Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Stea binară

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - "Stea dublă" se referă aici. Dacă sunteți în căutarea romanului Robert A. Heinlein, consultați Double Star (roman) .
Imagine a stelei binare Sirius realizată de telescopul spațial Hubble , în care Sirius B este clar vizibil (în stânga jos)

O stea binară este definită ca un sistem stelar format din două stele care orbitează în jurul centrului lor comun de masă ; cea mai strălucitoare stea se numește primară , în timp ce cealaltă se numește însoțitoare sau secundară .

Observațiile făcute încă din secolul al XIX-lea sugerează că multe stele fac parte din sisteme binare sau sisteme multiple , compuse din mai mult de două stele. [1] Termenul de stea dublă este uneori folosit ca sinonim pentru stea binară, dar uneori indică atât stelele binare legate fizic, cât și cele binare optice , adică perechi de stele care apar aproape când sunt observate de pe Pământ , dar care nu au gravitațional legătură între ei. [2] Se poate verifica dacă o stea dublă este optică atunci când cele două componente au valori suficient de distincte ale mișcării corecte sau ale vitezei radiale , [3] sau când măsurătorile de paralaxă arată că au distanțe diferite de Pământ. Cu toate acestea, există multe stele duble pentru care nu a fost încă posibil să se determine dacă acestea sunt binare legate fizic sau doar duble aparente. [4]

Adesea cele două componente care formează o stea binară sunt vizibile cu ochiul liber sau cu ajutorul instrumentelor de observație; un astfel de binar se numește vizual . [5] [6] Multe binare vizuale au perioade orbitale lungi , de ordinul a sute sau mii de ani și, prin urmare, orbitele lor sunt cunoscute doar cu incertitudine. Alte binare, pe de altă parte, au o orbită atât de îngustă încât nu pot fi rezolvate nici măcar cu instrumente optice, dar sunt recunoscute ca atare numai prin tehnici indirecte precum spectroscopia ( binare spectroscopice ) sau astrometrie ( binare astrometrice ). Dacă un binar are un plan orbital paralel cu linia de vedere a Pământului, componentele sale se vor eclipsa reciproc; aceste binare se numesc eclipsă sau, atunci când sunt recunoscute prin schimbările de luminozitate produse de eclipse, binare fotometrice . [5] [6]

Dacă componentele unui sistem binar sunt suficient de apropiate ( binare înguste ), își pot distorsiona reciproc atmosferele [7] și, în unele cazuri, pot chiar schimba material [8] astfel încât să își modifice evoluția normală. [9] [10] O varietate de binare înguste sunt așa-numitele binare de contact , care sunt atât de apropiate unele de altele încât împart un procent considerabil de materie. [11] Binarul poate proveni și nebuloase planetare și se află la originea variabilelor cataclismice , în special a noilor [12] și a supernovaelor de tip Ia . [13] Stelele binare joacă, de asemenea, un rol important în astrofizică , deoarece calculul orbitelor lor permite estimarea maselor celor două componente și, indirect, a altor parametri precum raza și densitatea . [14]

Observare

Mizar (stânga) și Alcor (dreapta) alcătuiesc un celebru binar vizual; privind atent, puteți vedea două dintre componentele care alcătuiesc sistemul Mizar.

Deoarece distanța care separă cele două componente ale unei stele binare este întotdeauna mult mai mică decât distanța perechii de Pământ , există foarte puține stele binare care pot fi observate cu ochiul liber: dimpotrivă, ele ne apar ca o singură stea în cât de aproape sunt să fie separați de ochiul uman. O excepție notabilă este cuplul Mizar - Alcor , aparținând constelației Ursa Major , care apare separat cu 11,8 minute de arc [15] și care se poate distinge cu ochiul liber dacă ai o vedere bună. Cele două stele sunt fizic îndepărtate una de alta la aproximativ un sfert de an lumină și la aproximativ 80 de ani lumină distanță de noi. [15] Cu toate acestea, în majoritatea cazurilor, pentru a separa cele două componente ale unei stele binare este necesar să se utilizeze instrumente: de fapt, cu cât este mai mică distanța dintre cele două componente și cu cât este mai mare distanța perechii de Pământ, cu atât este mai mare trebuie să fie puterea de rezoluție unghiulară a instrumentului necesară separării lor. Strălucirea stelelor este un alt factor important: stelele strălucitoare, datorită reverberației lor, sunt de fapt mai greu de separat decât cele mai slabe. [16] Unele stele binare au o separare suficient de mică și sunt suficient de îndepărtate de Pământ încât nu pot fi rezolvate nici măcar de cele mai puternice telescoape; construirea unor telescoape din ce în ce mai mari și mai puternice permite observarea directă a unui număr tot mai mare de stele binare.

Cele două componente vizuale ale lui Albireo .

Unul dintre cele mai sugestive aspecte ale observării binarilor este contrastul dintre culori dintre componentele lor pe care unele le arată; unul dintre cele mai spectaculoase binare în acest sens este Albireo , o stea de a treia magnitudine aparținând constelației Cygnus . Este unul dintre cele mai ușor binare vizuale de observat datorită separării mari dintre cele două componente și diferenței lor de culoare: cea mai strălucitoare stea a perechii este albastră, în timp ce însoțitorul este portocaliu; cea mai strălucitoare componentă este de fapt un binar îngust în sine. [17] Cu toate acestea, culorile pe care observatorii le raportează sunt adesea foarte discordante între ele; [18] aceste discrepanțe pot fi cauzate de o serie de factori, precum tipul de telescop utilizat, condițiile atmosferice, diferența de luminozitate dintre componentele perechii, efectele culorii contrastante și percepția culorilor de către observator. [18] În câmpul amatorilor, telescoapele mai mici au un avantaj față de cele mai mari, deoarece instrumentele mici oferă un nivel optim de lumină pentru a distinge culorile celor mai strălucitoare piste: prea multă iluminare (precum și prea puțină) face percepția culorilor dificil și nesigur. [19]

Atunci când observăm o stea dublă, încercăm mai întâi să aflăm dacă este vorba despre un adevărat binar sau doar o pereche optică; una dintre cele mai simple modalități de a face acest lucru este de a observa mișcarea orbitală a celor două stele în jurul centrului lor comun de masă. Această metodă poate fi utilizată dacă perioada orbitală nu este excesiv de lungă, astfel încât mișcarea relativă a celor două stele să poată fi observată în timp. În acest caz, procedăm prin măsurarea unghiului de poziție al stelei mai puțin strălucitoare comparativ cu cea mai strălucitoare și a distanței lor unghiulare, iar aceste măsurători se repetă în timp. După un număr suficient de observații, acestea sunt colectate într-un sistem de coordonate polare , unde cea mai strălucitoare stea ocupă originea și unde este desenată cea mai probabilă elipsă care trece prin punctele în care a fost observată cea mai puțin strălucitoare; în realitate această elipsă nu coincide cu orbita reală a secundarului, ci cu proiecția sa pe planul cerului. Pornind de la această elipsă aparentă, este totuși posibil să se calculeze parametrii orbitei, unde axa semi-majoră este exprimată în unități unghiulare, cu excepția cazului în care se cunoaște paralaxa și, prin urmare, distanța sistemului. [20] Calculul parametrilor orbitali are o importanță fundamentală în astronomie, deoarece este singura metodă directă de evaluare a masei stelelor. [21] Când perioada orbitală este prea lungă pentru a putea aprecia schimbările în poziția celor două stele, recurgem la măsurarea distanțelor, a vitezei radiale și a mișcării corecte a stelelor perechii: dacă aceste măsurători dau egal sau valori similare, atunci cuplul este probabil legat de constrângeri de gravitație. [3] De fapt, dacă două stele sunt legate fizic, atunci ele vor fi mai mult sau mai puțin la aceeași distanță de noi și vor fi unite de aceeași mișcare chiar în cer.

Istoria observațiilor

William Herschel.

Termenul binar a fost folosit pentru prima dată pentru a desemna o pereche de stele de către astronomul anglo - prusac William Herschel , [2] care a scris în 1802 : [22]

( RO )

„Dacă, dimpotrivă, două stele ar trebui să fie situate într-adevăr foarte aproape una de alta și, în același timp, izolate atât de departe încât să nu fie afectate material de atracțiile stelelor vecine, atunci vor compune un sistem separat și vor rămâne unite prin legătura propriei lor gravitații reciproce. Aceasta ar trebui numită o adevărată stea dublă; și oricare două stele care sunt astfel conectate reciproc, formează sistemul sideral binar pe care acum trebuie să îl luăm în considerare. "

 ( IT )

„Dacă, dimpotrivă, două stele ar fi poziționate cu adevărat una lângă alta și în același timp ar fi suficient de departe de celelalte pentru a nu fi afectate de atracția lor, ar compune un sistem separat ținut împreună de legătura atracția lor gravitațională reciprocă. Acest sistem ar trebui numit o adevărată stea dublă; și fiecare pereche de stele care sunt atât de conectate reciproc formează sistemul binar sideral pe care acum vrem să îl luăm în considerare. "

În terminologia astronomică modernă, o stea binară este deci definită ca o pereche de stele care orbitează în jurul unui centru comun de masă ; stelele binare care pot fi rezolvate cu un telescop sau interferometru se numesc binare vizuale . [5] [20] Pentru majoritatea binarelor vizuale cunoscute, nu s-a observat încă o întreagă revoluție , ci doar o parte a curbei orbitei, datorită perioadei orbitale lungi pe care o presupune o orbită mare. [23]

Termenul mai general stea dublă este folosit pentru perechile de stele care apar apropiate între ele pe cer. [2] Stelele duble pot fi stele binare sau pur și simplu două stele care apar aproape una de alta, dar care au de fapt distanțe foarte diferite de Soare. În acest din urmă caz ​​se numesc binare optice ; [24] cu toate acestea, această distincție între semnificațiile stelei binare și stelei duble se face de obicei între termenii englezi corespunzători ( stea binară și stea dublă ), în timp ce în alte limbi tind să fie adesea considerate sinonime. [5]

Un număr mare de stele duble au fost identificate de la inventarea telescopului. Primul care a fost identificat ca atare a fost Mizar , în Carul Mare al Carului Mare : natura sa de stea dublă a fost descoperită de Giovanni Battista Riccioli în 1650 , [25] [26], deși este probabil că această descoperire a fost făcută în anterior de Benedetto Castelli și Galileo . [27] În 1656 olandezul Christiaan Huygens a văzut steaua θ Orionis , situată în interiorul celebrei nebuloase Orion , rezolvată în trei componente; în 1664 englezul Robert Hooke a descoperit duplicitatea lui γ Arietis , în timp ce în 1678 italianul Giovanni Cassini , astronom la Paris la curtea lui Ludovic al XIV-lea , a descoperit duplicitatea lui β Scorpii și Castore (α Geminorum); [28] Acrux , în constelația Crucii de Sud , a fost recunoscut ca o stea dublă de către părintele Fontenay în 1685 . [25] Multe dintre perechi au fost inițial interpretate ca sisteme planetare , constând dintr-o planetă care orbitează o stea centrală; cu toate acestea, s-a realizat curând că această ipoteză nu ar putea fi corectă, deoarece nu a fost percepută nicio mișcare de revoluție a presupusei planete în jurul stelei. [29]

În prima jumătate a secolului al XVIII-lea, unii astronomi credeau că stelele duble apar aproape numai din motive de perspectivă. [29] În 1767 John Michell a fost primul care a sugerat că aceleași duble ar putea fi legate fizic între ele, pe baza faptului că probabilitatea ca două stele să apară aleatoriu aproape una de alta a fost foarte mică. [30] [31] William Herschel a început să observe stelele duble în 1779 și a compilat un catalog care conținea aproximativ 700 de stele; [32] în 1803, el a observat pozițiile relative ale multor stele duble în ultimii 25 de ani și a reușit să concluzioneze că acestea trebuie să fie sisteme legate gravitațional. [1] Cu toate acestea, a fost necesar să se aștepte până în 1827 pentru ca orbita unei stele binare să fie determinată pentru prima dată, când Félix Savary a calculat-o pe of Ursae Majoris ; [33] multe stele duble au fost catalogate și studiate de atunci. Washington Double Star Catalog , o bază de date cu vederi duble compilată de Observatorul Naval al Statelor Unite , colectează peste 100.000 de stele duble [34] și include atât stele optice duble, cât și stele binare. Orbitele a doar câteva mii dintre aceste stele sunt cunoscute [35] și pentru cele mai multe dintre ele nu este încă sigur dacă acestea sunt adevărate binare sau doar cartiere în perspectivă. [4]

Clasificare

Două metode sunt folosite pentru clasificarea stelelor binare, pe baza sistemului prin care se constată duplicitatea stelei sau pe distanța care separă cele două componente.

Conform metodei descoperirii

Stelele binare sunt clasificate în patru tipuri diferite, în funcție de modul în care se constată natura lor binară:

  • binare vizuale , prin observare directă;
  • binare spectroscopice , prin modificări periodice în liniile spectrale ;
  • binare fotometrice , prin schimbările de luminozitate cauzate de eclipsa reciprocă a celor două componente;
  • binare astrometrice , prin măsurarea modificărilor în poziția unei stele cauzate de un însoțitor invizibil. [5] [6]

Un binar poate aparține mai mult decât una dintre aceste clase: de exemplu, multe binare spectroscopice sunt, de asemenea, binare fotometrice.

Binare vizuale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: binar vizual .

Un binar vizual este o stea binară ale cărei componente sunt suficient de separate pentru a putea fi observate cu un telescop sau chiar cu binoclu puternic.

Cea mai strălucitoare stea a perechii se numește primară , în timp ce cea mai slabă secundară ; dacă cele două stele au luminozități similare, denumirea făcută de descoperitor este de obicei menținută. [36]

Un binar vizual interesant, care poate fi rezolvat doar cu telescoapele, este 61 Cygni , ale cărui componente, 61 Cygni A și 61 Cygni B, sunt două stele portocalii principale : este cunoscută pentru marea sa mișcare și pentru că este una dintre primele stele a căror distanță de Pământ a fost măsurată cu precizie. [37]

Binare spectroscopice

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: binar spectroscopic .

Uneori dovada că o stea este binară provine exclusiv din efectul Doppler care caracterizează radiația emisă de stea. În aceste cazuri, liniile spectrului ambelor stele ale cuplului se mișcă mai întâi spre albastru , apoi spre roșu , în conformitate cu mișcarea lor orbitală care îi determină mai întâi să se îndepărteze și apoi să se apropie de noi. Perioada deplasării coincide cu cea orbitală . [38]

În aceste sisteme, separarea dintre cele două stele este de obicei foarte mică, deci viteza lor orbitală este mare [39] și, cu excepția cazului în care planul orbital este perpendicular pe linia de vedere, viteza orbitală va avea componente în direcția liniei de vedere și viteza radială vor suferi variații periodice. Deoarece viteza radială poate fi măsurată de un spectrometru , prin măsurarea efectului Doppler, binarele descoperite cu această metodă se numesc spectroscopice ; [39] multe dintre acestea sunt atât de apropiate încât nu pot fi rezolvate nici măcar de cele mai puternice telescoape.

Schema unui binar spectroscopic.

În unele linii spectrale binare spectroscopice este vizibil de la ambele stele: sunt binare spectroscopice apeluri cu linie duală (în engleză binare spectroscopice cu linie dublă, prescurtate ca „SB2”). În alte sisteme, în schimb, este posibil să se observe spectrul doar uneia dintre cele două stele și mișcarea liniilor spectrale alternativ spre roșu și spre albastru; Aceste sisteme sunt cunoscute sub numele de linii binare spectroscopice cu o singură linie (în limba engleză single-lined spectroscopic binaries, prescurtată „SB1”) [38] .

Orbita unui binar spectroscopic este determinată prin efectuarea unei serii lungi de observații ale vitezei radiale a uneia sau ambelor componente ale sistemului; se trasează apoi o diagramă care arată variația vitezei radiale în timp și se determină curba de variație periodică. [38] Dacă orbita este circulară, atunci va rezulta o sinusoidă ; dacă orbita este eliptică, forma curbei va depinde de excentricitatea elipsei și de poziția planului orbital în raport cu linia de vedere.

Nu este posibil să se determine în același timp axa semi - majoră a și înclinația orbitală i . Cu toate acestea, este posibil să se determine direct în unități liniare (de exemplu în kilometri) produsul axei semi-majore cu sinusul înclinației planului orbital ( a × sin i ): dacă valoarea lui a sau i poate fi determinat direct prin alte mijloace, ca în cazul binelor eclipsante, se poate obține o soluție completă a orbitei.

Ambele binare vizuale și spectroscopice sunt rare. Binarele vizuale au componente foarte separate, cu perioade care durează decenii sau secole: vitezele radiale sunt prea mici pentru a fi măsurate prin spectroscop; dimpotrivă, binele spectroscopice au separări prea mici pentru ca cele două componente să poată fi rezolvate de un telescop. Binele care sunt atât vizuale, cât și spectroscopice sunt de obicei relativ apropiate de Pământ și sunt o sursă valoroasă de informații.

Binare eclipsante

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Eclipsare binară .
Un binar eclipsant, cu un grafic care arată schimbarea luminozității sistemului. [40]
Animație care arată caracteristicile și curba de lumină a unui binar eclipsant de tip β Lyrae , în care există un transfer de materie.

Un binar eclipsant este o stea binară al cărei plan orbital este aproape paralel cu linia de vedere a observatorului, astfel încât cele două componente se eclipsează reciproc. Dacă binarul eclipsant este, de asemenea, spectroscopic și se cunoaște paralaxa, studiul caracteristicilor celor două stele este facilitat în special. [41]

Odată cu construcția telescoapelor cu diametru mare, cum ar fi Telescopul foarte mare , a devenit posibil să se măsoare cu precizie parametrii binarelor eclipsei, făcându-le utilizabile ca lumânări standard în măsurarea distanțelor galactice: de fapt, acestea au fost utilizate pentru a măsura distanțe ale Norilor din Magellan , galaxia Andromeda și galaxia Triunghi . Nivelul de precizie al acestor măsurători este de 5%. [42]

Binele eclipsei sunt variabile nu pentru că radiația celor două componente individuale se schimbă în timp, ci din cauza eclipselor reciproce. Curba de lumină a unei eclipse binare se caracterizează prin perioade în care radiația este practic constantă, alternând cu perioade în care există o scădere a intensității. Dacă una dintre stele este mai mare decât cealaltă, secundara va fi ascunsă de o eclipsă totală, în timp ce primara de o eclipsă inelară.

Perioada orbitală a unei eclipse binare poate fi determinată prin studierea curbei de lumină, în timp ce dimensiunea relativă a celor două stele poate fi determinată în raport cu semiaxa principală a orbitei, observând cât de repede se schimbă luminozitatea sistemului la momentul în care discul celei mai apropiate stele îl acoperă pe cel al celei mai îndepărtate stele; dacă sistemul este, de asemenea, un binar spectroscopic, parametrii orbitali pot fi obținuți cu ușurință, precum și masele celor două componente. Cunoscând atât raza, cât și masa, este de asemenea posibil să se obțină densitatea celor două stele. [14]

Cel mai cunoscut exemplu de eclipsare binară este Algol (β Persei ). [41] Un alt exemplu particular este ε Aurigae : componenta vizibilă este un supergigant galben aparținând clasei spectrale F0, în timp ce cealaltă componentă, responsabilă pentru eclipsă, nu este vizibilă, dar se presupune că este o stea din clasa B5. [43] Un alt exemplu îl constituie β Lyrae , un binar semi-detașat aparținând constelației Lirei . Unele binare pentru eclipsă se remarcă prin natura lor exotică: SS Lacertae a fost cândva un binar pentru eclipsă, dar a încetat să fie așa la mijlocul secolului al XX-lea ; [44] V907 Scorpii este o eclipsă binară care alternează perioade de eclipsă cu altele de absență a eclipsei; în cele din urmă, BG Geminorum este o eclipsă binară despre care se crede că este compusă dintr-o stea din clasa K0 care orbitează o gaură neagră.

Binare astrometrice

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: binar astrometric .
Ilustrație din secolul al XIX-lea care arată oscilația mișcării lui Sirius, considerată aici în perioada 1793-1889. Studiul acestor oscilații a făcut posibilă descoperirea naturii binare a lui Sirius.

Astronomii observă adesea stele relativ apropiate de noi care prezintă oscilații în propria lor mișcare . Aceste oscilații sunt determinate de mișcarea orbitală a uneia dintre componentele unui sistem binar având un însoțitor atât de slab încât să fie invizibil (ca în cazul unei stele degenerate , un obiect care emite puțină sau deloc radiații în vizibil ) sau să fie redată astfel de strălucirea primarului. Aceeași matematică utilizată pentru calcularea parametrilor binarelor vizuale poate fi aplicată pentru a deduce masa unui însoțitor invizibil.

Poziția stelei vizibile poate fi măsurată cu precizie și se poate constata că aceasta variază datorită atracției gravitaționale a unui însoțitor invizibil: în special, după măsurători repetate ale poziției stelei față de cele mai îndepărtate stele, poate fi detectat că steaua vizibilă urmează o cale sinusoidală pe cer. Aceste măsurători sunt posibile numai pe cele mai apropiate stele, situate pe o rază de 10 parsec (~ 32 de ani lumină), care prezintă o mișcare corectă ridicată. Masa însoțitorului invizibil poate fi dedusă din măsurarea astrometrică precisă a mișcării stelei vizibile pentru o perioadă de timp suficient de lungă: [45] de fapt, caracteristicile sistemului pot fi determinate folosind legile lui Kepler . [46]

Analiza astrometrică este, de asemenea, utilizată pentru a descoperi prezența planetelor extrasolare ; cu toate acestea, descoperirea exoplanetelor necesită măsurători extrem de precise datorită diferenței mari de masă care există între planetă și steaua în jurul căreia orbitează. Pentru a face astfel de măsurători precise este de obicei necesar să recurgeți la telescoapele spațiale care nu sunt supuse aberației produse de atmosfera terestră .

Unul dintre cele mai faimoase binare astrometrice este Sirius , cea mai strălucitoare stea din întreaga boltă cerească , vizibilă în constelația Canis Major . În 1844 astronomul german Friedrich Bessel a dedus, studiind propriile schimbări de mișcare, că steaua ar putea avea un tovarăș invizibil, [47] care a fost observat pentru prima dată la 31 ianuarie 1862 Alvan Graham Clark și numit Sirius B. [48] În 1915 astronomii Observatorului Mount Wilson , observând spectrul lui Sirius B, au dedus că este vorba despre o pitică albă . În 2005, folosind Telescopul Spațial Hubble , astronomii au stabilit că Sirius B are aproximativ diametrul Pământului , 12.000 km , cu o densitate foarte mare și o masă egală cu aproximativ 98% din cea a Soarelui. [49] Procyon , cea de-a opta cea mai strălucitoare stea din întreaga boltă cerească, aparținând constelației Dog Minor , are caracteristici similare cu cele ale lui Sirius: este de fapt compusă dintr-o stea alb-galbenă din clasa spectrală F5IV-V, numită Procyon A și un pitic alb slab numit Procyon B.

După distanță

Diferite tipuri de stele binare în funcție de distanță.

O altă clasificare a stelelor binare se bazează pe distanța care separă cele două stele în raport cu mărimea lor. [50]

Binarele detașate sunt sisteme în care fiecare dintre cele două componente este plasată în interiorul lobului său Roche , adică zona în care forța gravitațională a stelei este mai mare decât cea a însoțitorului său; aceste stele nu suferă influențe reciproce importante și evoluează separat. Cele mai multe binare aparțin acestei clase.

Binarele semi-detașate sunt sisteme în care una dintre cele două componente își umple propriul lob Roche, în timp ce cealaltă nu; în acest caz există un transfer de gaz de la stea care își umple propriul lob Roche la celălalt. Acest schimb de materii are o importanță fundamentală în evoluția acestor sisteme; în multe cazuri, afluxul de gaz formează un disc de acumulare în jurul materialului care primește steaua.

Un binar de contact este un sistem în care ambele componente își umple propriul lob Roche, iar părțile exterioare ale atmosferelor stelare formează un „înveliș comun” care înconjoară ambele componente ale sistemului. Pe măsură ce fricțiunea plicului încetinește mișcarea orbitală , stelele se pot uni în cele din urmă. [7]

Perioadă orbitală

Perioadele orbitale ale binarilor pot varia de la mai puțin de o oră (pentru stelele AM ​​Canum Venaticorum ) până la câteva zile (ca pentru β Lyrae ), până la sute de mii de ani (ca pentru Proxima Centauri în jurul cuplului α Centauri AB).

Denumiri

A și B

Adesea componentele unui binar sunt numite cu literele A și B amânate la desemnarea sistemului: A denotă primarul, B secundarul, în timp ce cuplul în ansamblu poate fi desemnat cu sufixul AB (de exemplu, binarul steaua α Centauri AB este formată din α Centauri A și α Centauri B). Următoarele litere ( C , D etc.) pot fi utilizate pentru a desemna orice alte componente ale unui sistem compus din mai multe elemente stelare. [51]

În cazul binarelor cu denumire Bayer ale căror componente sunt foarte separate, este posibil ca membrii perechii să fie desemnați prin numere de superindice; un exemplu este ζ Reticuli , ale cărui componente sunt ζ 1 și ζ 2 Reticuli. [52]

1 și 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

  1. ^ a b William Herschel, Account of the Changes That Have Happened, during the Last Twenty-Five Years, in the Relative Situation of Double-Stars; With an Investigation of the Cause to Which They Are Owing , in Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 93, 1803, pp. 339–382. URL consultato il 20 ottobre 2011 .
  2. ^ a b c Aitken, Robert G. , p. ix , 1964.
  3. ^ a b Heintz, Wulff D. , pp. 17-18 , 1978.
  4. ^ a b Brian D Mason, Gary L. Wycoff, William I. Hartkopf, Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars , su ad.usno.navy.mil , United States Naval Observatory. URL consultato il 30 luglio 2011 (archiviato dall' url originale il 24 luglio 2011) .
  5. ^ a b c d e Heintz, Wulff D. , pp. 1-2 , 1978.
  6. ^ a b c Binary Stars , su astrosun2.astro.cornell.edu , Cornell Astronomy. URL consultato il 9 agosto 2011 .
  7. ^ a b R. Voss, TM Tauris, Galactic distribution of merging neutron stars and black holes , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 342, 2003, pp. 1169–1184, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x . URL consultato il 3 agosto 2011 .
  8. ^ a b Zdeněk Kopal, The Roche Problem , Kluwer Academic, 1989, ISBN 0-7923-0129-3 .
  9. ^ a b Charles B. Boyle, Mass transfer and accretion in close binaries - A review , in Vistas in Astronomy , vol. 27, 1984, pp. 149–169, DOI : 10.1016/0083-6656(84)90007-2 . URL consultato il 5 agosto 2011 .
  10. ^ a b D. Vanbeveren, W. van Rensbergen, C. de Loore, The Brightest Binaries , Springer, 2001, ISBN 0-7923-5155-X .
  11. ^ David Darling, contact binary , su Encyclopedia of Science . URL consultato il 14 gennaio 2017 (archiviato dall' url originale il 17 agosto 2010) .
  12. ^ a b Dina Prialnik, Novae , in Encyclopaedia of Astronomy and Astrophysics , 2001, pp. 1846–1856.
  13. ^ a b Iben Icko, Binary Star Evolution and Type I Supernovae , in Cosmogonical Processes , 1986, p. 155.
  14. ^ a b Mark Worth, Binary Stars ( PPT ), su physics.sfasu.edu , Stephen F. Austin State University. URL consultato l'11 agosto 2011 .
  15. ^ a b c Jim Kaler, Alcor , su stars.astro.illinois.edu , University of Illinois. URL consultato il 29 febbraio 2012 .
  16. ^ Mullaney , pp. 64-67 .
  17. ^ Jim Kaler, Albireo (Beta Cygni) , su stars.astro.illinois.edu , University of Illinois. URL consultato il 5 marzo 2012 .
  18. ^ a b Mullaney , p. 61 .
  19. ^ Mullaney , p. 62 .
  20. ^ a b Visual Binaries , su csep10.phys.utk.edu , University of Tennessee. URL consultato il 9 agosto 2011 .
  21. ^ Mullaney , p. 7 .
  22. ^ William Herschel, Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the Construction of the Heavens , in Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 92, 1802, pp. 477–528 [481].
  23. ^ Heintz, Wulff D. , p. 5 , 1978.
  24. ^ Heintz, Wulff D. , p. 17 , 1978.
  25. ^ a b c Aitken, Robert G. , p. 1 , 1964.
  26. ^ ( LA ) Giovanni Battista Riccioli, Almagestum Novum, Tom. I., Part I , (Liber Sextus: De Stellis Fixis), Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651, p. 422. URL consultato l'11 agosto 2011 (archiviato dall' url originale il 10 agosto 2011) . ISBN non esistente
  27. ^ A New View of Mizar , su leo.astronomy.cz . URL consultato il 29 luglio 2011 (archiviato dall' url originale il 7 marzo 2008) .
  28. ^ Moltisanti, Enrico , p. 16 .
  29. ^ a b Moltisanti, E. , p. 17 .
  30. ^ Argyle, Robert W. , pp. 10–11 , 2004. Consultabile on line a questo indirizzo ; URL consultato il 20 ottobre 2011.
  31. ^ ( EN ) John Michell, An Inquiry into the Probable Parallax, and Magnitude of the Fixed Stars, from the Quantity of Light Which They Afford us, and the Particular Circumstances of Their Situation , in Philosophical Transactions (1683-1775) , vol. 57, 1767, pp. 234–264. URL consultato il 20 ottobre 2011 . Si vedano in particolare le pagine 249–250.
  32. ^ Heintz, Wulff D. , p. 4 , 1978.
  33. ^ Edgar Soulié, Chiang Mai University; Thai Astronomical Society; University of Nebraska-Lincoln;, French astronomers, visual double stars and the double stars working group of the Société Astronomique de France , The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research. Chiang Mai, Thailandia, 26 ottobre - 1º novembre 1995 , ASP Conference Series 130 . Kam-Ching Leung (cur.), 1997, pp. 291-294. URL consultato il 20 ottobre 2011 .
  34. ^ D. Mason Brian, Gary L. Wycoff, William I. Hartkopf, Introduction and Growth of the WDS , su The Washington Double Star Catalog , United States Naval Observatory. URL consultato il 30 luglio 2011 (archiviato dall' url originale il 17 settembre 2008) .
  35. ^ William I. Hartkopf, Brian D. Mason, Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars , su ad.usno.navy.mil , United States Naval Observatory. URL consultato il 30 luglio 2011 (archiviato dall' url originale il 12 aprile 2009) .
  36. ^ Aitken, Robert G. , p. 41 , 1964.
  37. ^ H. Frommert, C. Kronberg, Friedrich Wilhelm Bessel , su messier.seds.org , Students for the Exploration and Development of Space. URL consultato il 3 aprile 2009 (archiviato dall' url originale il 4 febbraio 2012) .
  38. ^ a b c Spectroscopic Binaries , su Stars, Galaxies, and Cosmology , Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. URL consultato il 25 ottobre 2011 .
  39. ^ a b Types of Binary Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australia Telescope Outreach and Education. URL consultato il 25 ottobre 2011 (archiviato dall' url originale l'8 dicembre 2013) .
  40. ^ David Gossman, Light Curves and Their Secrets , in Sky & Telescope , 1989, p. 410.
  41. ^ a b Dan Bruton, Eclipsing Binary Stars , su physics.sfasu.edu , Stephen F. Austin State University. URL consultato l'11 agosto 2011 .
  42. ^ Alceste Z. Bonanos, Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale , in Proceedings of the International Astronomical Union , vol. 2, 2006, pp. 79-87, DOI : 10.1017/S1743921307003845 . URL consultato il 2 agosto 2011 .
  43. ^ Properties of the system ε Aurige ( PNG ), su citizensky.org . URL consultato il 9 agosto 2011 (archiviato dall' url originale il 14 aprile 2012) .
  44. ^ Guillermo Torres, Robert P. Stefanik, The Cessation of Eclipses in SS Lacertae: The Mystery Solved , in The Astronomical Journal , vol. 119, n. 4, 2000, pp. 1914-1929, DOI : 10.1086/301290 . URL consultato il 22 febbraio 2012 .
  45. ^ Hideki Asada, Toshio Akasaka, Masumi Kasai, Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 56, 2004, pp. L35-L38. URL consultato il 2 agosto 2011 .
  46. ^ Astrometric Binaries , su csep10.phys.utk.edu , University of Tennessee. URL consultato l'11 agosto 2011 .
  47. ^ Friedrich W. Bessel, communicated by JFW Herschel, On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 6, dicembre 1844, pp. 136–141.
  48. ^ Camille Flammarion, The Companion of Sirius , in The Astronomical Register , vol. 15, n. 176, agosto 1877, pp. 186–189.
  49. ^ Dwayne Brown, Donna Weaver, Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion , su hubblesite.org , NASA , 13 dicembre 2005. URL consultato il 9 agosto 2011 .
  50. ^ Quyen Nguyen, Roche model , su mintaka.sdsu.edu , San Diego State University. URL consultato l'11 agosto 2011 (archiviato dall' url originale il 23 marzo 2007) .
  51. ^ Heintz, Wulff D. , p. 19 , 1978.
  52. ^ Binary and Multiple Star Systems , su sunra.lbl.gov , Lawrence Hall of Science at the University of California (archiviato dall' url originale il 7 febbraio 2006) .
  53. ^ Argyle, Robert W. , pp. 307–308 , 2004. Consultabile on line a questo indirizzo ; URL consultato il 20 ottobre 2011.
  54. ^ Entry 14396-6050, discoverer code RHD 1AB, The Washington Double Star Catalog , United States Naval Observatory . URL consultato il 4 agosto 2011.
  55. ^ The Washington Double Star Catalog , United States Naval Observatory. URL consultato il 4 agosto 2011.
  56. ^ Nigel Henbest, Heather Couper, The guide to the galaxy , su books.google.com . URL consultato il 4 agosto 2011 .
  57. ^ Scott J. Kenyon, Ronald F. Webbink, The nature of symbiotic stars , in Astrophysical Journal , vol. 279, 1984, pp. 252–283, DOI : 10.1086/161888 . URL consultato il 4 agosto 2011 .
  58. ^ Entry 6889235 of the Kepler Input Catalog , su archive.stsci.edu . URL consultato il 4 agosto 2011 .
  59. ^ a b Jason F. Rowe e altri, Kepler Observations of Transiting Hot Compact Objects , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 713, 2010, pp. L150–L154, DOI : 10.1088/2041-8205/713/2/L150 . URL consultato il 4 agosto 2011 .
  60. ^ a b Marten H. van Kerkwijk, Saul A. Rappaport, René P. Breton, Stephen Justham, Philipp Podsiadlowski, Zhanwen Han, Observations of Doppler Boosting in Kepler Light Curves , in The Astrophysical Journal , vol. 715, 2010, pp. 51–58, DOI : 10.1088/0004-637X/715/1/51 . URL consultato il 4 agosto 2011 .
  61. ^ a b Seth Borenstein, Planet-hunting telescope unearths hot mysteries , su usnews.com , 2010. URL consultato il 4 agosto 2011 .
  62. ^ Entry 8823868 of the Kepler Input Catalog , su archive.stsci.edu . URL consultato il 4 agosto 2011 .
  63. ^ Movie Shows the Changing Faces of an Infant Star XZ Tauri , su solarviews.com . URL consultato il 24 giugno 2010 .
  64. ^ C. Carrasco-Gonzales, LF Rodriguez, G. Anglada, S. Curiel, High angular resolution radio observations of the HL/XZ Tau region: mapping the 50 AU protoplanetary disk around HL Tau and resolving XZ Tau S into a 13 AU binary. , in Astrophysical Journal , vol. 693, marzo 2009, pp. L86-L90. URL consultato il 24 giugno 2010 .
  65. ^ a b Wheeler , p. 42 .
  66. ^ La soluzione del problema dei tre corpi , in cui le tre stelle originarie siano di massa simile, è l'espulsione dal sistema di una delle tre componenti, mentre le restanti due, assumendo l'assenza di significative perturbazioni, formano una coppia stabile.
  67. ^ AP Boss, Formation of Binary Stars , in J. Sahade, GE McCluskey, Yoji Kondo (a cura di), The Realm of Interacting Binary Stars , Dordrecht, Kluwer Academic, 1992, p. 355, ISBN 0-7923-1675-4 .
  68. ^ JE Tohline, JE Cazes, HS Cohl, The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars , su phys.lsu.edu , Louisiana State University.
  69. ^ Blobs House Twin Stars , su nasa.gov , NASA. URL consultato il 19 marzo 2011 .
  70. ^ Robin Ciardullo, Binary Star Evolution , su www2.astro.psu.edu , Penn State University. URL consultato il 24 ottobre 2011 (archiviato dall' url originale il 2 giugno 2013) .
  71. ^ ( EN ) Jeff Bryant, Contact Binary Star Envelopes , su demonstrations.wolfram.com , Wolfram Demonstrations Project . URL consultato il 20 ottobre 2011 .
  72. ^ ( EN ) Jeff Bryant, Waylena McCully, Mass Transfer in Binary Star Systems , su demonstrations.wolfram.com , Wolfram Demonstrations Project . URL consultato il 20 ottobre 2011 .
  73. ^ John M. Blondin, Marcedes T. Richards, Michael L. Malinowski, Mass Transfer in the Binary Star Algol , su haydenplanetarium.org , American Museum of Natural History (archiviato dall' url originale l'8 aprile 2006) .
  74. ^ Gian Luca Israel, Basics of accretion , su A Systematic Search of New X-ray Pulsators in ROSAT Fields . URL consultato il 30 aprile 2012 (archiviato dall' url originale il 15 marzo 2012) .
  75. ^ Gian Luca Israel, Neutron Star X-ray binaries , in A Systematic Search of New X-ray Pulsators in ROSAT Fields , Trieste, SISSA-ISAS, 1996 (archiviato dall' url originale il 10 dicembre 2008) .
  76. ^ Lorenzo Iorio, On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system , in Astrophysics and Space Science , vol. 315, 2008, p. 335, DOI : 10.1007/s10509-008-9839-y . URL consultato il 3 agosto 2011 .
  77. ^ Black Holes , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA. URL consultato il 3 agosto 2011 .
  78. ^ Robert Connon Smith, Cataclysmic Variables , in Contemporary Physics , vol. 47, 2006, pp. 363–386, DOI : 10.1080/00107510601181175 . URL consultato il 3 agosto 2011 .
  79. ^ Rob Fender, Relativistic outflows from X-ray binaries (aka `Microquasars') , in Lecture Notes in Physics , vol. 589, pp. 101-122. URL consultato il 6 agosto 2011 .
  80. ^ Vivid View of Tycho's Supernova Remnant , su spitzer.caltech.edu , NASA. URL consultato il 23 febbraio 2012 .
  81. ^ Enigma of Runaway Stars Solved , su eso.org , European Southern Observatory. URL consultato il 6 agosto 2011 (archiviato dall' url originale il 16 maggio 2008) .
  82. ^ R. Hoogerwerf, JHJ de Bruijne, PT de Zeeuw, The Origin of Runaway Stars , in Astrophysical Journal , vol. 544, 2000, pp. L133, DOI : 10.1086/317315 . URL consultato il 6 agosto 2011 .
  83. ^ Rigutti , pp. 160-165 .
  84. ^ Measuring the Mass of Stars , su Stars, Galaxies, and Cosmology , Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. URL consultato il 28 febbraio 2012 .
  85. ^ Michael Richmond, Measuring stellar masses , su spiff.rit.edu . URL consultato il 28 febbraio 2012 .
  86. ^ Anthony J. Weitenbeck, Angular momentum conservation in double star orbits: A laboratory exercise , in American Journal of Physics , vol. 56, n. 4, 1988, pp. 309-311, DOI : 10.1119/1.15629 . URL consultato il 29 febbraio 2012 .
  87. ^ ( EN ) Ker Than, Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single , su space.com . URL consultato il 20 ottobre 2011 .
  88. ^ Charles J. Lada, Stellar Multiplicity and the IMF: Most Stars Are Single , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 640, 2006, pp. L63-L66, DOI : 10.1086/503158 . URL consultato il 22 febbraio 2012 .
  89. ^ Vedi la voce Lista delle stelle più vicine .
  90. ^ James Schombert, Birth and Death of Stars , su abyss.uoregon.edu , University of Oregon. URL consultato l'8 agosto 2011 .
  91. ^ a b Elisa V. Quintana et al., Terrestrial Planet Formation around Individual Stars within Binary Star Systems , in The Astrophysical Journal , vol. 660, 2007, pp. 807-822. URL consultato l'8 agosto 2011 .
  92. ^ Michael Schirber, Planets with Two Suns Likely Common , su space.com . URL consultato il 9 agosto 2011 .
  93. ^ Una lista di pianeti che orbitano intorno a binarie è riportata nell'articolo Matthew W. Muterspaugh et al., The Phases Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems , in The Astronomical Journal , vol. 140, 2010, p. 1657, DOI : 10.1088/0004-6256/140/6/1657 . URL consultato il 9 agosto 2011 .
  94. ^ Sebastian Daemgen et al., Binarity of transit host stars - Implications for planetary parameters , in Astronomy and Astrophysics , vol. 498, 2009, pp. 567–574, DOI : 10.1051/0004-6361/200810988 . URL consultato il 9 agosto 2011 .
  95. ^ a b David S. Evans, Stars of Higher Multiplicity , in Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society , vol. 9, 1968, pp. 388-400. URL consultato il 29 febbraio 2012 .
  96. ^ Victor G. Szebehely, Richard B. Curran, Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies , Springer, 1985, ISBN 90-277-2046-0 .
  97. ^ Jim Kaler, Algol (Beta Persei) , su stars.astro.illinois.edu , University of Illinois. URL consultato il 29 febbraio 2012 .
  98. ^ Javiera M. Guedes et al., Formation and Detectability of Terrestrial Planets Around Alpha Centauri B , in Astrophysical Journal , vol. 679, n. 2, 2008, pp. 1581-1587, DOI : 10.1086/587799 . URL consultato il 29 febbraio 2012 .
  99. ^ Castor 6 , su solstation.com , SolStation. URL consultato il 29 febbraio 2012 .
  100. ^ Jim Kaler, Mizar , su stars.astro.illinois.edu , University of Illinois. URL consultato il 29 febbraio 2012 .

Bibliografia

Titoli generali

Gwiazda podwójna zaćmieniowa schemat.svg
  • ( EN ) George Forbes, History of Astronomy , Londra, Watts & Co. (Free e-book from Project Gutenberg), 1909.
  • ( EN ) Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
  • HL Shipman, L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
  • ( EN ) Stephen Hawking , A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, ISBN 0-553-17521-1 .
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .

Titoli specifici

  • ( EN ) S. Chandrasekhar , An Introduction to the Study of Stellar Structure , New York, Dover, 1939, ISBN 0-486-60413-6 .
  • ( EN ) S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics , New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942), ISBN 0-486-44273-X .
  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken , The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964 [1918] . ISBN non esistente
  • ( EN ) Wulff D. Heintz, Double Stars , Dordrecht, D. Reidel Publishing Company, 1978, ISBN 90-277-0885-1 .
  • ( EN ) Victor G. Szebehely, Richard B. Curran, Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies , Springer, 1985, ISBN 90-277-2046-0 .
  • Mario Rigutti, Cento miliardi di stelle , Firenze, Giunti, 1995, ISBN 88-09-20734-3 .
  • Enrico Moltisanti, Le stelle doppie , Milano, Sirio srl, 1998, ISBN 88-203-2650-7 .
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • ( EN ) Robert W. Argyle, Observing and measuring visual double stars , Londra, Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0 .
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
  • ( EN ) James Mullaney,Double and Multiple Stars and How to Observe Them , Londra, Springer, 2005, ISBN 1-85233-751-6 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .

Carte celesti

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 21856 · LCCN ( EN ) sh85127456 · GND ( DE ) 4150454-9 · BNF ( FR ) cb11969477z (data) · NDL ( EN , JA ) 00575138
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 14 marzo 2012 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella_binaria&oldid=120817621 "