Una stella binaria è un sistema stellare formato da due stelle che orbitano intorno al loro comune centro di massa; la stella più luminosa viene chiamata primaria, mentre l'altra viene chiamata compagna o secondaria.
Le osservazioni compiute sin dall'Ottocento fanno pensare che siano molte le stelle a far parte di sistemi binari o di sistemi multipli, composti da più di due stelle. Il termine stella doppia è a volte utilizzato quale sinonimo di stella binaria, ma talvolta indica sia le stelle binarie fisicamente legate fra loro sia le binarie ottiche, ovvero coppie di stelle che appaiono vicine se osservate dalla Terra, ma che non hanno alcun legame gravitazionale fra loro. Si può verificare se una stella doppia è ottica qualora le due componenti abbiano valori di moto proprio o velocità radiale sufficientemente distinti, oppure quando le misurazioni della parallasse rivelano che esse hanno distanze differenti dalla Terra. Esistono però molte stelle doppie per le quali non è stato ancora possibile determinare se si tratti di binarie fisicamente legate oppure solo di doppie apparenti.
Spesso le due componenti che formano una stella binaria sono visibili a occhio nudo o tramite l'ausilio di strumenti osservativi; una binaria di questo tipo viene chiamata visuale. Molte binarie visuali hanno lunghi periodi orbitali, dell'ordine di centinaia o migliaia di anni, e perciò le loro orbite sono note solo con incertezza. Altre binarie invece presentano un'orbita così stretta che non sono risolvibili neppure con le strumentazioni ottiche, ma sono riconoscibili come tali soltanto tramite tecniche indirette quali la spettroscopia (binarie spettroscopiche) o l'astrometria (binarie astrometriche). Se una binaria presenta un piano orbitale parallelo alla linea di vista della Terra, le sue componenti si eclisseranno a vicenda; queste binarie vengono chiamate a eclisse o, quando sono riconoscibili dai cambiamenti di luminosità prodotti dalle eclissi, binarie fotometriche.
Se le componenti di un sistema binario sono abbastanza vicine (binarie strette), esse possono distorcere reciprocamente le loro atmosfere e, in alcuni casi, possono pure scambiarsi materiale così da modificare la loro normale evoluzione. Una varietà di binarie strette sono le cosiddette binarie a contatto, le quali sono talmente vicine tra loro da condividere una considerevole percentuale di materia. Le binarie possono originare anche delle nebulose planetarie e sono all'origine delle variabili cataclismiche, in particolare delle novae e delle supernovae di tipo Ia. Le stelle binarie rivestono inoltre un importante ruolo in astrofisica, in quanto il calcolo delle loro orbite permette di stimare le masse delle due componenti e, indirettamente, altri parametri come il raggio e la densità.
Osservazione
Poiché la distanza che separa le due componenti di una stella binaria è sempre molto inferiore alla distanza della coppia dalla Terra, sono molto poche le stelle binarie che possono essere osservate a occhio nudo: esse, al contrario, ci appaiono come un'unica stella in quanto sono troppo vicine per essere separate dall'occhio umano. Una notevole eccezione è la coppia Mizar-Alcor, appartenente alla costellazione dell'Orsa Maggiore, che appare separata da 11,8 minuti d'arco e che può essere distinta a occhio nudo se si ha una buona vista. Le due stelle sono fisicamente distanti fra loro circa un quarto di anno luce e distano da noi circa 80 anni luce. Tuttavia, nella maggior parte dei casi per separare le due componenti di una stella binaria è necessario l'ausilio di una strumentazione: infatti, quanto minore è la distanza fra le due componenti e/o quanto maggiore è la distanza della coppia dalla Terra, tanto maggiore deve essere il potere risolvente angolare dello strumento necessario a separarle. La luminosità delle stelle è un altro fattore importante: le stelle brillanti, a causa del loro riverbero, sono infatti più difficili da separare rispetto a quelle più deboli.. Alcune stelle binarie presentano una separazione sufficientemente piccola e sono sufficientemente distanti dalla Terra da non poter essere risolte neppure dai telescopi più potenti; la costruzione di telescopi sempre più grandi e potenti permette comunque l'osservazione diretta di un crescente numero di stelle binarie.
Uno degli aspetti più suggestivi dell'osservazione delle binarie è il contrasto fra colori fra le loro componenti che alcune di esse mostrano; una delle binarie in questo senso più spettacolari è Albireo, una stella di terza magnitudine appartenente alla costellazione del Cigno. Essa è una delle binarie visuali più facili da osservare a causa della larga separazione fra le due componenti e della loro differenza di colore: la stella più luminosa della coppia è di colore azzurro, mentre la compagna è di colore arancione; la componente più luminosa è in realtà essa stessa una binaria stretta. Tuttavia i colori che gli osservatori riportano sono spesso molto discordanti fra loro;. queste discordanze possono essere dovute a una pluralità di fattori, quali il tipo di telescopio utilizzato, le condizioni atmosferiche, la differenza di luminosità fra le componenti della coppia, gli effetti di colore contrastante e la percezione dei colori da parte dell'osservatore. In campo amatoriale i telescopi più piccoli sono avvantaggiati rispetto a quelli più grandi in quanto i piccoli strumenti forniscono un livello di luce ottimale per distinguere i colori delle binarie più brillanti: troppa illuminazione (così come troppo poca) rende la percezione dei colori difficile e incerta..
Quando si osserva una stella doppia, si cerca innanzitutto di accertare se si tratti di una vera binaria o solo di una coppia ottica; uno dei modi più semplici per farlo è osservare il moto orbitale delle due stelle intorno al loro comune centro di massa. Questo metodo può essere utilizzato se il periodo orbitale non è eccessivamente lungo, in modo tale che il moto relativo delle due stelle possa essere osservato nel tempo. Si procede in questo caso misurando l'angolo di posizione della stella meno luminosa rispetto a quella più brillante e la loro distanza angolare e queste misurazioni vengono ripetute nel tempo. Dopo un sufficiente numero di osservazioni, esse sono raccolte in un sistema di coordinate polari, dove la stella più luminosa occupa l'origine e dove viene disegnata l'ellisse più probabile passante per i punti in cui la meno brillante è stata osservata; in realtà questa ellisse non coincide con l'orbita reale della secondaria, ma con la sua proiezione sul piano del cielo. A partire da tale ellisse apparente è comunque possibile calcolare i parametri dell'orbita, dove il semiasse maggiore è espresso in unità angolari, a meno che la parallasse, e quindi la distanza, del sistema non sia conosciuta. Il calcolo dei parametri orbitali è di fondamentale importanza in astronomia, dato che costituisce l'unico metodo diretto per la valutazione della massa delle stelle.. Quando il periodo orbitale è troppo lungo per poter apprezzare cambiamenti nella posizione delle due stelle, si ricorre alla misurazione delle distanze, delle velocità radiali e del moto proprio delle stelle della coppia: se queste misurazioni danno valori uguali o simili, allora la coppia è probabilmente legata da vincoli di gravità., 1978. Infatti se due stelle sono fisicamente legate, allora si troveranno più o meno alla stessa distanza da noi e saranno accomunate dallo stesso moto proprio nel cielo.
Storia delle osservazioni
Il termine binaria fu usato per la prima volta per designare una coppia di stelle dall'astronomo anglo-prussiano William Herschel, il quale nel 1802 scriveva:
Nella moderna terminologia astronomica si definisce dunque stella binaria una coppia di stelle che orbitano intorno a un comune centro di massa; le stelle binarie che possono essere risolte tramite un telescopio o tramite un interferometro vengono chiamate binarie visuali., 1978. Per la maggior parte delle binarie visuali conosciute, non è stata ancora osservata un'intera rivoluzione, ma solo una parte della curva dell'orbita, a causa del lungo periodo orbitale che un'ampia orbita comporta., 1978.
Il termine più generale stella doppia è utilizzato per le coppie di stelle che appaiono vicine nel cielo., 1964. Le stelle doppie possono essere o stelle binarie o semplicemente due stelle che appaiono vicine, ma che possiedono in verità distanze molto differenti dal Sole. In quest'ultimo caso vengono chiamate binarie ottiche;, 1978. tuttavia questa distinzione fra i significati di stella binaria e stella doppia viene di solito operata fra i corrispondenti termini inglesi (binary star e double star), mentre nelle altre lingue si tende spesso a considerarli sinonimi.
Dall'invenzione del telescopio è stato individuato un gran numero di stelle doppie. La prima a essere individuata come tale fu Mizar, nel Grande Carro dell'Orsa Maggiore: la sua natura di stella doppia fu scoperta da Giovanni Battista Riccioli nel 1650,, 1964. anche se è probabile che tale scoperta sia stata effettuata in precedenza da Benedetto Castelli e Galileo. Nel 1656 l'olandese Christiaan Huygens vide la stella , situata all'interno della celebre Nebulosa di Orione, risolta in tre componenti; nel 1664 l'inglese Robert Hooke scoprì la duplicità di , mentre nel 1678 l'italiano Giovanni Cassini, astronomo a Parigi presso la corte di Luigi XIV, rilevò la duplicità di e Castore ();. Acrux, nella costellazione della Croce del Sud, fu riconosciuta quale stella doppia da padre Fontenay nel 1685. Inizialmente molte delle coppie furono interpretate come sistemi planetari, costituiti da un pianeta orbitante intorno a una stella centrale; presto però ci si rese conto che questa ipotesi non poteva essere corretta in quanto non veniva percepito alcun moto di rivoluzione del presunto pianeta intorno alla stella..
Nella prima metà del Settecento alcuni astronomi ritenevano che le stelle doppie apparissero vicine solo per ragioni di prospettiva. Nel 1767 John Michell fu il primo a suggerire che le stesse doppie potessero essere fisicamente legate fra loro, basandosi sul fatto che la probabilità che due stelle potessero apparire casualmente vicine fosse molto bassa., 2004. Consultabile on line a questo indirizzo; URL consultato il 20 ottobre 2011. Si vedano in particolare le pagine 249–250. William Herschel cominciò a osservare le stelle doppie nel 1779 e ne compilò un catalogo contenente circa 700 astri;, 1978. nel 1803 egli aveva osservato la posizione relativa di molte stelle doppie nel corso dei precedenti 25 anni e poté concludere che doveva trattarsi di sistemi gravitativamente legati. Fu però necessario attendere il 1827 perché per la prima volta venisse determinata l'orbita di una stella binaria, quando Félix Savary calcolò quella di ; da allora molte stelle doppie sono state catalogate e studiate. Il Washington Double Star Catalog, un database di doppie visuali compilato dallo United States Naval Observatory, raccoglie più di 100.000 stelle doppie e comprende sia stelle doppie ottiche che stelle binarie. Sono conosciute le orbite di solo alcune migliaia di queste stelle e per la maggior parte di esse non è neppure ancora certo se si tratti di vere binarie o solo di vicinanze prospettiche.
Classificazione Per classificare le stelle binarie ci si serve di due metodi, basati sul sistema mediante cui la duplicità della stella viene accertata oppure sulla distanza che separa le due componenti.
Secondo il metodo della scoperta Le stelle binarie sono classificate in quattro diversi tipi a seconda del modo in cui la loro natura di binarie viene accertata: binarie visuali, tramite l'osservazione diretta; binarie spettroscopiche, tramite cambiamenti periodici nelle linee spettrali; binarie fotometriche, tramite i cambiamenti nella luminosità causati dalla eclissi reciproca delle due componenti;