| Se le componenti di
un sistema binario sono ben separate allora non si disturbano
in modo significativo e quando studiamo la loro evoluzione si
possono considerare due stelle singole che evolvono in modo
indipendente. Tuttavia per i sistemi binari stretti non accade
così. I sistemi binari stretti sono divisi in tre classi:
sistema diviso, sistema
semidiviso e sistemi in contatto.
Nella figura a destra le stelle sono circondate da una
superficie equipotenziale, chiamata superficie di
Roche, che delimita due zone: i lobi di
Roche. Se la stella diventa più grande di questa
superficie comincia a perdere massa verso la sua compagna
attraverso la strozzatura della superficie di Roche. Durante la fase della sequenza
principale il raggio della stella non cambia molto e ogni
componente rimane entro il suo lobo di Roche. Ma quando
l'idrogeno si è esaurito il nucleo della stella rapidamente si
contrae e gli strati esterni si espandono. A questo stadio la
stella può ingrandirsi oltre i suo lobo e inizia il
trasferimento di massa.
Le binarie strette sono solitamente osservate come binarie ad eclisse. Un esempio è Algol nella costellazione di Perseus. Le componenti di questo sistema binario sono una normale stella della sequenza principale e una subgigante ma molto meno massiccia delle stelle della sequenza principale. La subgigante ha una luminosità elevata come se ha già lasciato la sequenza principale. Questa situazione è inattesa perchè le componenti si sono formate probabilmente nello stesso tempo ed è la stella più massiccia che deve evolvere più rapidamente. Questa situazione è nota come il paradosso di Algol: per una qualche ragione la stella meno massiccia evolve più rapidamente. Nel 1950 è stata proposta una soluzione al paradosso in cui la subgigante era originalmente più massiccia ma ha perso massa a favore della compagna nel corso della sua evoluzione. Dal 1960 il trasferimento di massa nei sistemi binari stretti è stato studiato più profondamente e se ne è concluso che questo è un fattore molto importante nell'evoluzione dei sistemi binari stretti. Per esempio consideriamo un sistema binario in cui le masse iniziali delle componenti sono 1 e 2 masse solari e il periodo orbitale iniziale di 1.4 giorni (figura in basso a sinistra). Dopo che è evoluta allontanandosi dalla sequenza principale la componente più massiccia eccede il limite di Roche e comincia a perdere massa verso la sua compagna. Inizialmente la massa è trasferita nella scala dei tempi termica e dopo pochi milioni di anni i ruoli delle due componenti cambia: la componente inizialmente più massiccia diventa meno massiccia della sua compagna. Il sistema binario è ora semidiviso e può essere osservato come un sistema binario ad eclisse tipo Algol (lettera c della figura). |
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Le due componenti sono ora una stella più massiccia della sequenza principale e una stella meno massiccia subgiante che riempie la superficie di Roche. Il trasferimento di massa continua ma nella più lenta scala dei tempi nucleare. Alla fine il rasferimento di massa cessa e la stella meno massiccia si contrae a 0.6M⊙ come nana bianca (lettera d). Ma stella di massa 2.4M⊙ continua la sua evoluzione, comincia a perdere massa che sarà accumulata sulla superficie della nana bianca. La massa accumulata provoca un lampo di nova (lettera e) in cui il materiale è espulso nello spazio da una grande esplosione. Ma a dispetto di questo, il trasferimento continuerà, la massa della nana bianca crescerà comunque gradualmente e può eventualmente eccedere la massa di Chandrasekhar. La nana bianca allora collassa ed esplode come una supernova di tipo I. Un secondo esempio (figura a destra) consideriamo un sistema binario massiccio con masse iniziali di 20 M⊙ e 8M⊙ e periodo iniziale di 4.7 gironi. La componente più massicia evolve rapidamente e alla fine della fase della sequenza principale ha trasferito più di 15M⊙ di massa alla sua compagna. Il trasferimento di massa avviene nella scala dei tempi terrmica che, in questo caso, è solo poche decine di centinaia di anni. Quello che si ottiene è una stella di elio che ha coma compagna una stella ancora non evoluta della sequenza principale. Le proprietà della stella di elio sono simili a quella delle stelle di Wolf-Rayet. L'elio continua a fondere in carbonio nel nucleo nella stella d'elio e la massa del nucleo di carbonio cresce. Alla fine il carbonio sarà fuso in modo esplosivo e la stella esploderà come una supernova. Le conseguenze di questa esplosione non sono note ma si suppone che rimane una compatta degenere di massa 2M⊙. Quando la stella ora più massiccia si espande il suo vento stellare diventa più intenso e ciò fa nascere una forte emissione di raggi X da parte della stella compatta. L'emissione di raggi X alla fine cessa quando la stella più massiccia eccede la sua superficie di Roche. Il sistema ora rapidamente perde massa e momento angolare. Lo stadio finale è raggiunto quando il sistema contiene una stella di elio di 6M⊙ in addizione alla compagna di 2M⊙. La stella di elio è vista copme una stella di Wolf-Rayet e dopo circa un milione di anni esploderà in una supernova. Questo probabilmente conduce alla rottura del sistema binario. Tuttavia per certi valori di massa il sistema può rimanere ancora legato. |
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