12. Stelle Binarie
Fino adesso abbiamo trattato stelle singole
Ma abbiamo accennato alla esistenza di stelle binarie e abbiamo per
esempio segnalato il ruolo che le stelle binarie possono avere nella
dinamica di un ammasso
Ma quale è l’incidenza di stelle binarie nella Galassia ?
Si stima che almeno la metà delle stelle della nostra Galassia siano
stelle doppie, cioè coppie di stelle legate dalla gravitazione
In molti casi il sistema binario può essere molto stretto e le due stelle
possono influenzarsi a vicenda nel loro percorso evolutivo
Classificazione delle stelle binarie
• Binarie astrometriche: in questo caso una sola stella è osservabile e la
presenza della seconda è ricavata in base al movimento periodico della
posizione della stella osservabile
moto lungo l’orbita
sovrapposizione a un eventuale moto proprio
• Binarie visuali: in questo caso entrambe le stelle sono osservabili
mentre orbitano attorno al comune centro di massa
Orbita circolare
Orbita eccentrica
• Binarie spettroscopiche: in questo caso l’evidenza di moto orbitale
risulta dallo shift Doppler periodico delle righe (di assorbimento o
emissione) osservato nello spettro. Le righe possono essere
osservabili in entrambe le stelle (double-line spectroscopic binary) o in
una sola (single-line spectroscopic binary)
Binarie spettroscopiche
• Binarie a eclisse: in questo caso la presenza di una coppia di stella
legate è dedotta dalla variazione periodica del flusso apparente, anche
se le due stelle non sono risolvibili singolarmente.
Binarie a eclisse
Stima dei parametri orbitali in una binaria spettroscopica
Velocità radiale
• Supponiamo di avere ricavato, da misure Doppler, l’andamento delle velocità radiali:
K2
K1
t
P = 2/
• L’andamento perfettamente sinusoidale indica un orbita circolare
m2
r2
r1
m1
r1 = rm2 / (m1+m2)
r2 = rm1 / (m1+m2)
r
F = Gm1m2/r2
F = m1a1
a1 = v12/r1
v1 =  r1
a1 = (r1)2/r1 = 2r1
F = m1 2r1
Gm1m2/r2 = m1 2r1
 Gm2/r2 = 2r1
sfruttando la r1 = rm2 / (m1+m2)  2 = G(m1+m2)/r3
Consideriamo il caso di una inclinazione generica dell’orbita, per cui le velocità misurate
corrispondono alla proiezione delle velocità sul piano che contiene la linea di vista
i
Piano orbitale
Ricordando che r1+r2 = r si ottengono così
le seguenti relazioni:
Linea di vista
r = (K1 + K2)( sin(i))
m2 / m1 = K1/K2
velocità osservate: K1 = r1 sin(i)
(m1 + m2) = 2r3G
K2 = r2 sin(i)
• Quindi, possiamo determinare il rapporto delle masse m2/m1
• Ma non possiamo ricavare
• la separazione orbitale r
• la massa totale m1+m2
se non abbiamo modo di stimare l’angolo di inclinazione i
• Considerazioni geometriche su eventuali eclissi consentono di stimare
l’angolo di inclinazione vicino a 90°
Scenari evolutivi in un sistema binario
1) Stella primaria massiva e stella secondaria leggera
La stella più massiva evolve prima
Può eventualmente appesantire la compagna
> 6 M
Esplosione di Supernova
1 M
In una esplosione di supernova, il
sistema può restare legato se la
massa espulsa è < ½ Mtot. Se c’è
stato abbastanza accrescimento
nella fase precedente, questo è
possibile
Tempo di evoluzione lungo della stella
leggera: spin-up della NS
Orbite eccentriche
• Come abbiamo detto, la fase di evoluzione
della stella di piccola massa è molto lunga e
consente la formazione di un “disco di
accrescimento” intorno alla Stella di Neutroni
• La materia si avvicina sempre più alla NS
trasportando momento angolare
• La materia si “aggancia” al campo
magnetico della NS
• Il disco di accrescimento cede momento
angolare alla NS
• La materia scorrendo
lungo le linee
di campo B si incanala sui poli
magnetici
• L’energia gravitazionale che si libera
durante l’accrescimento ai poli
produce raggi X
• Quando la secondaria ha terminato la sua evoluzione, l’emissione di raggi
X cessa e rimane un sistema composto da una Nana Bianca e una Stella di
Neutroni
• L’orbita si è circolarizzata a seguito di effetti di marea occorsi durante la
fase di accrescimento
• La stella di neutroni ha acquistato un notevole momento angolare di spin
ed è osservabile come una radiopulsar superveloce
2) Stella primaria e stella secondaria massive
La stella più massiva evolve prima ed
eventualmente cede massa alla compagna
 10 M
6 M
Tempo di evoluzione relativamente veloce
della stella (relativamente massiva): spin-up
della NS moderato
Esplosione di Supernova
A secondo di quanta massa è stata
ceduta alla compagna e di quanta
ne viene espulsa nell’esplosione, il
sistema può restare legato
Orbite eccentriche
• Quando la secondaria ha terminato la sua evoluzione, fa una esplosione di
supernova. Se il sistema rimane legato, rimane un sistema composto da
due Stelle di Neutroni
• L’orbita che si era eventualmente circolarizzata a seguito di effetti di marea
occorsi durante la fase di accrescimento, per effetto dell’esplosione sarà di
nuovo eccentrica
• La stella di neutroni primaria ha acquistato un moderato momento
angolare di spin (la fase di accrescimento della secondaria relativamente
massiva è relativamente rapida), mentre la stella di neutroni secondaria ha il
periodo di spin connesso alla sua “nascita”. il sistema è potenzialmente
osservabile come una pulsar doppia