LE STELLE DOPPIE

Si potrebbe pensare che, allo stesso modo del Sole, le stelle siano astri isolati, ripartiti nella Galassia. In realtà, i due terzi delle stelle sono riunite a formare sistemi multipli. La maggior parte di questi sistemi sono binari (cioè formati da due stelle sole, come Sirio), ma esistono anche sistemi tripli, quadrupli e perfino sestupli.
Queste stelle ruotano attorno ad un punto comune, che è il baricentro del sistema, compiendo ciascuna un'orbita ellittica della quale il baricentro è uno dei due fuochi.

Non bisogna confondere le stelle doppie fisiche con quelle ottiche, cioè quelle che appaiono associate per un semplice effetto prospettico (per esempio, Mizar e Alcor, le stelle della "coda" dell'Orsa Maggiore).
Ci sono diversi tipi di sistemi binari.
Le doppie visuali sono quei sistemi in cui entrambe le componenti sono visibili al telescopio.
Il potere risolutivo dei telescopi è limitato, quindi non tutti i sistemi multipli possono essere separati visivamente, tuttavia la presenza di due stelle che ruotano può essere rivelata anche per via indiretta. É questo il caso delle binarie ad eclisse, o binarie fotometriche.  Le stelle doppie si muovono una attorno all'altra, e se il loro piano orbitale si trova lungo la linea di vista, periodicamente una delle due nasconde l'altra, dando luogo ad un occultamento o eclissi.
In questo caso, ciò che si osserva non è una vera e propria eclisse, ma piuttosto una variazione nella luminosità globale del sistema. É il caso di Algol, nella costellazione di Perseo, la cui magnitudine totale passa da 2.3 a 3.5 in un periodo di 69 ore.
In altri casi, si possono rivelare dei sistemi doppi mediante lo spostamento Doppler delle loro righe spettrali: nel loro moto attorno al baricentro, le due stelle ora si avvicinano, ora si allontanano dall'osservatore, quindi il loro spettro subisce uno spostamento rispettivamente verso il blu o verso il rosso. Un esempio di questo tipo di sistema di binarie spettroscopiche è Mizar nell'Orsa Maggiore.
 
 
 

Le stelle doppie rivestono una particolare importanza, perchè a volte permettono di  misurare le masse delle stelle componenti, analizzando i parametri dell'orbita relativa e utilizzando le leggi di Keplero.  Questo è fondamentale per poter assegnare una massa tipica ad una stella di un determinato tipo spettrale e quindi per fornire un riscontro alle teorie dell'evoluzione stellare.
 

La nana rossa Wolf 359 e il sistema binario Wolf 424 A e B. Wolf 424 B, la stella più piccola del sistema binario, ha probabilmente una massa minore di 0.08 masse solari, la massa minima perchè una stella possa innescare la fusione nucleare nel suo centro. (HST)

 
 
 

Il sistema binario di stelle M40, nella costellazione dell'Orsa Maggiore. (SEDS)