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STELLE DOPPIE SPETTROSCOPICHE


Introduzione - b Aur



Introduzione
La figura 1 illustra un sistema doppio. Ciascuna componente ruota attorno al centro di massa. Le orbite in generale saranno ellittiche ed avranno la stessa eccentricita' in modo tale che le due stelle giaceranno sempre su una linea che passa per il centro di massa.

Figura 1: In un sistema doppio le due componenti ruotano attorno al comune centro di massa su orbite ellittiche di uguale eccentricita'. I rapporti dei semiassi maggiori delle ellissi sono inversamente proporzionali alle masse delle due stelle.

Il rapporto tra le distanze delle due stelle dal centro di massa e' inversamente proporzionale alla massa di ciascuna stella, cioe':

A/B=MB/MA
Se si esprimono le distanze in UA, le masse in masse solari, e il tempo in anni, la terza legge di Keplero per un sistema doppio diviene:
(MA+MB)=a3/P2
da cui si vede che stelle massicce non troppo distanti fra loro hanno periodi di rotazione brevi e quindi velocita' di rotazione elevate.
Un buon esempio e' la stella Spica che e' composta da due componenti di classe spettrale B1 e B3, separate di sole 0.126 UA. Il periodo e' di soli 4,014 giorni che corrispondono ad una velocita' orbitale per le due componenti di 120 e 189 Km/sec, facilmente misurabile per effetto Doppler. Se si considera lo spostamento Doppler della lunghezza d'onda della luce emessa da una sorgente in moto vale la formula:
Dl/l=c/v
dove c e' la velocita' della luce e v e' la velocita' della sorgente. Dunque, nel caso di Spica, si potra' osservare uno sdoppiamento spettrale massimo delle righe (per v=120+189 Km/sec) di 5 ┼ attorno a 5000 ┼, del tutto alla portata degli spettrografi amatoriali (il nostro ad esempio raggiunge la risoluzione di 0.5 ┼).
Figura 2: Orbita apparente osservata da terra (a sinistra) e disposizione vera dell'orbita nello spazio (a destra).

Come illustrato nella figura 2, l'effetto Doppler dovuto al moto orbitale puo' essere ridotto del fattore sin (i) a causa dell'inclinazione del piano dell'orbita rispetto alla linea di vista.
Siccome non esiste nessun metodo spettroscopico per distinguere un'orbita inclinata da una fortemente eccentrica, e quindi in ultima analisi per misurare i si puo' solamente dire che la velocita' orbitale e' almeno pari a quella dedotta dall'effetto Doppler. Ma potrebbe essere anche maggiore, se l'angolo ifosse molto piccolo. Dalla 3a legge di Keplero si deduce allora che si puo' calcolare solo un limite inferiore per le masse stellari.
Informazioni sull'inclinazione dell'orbita si possono pero' avere anche da misure interferometriche oppure dall'occorrenza di eclissi per angoli i prossimi a 90 gradi.
Infine e' opportuno osservare che non sempre e' possibile vedere lo spettro di entrambe le stelle. Frequentemente una delle due componenti e' piu' debole e pertanto si potranno osservare nello spettro solamente le righe della componente piu' luminosa. E' allora fondamentale poter disporre di righe di calibrazione per effettuare misure assolute di lunghezza d'onda.

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Ultimo aggiornamento / /2002