Sistema estelar

Pequeño número de estrellas que orbitan entre sí

Un sistema estelar o sistema estelar es un pequeño número de estrellas que orbitan entre sí, ^[1] unidas por atracción gravitatoria . Un gran grupo de estrellas unidas por la gravedad generalmente se denomina cúmulo estelar o galaxia , aunque, en términos generales, también son sistemas estelares. Los sistemas estelares no deben confundirse con los sistemas planetarios , que incluyen planetas y cuerpos similares (como los cometas ).

Un sistema estelar de dos estrellas se conoce como estrella binaria , sistema estelar binario o estrella doble física . Si no hay efectos de marea , ni perturbaciones de otras fuerzas, ni transferencia de masa de una estrella a la otra, dicho sistema es estable, y ambas estrellas trazarán una órbita elíptica alrededor del baricentro del sistema indefinidamente. ^{[ cita requerida ]} (Ver Problema de los dos cuerpos ) . Ejemplos de sistemas binarios son Sirio , Proción y Cygnus X-1 , el último de los cuales probablemente consiste en una estrella y un agujero negro .

Sistemas estelares múltiples

Un sistema estelar múltiple consiste en dos o más estrellas que, desde la Tierra, parecen estar cerca una de la otra en el cielo. ^{[ dudoso – discutir ]} Esto puede resultar de que las estrellas estén realmente cerca físicamente y unidas gravitacionalmente entre sí, en cuyo caso es una estrella múltiple física , o esta cercanía puede ser meramente aparente, en cuyo caso es una estrella múltiple óptica ^[a] Las estrellas múltiples físicas también se denominan comúnmente estrellas múltiples o sistemas estelares múltiples . ^{[2] [3] [4] [5]}

La mayoría de los sistemas estelares múltiples son estrellas triples . Es menos probable que existan sistemas con cuatro o más componentes. ^[3] Los sistemas estelares múltiples se denominan triples , ternarios o trinarios si contienen 3 estrellas; cuádruples o cuaternarios si contienen 4 estrellas; quíntuples o quintenarios con 5 estrellas; séxtuples o sextenarios con 6 estrellas; séptuples o septenarios con 7 estrellas; óctuples u octenarios con 8 estrellas. Estos sistemas son más pequeños que los cúmulos estelares abiertos , que tienen una dinámica más compleja y suelen tener entre 100 y 1000 estrellas. ^[6] La mayoría de los sistemas estelares múltiples conocidos son triples; para multiplicidades mayores, el número de sistemas conocidos con una multiplicidad dada disminuye exponencialmente con la multiplicidad. ^[7] Por ejemplo, en la revisión de 1999 del catálogo de Tokovinin ^[3] de estrellas múltiples físicas, 551 de los 728 sistemas descritos son triples. Sin embargo, debido a los presuntos efectos de selección , la capacidad de interpretar estas estadísticas es muy limitada. ^[8]

Los sistemas de estrellas múltiples se pueden dividir en dos clases dinámicas principales:

(1) sistemas jerárquicos, que son estables y consisten en órbitas anidadas que no interactúan mucho, por lo que cada nivel de la jerarquía puede tratarse como un problema de dos cuerpos.

o

(2) los trapecios que tienen órbitas inestables que interactúan fuertemente y se modelan como un problema de n cuerpos , exhibiendo un comportamiento caótico . ^[9] Pueden tener 2, 3 o 4 estrellas.

Sistemas jerárquicos

Sistema estelar denominado DI Cha . Aunque sólo se ven dos estrellas, en realidad se trata de un sistema cuádruple que contiene dos conjuntos de estrellas binarias. ^[10]

La mayoría de los sistemas de estrellas múltiples están organizados en lo que se llama un sistema jerárquico : las estrellas en el sistema se pueden dividir en dos grupos más pequeños, cada uno de los cuales recorre una órbita más grande alrededor del centro de masas del sistema . Cada uno de estos grupos más pequeños también debe ser jerárquico, lo que significa que deben dividirse en subgrupos más pequeños que a su vez son jerárquicos, y así sucesivamente. ^[11] Cada nivel de la jerarquía se puede tratar como un problema de dos cuerpos al considerar pares cercanos como si fueran una sola estrella. En estos sistemas hay poca interacción entre las órbitas y el movimiento de las estrellas continuará aproximándose a las órbitas keplerianas estables ^{[3] [12]} alrededor del centro de masas del sistema, ^{[13] a diferencia de los inestables sistemas trapezoidales o la} dinámica aún más compleja de la gran cantidad de estrellas en cúmulos estelares y galaxias .

Sistemas estelares triples

En un sistema estelar triple físico , cada estrella orbita el centro de masa del sistema. Por lo general, dos de las estrellas forman un sistema binario cercano , y la tercera orbita este par a una distancia mucho mayor que la de la órbita binaria. Esta disposición se llama jerárquica . ^{[14] [11]} La razón de esta disposición es que si las órbitas interna y externa son comparables en tamaño, el sistema puede volverse dinámicamente inestable, lo que lleva a que una estrella sea expulsada del sistema. ^[15] EZ Aquarii es un ejemplo de un sistema triple jerárquico físico, que tiene una estrella exterior orbitando un binario físico interno compuesto por dos estrellas enanas rojas más. Las estrellas triples que no están todas unidas gravitacionalmente pueden comprender un binario físico y un compañero óptico (como Beta Cephei ) o, en casos raros, una estrella triple puramente óptica (como Gamma Serpentis ).

Multiplicidades más altas

Diagramas móviles :

1. multicine
2. simplex, sistema binario
3. sistema simplex, sistema triple, jerarquía 2
4. simplex, sistema cuádruple, jerarquía 2
5. simplex, sistema cuádruple, jerarquía 3
6. simplex, sistema quíntuple, jerarquía 4.

Los sistemas estelares múltiples jerárquicos con más de tres estrellas pueden producir una serie de disposiciones más complicadas. Estas disposiciones pueden organizarse mediante lo que Evans (1968) llamó diagramas móviles , que se parecen a móviles ornamentales colgados del techo. En la figura de la derecha se dan ejemplos de sistemas jerárquicos ( Diagramas móviles ). Cada nivel del diagrama ilustra la descomposición del sistema en dos o más sistemas con un tamaño menor. Evans llama a un diagrama multiplex si hay un nodo con más de dos hijos , es decir, si la descomposición de algún subsistema involucra dos o más órbitas con un tamaño comparable. Debido a que, como ya hemos visto para las estrellas triples, esto puede ser inestable, se espera que las estrellas múltiples sean simplex , lo que significa que en cada nivel hay exactamente dos hijos . Evans llama al número de niveles en el diagrama su jerarquía . ^[11]

• Un diagrama simplex de jerarquía 1, como en (b), describe un sistema binario.
• Un diagrama simplex de jerarquía 2 puede describir un sistema triple, como en (c), o un sistema cuádruple, como en (d).
• Un diagrama simplex de jerarquía 3 puede describir un sistema con entre cuatro y ocho componentes. El diagrama móvil en (e) muestra un ejemplo de un sistema cuádruple con jerarquía 3, que consta de un único componente distante que orbita alrededor de un sistema binario cercano, y uno de los componentes del binario cercano es un sistema binario aún más cercano.
• Un ejemplo real de un sistema con jerarquía 3 es Castor , también conocido como Alpha Geminorum o α Gem. Consiste en lo que parece ser una estrella binaria visual que, al observarla más de cerca, se puede ver que está formada por dos estrellas binarias espectroscópicas . Por sí mismo, este sería un sistema de jerarquía 2 cuádruple como en (d), pero está orbitado por un componente más distante y más débil, que también es un sistema binario de enanas rojas cercano. Esto forma un sistema séxtuple de jerarquía 3. ^[16]
• La jerarquía máxima que aparece en el Catálogo de estrellas múltiples de AA Tokovinin, a fecha de 1999, es 4. ^[3] Por ejemplo, las estrellas Gliese 644A y Gliese 644B forman lo que parece ser una estrella binaria visual cercana ; como Gliese 644B es una binaria espectroscópica , en realidad se trata de un sistema triple. El sistema triple tiene la compañera visual más distante Gliese 643 y la compañera visual aún más distante Gliese 644C, que, debido a su movimiento común con Gliese 644AB, se cree que están ligadas gravitacionalmente al sistema triple. Esto forma un sistema quíntuple cuyo diagrama móvil sería el diagrama de nivel 4 que aparece en (f). ^[17]

También son posibles jerarquías superiores. ^{[11] [18]} La mayoría de estas jerarquías superiores son estables o sufren perturbaciones internas . ^{[19] [20] [21]} Otros consideran que las estrellas múltiples complejas con el tiempo se desintegrarán teóricamente en estrellas múltiples menos complejas, como son posibles los triples o cuádruples observados más comúnmente. ^{[22] [23]}

Trapecio

Las trapecias son sistemas inestables y muy jóvenes. Se cree que se forman en viveros estelares y se fragmentan rápidamente en estrellas múltiples estables, que en el proceso pueden expulsar componentes como estrellas galácticas de alta velocidad . ^{[24] [25]} Su nombre se debe al sistema estelar múltiple conocido como cúmulo del Trapecio en el corazón de la nebulosa de Orión . ^[24] Estos sistemas no son raros y suelen aparecer cerca o dentro de nebulosas brillantes . Estas estrellas no tienen disposiciones jerárquicas estándar, sino que compiten por órbitas estables. Esta relación se denomina interacción . ^[26] Estas estrellas acaban por asentarse en un binario cercano con una compañera distante, y las otras estrellas que estaban previamente en el sistema son expulsadas al espacio interestelar a altas velocidades. ^[26] Esta dinámica puede explicar las estrellas fugitivas que podrían haber sido expulsadas durante una colisión de dos grupos de estrellas binarias o un sistema múltiple. A este evento se le atribuye la expulsión de AE ​​Aurigae , Mu Columbae y 53 Arietis a más de 200 km·s ⁻¹ y se ha rastreado hasta el cúmulo Trapecio en la Nebulosa de Orión hace unos dos millones de años. ^{[27] [28]}

Designaciones y nomenclatura

Designaciones de estrellas múltiples

Los componentes de múltiples estrellas pueden especificarse añadiendo los sufijos A , B , C , etc. a la designación del sistema. Se pueden utilizar sufijos como AB para denotar el par formado por A y B. La secuencia de letras B , C , etc. puede asignarse en orden de separación del componente A. [ ^{29] [30]} A los componentes descubiertos cerca de un componente ya conocido se les pueden asignar sufijos como Aa , Ba , etc. ^[30]

Nomenclatura en el Catálogo de Estrellas Múltiples

Notación de subsistemas en el Catálogo de estrellas múltiples de Tokovinin

El Catálogo de estrellas múltiples de AA Tokovinin utiliza un sistema en el que cada subsistema de un diagrama móvil está codificado por una secuencia de dígitos. En el diagrama móvil (d) anterior, por ejemplo, el sistema más ancho recibiría el número 1, mientras que el subsistema que contiene su componente primario recibiría el número 11 y el subsistema que contiene su componente secundario recibiría el número 12. Los subsistemas que aparezcan debajo de este en el diagrama móvil recibirán números de tres, cuatro o más dígitos. Al describir un sistema no jerárquico mediante este método, se utilizará el mismo número de subsistema más de una vez; por ejemplo, un sistema con tres componentes visuales, A, B y C, de los cuales no se pueden agrupar dos en un subsistema, tendría dos subsistemas numerados 1 que denotaría los dos binarios AB y AC. En este caso, si B y C se resolvieran posteriormente en binarios, se les darían los números de subsistema 12 y 13. ^[3]

Nomenclatura de futuros sistemas estelares múltiples

La nomenclatura actual para estrellas dobles y múltiples puede causar confusión, ya que a las estrellas binarias descubiertas de diferentes maneras se les dan designaciones diferentes (por ejemplo, designaciones de descubridor para estrellas binarias visuales y designaciones de estrella variable para estrellas binarias eclipsantes) y, lo que es peor, las letras de los componentes pueden ser asignadas de manera diferente por diferentes autores, de modo que, por ejemplo, la A de una persona puede ser la C de otra . ^[31] La discusión que comenzó en 1999 dio como resultado cuatro esquemas propuestos para abordar este problema: ^[31]

• KoMa, un esquema jerárquico que utiliza letras mayúsculas y minúsculas y números arábigos y romanos;
• El método de designación Urban/Corbin, un esquema numérico jerárquico similar al sistema de clasificación decimal Dewey ; ^[32]
• El método de designación secuencial, un esquema no jerárquico en el que a los componentes y subsistemas se les asignan números en orden de descubrimiento; ^[33] y
• WMC, el Catálogo de Multiplicidad de Washington, un esquema jerárquico en el que los sufijos utilizados en el Catálogo de Doble Estrella de Washington se amplían con letras y números sufijos adicionales.

Para un sistema de designación, identificar la jerarquía dentro del sistema tiene la ventaja de que facilita la identificación de subsistemas y el cálculo de sus propiedades. Sin embargo, causa problemas cuando se descubren nuevos componentes en un nivel superior o intermedio a la jerarquía existente. En este caso, parte de la jerarquía se desplazará hacia adentro. Los componentes que se descubren como inexistentes o que luego se reasignan a un subsistema diferente también causan problemas. ^{[34] [35]}

Durante la 24ª Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional en 2000, el esquema WMC fue aprobado y las Comisiones 5, 8, 26, 42 y 45 resolvieron que debería ampliarse para convertirlo en un esquema de designación uniforme utilizable. ^[31] Posteriormente se preparó una muestra de un catálogo que utiliza el esquema WMC, que cubre media hora de ascensión recta . ^[36] El tema se volvió a discutir en la 25ª Asamblea General en 2003, y las Comisiones 5, 8, 26, 42 y 45, así como el Grupo de Trabajo sobre Interferometría, resolvieron nuevamente que el esquema WMC debería ampliarse y desarrollarse más. ^[37]

La muestra de estrellas dobles de WMC está organizada jerárquicamente; la jerarquía utilizada se basa en los períodos orbitales observados o las separaciones. Dado que contiene muchas estrellas dobles visibles , que pueden ser ópticas en lugar de físicas, esta jerarquía puede ser solo aparente. Utiliza letras mayúsculas (A, B, ...) para el primer nivel de la jerarquía, letras minúsculas (a, b, ...) para el segundo nivel y números (1, 2, ...) para el tercero. Los niveles posteriores utilizarían letras minúsculas y números alternados, pero no se encontraron ejemplos de esto en la muestra. ^[31]

Ejemplos

Binario

Sirio A (centro), con su compañera enana blanca, Sirio B (abajo a la izquierda) tomada por el telescopio espacial Hubble .

• Sirio , un sistema binario formado por una estrella de tipo A de secuencia principal y una enana blanca
• Procyon , que es similar a Sirio
• Mira , una variable formada por una gigante roja y una enana blanca
• Delta Cephei , una variable cefeida
• Almaaz , una binaria eclipsante
• Espiga

Triple

• Alpha Centauri es una estrella triple compuesta por una enana amarilla binaria principal y un par de enanas naranjas ( Rigil Kentaurus y Toliman ), y una enana roja periférica , Proxima Centauri . Juntos, Rigil Kentaurus y Toliman forman una estrella binaria física , designada como Alpha Centauri AB, α Cen AB o RHD 1 AB, donde AB denota que se trata de un sistema binario . ^[38] La órbita moderadamente excéntrica del sistema binario puede hacer que los componentes estén tan cerca como 11 UA o tan lejos como 36 UA. Proxima Centauri, también llamada (aunque con menos frecuencia) Alpha Centauri C, está mucho más lejos (entre 4300 y 13 000 UA) de α Cen AB, y orbita el par central con un período de 547 000 (+66 000/-40 000) años. ^[39]
• Polaris o Alpha Ursae Minoris (α UMi), la estrella del norte, es un sistema estelar triple en el que la estrella compañera más cercana está extremadamente cerca de la estrella principal, tan cerca que solo se la conocía por su atracción gravitatoria sobre Polaris A (α UMi A) hasta que fue fotografiada por el telescopio espacial Hubble en 2006.
• Gliese 667 es un sistema estelar triple con dos estrellas de secuencia principal de tipo K y una enana roja . La enana roja, C, alberga entre dos y siete planetas, de los cuales uno, Cc, junto con los no confirmados Cf y Ce, son potencialmente habitables.
• HD 188753 es un sistema estelar triple ubicado aproximadamente a 149 años luz de la Tierra en la constelación del Cisne . El sistema está compuesto por HD 188753A, una enana amarilla ; HD 188753B, una enana naranja ; y HD 188753C, una enana roja . B y C orbitan entre sí cada 156 días y, como grupo, orbitan alrededor de A cada 25,7 años. ^[40]
• Fomalhaut (α PsA, α Piscis Austrini) es un sistema estelar triple en la constelación de Piscis Austrinus . Se descubrió que era un sistema triple en 2013, cuando se confirmó que la estrella de tipo K TW Piscis Austrini y la enana roja LP 876-10 compartían un movimiento propio a través del espacio. La primaria tiene un disco de polvo masivo similar al del Sistema Solar primitivo , pero mucho más masivo. También contiene un gigante gaseoso, Fomalhaut b . Ese mismo año, también se confirmó que la estrella terciaria, LP 876-10, albergaba un disco de polvo.
• HD 181068 es un sistema triple único, formado por una gigante roja y dos estrellas de la secuencia principal. Las órbitas de las estrellas están orientadas de tal manera que las tres estrellas se eclipsan entre sí.

Cuadruplicar

HD 98800 es un sistema estelar cuádruple ubicado en la asociación TW Hydrae .

• Capella , un par de estrellas gigantes orbitadas por un par de enanas rojas , se encuentra a unos 42 años luz del Sistema Solar. Tiene una magnitud aparente de alrededor de 0,08, lo que convierte a Capella en una de las estrellas más brillantes del cielo nocturno.
• 4 centauros ^[41]
• A menudo se dice que Mizar fue la primera estrella binaria descubierta cuando fue observada en 1650 por Giovanni Battista Riccioli ^{[42] , p. 1 [43]} pero probablemente fue observada antes, por Benedetto Castelli y Galileo . ^{[ cita requerida ]} Más tarde, la espectroscopia de sus componentes Mizar A y B reveló que ambas son estrellas binarias. ^[44]
• HD98800
• El sistema PH1 tiene el planeta PH1 b (descubierto en 2012 por el grupo Planet Hunters , una parte del Zooniverse ) orbitando dos de las cuatro estrellas, lo que lo convierte en el primer planeta conocido en estar en un sistema estelar cuádruple. ^[45]
• KOI-2626 es el primer sistema estelar cuádruple con un planeta del tamaño de la Tierra. ^[46]
• Xi Tauri (ξ Tau, ξ Tauri), situada a unos 222 años luz de distancia, es una estrella cuádruple espectroscópica y eclipsante que consta de tres estrellas de secuencia principal de tipo B de color azul-blanco , junto con una estrella de tipo F. Dos de las estrellas están en una órbita cercana y giran una alrededor de la otra una vez cada 7,15 días. Estas a su vez orbitan alrededor de la tercera estrella una vez cada 145 días. La cuarta estrella orbita alrededor de las otras tres estrellas aproximadamente cada cincuenta años. ^[47]

Quintuplicar

• Por favor
• Mintaka
• HD 155448 ^[48]
• CIC 4150611 ^[49]
• 1SWASP J093010.78+533859.5 ^[50]

Séxtuplo

• Beta Tucanae ^[51]
• Cástor ^[52]
• HD 139691 ^[53]
• Código de artículo 7037-89-1 ^[54]
• Si consideramos a Alcor parte del sistema Mizar , el sistema puede considerarse un séxtuple.

Séptuplo

• Jabba ^[55]
• AR Casiopea ^[56]
• V871 Centauro ^[57]

Óctuple

• Gamma Cassiopeiae ^[58]

No nulo

• QZ Carinae ^[59]

Véase también

• Exoplaneta
• Sistema solar

Notas al pie

1. El término estrella múltiple óptica significa que las estrellas pueden parecer cercanas una de otra, cuando se las observa desde el planeta Tierra, ya que ambas parecen ocupar casi el mismo punto en el cielo, pero en realidad, una estrella puede estar mucho más lejos de la Tierra que la otra, lo que no es fácilmente aparente a menos que uno pueda verlas a lo largo de un año y observar paralajes distintos .

Referencias

1. AS Bhatia, ed. (2005). Diccionario moderno de astronomía y tecnología espacial . Nueva Delhi: Deep & Deep Publications. ISBN 81-7629-741-0.
2. John R. Percy (2007). Entendiendo las estrellas variables. Cambridge University Press. p. 16. ISBN 978-1-139-46328-7.
3. Tokovinin, AA (1997). "MSC - un catálogo de estrellas múltiples físicas". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 124 : 75. Bibcode :1997A&AS..124...75T. doi : 10.1051/aas:1997181 .
       Versiones en línea en «versión en línea en VizieR». Archivado desde el original el 11 de marzo de 2007.
   
       y en A. Tokovin (ed.). "Catálogo de estrellas múltiples". ctio.noao.edu .
   
4. "Estrellas dobles y múltiples". Hipparcos . Agencia Espacial Europea . Consultado el 31 de octubre de 2007 .
5. "Estrellas binarias y múltiples". messier.seds.org . Consultado el 26 de mayo de 2007 .
6. Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Dinámica galáctica. Princeton University Press. pág. 247. ISBN 0-691-08445-9.
7. Tokovinin, A. (2001). "Estadísticas de estrellas múltiples: algunas pistas sobre los mecanismos de formación". La formación de estrellas binarias . 200 : 84. Código Bibliográfico :2001IAUS..200...84T.
8. Tokovinin, A. (2004). "Estadísticas de múltiples estrellas". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 21 : 7. Código Bib : 2004RMxAC..21....7T.
9. Leonard, Peter JT (2001). "Sistemas estelares múltiples: tipos y estabilidad". En Murdin, P. (ed.). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica (ed. en línea). Instituto de Física. Archivado desde el original el 9 de julio de 2012.Nature Publishing Group publicó la edición impresa original.
10. "Anillo de humo para un halo" . Consultado el 26 de octubre de 2015 .
11. Evans, David S. (1968). "Estrellas de multiplicidad superior". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 9 : 388–400. Código Bibliográfico :1968QJRAS...9..388E.
12. Heintz, WD (1978). Estrellas dobles. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp. 1. ISBN 90-277-0885-1.
13. Dinámica de estrellas múltiples: observaciones Archivado el 19 de septiembre de 2006 en Wayback Machine , A. Tokovinin, en "Estrellas masivas en binarias en interacción", 16-20 de agosto de 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., en versión impresa).
14. Heintz, WD (1978). Estrellas dobles. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp. 66-67. ISBN 90-277-0885-1.
15. Kiseleva, G.; Eggleton, PP; Anosova, JP (1994). "Una nota sobre la estabilidad de estrellas triples jerárquicas con órbitas inicialmente circulares". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 267 : 161. Bibcode :1994MNRAS.267..161K. doi : 10.1093/mnras/267.1.161 .
16. Heintz, WD (1978). Estrellas dobles. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pág. 72. ISBN 90-277-0885-1.
17. Mazeh, Tzevi; et al. (2001). "Estudios de sistemas estelares múltiples – IV. El sistema espectroscópico de triple línea Gliese 644". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 325 (1): 343–357. arXiv : astro-ph/0102451 . Bibcode :2001MNRAS.325..343M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04419.x . S2CID  16472347.; ver §7–8 para una discusión del sistema quíntuple.
18. Heintz, WD (1978). Estrellas dobles. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp. 65-66. ISBN 90-277-0885-1.
19. Harrington, RS (1970). "Fenómenos de encuentro en estrellas triples". Astronomical Journal . 75 : 114–118. Bibcode :1970AJ.....75.1140H. doi :10.1086/111067.
20. Fekel, Francis C (1987). "Estrellas múltiples: ¿anatemas o amigos?". Vistas en Astronomía . 30 (1): 69–76. Bibcode :1987VA.....30...69F. doi :10.1016/0083-6656(87)90021-3.
21. Zhuchkov, R. Ya.; Orlov, VV; Rubinov, AV (2006). "Estrellas múltiples con baja jerarquía: ¿estables o inestables?". Publicaciones del Observatorio Astronómico de Belgrado . 80 : 155–160. Código Bibliográfico :2006POBeo..80..155Z.
22. Rubinov, AV (2004). "Evolución dinámica de estrellas múltiples: influencia de los parámetros iniciales del sistema". Astronomy Reports . 48 (1): 155–160. Bibcode :2004ARep...48...45R. doi :10.1134/1.1641122. S2CID  119705425.
23. Harrington, RS (1977). "Formación de estrellas múltiples a partir de la desintegración de un sistema de N cuerpos". Rev. Mex. Astron. Astrofís . 3 : 209. Código Bibliográfico :1977RMxAA...3..209H.
24. Heintz, WD (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. págs. 67-68. ISBN 90-277-0885-1.
25. Allen, C .; Poveda, A.; Hernández-Alcántara, A. (2006). "Estrellas fugitivas, Trapezia y Subtrapezia". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 25 : 13. Código Bib : 2006RMxAC..25...13A.
26. Heintz, WD (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pág. 68. ISBN 90-277-0885-1.
27. Blaauw, A.; Morgan, WW (1954). "Los movimientos espaciales de AE ​​Aurigae y mu Columbae con respecto a la Nebulosa de Orión". Revista Astrofísica . 119 : 625. Código bibliográfico : 1954ApJ...119..625B. doi : 10.1086/145866 .
28. Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT (2000). "El origen de las estrellas fugitivas". Revista Astrofísica . 544 (2): 133-136. arXiv : astro-ph/0007436 . Código Bib : 2000ApJ...544L.133H. doi :10.1086/317315. S2CID  6725343.
29. Heintz, WD (1978). Estrellas dobles. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. pág. 19. ISBN 90-277-0885-1.
30. Format, The Washington Double Star Catalog Archivado el 12 de abril de 2008 en Wayback Machine , Brian D. Mason, Gary L. Wycoff y William I. Hartkopf, Departamento de Astrometría, Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado en línea el 20 de agosto de 2008.
31. William I. Hartkopf y Brian D. Mason. «Addressing confusion in double star nomenclature: The Washington Multiplicity Catalog». Observatorio Naval de los Estados Unidos. Archivado desde el original el 17 de mayo de 2011. Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
32. "Método de designación Urban/Corbin". Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
33. "Método de designación secuencial". Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
34. A. Tokovinin (18 de abril de 2000). «Sobre la designación de estrellas múltiples». Archivado desde el original el 22 de septiembre de 2007. Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
35. A. Tokovinin (17 de abril de 2000). "Ejemplos de la historia del descubrimiento de múltiples sistemas estelares para probar nuevos esquemas de designación". Archivado desde el original el 22 de septiembre de 2007. Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
36. William I. Hartkopf y Brian D. Mason. «Sample Washington Multiplicity Catalog». Observatorio Naval de los Estados Unidos. Archivado desde el original el 21 de julio de 2009. Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
37. Argyle, RW (2004). "Un nuevo esquema de clasificación para estrellas dobles y múltiples". The Observatory . 124 : 94. Bibcode :2004Obs...124...94A.
38. Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (diciembre de 2001). "El CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de los Estados Unidos de 2001. I. El catálogo de Washington Double Star". The Astronomical Journal . 122 (6). Observatorio Naval de los Estados Unidos, Washington DC: 3466–3471. Código Bibliográfico :2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
39. Kervella, P.; Thévenin, F.; Lovis, C. (2017). "La órbita de Proxima alrededor de α Centauri". Astronomía y Astrofísica . 598 : L7. arXiv : 1611.03495 . Código Bib : 2017A y A...598L...7K. doi :10.1051/0004-6361/201629930. S2CID  50867264.
40. ¿La órbita de una estrella triple afecta directamente el tiempo de órbita?, Jeremy Hien, Jon Shewarts, Astronomical News 132 , No. 6 (noviembre de 2011)
41. 4 Centauri Archivado el 15 de junio de 2011 en Wayback Machine , entrada en el Catálogo de Estrellas Múltiples.
42. Robert Grant Aitken (2019). Las estrellas binarias. Creative Media Partners, LLC. ISBN 978-0-530-46473-2.
43. Vol. 1, parte 1, pág. 422, Almagestum Novum Archivado el 10 de agosto de 2011 en Wayback Machine , Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
44. Una nueva visión de Mizar Archivado el 7 de marzo de 2008 en Wayback Machine , Leos Ondra, consultado en línea el 26 de mayo de 2007.
45. "PH1: Un planeta en un sistema de cuatro estrellas". Cazadores de planetas . 15 de octubre de 2012. Consultado el 13 de enero de 2024 .
46. Ciardi, David. "KOI 2626: ¿Un sistema cuádruple con un planeta?" (PDF) . nexsci.caltech.edu . Consultado el 13 de enero de 2024 .
47. Nemravová, JA; et al. (2013). "Un sistema cuádruple inusual ξ Tauri". Boletín Astrofísico de Europa Central . 37 (1): 207–216. Código Bib : 2013CEAB...37..207N.
48. Schütz, O.; Meeus, G.; Carmona, A.; Juhász, A.; Sterzik, MF (2011). "El joven sistema quíntuple de estrellas B HD 155448". Astronomía y Astrofísica . 533 : A54. arXiv : 1108.1557 . Bibcode :2011A&A...533A..54S. doi :10.1051/0004-6361/201016396. S2CID  56143776.
49. Gregg, TA; Prsa, A.; galés, WF; Orosz, JA; Fetherolf, T. (2013). "Una sizigia de KIC 4150611". Sociedad Astronómica Estadounidense . 221 : 142,12. Código Bib : 2013AAS...22114212G.
50. Lohr, ME; et al. (2015). "El sistema estelar quíntuple de baja masa y doblemente eclipsante 1SWASP J093010.78+533859.5". Astronomía y Astrofísica . 578 : A103. arXiv : 1504.07065 . Bibcode :2015A&A...578A.103L. doi :10.1051/0004-6361/201525973. S2CID  44548756.
51. "Catálogo de estrellas múltiples (MSC)". Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016 . Consultado el 23 de diciembre de 2012 .
52. Stelzer, B.; Burwitz, V. (2003). "Castor a y Castor B resueltos en una observación simultánea de Chandra y XMM-Newton". Astronomía y Astrofísica . 402 (2): 719–728. arXiv : astro-ph/0302570 . Bibcode :2003A&A...402..719S. doi :10.1051/0004-6361:20030286. S2CID  15268418.
53. Tokovinin, AA; Shatskii, NI; Magnitsky, AK (1998). "ADS 9731: Un nuevo sistema séxtuple". Cartas de Astronomía . 24 (6): 795. Código bibliográfico : 1998AstL...24..795T.
54. Md, por Jeanette Kazmierczak Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA, Greenbelt. "Alerta de descubrimiento: primer sistema de seis estrellas donde las seis estrellas experimentan eclipses". Exploración de exoplanetas: planetas más allá de nuestro sistema solar . Consultado el 29 de junio de 2022 .{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
55. Nu Scorpii Archivado el 10 de abril de 2020 en Wayback Machine , entrada en el Catálogo de estrellas múltiples.
56. AR Cassiopeiae Archivado el 10 de abril de 2020 en Wayback Machine , entrada en el Catálogo de Estrellas Múltiples.
57. Zasche, P.; Henzl, Z.; Mašek, M. (2022). "Candidatos a eclipsar múltiples veces desde el satélite TESS". Astronomía y Astrofísica . 664 : A96. arXiv : 2205.03934 . Código Bibliográfico :2022A&A...664A..96Z. doi :10.1051/0004-6361/202243723. S2CID  248571745.
58. Hutter, DJ; Tycner, C.; Zavala, RT; Benson, JA; Hummel, CA; Zirm, H. (2021). "Estudio de estrellas brillantes mediante interferometría óptica. III. Un estudio de multiplicidad de magnitud limitada de estrellas Be clásicas". The Astrophysical Journal Supplement Series . 257 (2): 69. arXiv : 2109.06839 . Código Bibliográfico :2021ApJS..257...69H. doi : 10.3847/1538-4365/ac23cb . S2CID  237503492.
59. Mayer, P.; Harmanec, P.; Zasche, P.; Brož, M.; Catalan-Hurtado, R.; Barlow, BN; Frondorf, W.; Wolf, M.; Drechsel, H.; Chini, R.; Nasseri, A.; Pigulski, A.; Labadie-Bartz, J.; Christie, GW; Walker, WSG; Blackford, M.; Blane, D.; Henden, AA; Bohlsen, T.; Božić, H.; Jonák, J. (2022). "Hacia un modelo consistente del sistema cuádruple caliente HD 93206 = QZ Carinæ — I. Observaciones y sus análisis iniciales". Astronomía y Astrofísica . 666 : A23. arXiv : 2204.07045 . Código Bibliográfico :2022A&A...666A..23M. doi :10.1051/0004-6361/202142108. S2CID  248177961.

Enlaces externos

• Imagen astronómica del día de la NASA: Sistema estelar triple (11 de septiembre de 2002)
• Imagen astronómica del día de la NASA: Sistema Alfa Centauri (23 de marzo de 2003)
• Alfa Centauri, APOD, 25 de abril de 2002
• Noticias generales sobre sistemas estelares triples, TSN, 22 de abril de 2008 Archivado el 3 de abril de 2019 en Wayback Machine.
• La Biblioteca Double Star, archivada el 15 de diciembre de 2008 en Wayback Machine, se encuentra en el Observatorio Naval de los EE. UU.
• Dando nombre a nuevos planetas extrasolares

Ejemplares individuales

• Imagen astronómica del día de la NASA: Sistema estelar triple (11 de septiembre de 2002)
• Imagen astronómica del día de la NASA: Sistema Alfa Centauri (23 de marzo de 2003)
• Alfa Centauri, APOD, 25 de abril de 2002