Stella binaria

Secondo la definizione moderna, il termine stella binaria è generalmente limitato a coppie di stelle che ruotano intorno a un centro di massa comune. Le stelle binarie che possono essere risolte con un telescopio o con metodi interferometrici sono conosciute come binarie visuali. Per la maggior parte delle stelle binarie visive conosciute non è stata ancora osservata un'intera rivoluzione (cerchio completo), si vede che hanno viaggiato lungo un percorso curvo o un arco parziale.

Alcune stelle sembrano essere in orbita intorno allo spazio vuoto, e sembrano non avere una compagna. In questo caso, la stella compagna è molto piccola e debole, oppure è una stella di neutroni o un buco nero. L'esempio più noto di una stella con una compagna invisibile è Cygnus X-1, in cui la compagna della stella visibile sembra essere un buco nero.

Il termine più generale di stella doppia è usato per coppie di stelle che si vedono vicine nel cielo. Questa distinzione è raramente fatta in lingue diverse dall'inglese. Le stelle doppie possono essere sistemi binari o possono essere semplicemente due stelle che appaiono vicine nel cielo ma che hanno distanze reali molto diverse dal Sole. Queste ultime sono chiamate doppie ottiche o coppie ottiche.

Una stella binaria visiva è una stella per la quale la separazione delle due stelle può essere vista con un telescopio. La stella più luminosa è la primaria e la stella più debole è la secondaria. Le binarie visuali impiegano molto tempo per orbitare l'una attorno all'altra, nell'ordine di centinaia o addirittura migliaia di anni.

Una binaria spettroscopica è una in cui le due stelle non possono essere viste separatamente nemmeno con un telescopio. Sono molto vicine e si muovono l'una intorno all'altra molto rapidamente, in un periodo di qualche settimana o anche di qualche giorno. Tuttavia, possono essere viste come due stelle separate usando uno spettroscopio, che è in grado di registrare il cambiamento Doppler nel colore della luce inviata dalle stelle che si muovono rapidamente verso o lontano dalla Terra.

Alcune binarie spettroscopiche hanno un'orbita che si trova sul bordo della Terra. Quando questo accade, le stelle passano a turno davanti alla stella partner e la eclissano, in quella che viene chiamata una binaria eclissante. In questo caso, la quantità di luce che vediamo dalla doppia diminuisce leggermente durante il tempo in cui una stella è davanti all'altra.

Una binaria astrometrica è una in cui solo una compagna può essere vista. Per le binarie astrometriche abbastanza vicine alla Terra (fino a circa 10 parsec), può essere possibile vedere la compagna visibile "oscillare" mentre si muove intorno alla sua compagna invisibile. Facendo misurazioni per un lungo periodo di tempo, è possibile calcolare la massa della stella visibile e la durata della sua orbita. Questo metodo è anche usato per rilevare la presenza di grandi pianeti in orbita attorno a una stella; a partire dal 2007, oltre duecento pianeti sono stati scoperti in questo modo.

La maggior parte delle binarie sono binarie staccate. A parte la loro attrazione gravitazionale l'una sull'altra, non hanno alcun effetto l'una sull'altra.

Alcune binarie sono così vicine l'una all'altra che una o entrambe le stelle sono in grado di tirare materiale dall'altra. Le binarie a contatto condividono la stessa atmosfera stellare e, poiché l'attrito le rallenta per un lungo periodo, possono fondersi in una sola stella. Questo evento violento le rende temporaneamente più brillanti, più luminose di una nova ma meno luminose di una supernova.

Anche se potrebbe essere possibile che le stelle binarie si formino quando una stella passa molto vicino ad un'altra, è altamente improbabile (poiché ci vorrebbero tre stelle vicine l'una all'altra prima che due possano unirsi), e si verificherebbe solo in luoghi dove le stelle sono densamente ammassate insieme. La nostra comprensione attuale è che quasi tutte le binarie si formano insieme nelle dense nubi di gas dove nascono le stelle.

È possibile (anche se non probabile) che una stella di passaggio perturbi un sistema binario e fornisca abbastanza forza gravitazionale da dividere il binario. Queste stelle separate continuano a vivere come normali stelle singole. A volte, però, la forza gravitazionale è sufficiente a far sì che le due compagne si allontanino l'una dall'altra a grande velocità, dando luogo a ciò che è noto come stelle in fuga.

A volte una stella è in orbita attorno a una nana bianca. Se è abbastanza grande e vicina alla nana bianca, la nana può succhiare gas dall'atmosfera della sua compagna. In un periodo di tempo, una grande quantità di gas può raccogliersi sulla nana bianca. Man mano che questo gas viene compattato dalla gravità della nana bianca, alla fine subirà una fusione nucleare, dando luogo ad un'esplosione di luce molto luminosa, nota come nova. In alcuni casi, la nana bianca può raccogliere così tanto gas che l'esplosione la distrugge completamente, in quella che viene chiamata supernova. Un tale evento può anche portare a stelle in fuga, poiché la stella più grande non ha più una compagna pesante che la tiene in orbita.

Le binarie a raggi X producono grandi quantità di radiazioni X. Sono il risultato di una stella massiccia che mangia una stella meno massiccia. La stella minore diventa un donatore e la sua materia viene drenata e cade nella stella più massiccia (ma più compatta), l'accretor. Questo rilascia fotoni ad alta energia, per esempio nella gamma di lunghezze d'onda dei raggi X. I raggi X provengono anche dal consumo di materiale sulla superficie della stella più massiccia in un processo chiamato combustione termonucleare. Questo può produrre esplosioni di 10 secondi.