Coelum Astronomia 213 - 2017 - Page 192

esibisce anche un minimo secondario di magnitudine +3,85. Ciò che realmente accade in questo sistema lontano ben 880 anni luce venne ipotizzato a seguito della prima analisi spettroscopica ottenuta nel 1933 dall'astronoma americana Antonia Maury.

Ma qual è la causa delle variazioni luminose osservate? Il sistema binario di β Lyr è noto da lungo tempo per esibire linee di emissione nel suo complesso spettro, indice di una certa attività in tale sistema. La componente primaria è una stella azzurra di sequenza principale di tipo B (30.000 K), luminosa 25.000 volte il Sole e dal diametro 8 volte maggiore, con massa quasi 13 volte quella della nostra stella. Sulla natura della componente secondaria si era invece dibattuto per decenni, ritenendo erroneamente questa una stella di tipo F fino a quando, negli anni '60 e '70 dello scorso secolo, l'astronomo cinese-americano S. Huang propose un modello che spiegava in modo semplice e intuitivo sia la forma della curva di luce esibita sia l'assenza di righe nello spettro della componente secondaria. In questo modello, quest'ultima è una gigante azzurra di tipo B7e (12.000 K), 6.000 volte più luminosa del Sole, con diametro e massa rispettivamente 15 e 3 volte i corrispettivi solari. Questa è la componente meno massiccia e, in termini di luminosità intrinseca, più debole del sistema, anche se in passato però era il contrario. Uno scambio di ruolo avvenuto, con ogni probabilità, in meno di mezzo milione di anni. Accade che, quando entrambe le componenti di un sistema doppio sono di sequenza principale, esse rimangono all'interno del rispettivo “lobo di Roche”, l'area circostante una stella parte di un sistema binario all'interno della quale la forza di gravità consente al materiale orbitante di restare gravitazionalmente legato ad essa.

Nel caso in cui una delle due componenti possieda massa superiore all'altra, questa evolverà più rapidamente dell'altra, espandendosi in una gigante e riempiendo il suo lobo di Roche con il suo materiale gassoso. In tale condizione, questo può “traboccare” verso l'altra componente, innescando quindi un trasferimento di

ingenti quantità di massa alla compagna.

Parte del materiale gassoso “in arrivo” sulla stella secondaria può sfuggire ad essa andando a disporsi in un disco di accrescimento orbitante attorno ad essa: questo, oltre ad essere responsabile delle righe di emissione osservate nello spettro della stella al contempo ne diminuisce la luminosità totale di un fattore pari al 20%: è proprio tale struttura toroidale ad impedire ai telescopi di poter osservare direttamente la stella in esso racchiusa rendendone difficile, tra le altre cose, l’esatta identificazione spettrale..

Nel caso di β Lyr è stato calcolato che la quantità del materiale gassoso trasferito tra le due stelle di questo sistema ammonterebbe a una massa solare ogni 50.000 anni o, in altri termini, a 4,5 masse terrestri all'anno: tra l'altro, a seguito del mantenimento di equilibri gravitazionali indotti da questo fenomeno, il periodo orbitale della coppia aumenta di ben 19 secondi all’anno. Ma non solo: l’intensa forza mareale sviluppata a seguito della vicinanza delle due grandi stelle è tale da portarle ad assumere una struttura non più sferica bensì ovoidale. Gli equilibri gravitazionali in questo stretto sistema hanno portato il periodo

Considerando sistemi stellari doppi o multipli, l’analisi spettroscopica consente lo studio e la separazione delle componenti, nei casi in cui il telescopio non ha sufficiente potere risolutivo da mostrare la separazione delle stelle. A meno che il piano orbitale di un sistema doppio non sia perpendicolare alla nostra visuale, il mutuo allontanamento o avvicinamento delle componenti verso di noi è riscontrato nella continua oscillazione delle righe spettrali attorno a una posizione media, tanto più ampia quanto maggiore è la velocità orbitale degli astri coinvolti in questa danza. È quindi grazie all’oscillazione delle righe spettrali per effetto Doppler che si ha notifica della duplicità di stelle che, altrimenti, appaiono singole.

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Spettroscopia e Stelle Doppie