Una stella doppia è un sistema stellare composto da due stelle. Si parla di sistemi multipli quando in un sistema vengono rilevate due o più stelle. Da un punto di vista ottico, le stelle doppie sono così vicine nel cielo notturno che spesso possono essere separate solo con un telescopio.
Quali tipi di stelle doppie esistono?
La maggior parte di queste coppie sono chiamate stelle doppie ottiche, perché sono solo apparentemente vicine l’una all’altra. Tuttavia, sono molto distanti nello spazio.
Al contrario, le stelle doppie fisiche devono essere considerate come un’unità fisica. Queste stelle doppie sono caratterizzate da una reciproca attrazione di massa. La componente più massiccia o luminosa è chiamata stella principale e la parte meno luminosa o meno massiccia è chiamata compagna.
Le stelle doppie geometriche (chiamate anche stelle doppie spaziali) non sono legate tra loro e sono caratterizzate da elevate velocità relative. Queste stelle doppie si incontrano una sola volta e poi formano una stella doppia geometrica con un’orbita iperbolica comune, dopodiché si allontanano definitivamente. I potenziali candidati per una tale coppia sono Proxima Centauri e Alpha Centauri.
Perché le stelle doppie sono così speciali?
Le stelle doppie sono molto interessanti per gli astrofisici. Il motivo: tra due grandi masse, le leggi fisiche possono essere osservate – quasi in condizioni di laboratorio – isolate dal resto.
Le due stelle ruotano l’una intorno all’altra e si influenzano incredibilmente come corpi giganti. Pensate alla nostra luna e alla Terra, che si influenzano reciprocamente in modo forte. Non sono così pesanti come le stelle, ma la luna “tira” sulla terra e viceversa.
Lo stesso vale per queste stelle doppie, ma in proporzioni molto più estreme, perché sono più pesanti della Luna e della Terra. Il nostro sole, ad esempio, ha 300.000 masse terrestri. Con due masse così grandi, si possono immaginare le forze in gioco!
Come si formano le stelle doppie e i sistemi multipli?
Come spesso accade, il punto di partenza è la nube di gas.
Una nube di gas il cui momento angolare si riduce (perché si disintegra sotto il suo stesso peso) non si libera semplicemente del suo momento angolare. Tuttavia, se la nube si restringe e ruota più velocemente, non può semplicemente collassare sotto il proprio peso. Il motivo è la forza centrifuga che strappa tutto verso l’esterno.
A quel punto possono accadere due cose.
In primo luogo, al centro può formarsi un grande “pezzo” e, all’esterno del pezzo più grande, molti pezzi più piccoli possono formarsi intorno ad esso. È così che si è formato il nostro sistema solare. Tuttavia, questa sembra una soluzione molto meno probabile e più rara nell’universo.
Si stima che circa l’80% di tutti i sistemi si formino come stelle doppie o sistemi multipli. L’alternativa per la nube che collassa con il momento angolare è che si formino semplicemente due grandi pezzi che ruotano l’uno intorno all’altro.
Ciò significa che le stelle doppie hanno la stessa età, poiché sono nate nello stesso momento grazie al processo descritto.
Cosa succede in un sistema di stelle doppie?
Come abbiamo già mostrato sopra con l’esempio Terra-Luna, è anche una questione di rapporti nei sistemi di stelle doppie.
I due “partner” rimangono come sono ora o subiscono dei cambiamenti?
Innanzitutto, è importante sapere che le stelle sono reattori a fusione nucleare. In esse l’idrogeno viene bruciato in elio. Una volta bruciato, l’elio si trasforma in carbonio e così via.
Il tasso di fusione con cui viene prodotta energia all’interno dipende dal peso della stella. Se la stella è molto pesante, la gravità esercita una pressione su questo reattore e i tassi di fusione aumentano. Ciò comporta un aumento della luminosità della stella. Tuttavia, questo significa che la stella non ha un’aspettativa di vita molto lunga rispetto alle stelle meno luminose.
Se consideriamo due stelle in un sistema binario, sappiamo che :
- le stelle hanno la stessa età
- se hanno masse diverse, dovrebbero comportarsi in modo diverso
Paradosso di Algol
Algol, nella costellazione di Perseo, è nota da molti secoli come stella variabile. È stato identificato come tale anche a occhio nudo. Una stella variabile significa che la luminosità della stella varia.
Questo sistema di stelle doppie a occultazione variabile può essere osservato solo lateralmente a causa della sua posizione: le due stelle ruotano l’una intorno all’altra e ogni dieci ore una di esse copre l’altra.
Tuttavia, le occultazioni sono diverse: una è così radicale da essere visibile a occhio nudo nel cielo. Naturalmente, può essere misurata con maggiore precisione con i telescopi, in modo che la curva di luce sia abbastanza accurata. Ma l’altra occultazione è così debole da essere impossibile da identificare a occhio nudo e difficile da individuare con un telescopio.
Cosa sta succedendo alla stella doppia Algol?
C’è una stella a bassa luminosità e una ad alta luminosità. La stella fioca a volte oscura la sua stella principale più luminosa, in particolare ogni dieci ore. La luminosità diminuisce.
Ma a volte, quando la stella più luminosa si trova davanti alla compagna più debole e la copre, non si nota nulla. In questo caso, la luminosità del sistema non cambia quasi per nulla.
Ma c’è qualcosa di strano:
La stella di massa inferiore si trova in uno stato evolutivo molto più lontano e più importante di quello della stella di massa superiore (paradosso di Algol).
Perché questo è strano e paradossale? Come spiegato in precedenza, la teoria dell’evoluzione stellare prevede in realtà il contrario.
Nel caso di Algol, la stella di maggiore luminosità si è evoluta in modo diverso dalla sua compagna. Se una stella di bassa massa come il Sole brucia il suo idrogeno, crescerà tranquillamente e si evolverà normalmente.
Una stella più massiccia ha una vita breve e alla fine diventa una gigante. Questo perché la combustione dell’idrogeno è stata sospesa, in quanto tutto è stato consumato molto rapidamente. L’idrogeno è stato bruciato in elio. Affinché l’elio continui a fondersi, il nucleo deve contrarsi al suo interno, diventando molto caldo. Ma nei gusci che circondano il nucleo, l’idrogeno viene bruciato, così che la stella si espande enormemente e diventa una gigante.
La spiegazione del paradosso di Algol è che la stella di massa inferiore era in origine una stella di massa superiore, che ha aumentato le sue dimensioni fino a raggiungere un volume critico e ha trasferito materiale alla stella di massa inferiore. Questo trasferimento ha comportato un trasferimento di massa così grande che questa componente è ora la stella più massiccia (fenomeno del trasferimento di massa).
Utilizzando i radiotelescopi, è stato possibile misurare con precisione la dinamica del sistema di Algol. È stato così possibile dimostrare e osservare che il trasferimento di massa è ancora in corso e che non è ancora completamente terminato. Il sistema di Algol non è quindi ancora in uno stato in cui le due stelle si sono “rilassate”.
Algol è quindi una classe di stelle doppie (stelle a occultazione variabile) che riveste un ruolo molto particolare per l’astrofisica a causa della sua costellazione: grazie a queste condizioni di laboratorio, siamo in grado di verificare leggi meccaniche molto semplici.
Se conosciamo i parametri orbitali della stella doppia e i dati esatti del trasferimento di massa, possiamo verificare le leggi di Keplero o addirittura la teoria della relatività generale!