Stelle doppie
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Circa il 50% delle stelle è costituito da coppie di stelle doppie, cioè da coppie di stelle legate tra loro dalla forza di gravità. Si conosce anche un certo numero di stelle triple e qualche gruppo di stelle multiple.

Uno dei primi oggetti (a parte la Luna o i pianeti più facili) ad essere osservati alle prime esperienze telescopiche è la seconda stella della Coda del Gran Carro: Mizar, o z Ursae Majoris. Mizar è di seconda magnitudine, ma accanto ad essa c'é una stella assai più debole, Alcor, così poco brillante che non è facile vederla quando il cielo non è limpidissimo o la notte abbastanza buia. Stelle doppie di questo tipo sono estremamente comuni, benché la maggior parte di esse siano troppo unite per poter essere separate senza l'aiuto di un telescopio. Sono spesso spettacolari, e vale la pena di osservarle per puro divertimento, soprattutto quando le due componenti sono di colori diversi e contrastanti; sono inoltre utili per verificare il potere risolutivo di un telescopio.

In qualche caso, due stelle che appaiono vicinissime nel campo del telescopio lo sono soltanto per effetto della prospettiva, giacciono cioè quasi sulla stessa linea visuale, ma sono in realtà lontanissime fra loro. Queste si chiamano doppie ottiche. La distinzione fra doppie ottiche e doppie fisiche viene fatta esaminando il moto di una componente rispetto all'altra. Nel caso di una doppia fisica, una stella descrive un'orbita ellittica intorno all'altra[1].

Si chiamano stelle doppie (o binarie) visuali le coppie di stelle abbastanza lontane fra loro e abbastanza vicine a noi da poterle vedere come due punti separati. Coppie di stelle molto vicine fra loro possono apparire invece come un punto singolo, per quanto grande possa essere l'ingrandimento del nostro telescopio. Però dallo studio dello spettro di una tale coppia potremo accorgerci della duplicità del sistema, poiché l'effetto Doppler sulle righe di assorbimento dei loro spettri ci rivelerà il moto orbitale delle due componenti attorno al baricentro del sistema[2]. Se poi il piano dell'orbita delle due componenti contiene o è molto vicino alla linea della visuale, le due componenti si eclisseranno reciprocamente ogni volta che vengono ad essere allineate col Sole. Dalla regolare e periodica variazione di luce del sistema si possono ricavare dati sull'orbita e sulle dimensioni delle stelle. In questi ultimi due casi si parla di doppie spettroscopiche e di doppie fotometriche o a eclisse (ne abbiamo già parlato a proposito delle stelle variabili).

Le stelle binarie sono risultate essere assai utili per l'astronomia. Si possono calcolare le orbite; e non appena sono conosciuti la distanza ed il periodo di rivoluzione, si può ottenere la massa complessiva del sistema. Immaginate, ad esempio, che le stelle di una coppia giacciano ad una distanza media di 150 milioni di chilometri, ed abbiano un periodo di un anno. La terra ruota attorno al sole a questa distanza ed in questo periodo, e ciò significa che la massa complessiva della Terra e del Sole deve essere uguale alla massa combinata delle due stelle della binaria. In pratica, possiamo tralasciare la Terra, che è di una massa trascurabile se la si paragona ad una qualsiasi stella, e nella distanza suddetta i due componenti del binario equivarrebbero messi assieme ad un corpo avente la massa del sole. Purtroppo, non è tanto facile calcolare le masse separate dei componenti, ma a volte è possibile[3].

Lo studio delle stelle doppie è importante anche nel quadro della comprensione dell'evoluzione stellare: infatti le componenti di un sistema sono certamente formate alla stessa epoca dalla stessa nube di materia interstellare; hanno quindi praticamente la stessa età e la stessa composizione chimica iniziale: l'unica differenza da cui dipende il loro cammino evolutivo è quindi la massa. Si osserva che la posizione delle due componenti sul diagramma H-R è in accordo con le teorie evolutive, la stella di massa maggiore essendo la più evoluta, cioè fuori dalla sequenza principale.

La separazione di una stella doppia è misurata in secondi d'arco (“). Quando si tiene presente che il diametro apparente della luna è all'incirca di mezzo grado(0,5°), o 1.800 secondi di arco(1.800”), è evidente che una coppia di stelle con una separazione di solo un secondo o due, necessiterà di un telescopio di una certa potenza per essere scoperta. La distanza apparente tra Mizar ed Alcor è all'incirca 700”, ma quando si usa un telescopio, la componente principale si rivela doppia, composta da due componenti distanti tra loro, dai 14” ai 15”. In realtà, il sistema è anche più complicato[4].

L'angolo di posizione (o PA, vedi disegno a sinistra) di una stella doppia, binaria o altro dà la direzione della componente più debole misurata dalla più splendente, cominciando con zero gradi al punto nord e contando all'intorno per est (90°) sud (180°) ed ovest (270°) di nuovo fino, a zero. Questo è generalmente sufficiente per permettere di farsi un'idea della doppia prima di andare a mettersi davanti ad un telescopio, anche se nel caso di gemelli perfetti non e facile dire quale dei due componenti si intende per compagno maggiore.

La misurazione delle separazioni e dei PA non può venire intrapresa senza l'aiuto di un telescopio di almeno 150 mm. di diametro, ed è anche necessario possedere una montatura equatoriale, un moto orario, ed un micrometro.

Le più belle stelle doppie sono quelle che rivelano colori contrastanti. In. cima alla classifica dobbiamo porre Albireo, b Cygni, la stella più debole della croce del cigno. La stella principale (V: 3,05) è di un acceso colore giallo‑oro, la compagna (V: 5,15) è di un bel verde-azzurro. Le due stelle sono sufficientemente separate per essere viste distintamente con un telescopio da 60 mm, ed un ingrandimento di 50 su di un rifrattore da 80 mm le mostrerà in modo eccellente. Si conoscono altre coppie gialle e verdi, ma nessuna può competere con Albireo.

Vi sono anche casi di stelle di colore arancione acceso, generalmente di tipo M, che sono in compagnia di piccole stelle verdi. Antares, la stella più brillante della costellazione zodiacale dello Scorpione, è una delle stelle più rosse, come proclama il suo stesso nome che significa Rivale di Marte, ed é anche una delle stelle più gigantesche che si conoscano. La sua bellezza è sottolineata da una stella verde smeraldo alle sue spalle, che un piccolo telescopio non mancherà di rivelare. Il colore verde della debole compagna è dovuto in parte al contrasto con il colore vermiglio del gigante, ma non perciò è meno spettacolare[5].

Di quando in quando incontriamo delle coppie stranamente assortite. Une delle più interessanti è Sirio. La componente principale è una stella del tipo spettrale A con una intensità luminosa che é 26 volte quella del Sole, ed un diametro di più di un milione e mezzo di chilometri. La seconda stella non potrebbe essere più diversa; si tratta di una nana bianca considerevolmente più piccola di Urano, ma con una massa quasi uguale a quella del sole.

Benché i due membri della doppia Sirio siano enormemente diverse per grandezza e luminosità, lo splendente gigante possiede una massa di sole 2 volte e mezza quella della nana bianca. La distanza tra i due equivale all'incirca a quella tra Urano ed il sole, ed il periodo è di circa 50 anni. A dir il vero, Sirio B non é particolarmente debole, ma non è facile da osservare, poiché la luce della stella maggiore lo oscura. Si è detto che un telescopio da 150 mm può mostrarla, ma è bravo chi ci riesce.

Alcune stelle doppie sono troppo vicine per poter essere separate con qualsiasi telescopio, ma possono tuttavia essere scoperte per mezzo dell'effetto Doppler. Nel diagramma assai semplificato della figura a sinistra, si presume che la stella più debole (B) ruoti attorno alla più luminosa (A). Nella posizione 1, B si muove verso di noi ed il suo spettro rivelerà uno spostamento verso il violetto, nella posizione 2 si allontana e lo spostamento avverrà verso il rosso. Di conseguenza, lo spettro combinato dovuto alle due stelle mostrerà delle variazioni, e sarà rivelata la natura binaria del sistema. Anche se lo spettro di uno dei componenti è troppo debole per essere visto, l'ondeggiamento delle righe dell'altra stella sarà altrettanto rivelatore. Doppie di questo tipo sono dette “binarie spettroscopiche”.

Di quando in quando incontriamo delle vere e proprie famiglie di stelle, sistemi che comprendono tre, quattro, od anche sei componenti. Uno dei meglio conosciuti è la e Lyrae, che si trova vicino alla lucente Vega. Un acuto osservatore potrà vedere che la e si compone di due parti, e con un binocolo la doppia si può vedere bene, dato che la distanza apparente tra le due componenti è di 207”. Un telescopio da 80 mm rivela che ogni componente è a sua volta doppio, per cui ve ne sono quattro visibili in tutto il sistema. A complicare maggiormente le cose, una delle quattro è essa stessa una spettroscopica binaria. Le due doppie principali sono talmente distanti che impiegano perlomeno un milione d'anni per compiere una rivoluzione attorno al loro centro di gravità.

Ugualmente notevole è Castore, una delle principali stelle della famosa costellazione dei gemelli. In questo caso abbiamo due componenti luminose ad una distanza apparente di 4,5”, cosicché possono essere separate con un modesto rifrattore da 2 pollici. Ciascuna di esse è una spettroscopica binaria e c'è una terza compagna spettroscopica binaria alla distanza di 73 secondi d'arco: dunque il sistema di Castore è composto da sei soli separati.

L'ingrandimento per osservare qualsiasi particolare stella doppia deve dipendere dal raddoppiamento individuale stesso. Se volete ottenere una vista panoramica di Mizar e dei suoi compagni occorre un piccolo ingrandimento, poiché se aumentate l'ingrandimento vedrete che Alcor esce dal campo visivo. Le doppie più vicine richiedono naturalmente ingrandimenti maggiori, e per il lavoro di misura occorre usare un forte ingrandimento.

E' vero che un dilettante osservatore di stelle doppie può intraprendere poche ricerche originali, ma si può fare del lavoro ordinario, ed in ogni caso c'è da divertirsi ad osservare le coppie ed i gruppi di soli. Con le loro svariate separazioni ed i loro deliziosi colori contrastanti, esse sono tra gli oggetti più belli dei cieli stellati.

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[1] Il rapporto fisico tra le componenti di alcune stelle doppie fu scoperto per la prima volta circa due secoli fa da William Herschel. Egli fece la scoperta per caso, mentre tentava di misurare le distanze di alcune stelle col metodo della parallasse; aveva compiuto una lunga serie di osservazioni di coppie che pensava dovessero subire uno spostamento annuale. I suoi strumenti non erano abbastanza raffinati, per quanto fossero i migliori del suo tempo, da consentirgli di compiere quelle misurazioni; ma trovò che molte stelle doppie formavano dei sistemi fisicamente connessi, dato che mostravano un moto orbitale (giravano l'una intorno all'altra). Oggigiorno queste coppie sono conosciute come stelle binarie.  

[2] In realtà, non è esatto dire che la meno massiccia delle stelle di un sistema binario ruoti attorno al suo compagno più grande. I due corpi ruotano attorno il loro comune centro di gravità, come le due sfere di un manubrio da ginnastica quando questo venga sospeso opportunamente. Se le due componenti hanno massa uguale, il centro di gravità giace a metà strada tra di esse. Se una stella è più massiccia, il centro di gravità è spostato verso di essa. Un binocolo rivelerà che molte stelle apparentemente singole sono invece doppie, ed un piccolo telescopio rivelerà centinaia di coppie. A volte le componenti sono uguali, in modo da essere degli autentici gemelli, ma più di frequente una stella è più luminosa dell'altra. Se si tratta di un corpo luminoso, esso può aver la tendenza ad inondare il compagno della sua luce, e allora sarà necessario un telescopio di una certa grandezza per vedere entrambi gli oggetti. Sirio ne è un ottimo esempio. Il componente più luminoso è la stella più brillante dei nostri cieli, ed offusca la compagna nana bianca, anche se la nana bianca sarebbe un facile oggetto di osservazione telescopica, se splendesse solitaria.

[3] Vedi la stella Krg 60 nella costellazione di Cepheus e leggi la nota a piè di pagina.

[4] Esiste un piccolo mistero connesso con Alcor. Gli antichi astronomi arabi lo chiamavano “una prova per occhi di falco” ma oggigiorno può essere vista da qualsiasi persona dalla vista normale quando il cielo è sereno e non può in alcun modo essere considerato una prova. O Alcor è divenuta più luminosa negli ultimi mille anni, oppure non è la stella a cui si riferivano gli Arabi. La vera stella di prova potrebbe essere l'oggetto assai più debole giacente tra Mizar ed Alcor. Questa stella è generalmente sotto l'ottava grandezza, e quindi completamente invisibile ad occhio nudo, ma si sospetta che sia variabile.  

[5] Il fenomeno del contrasto di colore nelle stelle doppie merita un approfondimento. Capita infatti di percepire come verde o violetta una delle due componenti di una stella doppia (mai la primaria, però), mentre non capita mai di osservare tali colori in una stella singola. Sappiamo in effetti che ciò è dovuto al meccanismo della percezione dei colori da parte del nostro occhio. Se guardiamo per qualche secondo una lampadina rossa, e subito dopo uno schermo bianco, vedremo un’immagine confusa della lampadina, ma verde. Ciò accade perché la porzione di retina che era stata interessata dalla lampadina perde, per qualche secondo, la sensibilità a quel colore e crea nel nostro cervello un’immagine del colore complementare a quello della lampadina. Così, se il membro più brillante di una doppia è giallo, quando guardiamo quello più debole, se esso è troppo poco brillante per stimolare la percezione del colore lo vedremo senz’altro del colore complementare a quello della primaria, e cioè, in questo caso, blu. Il blu sarà più brillante se la stella è un po’ più luminosa e bianco-azzurra, se invece è anch’essa gialla la vedremo di un giallo più sbiadito se è abbastanza brillante, o addirittura “lilla” o violetta se è molto debole. Se la primaria è rossa tenderà a creare nella compagna la sensazione del verde, se è bianco-azzurra quella del giallastro. Non è raro il caso, ad esempio, che di due stelle entrambe di tipo A0, e quindi decisamente bianche, la più brillante venga definita come bianco-azzurra e la meno luminosa come “di un pallido lilla”.

 
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