Un 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 la atracción gravitacional . A un gran grupo de estrellas unidas por la gravitación se le llama generalmente cúmulo estelar o galaxia , aunque, a grandes rasgos, 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 múltiple consta de tres o más estrellas que desde la Tierra parecen estar cercanas entre sí en el cielo. [ dudoso - discutir ] Esto puede resultar de que las estrellas en realidad estén físicamente cerca y unidas gravitacionalmente entre sí, en cuyo caso es una estrella física múltiple, 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 se produzcan sistemas con cuatro o más componentes. [3] Los sistemas de estrellas múltiples se denominan triples , ternarios o trinarios si contienen 3 estrellas; cuádruples o cuaternarios si contienen 4 estrellas; quíntuple o quintenario con 5 estrellas; séxtuple o sextenario con 6 estrellas; séptuple o septenario con 7 estrellas; óctuple u octenario de 8 estrellas. Estos sistemas son más pequeños que los cúmulos estelares abiertos , que tienen una dinámica más compleja y suelen tener entre 100 y 1.000 estrellas. [6] La mayoría de los sistemas estelares múltiples conocidos son triples; para multiplicidades más altas, 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 físicas múltiples, 551 de los 728 sistemas descritos son triples. Sin embargo, debido a los supuestos 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 constan de 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 están modelados como un problema de n cuerpos , exhibiendo un comportamiento caótico . [9] Pueden tener 2, 3 o 4 estrellas.
Sistemas jerárquicos
Sistema estelar llamado 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 del sistema se pueden dividir en dos grupos más pequeños, cada uno de los cuales atraviesa una órbita más grande alrededor del centro de masa 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 sean jerárquicos, y así sucesivamente. [11] Cada nivel de la jerarquía puede tratarse como un problema de dos cuerpos considerando pares cercanos como si fueran una sola estrella. En estos sistemas hay poca interacción entre las órbitas y el movimiento de las estrellas continuará acercándose a las órbitas estables [3] [12] keplerianas alrededor del centro de masa del sistema, [13] a diferencia de los inestables sistemas trapecios o la dinámica aún más compleja de la gran cantidad de estrellas en cúmulos estelares y galaxias .
Sistemas estelares triples
En un sistema físico de tres estrellas, 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 una binaria física interior compuesta por dos estrellas enanas rojas más. Las estrellas triples que no están todas unidas gravitacionalmente pueden comprender una binaria física y una compañera óptica (como Beta Cephei ) o, en casos raros, una estrella triple puramente óptica (como Gamma Serpentis ).
Multiplicidades más altas
Diagramas móviles :
multicine
sistema simplex, binario
simplex, sistema triple, jerarquía 2
simplex, sistema cuádruple, jerarquía 2
simplex, sistema cuádruple, jerarquía 3
simplex, sistema quíntuple, jerarquía 4.
Los sistemas estelares múltiples jerárquicos con más de tres estrellas pueden producir una serie de disposiciones más complicadas. Estos arreglos pueden organizarse mediante lo que Evans (1968) llamó diagramas móviles , que parecen 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 de menor tamaño. Evans llama diagrama múltiplex si existe un nodo con más de dos hijos , es decir, si la descomposición de algún subsistema implica dos o más órbitas de tamaño comparable. Dado que, como ya hemos visto en el caso de 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 jerarquía al número de niveles del diagrama . [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 un sistema binario cercano, siendo uno de los componentes del binario cercano un 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, tras una inspección más cercana, se puede ver que consta de dos estrellas binarias espectroscópicas . Por sí solo, este sería un sistema de jerarquía cuádruple 2 como en (d), pero está orbitado por un componente más débil y distante, que también es una enana roja binaria cercana. Esto forma un sistema séxtuple de jerarquía 3. [16]
La jerarquía máxima que aparece en el Catálogo de estrellas múltiples de AA Tokovinin, a partir de 1999, es 4. [3] Por ejemplo, las estrellas Gliese 644A y Gliese 644B forman lo que parece ser una estrella binaria visual cercana ; Debido a que Gliese 644B es un binario espectroscópico , en realidad es un sistema triple. El sistema triple tiene el compañero visual más distante Gliese 643 y el compañero visual aún más distante Gliese 644C, que, debido a su movimiento común con Gliese 644AB, se cree que están unidos gravitacionalmente al sistema triple. Se forma así un sistema quíntuple cuyo diagrama móvil sería el diagrama del nivel 4 que aparece en (f).; [17]
También son posibles jerarquías más altas. [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 teóricamente se desintegrarán en estrellas múltiples menos complejas, como si fueran posibles triples o cuádruples más comunes observados. [22] [23]
trapecio
Los trapecios suelen ser sistemas muy jóvenes e inestables. Se cree que se forman en viveros estelares y se fragmentan rápidamente en múltiples estrellas estables, que en el proceso pueden expulsar componentes como estrellas galácticas de alta velocidad . [24] [25] Llevan el nombre del sistema estelar múltiple conocido como Cúmulo Trapecio en el corazón de la Nebulosa de Orión . [24] Estos sistemas no son raros y comúnmente aparecen cerca o dentro de nebulosas brillantes . Estas estrellas no tienen una disposición jerárquica estándar, pero compiten por órbitas estables. Esta relación se llama interacción . [26] Estas estrellas eventualmente se asientan en una binaria cercana con una compañera distante, y las otras estrellas 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 remonta al cúmulo Trapecio en la Nebulosa de Orión hace unos dos millones de años. [27] [28]
Designaciones y nomenclatura
Múltiples designaciones de estrellas
Los componentes de múltiples estrellas se pueden especificar agregando los sufijos A , B , C , etc., a la designación del sistema. Se pueden utilizar sufijos como AB para indicar el par formado por A y B. La secuencia de letras B , C , etc . se puede asignar 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 subsistema en el catálogo de estrellas múltiples de Tokovinin
El Catálogo de Estrellas Múltiples de AA Tokovinin utiliza un sistema en el que cada subsistema en un diagrama móvil está codificado por una secuencia de dígitos. En el diagrama móvil (d) anterior, por ejemplo, al sistema más amplio se le asignaría 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. Subsistemas que aparecerían a continuación A este en el diagrama del móvil se le darán 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 hay dos que puedan agruparse en un subsistema, tendría dos subsistemas numerados 1 que denotan 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 futura de sistemas estelares múltiples
La nomenclatura actual para estrellas dobles y múltiples puede causar confusión, ya que las estrellas binarias descubiertas de diferentes maneras reciben designaciones diferentes (por ejemplo, designaciones de descubridor para estrellas binarias visuales y designaciones de estrella variable para estrellas binarias eclipsantes) y, peor aún, las letras componentes pueden ser asignados de manera diferente por diferentes autores, de modo que, por ejemplo, la A de una persona puede ser la C de otra . [31] Las discusiones que comenzaron en 1999 dieron 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 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 con 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 no existen o que luego se reasignan a otro subsistema 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 a 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] La cuestión se discutió nuevamente 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 más desarrollado. [37]
El WMC de muestra está organizado jerárquicamente; la jerarquía utilizada se basa en períodos o separaciones orbitales observados. Dado que contiene muchas estrellas dobles visuales , que pueden ser ópticas más que físicas, esta jerarquía puede ser sólo 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 alternos, 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 .
Alpha Centauri es una estrella triple compuesta por un par binario principal de enanas amarillas ( Alpha Centauri A y Alpha Centauri B ) y una enana roja periférica , Proxima Centauri . Juntos, A y B 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 binario puede hacer que los componentes estén tan cerca como 11 AU o tan lejos como 36 AU. Proxima Centauri, también (aunque con menos frecuencia) llamada Alpha Centauri C, está mucho más lejos (entre 4.300 y 13.000 AU) 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 tirón gravitacional en 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 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.
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 llamarada tipo K TW Piscis Austrini y la enana roja LP 876-10 compartían el movimiento propio a través del espacio. El primario tiene un disco de polvo masivo similar al del Sistema Solar temprano , 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 , a unos 42 años luz de distancia 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.
El sistema Kepler-64 tiene el planeta PH1 (descubierto en 2012 por el grupo Planet Hunters , 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]
^ El término estrella múltiple óptica significa que las estrellas pueden parecer cercanas entre sí, cuando se ven 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. desde la Tierra que el otro, lo cual no es fácilmente evidente a menos que uno pueda verlos en el transcurso de un año y observar distintos paralajes .
Referencias
^ COMO Bhatia, ed. (2005). Diccionario moderno de astronomía y tecnología espacial . Nueva Delhi: publicaciones profundas y profundas. ISBN 81-7629-741-0.
^ John R. Percy (2007). Comprensión de las estrellas variables. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 16.ISBN _978-1-139-46328-7.
^ abcdef Tokovinin, AA (1997). "MSC: un catálogo de estrellas múltiples físicas". Serie de Suplementos de Astronomía y Astrofísica . 124 : 75. Código Bib : 1997A y 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 .
^ "Estrellas dobles y múltiples". Hipparcos . Agencia Espacial Europea . Consultado el 31 de octubre de 2007 .
^ "Estrellas binarias y múltiples". messier.seds.org . Consultado el 26 de mayo de 2007 .
^ Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Dinámica galáctica. Prensa de la Universidad de Princeton. pag. 247.ISBN _0-691-08445-9.
^ Tokovinin, A. (2001). "Estadísticas de estrellas múltiples: algunas pistas sobre los mecanismos de formación". La formación de estrellas binarias . 200 : 84. Código Bib : 2001IAUS..200...84T.
^ Tokovinin, A. (2004). "Estadísticas de múltiples estrellas". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 21 : 7. Código Bib : 2004RMxAC..21....7T.
^ Leonard, Peter JT (2001). "Múltiples sistemas estelares: tipos y estabilidad". En Murdin, P. (ed.). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica (edición en línea). Instituto de Física. Archivado desde el original el 9 de julio de 2012.Nature Publishing Group publicó la edición impresa original.
^ "Anillo de humo por halo" . Consultado el 26 de octubre de 2015 .
^ abcd Evans, David S. (1968). "Estrellas de mayor multiplicidad". Revista trimestral de la Royal Astronomical Society . 9 : 388–400. Código bibliográfico : 1968QJRAS...9..388E.
^ Dinámica de estrellas múltiples: observaciones Archivado el 19 de septiembre de 2006 en Wayback Machine , A. Tokovinin, en "Massive Stars in Interacting Binaries", 16-20 de agosto de 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., impreso).
^ Kiseleva, G.; Eggleton, PP; Anosova, JP (1994). "Una nota sobre la estabilidad de estrellas triples jerárquicas con órbitas inicialmente circulares". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 267 : 161. Código bibliográfico : 1994MNRAS.267..161K. doi : 10.1093/mnras/267.1.161 .
^ Mazeh, Tzevi; et al. (2001). "Estudios de múltiples sistemas estelares - IV. El sistema espectroscópico de triple línea Gliese 644". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 325 (1): 343–357. arXiv : astro-ph/0102451 . Código Bib : 2001MNRAS.325..343M. doi :10.1046/j.1365-8711.2001.04419.x. S2CID 16472347.; véanse los apartados 7 y 8 para un análisis del sistema quíntuple.
^ Harrington, RS (1970). "Encuentro con fenómenos en estrellas triples". Revista Astronómica . 75 : 114-118. Código bibliográfico : 1970AJ.....75.1140H. doi :10.1086/111067.
^ Fekel, Francisco C (1987). "Múltiples estrellas: ¿Anatemas o amigos?". Vistas en Astronomía . 30 (1): 69–76. Código Bib : 1987VA.....30...69F. doi :10.1016/0083-6656(87)90021-3.
^ Zhuchkov, R. Ya.; Orlov, VV; Rubinov, AV (2006). "Múltiples estrellas con baja jerarquía: ¿estables o inestables?". Publicaciones del Observatorio Astronómico de Belgrado . 80 : 155-160. Código Bib : 2006POBeo..80..155Z.
^ Rubinov, AV (2004). "Evolución dinámica de múltiples estrellas: influencia de los parámetros iniciales del sistema". Informes de astronomía . 48 (1): 155-160. Código Bib : 2004ARep...48...45R. doi :10.1134/1.1641122. S2CID 119705425.
^ Harrington, RS (1977). "Formación de múltiples estrellas a partir de la desintegración del sistema de N-cuerpos". Rev. Méx. Astron. Astrofís . 3 : 209. Código bibliográfico : 1977RMxAA...3..209H.
^ ab Heintz, WD (1978). Estrellas Dobles. D. Editorial Reidel, Dordrecht. págs. 67–68. ISBN90-277-0885-1.
^ 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.
^ ab Heintz, WD (1978). Estrellas Dobles. D. Editorial Reidel, Dordrecht. pag. 68.ISBN _90-277-0885-1.
^ 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 .
^ 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.
^ Formato ab , 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 Estados Unidos . Consultado en línea el 20 de agosto de 2008.
^ abcd William I. Hartkopf y Brian D. Mason. "Abordar la confusión en la nomenclatura de estrellas dobles: el catálogo de multiplicidad de Washington". Observatorio Naval de los Estados Unidos. Archivado desde el original el 17 de mayo de 2011 . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
^ "Método de designación urbana/Corbin". Observatorio Naval de Estados Unidos . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
^ "Método de designación secuencial". Observatorio Naval de Estados Unidos . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
^ A. Tokovinin (18 de abril de 2000). «Sobre la designación de estrellas múltiples» . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
^ A. Tokovinin (17 de abril de 2000). "Ejemplos de la historia del descubrimiento de múltiples sistemas estelares para probar nuevos esquemas de designación" . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
^ William I. Hartkopf y Brian D. Mason. "Muestra de catálogo de multiplicidad de Washington". Observatorio Naval de Estados Unidos . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .
^ Argyle, RW (2004). "Un nuevo esquema de clasificación de estrellas dobles y múltiples". El Observatorio . 124 : 94. Código Bib : 2004Obs...124...94A.
^ Masón, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, Guillermo I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (diciembre de 2001). "CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de Estados Unidos de 2001. I. Catálogo Washington Double Star". La Revista Astronómica . Observatorio Naval de Estados Unidos, Washington DC 122 (6): 3466–3471. Código bibliográfico : 2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
^ 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.
^ ¿La órbita de la estrella triple afecta directamente el tiempo de órbita? Jeremy Hien, Jon Shewarts, Astronomical News 132 , No. 6 (noviembre de 2011)
↑ 4 Centauri Archivado el 15 de junio de 2011 en Wayback Machine , entrada en el Catálogo de Estrellas Múltiples.
^ Robert Grant Aitken (2019). Las estrellas binarias. Socios de medios creativos, LLC. ISBN978-0-530-46473-2.
^ Vol. 1, parte 1, pág. 422, Almagestum Novum, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
^ Una nueva visión de Mizar, Leos Ondra, consultado en línea el 26 de mayo de 2007.
^ "PH1: Un planeta en un sistema de cuatro estrellas". Cazadores de planetas . 15 de octubre de 2012 . Consultado el 13 de enero de 2024 .
^ Ciardi, David. "KOI 2626: ¿Un sistema cuádruple con un planeta?" (PDF) . nexsci.caltech.edu . Consultado el 13 de enero de 2024 .
^ 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.
^ Schütz, O.; Meeus, G.; Carmona, A.; Juhász, A.; Sterzik, MF (2011). "El joven sistema quíntuple B-star HD 155448". Astronomía y Astrofísica . 533 : A54. arXiv : 1108.1557 . Código Bib : 2011A y A...533A..54S. doi :10.1051/0004-6361/201016396. S2CID 56143776.
^ Lohr, YO; et al. (2015). "El sistema estelar quíntuple de baja masa doblemente eclipsante 1SWASP J093010.78 + 533859.5". Astronomía y Astrofísica . 578 : A103. arXiv : 1504.07065 . Código Bib : 2015A&A...578A.103L. doi :10.1051/0004-6361/201525973. S2CID 44548756.
^ "Catálogo de estrellas múltiples (MSC)". Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016 . Consultado el 23 de diciembre de 2012 .
^ Stelzer, B.; Burwitz, V. (2003). "Castor a y Castor B se resolvieron en una observación simultánea de Chandra y XMM-Newton". Astronomía y Astrofísica . 402 (2): 719–728. arXiv : astro-ph/0302570 . Código Bib : 2003A y A...402..719S. doi :10.1051/0004-6361:20030286. S2CID 15268418.
^ Tokovinin, AA; Shatskii, NI; Magnitsky, AK (1998). "ADS 9731: Un nuevo sistema séxtuple". Cartas de Astronomía . 24 (6): 795. Código bibliográfico : 1998AstL...24..795T.
^ Md, por Jeanette Kazmierczak Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA, Greenbelt. "Alerta de descubrimiento: primer sistema de seis estrellas donde las seis estrellas sufren eclipses". Exploración de exoplanetas: planetas más allá de nuestro sistema solar . Consultado el 29 de junio de 2022 .{{cite web}}: Mantenimiento CS1: varios nombres: lista de autores ( enlace )
↑ Nu Scorpii Archivado el 10 de abril de 2020 en Wayback Machine , entrada en el Catálogo de Estrellas Múltiples.
↑ AR Cassiopeiae Archivado el 10 de abril de 2020 en Wayback Machine , entrada en el Catálogo de Estrellas Múltiples.
^ Zasche, P.; Henzl, Z.; Mašek, M. (2022). "Multiplicar candidatos eclipsantes del satélite TESS". Astronomía y Astrofísica . 664 : A96. arXiv : 2205.03934 . Código Bib : 2022A&A...664A..96Z. doi :10.1051/0004-6361/202243723. S2CID 248571745.
^ Hutter, DJ; Tycner, C.; Zavala, RT; Benson, JA; Hummel, California; Zirm, H. (2021). "Estudio de las estrellas brillantes mediante interferometría óptica. III. Un estudio de multiplicidad de magnitud limitada de estrellas Be clásicas". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 257 (2): 69. arXiv : 2109.06839 . Código Bib : 2021ApJS..257...69H. doi : 10.3847/1538-4365/ac23cb . S2CID 237503492.
^ Mayer, P.; Harmanec, P.; Zasche, P.; Brož, M.; Catalán-Hurtado, R.; Barlow, BN; Frondorf, W.; Lobo, 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 Bib : 2022A&A...666A..23M. doi :10.1051/0004-6361/202142108. S2CID 248177961.
enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con múltiples sistemas estelares .
Imagen astronómica del día de la NASA: sistema estelar triple (11 de septiembre de 2002)
Imagen astronómica del día de la NASA: sistema Alpha Centauri (23 de marzo de 2003)
Alfa Centauri, APOD, 25 de abril de 2002
Noticias generales sobre sistemas de estrellas 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 está ubicada en el Observatorio Naval de EE. UU.
Nombrar nuevos planetas extrasolares
Especímenes individuales
Imagen astronómica del día de la NASA: sistema estelar triple (11 de septiembre de 2002)
Imagen astronómica del día de la NASA: sistema Alpha Centauri (23 de marzo de 2003)
