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Sistema estelar

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Un sistema de estrellas o sistema estelar es un pequeno numero de estrellas que orbitan entre si, [ 1 ] ​ unidas por una atraccion gravitatoria . Un gran grupo de estrellas unidas por la gravitacion generalmente se denomina cumulo estelar o galaxia , aunque, en terminos generales, tambien 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 es conocido como estrella binaria , sistema estelar binario o estrella doble fisica . Si no hay efectos de marea , perturbacion de otras fuerzas, ni transferencia de masa de una estrella a la otra, dicho sistema es estable y ambas estrellas trazaran una orbita eliptica alrededor del baricentro del sistema indefinidamente. [ 2 ] ​ (ver Problema de dos cuerpos ) . Ejemplos de sistemas binarios son Sirius , Procyon y Cygnus MC

[ 2 ] ​, este ultimo formado probablemente por una estrella y un agujero negro .

Multiples sistemas estelares [ editar ]

Un sistema estelar multiple consta de tres o mas estrellas que, desde la Tierra, parecen estar cerca unas con otras en el cielo.  Esto puede deberse a que las estrellas estan realmente cerca y unidas gravitacionalmente entre si, en cuyo caso se trata de una estrella multiple fisica , o esta cercania puede ser meramente aparente, en cuyo caso se trata de una estrella multiple optica [lower-alpha 1] Las estrellas multiples fisicas tambien se denominan comunmente estrellas multiples o sistemas estelares multiples . [ 3 ] ​ [ 4 ] ​ [ 5 ] ​

La mayoria de los sistemas estelares multiples son estrellas triples. Los sistemas con cuatro o mas componentes son menos probables. Los sistemas estelares multiples se denominan triples, ternarios o trinarios si contienen 3 estrellas; cuadruples o cuaternarios si contienen 4 estrellas; quintuples o quintenarios con 5 estrellas; sextuples o sextenarios con 6 estrellas; septuples o septenarios con 7 estrellas. Estos sistemas son mas pequenos que los cumulos estelares abiertos, cuya dinamica es mas compleja y suelen tener de 100 a 1.000 estrellas. La mayoria de los sistemas estelares multiples conocidos son triples; para multiplicidades superiores, el numero de sistemas conocidos con una multiplicidad dada disminuye exponencialmente con la multiplicidad. Por ejemplo, en la revision de 1999 del catalogo de Tokovinin de estrellas multiples fisicas, 551 de los 728 sistemas descritos son triples. Sin embargo, debido a los presuntos efectos de seleccion, la capacidad de interpretar estas estadisticas es muy limitada.

Los sistemas de estrellas multiples se pueden dividir en dos clases dinamicas principales:

(1) sistemas jerarquicos , que son estables y consisten en orbitas anidadas que no interactuan mucho, por lo que cada nivel de la jerarquia puede tratarse como un problema de dos cuerpos
(2) el trapecio que tiene orbitas inestables que interactuan fuertemente y se modelan como un problema de n cuerpos , exhibiendo un comportamiento caotico . [ 6 ] ​ Pueden tener 2, 3 o 4 estrellas.
Sistema estelar llamado DI Cha . Si bien solo se ven dos estrellas, en realidad es un sistema cuadruple que contiene dos conjuntos de estrellas binarias. [ 7 ] ​

La mayoria de los sistemas estelares multiples se organizan en lo que se denomina un sistema jerarquico: las estrellas del sistema pueden dividirse en dos grupos mas pequenos, cada uno de los cuales recorre una orbita mayor alrededor del centro de masa del sistema. Cada uno de estos grupos mas pequenos tambien debe ser jerarquico, lo que significa que debe dividirse en subgrupos mas pequenos que a su vez son jerarquicos, y asi sucesivamente. Cada nivel de la jerarquia puede tratarse como un problema de dos cuerpos, considerando los pares cercanos como si fueran una sola estrella. En estos sistemas hay poca interaccion entre las orbitas y el movimiento de las estrellas seguira aproximandose a orbitas keplerianas estables alrededor del centro de masa del sistema, a diferencia de los sistemas de trapecios inestables o de la dinamica aun mas compleja del gran numero de estrellas de los cumulos estelares y las galaxias.

Sistemas estelares triples [ editar ]

Orbitas del sistema estelar triple jerarquico HR 6819: un sistema binario interno con una estrella (orbita en azul) y un agujero negro (orbita en rojo), rodeado por otra estrella en una orbita mas amplia (tambien en azul).

En un sistema estelar triple fisico , cada estrella orbita alrededor del 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 orbita binaria. Este arreglo se llama jerarquico . [ 8 ] ​ [ 9 ] ​ La razon de esta disposicion es que si las orbitas interior y exterior son de tamano comparable, el sistema puede volverse dinamicamente inestable, lo que provocaria la expulsion de una estrella del sistema. [ 10 ] ​ HR 6819 es un ejemplo de un sistema triple jerarquico fisico, que tiene una estrella exterior que orbita un binario fisico interno compuesto por una estrella y un agujero negro estelar [ 11 ] ​ (aunque la nocion de que HR 6819 es un sistema triple ha sido cuestionada recientemente) . [ 12 ] ​ Las estrellas triples que no estan unidas gravitacionalmente pueden comprender un binario fisico y un companero optico (como Beta Cephei ) o, en casos raros, una estrella triple puramente optica (como Gamma Serpentis ).

Multiplicidades mas altas [ editar ]

Diagramas moviles * a. multiplex * b. simplex, sistema binario * c. simplex, sistema triple, jerarquia 2 * d. simplex, sistema cuadruple, jerarquia 2 * e. simplex, sistema cuadruple, jerarquia 3 * f. simplex, sistema quintuple, jerarquia 4

Los sistemas estelares multiples jerarquicos con mas de tres estrellas pueden producir una serie de arreglos mas complicados. Estos arreglos pueden ser organizados por lo que Evans (1968) llamo diagramas moviles , que parecen moviles ornamentales colgados del techo. En la figura de la derecha se dan ejemplos de sistemas jerarquicos ( diagramas moviles ). Cada nivel del diagrama ilustra la descomposicion del sistema en dos o mas sistemas de menor tamano. Evans llama a un diagrama multiplex si hay un nodo con mas de dos hijos , es decir, si la descomposicion de algun subsistema involucra dos o mas orbitas con tamano comparable. Porque, como ya hemos visto para las estrellas triples, esto puede ser inestable, se espera que las estrellas multiples sean simplex , lo que significa que en cada nivel hay exactamente dos ninos . Evans llama al numero de niveles en el diagrama su jerarquia . [ 9 ] ​

  • Un diagrama simplex de jerarquia 1, como en (b), describe un sistema binario.
  • Un diagrama simplex de jerarquia 2 puede describir un sistema triple, como en (c), o un sistema cuadruple, como en (d).
  • Un diagrama simplex de jerarquia 3 puede describir un sistema con entre cuatro y ocho componentes. El diagrama movil en (e) muestra un ejemplo de un sistema cuadruple con jerarquia 3, que consta de un solo componente distante que orbita un sistema binario cercano, siendo uno de los componentes del binario cercano un binario aun mas cercano.
  • Un ejemplo real de un sistema con jerarquia 3 es Castor , tambien conocido como Alpha Geminorum o α Gem. Consiste en lo que parece ser una estrella binaria visual que, tras una inspeccion mas cercana, puede verse que consta de dos estrellas binarias espectroscopicas . Por si mismo, este seria un sistema de jerarquia cuadruple 2 como en (d), pero esta orbitado por un componente mas distante mas debil, que tambien es una enana roja binaria cercana. Esto forma un sistema sextuple de jerarquia 3. [ 13 ] ​
  • La jerarquia maxima que aparece en el Catalogo de estrellas multiples de AA Tokovinin, a partir de 1999, es 4. [ 4 ] ​ 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 espectroscopico , este es en realidad un sistema triple. El sistema triple tiene el companero visual mas distante Gliese 643 y el companero visual aun mas distante Gliese 644C, que, debido a su movimiento comun con Gliese 644AB, se cree que estan ligados gravitacionalmente al sistema triple. Esto forma un sistema quintuple cuyo diagrama movil seria el diagrama de nivel 4 que aparece en (f); [ 14 ] ​

Tambien son posibles jerarquias mas altas. [ 9 ] ​ [ 15 ] ​ La mayoria de estas jerarquias superiores son estables o sufren perturbaciones internas. [ 16 ] ​ [ 17 ] ​ [ 18 ] ​ Otros consideran que las estrellas multiples complejas se desintegraran teoricamente con el tiempo en estrellas multiples menos complejas, como son posibles los triples o cuadruples observados mas comunes. [ 19 ] ​ [ 20 ] ​

Los trapecios suelen ser sistemas muy jovenes e inestables. Se cree que se forman en viveros estelares y se fragmentan rapidamente en estrellas multiples estables, que en el proceso pueden expulsar componentes como estrellas galacticas de alta velocidad . [ 21 ] ​ [ 22 ] ​ Reciben su nombre del sistema estelar multiple conocido como Cumulo Trapecio en el corazon de la Nebulosa de Orion . [ 21 ] ​ Tales sistemas no son raros y comunmente aparecen cerca o dentro de nebulosas brillantes. Estas estrellas no tienen arreglos jerarquicos estandar, pero compiten por orbitas estables. Esta relacion se llama interaccion . [ 23 ] ​ Tales estrellas eventualmente se establecen en un binario cercano con un companero distante, con las otras estrellas previamente en el sistema expulsadas al espacio interestelar a altas velocidades. [ 23 ] ​ Esta dinamica puede explicar las estrellas fugitivas que podrian haber sido expulsadas durante una colision de dos grupos de estrellas binarias o un sistema multiple. A este evento se le atribuye la expulsion de AE Aurigae , Mu Columbae y 53 Arietis por encima de 200 km·s ?1 y se ha rastreado hasta el cumulo del Trapecio en la Nebulosa de Orion hace unos dos millones de anos. [ 24 ] ​ [ 25 ] ​

Designaciones y nomenclatura [ editar ]

Los componentes de multiples estrellas se pueden especificar agregando los sufijos A , B , C , etc., a la designacion del sistema. Se pueden usar sufijos como AB para indicar el par que consta de A y B. La secuencia de letras B , C , etc . puede asignarse en orden de separacion del componente A . [ 26 ] ​ A los componentes descubiertos cerca de un componente ya conocido se les pueden asignar sufijos como Aa , Ba , etc.

Notacion de subsistemas en el catalogo de estrellas multiples de Tokovinin

El Catalogo de Estrellas Multiples de AA Tokovinin utiliza un sistema en el que cada subsistema en un diagrama movil esta codificado por una secuencia de digitos. En el diagrama movil (d) anterior, por ejemplo, al sistema mas amplio se le daria el numero 1, mientras que el subsistema que contiene su componente principal se numeraria 11 y el subsistema que contiene su componente secundario se numeraria 12. Los subsistemas que aparecerian debajo de esto en el diagrama movil recibiran numeros con tres, cuatro o mas digitos. Al describir un sistema no jerarquico por este metodo, el mismo numero de subsistema se utilizara mas 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, tendria dos subsistemas numerados 1 que denotarian los dos binarios AB y AC. En este caso, si B y C se descompusieran posteriormente en binarios, se les asignarian los numeros de subsistema 12 y 13. [ 4 ] ​

La nomenclatura actual para estrellas dobles y multiples puede causar confusion ya que las estrellas binarias descubiertas de diferentes maneras reciben diferentes designaciones (por ejemplo, designaciones de descubridor para estrellas binarias visuales y designaciones de estrellas variables para estrellas binarias eclipsantes) y, lo que es peor, las letras componentes pueden ser asignado de manera diferente por diferentes autores, de modo que, por ejemplo, la A de una persona puede ser la C de otra. [ 27 ] ​ La discusion que comenzo en 1999 dio como resultado cuatro esquemas propuestos para abordar este problema: [ 27 ] ​

  • KoMa, un esquema jerarquico que utiliza letras mayusculas y minusculas y numeros arabigos y romanos;
  • El metodo de designacion Urban/Corbin, un esquema numerico jerarquico similar al sistema de clasificacion decimal de Dewey  ; [ 28 ] ​
  • El metodo de designacion secuencial, un esquema no jerarquico en el que a los componentes y subsistemas se les asignan numeros en orden de descubrimiento; [ 29 ] ​ y
  • WMC, el Catalogo de multiplicidad de Washington, un esquema jerarquico en el que los sufijos utilizados en el Catalogo de estrellas dobles de Washington se amplian con letras y numeros de sufijos adicionales.

Para un sistema de designacion, identificar la jerarquia dentro del sistema tiene la ventaja de que facilita la identificacion de subsistemas y el calculo de sus propiedades. Sin embargo, causa problemas cuando se descubren nuevos componentes en un nivel superior o intermedio a la jerarquia existente. En este caso, parte de la jerarquia se desplazara hacia adentro. Los componentes que no existen, o que luego se reasignan a un subsistema diferente, tambien causan problemas. [ 30 ] ​ [ 31 ] ​

Durante la 24ª Asamblea General de la Union Astronomica Internacional en 2000, se aprobo el esquema WMC y las Comisiones 5, 8, 26, 42 y 45 resolvieron que deberia expandirse a un esquema de designacion uniforme utilizable. [ 27 ] ​ Posteriormente se preparo una muestra de un catalogo usando el esquema WMC, cubriendo media hora de ascension recta . [ 32 ] ​ El tema se discutio nuevamente en la 25ª Asamblea General en 2003, y las comisiones 5, 8, 26, 42 y 45, asi como el Grupo de Trabajo sobre Interferometria, resolvieron nuevamente que el esquema WMC deberia expandirse y desarrollarse aun mas. . [ 33 ] ​

El ejemplo de WMC esta organizado jerarquicamente; la jerarquia utilizada se basa en periodos o separaciones orbitales observados. Dado que contiene muchas estrellas dobles visuales, que pueden ser opticas en lugar de fisicas, esta jerarquia puede ser solo aparente. Utiliza letras mayusculas (A, B, ...) para el primer nivel de la jerarquia, letras minusculas (a, b, ...) para el segundo nivel y numeros (1, 2, .. .) para el tercero. Los niveles subsiguientes usarian letras minusculas y numeros alternados, pero no se encontraron ejemplos de esto en la muestra. [ 27 ] ​

Ejemplos [ editar ]

Binario [ editar ]

Sirius A (centro), con su companera enana blanca, Sirius 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 ( Alfa Centauri A y Alfa Centauri B ) y una enana roja periferica, Proxima Centauri . Juntos, A y B forman una estrella binaria fisica, designada como Alpha Centauri AB, α Cen AB o RHD 1 AB, donde AB denota que se trata de un sistema binario . [ 34 ] ​ La orbita moderadamente excentrica de la binaria puede hacer que las componentes esten tan cerca como 11 AU o tan lejos como 36 AU. Proxima Centauri, tambien (aunque con menos frecuencia) llamada Alpha Centauri C, esta mucho mas lejos (entre 4300 y 13 000 UA) de α Cen AB, y orbita el par central con un periodo de 547 000 (+66 000/-40 000) anos. [ 35 ] ​
  • Polaris o Alpha Ursae Minoris (α UMi), la estrella del norte, es un sistema estelar triple en el que la estrella companera mas cercana esta extremadamente cerca de la estrella principal, tan cerca que solo se conocia por su tiron 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 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 anos luz de distancia de la Tierra en la constelacion Cygnus . El sistema esta compuesto por HD 188753A, una enana amarilla ; HD 188753B, una enana naranja ; y HD 188753C, una enana roja . B y C se orbitan entre si cada 156 dias y, como grupo, orbitan A cada 25,7 anos. [ 36 ] ​
  • Fomalhaut (α PsA, α Piscis Austrini) es un sistema estelar triple en la constelacion de Piscis Austrinus . Se descubrio que era un sistema triple en 2013, cuando se confirmo que la estrella fulgurante tipo K TW Piscis Austrini y la enana roja LP 876-10 compartian el movimiento propio a traves del espacio. El primario tiene un disco de polvo masivo similar al del Sistema Solar primitivo, pero mucho mas masivo. Tambien contiene un gigante gaseoso, Fomalhaut b . Ese mismo ano, tambien se confirmo que la estrella terciaria LP 876-10 albergaba un disco de polvo.
  • HD 181068 es un sistema triple unico, que consta de una gigante roja y dos estrellas de secuencia principal. Las orbitas de las estrellas estan orientadas de tal manera que las tres estrellas se eclipsan entre si.

Cuaternario [ editar ]

HD 98800 es un sistema estelar cuadruple ubicado en la asociacion TW Hydrae .

Quintenario [ editar ]

Octonario [ editar ]

Novenario [ editar ]

Vease tambien [ editar ]

Referencias [ editar ]

  1. ↑ A.S. Bhatia, ed. (2005). Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology . New Delhi: Deep & Deep Publications. ISBN   81-7629-741-0 .  
  2. ↑ a b Carroll; Ostlie, Dale A. An introduction to modern astrophysics .  
  3. ↑ John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars . Cambridge University Press. p. 16. ISBN   978-1-139-46328-7 .  
  4. ↑ a b c Tokovinin, A.A. (1997). ≪MSC - a catalogue of physical multiple stars≫. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 : 75. Bibcode : 1997A&AS..124...75T . doi : 10.1051/aas:1997181 .  
  5. ↑ ≪Binary and multiple stars≫ . messier.seds.org . Consultado el 26 de mayo de 2007 .  
  6. ↑ Leonard, Peter J.T. (2001). ≪Multiple stellar systems: Types and stability≫ . En Murdin, P., ed. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (online edicion). Institute of Physics.   Nature Publishing Group published the original print edition.
  7. ↑ ≪Smoke ring for a halo≫ . Consultado el 26 de octubre de 2015 .  
  8. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars . D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp.  66?67 . ISBN   90-277-0885-1 .  
  9. ↑ a b c Evans, David S. (1968). ≪Stars of Higher Multiplicity≫. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 9 : 388-400. Bibcode : 1968QJRAS...9..388E .  
  10. ↑ Kiseleva, G.; Eggleton, P. P.; Anosova, J. P. (1994). ≪A note on the stability of hierarchical triple stars with initially circular orbits≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 267 : 161. Bibcode : 1994MNRAS.267..161K . doi : 10.1093/mnras/267.1.161 .  
  11. ↑ Rivinius, Th.; Baade, D.; Hadrava, P.; Heida, M.; Klement, R. (2020). ≪A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in the inner binary≫. Astronomy & Astrophysics 637 (L3): 11. Bibcode : 2020A&A...637L...3R . arXiv : 2005.02541 . doi : 10.1051/0004-6361/202038020 .  
  12. ↑ Safarzadeh, Mohammadtaher; Toonen, Silvia; Loeb, Abraham (6 de julio de 2020). ≪The nearest discovered black hole is likely not in a triple configuration≫. The Astrophysical Journal 897 (2): L29. Bibcode : 2020ApJ...897L..29S . arXiv : 2006.11872 . doi : 10.3847/2041-8213/ab9e68 .  
  13. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars . D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. p.  72 . ISBN   90-277-0885-1 .  
  14. ↑ Mazeh, Tzevi (2001). ≪Studies of multiple stellar systems ? IV. The triple-lined spectroscopic system Gliese 644≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 325 (1): 343-357. Bibcode : 2001MNRAS.325..343M . arXiv : astro-ph/0102451 . doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04419.x .   ; see §7?8 for a discussion of the quintuple system.
  15. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars . D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp.  65?66 . ISBN   90-277-0885-1 .  
  16. ↑ Harrington, R.S. (1970). ≪Encounter Phenomena in Triple Stars≫. Astronomical Journal 75 : 114-118. Bibcode : 1970AJ.....75.1140H . doi : 10.1086/111067 .  
  17. ↑ Fekel, Francis C (1987). ≪Multiple stars: Anathemas or friends?≫. Vistas in Astronomy 30 (1): 69-76. Bibcode : 1987VA.....30...69F . doi : 10.1016/0083-6656(87)90021-3 .  
  18. ↑ Zhuchkov, R. Ya.; Orlov, V. V.; Rubinov, A. V. (2006). ≪Multiple stars with low hierarchy: stable or unstable?≫. Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade 80 : 155-160. Bibcode : 2006POBeo..80..155Z .  
  19. ↑ Rubinov, A. V. (2004). ≪Dynamical Evolution of Multiple Stars: Influence of the Initial Parameters of the System≫. Astronomy Reports 48 (1): 155-160. Bibcode : 2004ARep...48...45R . doi : 10.1134/1.1641122 .  
  20. ↑ Harrington, R. S. (1977). ≪Multiple Star Formation from N-Body System Decay≫. Rev. Mex. Astron. Astrofis. 3 : 209. Bibcode : 1977RMxAA...3..209H .  
  21. ↑ a b Heintz, W. D. (1978). Double Stars . D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp.  67?68 . ISBN   90-277-0885-1 .  
  22. ↑ Allen, C. ; Poveda, A.; Hernandez-Alcantara, A. (2006). ≪Runaway Stars, Trapezia, and Subtrapezia≫. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, Serie de Conferencias 25 : 13. Bibcode : 2006RMxAC..25...13A .  
  23. ↑ a b Heintz, W. D. (1978). Double Stars . D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. p.  68 . ISBN   90-277-0885-1 .  
  24. ↑ Blaauw, A.; Morgan, W.W. (1954). ≪The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula≫. Astrophysical Journal 119 : 625. Bibcode : 1954ApJ...119..625B . doi : 10.1086/145866 .  
  25. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J.H.J.; de Zeeuw, P.T (2000). ≪The origin of runaway stars≫. Astrophysical Journal 544 (2): 133-136. Bibcode : 2000ApJ...544L.133H . arXiv : astro-ph/0007436 . doi : 10.1086/317315 .  
  26. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars . Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p.  19 . ISBN   90-277-0885-1 .  
  27. ↑ a b c d William I. Hartkopf. ≪Addressing confusion in double star nomenclature: The Washington Multiplicity Catalog≫ . United States Naval Observatory. Archivado desde el original el 17 de mayo de 2011 . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .  
  28. ↑ ≪Urban/Corbin Designation Method≫ . United States Naval Observatory. Archivado desde el original el 13 de septiembre de 2007 . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .  
  29. ↑ ≪Sequential Designation Method≫ . United States Naval Observatory . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .  
  30. ↑ A. Tokovinin (18 de abril de 2000). ≪On the designation of multiple stars≫ . Archivado desde el original el 22 de septiembre de 2007 . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .  
  31. ↑ A. Tokovinin (17 de abril de 2000). ≪Examples of multiple stellar systems discovery history to test new designation schemes≫ . Archivado desde el original el 22 de septiembre de 2007 . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .  
  32. ↑ William I. Hartkopf. ≪Sample Washington Multiplicity Catalog≫ . United States Naval Observatory. Archivado desde el original el 21 de julio de 2009 . Consultado el 12 de septiembre de 2008 .  
  33. ↑ Argyle, R. W. (2004). ≪A new classification scheme for double and multiple stars≫. The Observatory 124 : 94. Bibcode : 2004Obs...124...94A .  
  34. ↑ Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (December 2001). ≪The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog≫ . The Astronomical Journal (U. S. Naval Observatory, Washington D.C.) 122 (6): 3466-3471. Bibcode : 2001AJ....122.3466M . doi : 10.1086/323920 .  
  35. ↑ Kervella, P.; Thevenin, F.; Lovis, C. (2017). ≪Proxima's orbit around α Centauri≫. Astronomy and Astrophysics 598 : L7. Bibcode : 2017A&A...598L...7K . arXiv : 1611.03495 . doi : 10.1051/0004-6361/201629930 .  
  36. ↑ Does triple star orbit directly affect orbit time , Jeremy Hien, Jon Shewarts, Astronomical News 132 , No. 6 (November 2011)
  37. ↑ Robert Grant Aitken (2019). The Binary Stars . Creative Media Partners, LLC. ISBN   978-0-530-46473-2 .  
  38. ↑ Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum Archivado el 10 de agosto de 2011 en Wayback Machine ., Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  39. ↑ A New View of Mizar Archivado el 7 de marzo de 2008 en Wayback Machine ., Leos Ondra, accessed on line 26 May 2007.
  40. ↑ Planet Hunters
  41. ↑ Nemravova, J. A. et al. (2013). ≪An Unusual Quadruple System ξ Tauri≫. Central European Astrophysical Bulletin 37 (1): 207-216. Bibcode : 2013CEAB...37..207N .  
  42. ↑ Schutz, O.; Meeus, G.; Carmona, A.; Juhasz, A.; Sterzik, M. F. (2011). ≪The young B-star quintuple system HD 155448≫. Astronomy and Astrophysics 533 : A54. Bibcode : 2011A&A...533A..54S . arXiv : 1108.1557 . doi : 10.1051/0004-6361/201016396 .  
  43. ↑ Gregg, T. A.; Prsa, A.; Welsh, W. F.; Orosz, J. A.; Fetherolf, T. (2013). ≪A Syzygy of KIC 4150611≫. American Astronomical Society 221 : 142.12. Bibcode : 2013AAS...22114212G .  
  44. ↑ Lohr, M. E. (2015). ≪The doubly eclipsing quintuple low-mass star system 1SWASP J093010.78+533859.5≫. Astronomy & Astrophysics 578 : A103. Bibcode : 2015A&A...578A.103L . arXiv : 1504.07065 . doi : 10.1051/0004-6361/201525973 .  
  45. ↑ ≪Multiple Star Catalog (MSC)≫ . Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016 . Consultado el 23 de diciembre de 2012 .  
  46. ↑ Stelzer, B.; Burwitz, V. (2003). ≪Castor a and Castor B resolved in a simultaneous Chandra and XMM-Newton observation≫. Astronomy and Astrophysics 402 (2): 719-728. Bibcode : 2003A&A...402..719S . arXiv : astro-ph/0302570 . doi : 10.1051/0004-6361:20030286 .  
  47. ↑ Tokovinin, A. A.; Shatskii, N. I.; Magnitskii, A. K. (1998). ≪ADS 9731: A new sextuple system≫. Astronomy Letters 24 (6): 795. Bibcode : 1998AstL...24..795T .  
  48. ↑ Md, By Jeanette Kazmierczak NASA’s Goddard Space Flight Center, Greenbelt. ≪Discovery Alert: First Six-star System Where All Six Stars Undergo Eclipses≫ . Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System . Consultado el 29 de junio de 2022 .  
  49. ↑ Zasche, P.; Henzl, Z.; Ma?ek, M. (2022). ≪Multiply eclipsing candidates from the TESS satellite≫. Astronomy & Astrophysics 664 : A96. Bibcode : 2022A&A...664A..96Z . arXiv : 2205.03934 . doi : 10.1051/0004-6361/202243723 .  
  50. ↑ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (2021). ≪Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars≫. The Astrophysical Journal Supplement Series 257 (2): 69. Bibcode : 2021ApJS..257...69H . arXiv : 2109.06839 . doi : 10.3847/1538-4365/ac23cb .  
  51. ↑ Mayer, P.; Harmanec, P.; Zasche, P.; Bro?, M.; Catalan-Hurtado, R.; Barlow, B. N.; Frondorf, W.; Wolf, M. et al. (2022). ≪Towards a consistent model of the hot quadruple system HD 93206 = QZ Carinæ ? I. Observations and their initial analyses≫. Astronomy & Astrophysics 666 : A23. Bibcode : 2022A&A...666A..23M . arXiv : 2204.07045 . doi : 10.1051/0004-6361/202142108 .  
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