Da Commissione Divulgazione - Unione Astrofili Italiani.

Versione corrente delle 15:59, 2 mag 2010

Presentazione

Un esame anche superficiale del cielo con un telescopio (o persino con un binocolo) rivela che moltissime stelle che ad occhio nudo appaiono singole sono in realtà costituite da due o più astri apparentemente molto ravvicinati tra loro. Al giorno d’oggi l’esistenza di sistemi stellari doppi e anche multipli ci sembra assolutamente normale, ma per gli astronomi del XVII e del XVIII secolo la scoperta delle stelle doppie telescopiche costituì un’autentica novità e pose un grave problema: queste coppie di stelle sono vicine solo in apparenza (cioè prospetticamente) o sono in realtà dei sistemi con qualche connessione fisica tra le stelle che li compongono ?

Tra gli osservatori che furono rosi da questo dubbio vi fu il grande William Herschel, che fu proprio colui che risolse l’enigma: non c’era alcun dubbio che ci sono coppie di stelle (o più in generale sistemi multipli) in cui le stelle sono legate fra di loro dalla forza di gravità, e seguono le stesse leggi enunciate da Keplero e da Newton.

Nel XIX secolo l’astrometria delle stelle doppie conobbe il suo massimo splendore ad opera di grandi osservatori visuali – la grande importanza del loro lavoro fu di poter calcolare, note le orbite e la distanza dei sistemi binari, la massa delle stelle.

“Pesare” le stelle (e analizzarne gli spettri) servì a gettare le basi della moderna astrofisica, che tanti progressi ha compiuto nel XX secolo.

Oggi il lavoro di misurazione delle stelle doppie prosegue ad opera di un numero relativamente ristretto di osservatori, dato che altre branche dell’astronomia e dell’astrofisica hanno preso il sopravvento nell’interesse dei ricercatori. Le tecniche di osservazione sono in ogni caso molto più sofisticate.

E'un settore aperto ai contributi dei dilettanti meglio equipaggiati, nonché dotati di metodo e perseveranza - il micrometro filare (che si rifà alla tradizione dei grandi visualisti) e il CCD sono gli strumenti principali.

Le stelle doppie in ogni caso sono oggetti di grande fascino e bellezza, e la loro osservazione anche solo "estetica" o "contemplativa", quale quella che vogliamo suggerire in queste pagine, è un'occasione di approfondimento tecnico e scientifico, e porta a una profonda conoscenza del cielo stellato e degli strumenti di osservazione.

Osservazioni di questo tipo necessitano di un programma di osservazione (che solitamente è l'elemento più trascurato) e di un atlante stellare.

Come sempre raccomanda l'Apprendista Astrofilo, registriamo le nostre osservazioni e teniamo un diario: ci aiuterà a osservare con metodo e proveremo un grande piacere nello sfogliare le osservazioni passate e considerarle alla luce di una nostra maggiore esperienza e conoscenza.

Non dimentichiamo di condividere queste bellissime esperienze con il nostro prossimo!

Classificazione delle stelle doppie

Le stelle doppie vengono comunemente classificate in base ai metodi impiegati per osservarle e per determinarne l’orbita.

Anzitutto occorre effettuare una prima suddivisione in doppie fisiche e doppie ottiche.

Le stelle doppie fisiche (o stelle binarie) sono quelle coppie di stelle caratterizzate da un legame fisico gravitazionale tra le componenti del sistema: entrambe le stelle (o più di due se si tratta di un sistema multiplo) ruotano cioè attorno al comune centro di massa.

Può tuttavia capitare che due stelle apparentemente vicine sulla volta celeste si trovino in realtà a distanza di molti anni luce l’una dall’altra e non abbiano tra loro alcuna connessione: queste sono le doppie ottiche o prospettiche, che fino alla fine del secolo XVIII si riteneva costituissero la maggioranza delle coppie di stelle.

Oggi, invece, sappiamo che esse sono una minoranza e che tra le stelle della nostra galassia (e presumibilmente anche delle altre) la duplicità è la norma piuttosto che l’eccezione.

Le doppie fisiche, che costituiscono l’oggetto di studio degli astronomi dilettanti e professionisti, vengono poi ulteriormente classificate come segue:

- binarie visuali

- binarie astrometriche

- binarie interferometriche

- binarie spettroscopiche

- binarie fotometriche

Le binarie visuali sono state le prime ad essere scoperte poiché la duplicità è direttamente percepibile al telescopio.

Oggi si conoscono molte migliaia di binarie visuali, la cui separazione va da circa 0,1 fino oltre un centinaio di secondi d’arco. Le binarie visuali vengono misurate tramite il micrometro filare e il CCD.

Esistono poi moltissime stelle doppie che non possono essere separate nemmeno con i più potenti telescopi a disposizione dei professionisti.

Questo può accadere o perchè la doppia è troppo stretta o perchè una delle due componenti è così luminosa da impedire la visione della compagna più debole.

Quest’ultimo è il caso, ad esempio di Sirio, la cui duplicità venne scoperta indirettamente (tra il 1844 e il 1851) in base alle oscillazioni subite dal moto proprio della stella e dovute alla presenza di un compagno debole ed eccezionalmente denso (Sirio B).

Solo nel 1862 Alvan Clark poté finalmente osservare il compagno direttamente al telescopio. Le stelle doppie scoperte in questo modo vengono denominate binarie astrometriche e molte di esse sono state recentemente aggiunte ai cataloghi grazie al lavoro del satellite europeo Hipparcos.

Purtroppo le tecniche astrometriche non sono applicabili ai sistemi binari più lontani dal Sole, perchè le perturbazioni nel moto diventano difficili da rilevare.

Il potere risolutivo di un telescopio è fortemente limitato dalla presenza dell’atmosfera terrestre, al punto che, visualmente, è impossibile sfruttare per intero il potere risolutivo dei più grandi telescopi terrestri.

Le variazioni spaziali e temporali delle caratteristiche fisiche dell’atmosfera impediscono di separare doppie più strette di un certo valore: in condizioni medie la minima separazione percepibile in una stella doppia stretta si aggira sui 0,1 secondi d’arco, e comunque in questi casi è praticamente impossibile ottenere delle immagini di diffrazione nitide e regolari.

Per aggirare questa difficoltà, gli astronomi che studiano le stelle doppie hanno pensato bene di sfruttare un fenomeno ondulatorio ben noto e di grandissima importanza pratica: l’interferenza.

Senza entrare nei dettagli diciamo solo che con questa tecnica, e particolarmente con la speckle interferometria, è possibile raggiungere il potere risolutivo del telescopio e misurare la separazione di doppie separate di qualche millesimo di secondo d’arco.

In questo modo è stato osservato il moto orbitale e calcolate le masse di binarie a cortissimo periodo, dell’ordine dei giorni, denominate binarie interferometriche.

Un altro importante tipo di stelle doppie sono le binarie spettroscopiche, anche queste non risolvibili otticamente ma riconoscibili per l’effetto Doppler mostrato dai loro spettri.

Quando si osserva con lo spettroscopio un sistema binario il cui piano orbitale non forma un grande angolo con la direzione della visuale, il moto delle stelle attorno al centro di massa le porta ora ad avvicinarsi e ora ad allontanarsi dalla Terra.

Le righe dei loro spettri si spostano allora alternativamente verso il rosso (quando la stella si allontana) e verso il violetto (quando si avvicina).

Dall’entità e dal periodo dell’effetto Doppler gli astronomi possono risalire ai parametri fisici del sistema.

Infine vi sono le binarie fotometriche, meglio note come variabili a eclisse.

Sono sistemi binari strettissimi il cui piano orbitale forma un angolo molto piccolo con la linea della visuale e quindi le due componenti del sistema di eclissano a vicenda.

Quando la componente più brillante viene eclissata da quella meno brillante si ha una notevole caduta di luminosità (minimo primario della curva di luce). Quando avviene l’opposto si ha una diminuzione di luminosità più contenuta (minimo secondario della curva di luce).

Un esempio molto famoso di binaria fotometrica è costituito dalla Beta Persei, Algol, che splende normalmente di mag. 2,1 per scendere alla 3,4 ogni 69 ore circa. Il minimo secondario, invece, è molto poco profondo, appena 0,1 magnitudini. Le binarie fotometriche vengono seguite dai variabilisti in quanto si studiano con gli stessi metodi impiegati per le variabili fisiche (fotometria).

I parametri delle stelle doppie visuali

Gli aspetti principali di una stella doppia vista al telescopio sono:

la magnitudine (che esprime la luminosità) delle stelle componenti.

la separazione o distanza apparente fra le due componenti. Come tutte le distanze sulla volta celeste è rappresentata da un angolo, così piccolo però che comunemente viene espresso in secondi d'arco ("). In un grado ci sono 3600 secondi d'arco e, tanto per dare un'idea, la Luna ha un diametro apparente che si aggira attorno ai 1800". Quando leggiamo quindi di due stelle separate, ad esempio, da 3", questo è l'angolo sotteso da due punti distanti fra loro 15 mm e posti a 1 km di distamza dal nostro occhio. Si capisce subito che ci occorre un telescopio!

l'angolo di posizione AP o, nella letteratura anglosassone, PA (Position Angle) è l'angolo formato dalla congiungente le due stelle e l'asse NS. L'angolo si misura in gradi, da N verso E, e vale da 0° a 360°. La misura in tempi diversi dell'AP ci indica se la secondaria ruota attorno alla principale. Bisogna fare attenzione al telescopio per riconoscere le direzioni NESW, soprattutto se si usano prismi o diagonali che ribaltano i lati dell'immagine rendendola speculare rispetto a un asse.

Le stelle osservate attraverso piccoli telescopi, normalmente, ci appaiono tutte bianche.

Questo è dovuto in parte ai meccanismi stessi della visione (con poca luce si perde la percezione dei colori e la visione è praticamente in bianco e nero) e in parte a causa della mancanza di stelle di confronto vicine e di colore diverso.

Questo non capita sempre con le stelle doppie: la vicinanza delle componenti ci consente di apprezzare differenze di colore, o di dominante cromatica, e di distinguere chiaramente se una stella ha un colore più caldo (rossastro) o freddo (bianco o azzurrino). Albireo è un ottimo esempio.

Il colore delle stelle è legato alla loro temperatura e alla classe spettrale, e i grandi osservatori visuali erano famosi per la loro capacità di percepire i colori in condizioni così difficili per il nostro occhio. Mentre però la classe spettrale è una misurazione oggettiva, il colore percepito dai nostri occhi non lo è, e anche fra i più famosi studiosi di stelle doppie l'accordo non era unanime. La stessa stella ci può essere riportata come giallina, o piuttosto dorata, o piuttosto tenuamente arancione, o anche bianca.

Ad esempio, la stella doppia Alnitak, cioè Zeta Orionis (la stella più a sinistra della cintura di Orione quando la costellazione è al meridiano alle nostre latitudini), fu descritta come "giallo topazio e rosso porpora leggero" da R.H. Allen, semplicemente "gialla e blu" da W.T. Olcott, una "brillante coppia bianca" da parte di E.J. Hartung, mentre Struve coniò per la secondaria il ponderoso termine latino olivacea subrubiconda, vale a dire verdina con una tendenza al rosso chiaro!

Confrontare le nostre percezioni al telescopio con le note di questo grandi astronomi costituisce un'esperienza interessantissima.

Il telescopio e le leggi dell'ottica

Storicamente i rifrattori sono gli strumenti che hanno fatto la parte del leone nell'osservazione e studio delle stelle doppie. Si può dire che l'osservazione sistematica del cielo ad alta risoluzione iniziò quando Fraunhofer consegnò a F.G.W. Struve nel 1824, a Dorpat, il grande rifrattore da 9,6 pollici e da quel punto in poi il progresso delle osservazioni rimase legato allo sviluppo delle lenti, fino ad arrivare ai grandi rifrattori di Alvan Clark (con uno dei quali fu rivelata la duplicità di Sirio).

Le eccezioni, anche notevoli, non mancano: gli Herschel, padre e figlio, osservavano con telescopi riflettori, ma dopo di loro il primo osservatore di un certo rilievo con telescopi a riflessione fu il reverendo Espin all'inizio del '900.

Oggi sono disponibili per i dilettanti moltissimi tipi di telescopi.

A parità di qualità, si può dire che i rifrattori sono mediamente avvantaggiati in questo tipo di osservazioni, perchè producono immagini molto nitide e contrastate.

Il costo e l'ingombro tendono però a crescere rapidamente con l'aumentare del diametro: oltre i 10-15 cm di diametro l'impegno economico e organizzativo di un rifrattore di qualità scoraggiano i più. Dai 20 cm in su la fanno da padrone i telescopi a specchio semplice (newtoniani) e quelli composti, o catadiottrici (Schmidt Cassegrain, Maksutov Cassegrain, ecc ...)

La resa dello strumento è condizionata, oltre che dallo schema ottico e dalla qualità delle lavorazioni, dalla collimazione (perfetto allineamento di tutti gli elementi) e dalla robustezza della montatura (un'ottica eccelsa su una montatura traballante è inutilizzabile).

Non ci addentriamo troppo nei meandri dell'ottica - ci sono ottimi testi al riguardo, alcuni indicati nella Biblioteca - ma dobbiamo sapere che le stelle, che a basso ingrandimento nel telescopio ci sembrano punti finissimi, quasi quei punti geometrici ideali descritti nei libri di geometria, in realtà formano un'immagine di una certa dimensione, un dischetto insomma piuttosto che un punto - questo fenomeno è causato dalla diffrazione della luce.

E non tutta la luce che raccoglie il telescopio va a finire in questo dischetto: il dischetto stesso è più luminoso al centro rispetto al bordo, ed è inoltre circondato da una serie di anelli di luminosità decrescente.

Questi anelli tolgono luce al disco e più sono luminosi, tanto più la stella ci sembra un dischetto soffuso e poco nitido. Il trasferimento di luce dal dischetto centrale verso gli anelli è favorito da ostacoli (ostruzioni) posti lungo il cammino della luce, come ad esempio lo specchio secondario di un telescopio Newton. I rifrattori, che non sono ostruiti, tendono a concentrare più luce nel dischetto (detto Disco di Airy) e pertanto forniscono immagini stellari più puntiformi, più "secche", insomma più nitide.

Se due stelle vicine formassero un'immagine puntiforme, del tutto priva di dimensioni, basterebbe poterle percepire per vederle anche distinte, per cui si potrebbero separare le stelle doppie senza tanti problemi. Ma, visto che esiste il Disco di Airy, se la distanza fra due stelle assomiglia al raggio del disco di Airy, i due dischetti si fondono in un'unica figura - che non è sempre facile distinguere rispetto a un disco circolare.

Le immagini qui sopra mostrano la stessa stella doppia osservata attraverso strumenti di diametro crescente. Il diametro del disco centrale è inversamente proporzionale al diametro della lente o specchio.

Strumenti di diametro più grande generano immagini stellari con dischi di Airy proporzionalmente più piccoli, e perciò consentono di vedere separate coppie di stelle i cui dischi di Airy, attraverso strumenti più piccoli, diventano più ampi fino a confondersi in un'unica figura.

Per vedere il disco di Airy e gli anelli di diffrazione gli ingrandimenti devono essere elevati, almeno 15x per ogni cm di apertura dello strumento, vale a dire 150x per un telescopio da 100 mm e 300x per un telescopio da 200 mm.

A ridosso dei limiti dello strumento (dischi di Airy a contatto o compenetrati) l'ingrandimento viene aumentato, anche del doppio rispetto ai valori precedenti, per osservare meglio l'immagine delle stelle.

Osservando le stelle doppie si utilizzano ingrandimenti che non si usano praticamente in nessun'altra situazione, in un certo senso in questi casi non stiamo osservando le stelle, ma stiamo analizzando le loro immagini di diffrazione, il che giustifica ingrandimenti così elevati.

A questi ingrandimenti una montatura molto solida e un moto orario preciso sono essenziali.

Il seeing

Fra noi e le stelle non c'è solo il telescopio con le sue superfici ottiche - delle quali preoccuparsi in termini di dimensioni, qualità e allineamento.

C'è anche la nostra atmosfera, un oceano di aria dal cui fondale ci troviamo ad osservare il cielo.

L'atmosfera è certamente in grado di interagire con la luce: vediamo il sole arrossarsi e "schiacciarsi" quando tramonta.

Inoltre l'atmosfera è percorsa da moti e correnti, dovuti ad esempio al diverso riscaldamento in zone diverse: la temperatura non è uniforme, e nemmeno la densità. Ci sono pertanto zone dell'atmosfera, che si muovono le une rispetto alle altre, interagendo in modo diverso con la luce, disperdendo e deviandone i raggi in modo diverso.

L'effetto complessivo viene detto "seeing", dal verso inglese "to see" = vedere: se il seeing è "cattivo" vedremo le immagini deformarsi e sfuocarsi come se osservassimo il fondo di una picina attraverso l'acqua mossa. Quando il seeing è "buono" le immagini al telescopio sono ferme e nitide.

La qualità del seeing è uno dei parametri più importanti per l'osservatore visuale in generale, in particolare er chi osserva le stelle doppie. Il seeing si riferisce, come accennato, alla stabilità dell'atmosfera che, a seconda delle sue condizioni, può collaborare con noi per consentirci ottime osservazioni o trasformare, nei casi peggiori, una sessione osservativa in un incubo.

Ci sono molti modi per valutare il seeing. Il modo più scientifico sarebbe quello di parlare del seeing attraverso misure espresse in secondi d'arco, ma la cosa può risultare ai più complicata e poco intuitiva.

Quella descritta nel seguito è la cosiddetta scala di Pickering che ci consente di fissare la qualità del seeing con un numero da 1 a 10. La valutazine è basata sull'esperienza, e anche se il metodo non è deterministico, l'uso della scala è molto intuitivo, standardizza quelle che sarebbero valutazioni estremamente soggettive e si adatta molto bene alle reali condizioni di osservazione.

Ogni grado del seeing è accompagnato da un'immagine e da un commento. Le immagini sono state prese dal sito di Damian Peach che ringraziamo per l'idea e per averci concesso l'uso della immagini, a loro volta prodotte con il software Aberrator scritto da Cor Berrevoets che parimenti ringraziamo. I commenti sono ad opera dell'astrofilo Luis Arguelles, animatore di un gruppo di ossevatori di stelle doppie, Spirit of 33. Lo humor non implica una mancanza di rigore, al contrario certi dettagli rendono più comprensibile e gradevole la lettura.

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-1- Solo le doppie più aperte si sdoppiano senza difficoltà. Anelli di diffrazione invisibili. La sensazione è quella di osservare dal fondo di una piscina. Forse il vostro nuovo telescopio è alla prima uscita dopo due settimane di temporali ... Probabilmente è meglio tornare a casa e leggere un buon libro, o andare a trovare i nostri amici. L'immagine della stella è circa il doppio del diametro del terzo anello di diffrazione.

-2- Con questo seeing sembra di osservare dall'interno di casa vostra in inverno con la finestra aperta senza attendere l'equilibrio termico. Tre stelle nel Trapezio si risolvono a 40x, a tratti e per pochi secondi. Delta Orionis si sdoppia senza problemi. L'immagine della stella raggiunge, ma solo a tratti, il doppio del diametro del terzo anello di diffrazione.

-3- Difficile andare oltre 50x, ma tutte le doppie aperte sono separabili. Questo è il livello minimo per iniziare una serata osservativa dedicata alle stelle doppie. Forse noiosa per qualcuno, ma comunque si possono valutare colori diversi delle componenti. A volte, dopo qualche doppia, si passa a soggetti diversi, come nebulose e ammassi ... L'immagine della stella ha circa lo stesso diametro del terzo anello di diffrazione.

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-4- E' facile percepire colori diversi delle componenti, ma Epsilon Lyrae non si sdoppia ancora. Il disco centrale è spesso visibile, sono visibili anche archi degli anelli di diffrazione

-5- Il Trapezio è facile a 40x, ma usare più di 100x è un vero incubo. Epsilon Lyrae inizia a sdoppiarsi per brevi istanti. Disco centrale sempre visibile archi degli anelli quasi sempre

-6- Epsilon Lyrae si sdoppia per il 100% del tempo. Si possono usare 10x/12x per ogni cm di apertura del telescopio. E' il livello minimo di seeing per una osservazione produttiva. E' possibile apprezzare separazioni e angoli di posizione usando un oculare a reticolo micrometrico, e si continuano a osservare le doppie per tutto il tempo che si passa al telescopio. Disco sempre visibile, archi degli anelli di diffrazione sempre visibili

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-7- Epsilon Lyrae si sdoppia facilmente. Non si avverte nessuna stanchezza al passare del tempo, soprattutto osservando la superba figura di diffrazione di Castore. La sessione osservativa è altamente soddisfacente e la lente di Barlow spunta fuori dalla scatola degli accessori. Il disco è talvolta nitidissimo, gli archi degli anelli si allungano fino a completare a volte un cerchio.

-8- Usando un filtro solare in vetro si può osservare la granulosità del Sole con un buon rifrattore da 100 mm. Si raggiungono i 20x per ogni cm di apertura con un rifrattore. Epsilon Lyrae con lo stesso rifrattore si sdoppia a 60x e Antares a 250x anche se è solo 20° sopra l'orizzonte Sud. Non sentiamo nemmeno nostra moglie/marito che ci chiama perchè non trova il telecomando della TV ... Disco estremamente definito, lunghi archi o anelli di diffrazione completi ma in movimento.

-9- Come per il livello 10, ma con il seeing non del tutto stabile, che va e viene e si abbassa al valore 8. Anello interno stazionario, anelli esterni a momenti stazionari.

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-10- Disco di Airy perfetto con anelli di diffrazione da manuale di ottica. Le regole del massimo ingrandimento non valgono più, si arriva a 30x per cm di apertura con ottimi rifrattori, 40x se apocromatici. Condizioni stabili. Si può passare l'intera notte al telescopio ma il tempo per noi sembra non passare ... L'intera figura di diffrazione è stazionaria.

Il potere risolvente del telescopio

Come detto in precedenza, osservando in una sera di buon seeing con un ingrandimento adeguato, si vede che una stella di media grandezza forma un immagine costituita da un dischetto centrale e da unas erie di anelli concentrici. Questa figura, detta centrica o immagine di diffrazione, non è, ovviamente, la stella vera e propria ma l’immagine di essa formata dall’obiettivo in base alle leggi dell’ottica ondulatoria.

Il disco di Airy è il massimo centrale della figura di diffrazione mentre gli anelli sono le cosiddette frange.

Quando col telescopio si punta una stella doppia, si vedranno due massimi di diffrazione distinti che tenderanno a confondersi l’uno nell’altro quanto più piccola sarà la separazione angolare delle due stelle.

Secondo Rayleigh una stella doppia è separata quando il centro di uno dei dischi di diffrazione cade sul bordo dell’altro (criterio della risoluzione limite): in questo caso la stella doppia appare a forma di 8 schiacciato e la separazione in secondi d’arco tra i centri dei dischi (equivalente al raggio del primo spazio scuro) è data da

r = (1,22 • 206265 • L ) / D

dove L è la lunghezza d’onda in mm, D è il diametro dell’obiettivo, in mm e r è espresso in secondi d’arco.

Per la luce verde (la radiazione cui è più sensibile l’occhio umano) L vale 5,55 × 10-4 mm, il che vuol dire che la formula si riduce a

r = 140/D

che è il limite di risoluzione del telescopio secondo Rayleigh.

Per un obiettivo di 100 mm di diametro, ad esempio, r = 1.4 secondi d’arco.

In realtà il limite di Rayleigh è un limite teorico, un po’ conservativo.

L’occhio umano, infatti, non osserva tutto il disco centrale, ma soltanto la sua porzione più luminosa e quindi l’area di sovrapposizione dei due dischi appare più piccola di quella che è in realtà, consentendoci di distinguerli separati fino ad una distanza inferiore a quella calcolata.

Sperimentalmente si trova che è possibile separare una stella doppia stretta fino a vedere i due dischi tangenti, quando i loro centri sono separati solo di

r = 117/D

detto limite di Dawes.

E' doppia o non è doppia?

I criteri di Raleygh e di Dawes sono le formule più semplici per calcolare il potere risolvente di un telescopio e ci dicono che possiamo proclamare doppia una stella che ci rivela una figura di diffrazione a forma di 8 schiacciato - esistono altre trattazioni matematiche, più complesse, per tenere conto della magnitudine delle stelle e delle loro differenza.

Le formule, purtroppo, tendono a trasmettere l'idea che esistano solo due condizioni possibili: il vedere e il non vedere mentre la realtà, come ben sappiamo dall’esperienza, non è mai del tutto bianca o del tutto nera, ma si presenta piuttosto secondo un'infinita gamma di sfumature di grigio.

Se ad esempio, in base alla nostra esperienza, decidiamo che il confine fra doppie strette e aperte è la separazione di 5”, è comunque poco “convincente” dire che una doppia con 5.1” di separazione è aperta mentre una con separazione 4.9” è stretta.

Poco convincente nel senso che non si adatta bene all’esperienza di chi osserva stelle doppie.

Wilhelm Struve incontrò un problema simile classificando le stelle doppie in ordine di separazione nel suo Catalogus Novus (1827): - Tipo I le doppie con separazione inferiore ai 4" - Tipo II le doppie con separazione fra 4" e 8" - Tipo III le doppie con separazione fra 8” e 16” - Tipo IV le doppie con separazioni fra 16" e 32"

Si accorse che la suddivisione era un po’ troppo schematica, e suddivise le stelle doppie di tipo I in Vicinae, Pervicinae and Vicinissimae, spostando ilproblema un po' più avanti ...

L'astrofilo Luis Arguelles, attraverso i modelli della Fuzzy Logic ha elaborato un numero, il DI (= Difficulty Index), compreso fra 0 e 100, proporzionale alla difficoltà di osservare una stella doppia in quanto tale (0= facilissima, 100 = difficilissima).

Questo numero dipende dalla separazione, dalla differenza di magnitudine e dal diametro dello strumento ed è stato calcolato per un rifrattore da 100 mm di apertura.

L’indice DI vuole rappresentare questo e altri dati di esperienza, e dipende, come sanno gli osservatori, anche da altri fattori: la qualità del telescopio, l’esperienza dell’osservatore, e la stabilità atmosferica (il seeing).

Come primo approccio, se il DI calcolato per una certa stella doppia è superiore a 90 dobbiamo aspettarci qualche seria difficoltà all’oculare.

Continuando a osservare possiamo capire a quale valore DI il nostro sistema occhio+telescopio+sito ci consente di arrivare – l’accumularsi di esperienza osservativa tende ad aumentare il nostro DI limite, mentre una serata osservativa con seeing scadente o affrontata in condizioni psicofisiche mediocri tende a diminuirlo.

La determinazione del DI richiede l'utilizzo di un software dal nome di LADIC (acronimo di Luis Arguelles Difficulty Index Calculator) e che si può scaricare da una pagina del sito S33.

Elongata	A otto	Dischi a contatto	Separata da un capello
Doppia stretta	Ravvicinata	Ampia	Larga

Questa tabella, ricavata per mezzo del software Aberrator, chiarisce i termini che di solito utiizzano gli appassionati osservatori di stelle doppie quando si trovano al bar ...

I nomi delle stelle

Sappiamo bene che il cielo è convenzionalmente diviso in 88 costellazioni e che le stelle più luminose, oltre ad avere un nome proprio (Mizar, Porrima, Castore, Betelgeuse) hanno un nome composto da due parti:

- la lettera di Bayer - la sigla della costellazione

La lettera di Bayer è una lettera dell'alfabeto greco, assegnata alle stelle della costellazione partendo da Alfa, Beta , ecc ... L'Alfa dovrebbe essere la più luminosa, Beta la successiva, e via discorrendo (spesso la regola non è rispettata in modo rigoroso).

La sigla della costellazione esprime la costellazione di appartenenza, il cui nome deve essere letto al genitivo.

Ad esempio <Alfa Ori> si legge "Alfa Orionis".

Esiste poi la nomenclatura di Flamsteed che funziona come quella di Nayer ma, a differenza della lettera dell'alfabeto greco, si usano i numeri.

Ad esempio la 61 Cyg> che si legge "61 Cygni".

A fianco di queste nomenclature, le stelle doppie sono catalogate secondo il nome dello scopritore e un numero progressivo (numero che si riferisce al catalogo di doppie scoperte dallo stesso osservatore).

Ad esempio la stella doppia STF 1255 è la 1255-esima doppia catalogata da F.G.W. Struve.

Di scopritori di stelle doppie ce ne sono moltissimi, tuttavia conoscere le stelle doppie più note e legate agli osservatori più prolifici ci porta a individuare un numero ridotto di sigle.

Nella tabella riportiamo i prefissi che utilizza Robert Burnham Jr nel suo "Burnham's Celestial Handbook" e a fianco le moderne sigle del Washington Double Star Catalog:

Osservatore	Sigla Burnham	Sigla WDS
F.G.W. Struve		STF
O. Struve		STT
J. Herschel	h	HJ
J. Dunlop		DUN
S.W. Burnham		BU
R.G. Aitken	A	A
Alvan Clark	AC	AC
R.A. Rossiter	Rst	RST
F. Argelander	Arg	ARG
H.A. Howe	Hwe	HWE
Cordoba Observatory	Cor	COO
T.E. Espin	Es	ES
W.J. Hussey	Hu	HU
R.T. Innes	I	I
T.J.J. See		SEE
C. Rumker	Rmk	RMK
G.W. Hough	Ho	HO
W.H. van den Bos	B	B
E.S. Holden	Hld	HLD
F. Holden	Hln	HLN
G.P. Kuiper	Kui	KUI
J. South	S	S

Una nomenclatura apparentemente complessa, ma che diviene parte integrante dell'osservazione delle stelle doppie ed è una arte non trascurabile del piecere di conoscere questi oggetti.

I dati e le date: gli anni passano per tutti ...

William Herschel cominciò a studiare le stelle doppie nel 1779 e nel 1803 pubblicò il suo saggio in cui, al di là di ogni ragionevole dubbio, dimostrò che ci sono stelle che ruotano attorno ad altre, e secondo le note leggi della gravitazione.

E' quindi ovvio che ci sono stelle doppie che in 24 anni presentano della variazioni della reciroca posizione delle componenti, e tali da essere misurabili con un telescopio.

Se prendiamo quindi spunto dal "Burnham's Celestial Handbook" (pubblicato nel 1966) o da "Handbook of double stars" di Crossley (pubblicato nel 1879), potremmo avere dall'osservazione diretta un riscontro diverso da quello suggerito dai dati che abbiamo letto.

Dipende molto dal periodo di rotazione della secondaria attorno alla principale: il periodo orbitale, per doppie visuali alla portata di piccoli telescopi, può variare da pochi decenni, ai secoli, a durate imprecisate - a volte ci sono stelle doppie contrassegnate dalla sigma cpm (= common proper motion) che indica che le osservazioni rivelano che il moto proprio è comune, cioè che le stelle si muovono insieme. Questo fa pensare che siano legate fra di loro, ma non è tuttavia stato osservato uno spostamento relativo - si parla forse di periodi orbitali di molte migliaia di anni ...

Per le stelle doppie visuali per le quali è nota l'obita si possono reperire tracciati orbitali e tabelle di effemeridi.

I programmi di osservazione: buon viaggio

Ci sono due cose importanti da fare per effettuare osservazioni soddisfacenti, sia pure del tipo "contemplativo" o "estetico" come quelle di cui stiamo parlando: una conoscenza di base circa gli oggetti che desideriamo osservare e un programma d osservazione che unisca nostri obiettivi da attraverso un filo conduttore.

Qualche idea: - stelle doppie appartenenti alla stessa costellazione - stelle doppie con separazioni a ridosso o leggermente oltre il potere risolvente del nostro telescopio - stelle doppie legate a osservatori importanti ma poco rinomate (esistono le stelle doppie scoperta da Webb, da Schiaparelli, ecc ...) - stelle doppie trascurate (neglected doubles in inglese): ci sono migliaia di stelle doppie che sono state misurate una sola volta all'atto della scoperta, risalente a 150 o più anni orsono, chissà che anche con mezzi semplici non si riesca a capire se si è spostato qualcosa ...

Se avete domande o curiosità, potete sempre contattare il vostro amico Apprendista Astrofilo, che ringrazia tutti gli astronomi, astrofili e i siti internet citati che ci hanno consentito l'uso del loro materiale.

Un ringraziamento particolare a Raffaello Braga il cui lavoro sull'alta risoluzione e le stelle doppie ha tracciato un sommario ideale per organizzare le tante cose descritte in questa pagina.

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