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 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 r2 r1 r r1 = rm2 / (m1+m2) r2 = rm1 / (m1+m2) m2 m1 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

Ricordando che r1+r2 = r si ottengono così le seguenti relazioni: 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 Piano orbitale i Ricordando che r1+r2 = r si ottengono così le seguenti relazioni: r = (K1 + K2)( sin(i)) m2 / m1 = K1/K2 (m1 + m2) = 2r3G Linea di vista velocità osservate: K1 = r1 sin(i) K2 = r2 sin(i) Quindi, possiamo determinare il rapporto delle masse m2/m1 Ma non possiamo ricavare se non abbiamo modo di stimare l’angolo di inclinazione i la separazione orbitale r la massa totale m1+m2 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 Esplosione di Supernova Può eventualmente appesantire la compagna > 6 M 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 Orbite eccentriche Tempo di evoluzione lungo della stella leggera: spin-up della NS

Il disco di accrescimento cede momento angolare alla NS 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 Esplosione di Supernova  10 M 6 M 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 Tempo di evoluzione relativamente veloce della stella (relativamente massiva): spin-up della NS moderato

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