcor. [15] [100]

Note

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