El sistema de tres estrelles d'Algol va ser visualitzat ambinfraroig proper per l'interferòmetreCHARA amb una resolució de 0,5 mas l'any 2009. La forma d'Algol C és un artefacte[a]
Algol A està eclipsat regularment pel més tènue Algol B cada 2,87 dies (imatge a la banda H per l'interferòmetre CHARA). Els salts sobtats a l'animació són artefactes.)
Unsistema d'estrelles osistema estel·lar és un petit nombre d'estrelles queorbiten entre si,[1] lligades peratracció gravitatòria. Un gran grup d'estrelles lligades per la gravitació s'anomena generalmentcúmul estel·lar ogalàxia, encara que, a grans trets, també són sistemes d'estrelles. Els sistemes estel·lars no s'han de confondre amb elssistemes planetaris, que inclouenplanetes icossos similars (com elscometes).
Un sistema estel·lar de dues estrelles es coneix com aestrella binària,sistema estel·lar binari oestrella doble física. Si no hi ha efectes demarea, no hi ha pertorbacions d'altres forces i no hi ha transferència de massa d'una estrella a l'altra, aquest sistema és estable i ambdues estrelles traçaran una òrbitael·líptica al voltant delbaricentre del sistema indefinidament (vegeuproblema dels dos cossos). Exemples de sistemes binaris sónSirius,Procyon iCygnus X-1, l'últim dels quals probablement consta d'una estrella i unforat negre.
Un sistema estel·lar múltiple està format per dues o més estrelles que semblen des de laTerra que estiguin a prop l'una de l'altra al cel. Això pot ser que les estrelles estiguin físicament properes i gravitacionalment lligades entre si, en aquest cas es tracta d'unaestrella múltiple física, o aquesta proximitat pot ser només aparent, en aquest cas és unaestrella múltiple òptica.[b] Les estrelles múltiples físiques també són habitualment anomenadesestrelles múltiples osistemes estel·lars múltiples.[2][3][4][5]
La majoria dels sistemes d'estrelles múltiples són estrelles triples. És menys probable que es produeixin sistemes amb quatre o més components.[3] Els sistemes de múltiples estrelles s'anomenentriple,ternari otrinari si contenen 3 estrelles;quàdruple oquaternari si contenen 4 estrelles;quíntuple oquintenari amb 5 estrelles;sèxtuple osextenari amb 6 estrelles;sèptuple oseptenari amb 7 estrelles;òctuple ooctenari amb 8 estrelles. Aquests sistemes són més petits que elscúmuls estel·lars oberts, que tenen una dinàmica més complexa i normalment tenen entre 100 i 1.000 estrelles.[6] La majoria de sistemes estel·lars múltiples coneguts són triples; per a multiplicitats més altes, el nombre de sistemes coneguts amb una multiplicitat donada disminueix exponencialment amb la multiplicitat.[3] Per exemple, a la revisió del 1999 del catàleg d'estrelles múltiples físiques de Tokovinin,[7][8] 551 dels 728 sistemes descrits són triples. Tanmateix, a causa de laselecció esbiaixada, la capacitat d'interpretar aquestes estadístiques és molt limitada.[9]
Els sistemes d'estrelles múltiples es poden dividir en dues classes de dinàmiques principals:
(1) sistemesjeràrquics, que són estables i consisteixen en òrbites imbricades que no interactuen gaire, de manera que cada nivell de la jerarquia es pot tractar com unproblema dels dos cossos.
o
(2) els trapezis, que tenen òrbites d'interacció forta inestables i es modelen com unproblema dels n cossos, mostrant un comportamentcaòtic.[10] Poden tenir 2, 3 o 4 estrelles.
Sistema estel·lar anomenatDI Cha. Tot i que només són evidents dues estrelles, en realitat es tracta d'un sistema quàdruple que conté dos conjunts d'estrelles binàries[11]
La majoria dels sistemes d'estrelles múltiples s'organitzen en el que s'anomenasistema jeràrquic: les estrelles del sistema es poden dividir en dos grups més petits, cadascun dels quals travessa unaòrbita més gran al voltant delcentre de masses del sistema. Cadascun d'aquests grups més petits també ha de ser jeràrquic, el que significa que s'han de dividir en subgrups més petits que ells mateixos són jeràrquics, i així successivament.[12]
Cada nivell de la jerarquia es pot tractar com unproblema dels dos cossos considerant les parelles properes com si fossin una sola estrella. En aquests sistemes hi ha poca interacció entre les òrbites i el moviment de les estrelles continuarà aproximant-se[3][13] enòrbites keplerianes estables al voltant del centre de massa del sistema,[14] a diferència dels sistemes detrapezis inestables o ladinàmica encara més complexa de el gran nombre d'estrelles encúmuls estel·lars igalàxies.[12]
En un sistema físic d'estrelles triples, cada estrellaorbita al voltant delcentre de massa del sistema. Normalment, dues de les estrelles formen unsistema binari proper, i la tercera orbita aquesta parella a una distància molt més gran que la de l'òrbita binària. Aquesta disposició s'anomenajeràrquica.[12][15] La raó d'aquesta disposició és que si les òrbites interiors i exteriors són de mida comparable, el sistema pot tornar-se dinàmicament inestable, provocant que una estrella sigui expulsada del sistema.[16]
EZ Aquarii és un exemple de sistema triple jeràrquicfísic, que té una estrella exterior que orbita un binari físic interior compost per duesestrelles nanes vermelles més. Les estrelles triples que no estan totes lligades gravitacionalment poden incloure un binari físic i un companyòptic (comBeta Cephei) o, en casos rars, una estrella triple purament òptica (comGamma Serpentis).
Els sistemes estel·lars múltiples jeràrquics amb més de tres estrelles poden produir diversos arranjaments més complicats. Aquests arranjaments es poden organitzar mitjançant el que Evans (1968) va anomenardiagrames mòbils, que semblen semblants als mòbils ornamentals penjats del sostre. A la figura de la dreta es donen exemples de sistemes jeràrquics(Diagrames mòbils). Cada nivell del diagrama il·lustra la descomposició del sistema en dos o més sistemes amb una mida més petita. Evans anomena un diagramamúltiplex si hi ha un node amb més de dos fills, és a dir, si la descomposició d'algun subsistema implica dues o més òrbites de mida comparable. Com que, com ja hem vist per a les estrelles triples, aquesta pot ser inestable, s'espera que múltiples estrelles siguinsímplex, és a dir, que a cada nivell hi ha exactament dos fills. Evans anomenajerarquia al nombre de nivells del diagrama.[12]
Un diagramasímplex de la jerarquia 1, com a (b), descriu unsistema binari.[c]
Un diagramasímplex de la jerarquia 2 pot descriure un sistema triple, com a (c), o un sistema quàdruple, com a (d).
Un diagramasímplex de la jerarquia 3 pot descriure un sistema amb entre quatre i vuit components. El diagrama mòbil de (e) mostra un exemple d'un sistema quàdruple amb jerarquia 3, que consisteix en un únic component llunyà que orbita un sistema binari proper, amb un dels components del binari proper que és un binari encara més prop
Un exemple real d'un sistema amb jerarquia 3 ésCàstor, també conegut com Alpha Geminorum o α Gem. Consisteix en el que sembla ser unaestrella binària visual que, en una inspecció més propera, es pot veure que consta de duesestrelles binàries espectroscòpiques. Per si mateix, aquest seria un sistema de jerarquia quàdruple 2 com a (d), però està orbitat per un component més llunyà més tènue, que també és un binari denana vermella propera. Això forma un sistema sextuple de jerarquia 3.[17]
La jerarquia màxima que es produeix alcatàleg d'estrelles múltiples d'A. A. Tokovinin, a partir de 1999, és 4.[3] Per exemple, les estrellesGliese 644A i Gliese 644B formen el que sembla ser una estrella binària visual propera; com que Gliese 644B és un binari espectroscòpic, en realitat es tracta d'un sistema triple. El sistema triple té el company visual més llunyà Gliese 643 i el company visual encara més llunyà Gliese 644C, que, a causa del seu moviment comú amb Gliese 644AB, es creu que estan lligats gravitacionalment al sistema triple. Això forma un sistema quíntuple el diagrama mòbil del qual seria el diagrama del nivell 4 que apareix a (f).;[18]
També són possibles jerarquies superiors.[12][19] La majoria d'aquestes jerarquies superiors són estables o pateixenpertorbacions internes.[20][21][22] Altres consideren que les estrelles múltiples complexes amb el temps es desintegraran teòricament en estrelles múltiples menys complexes, com són possibles triples o quàdruples observats més comuns.[23][24]
Elstrapezis solen ser sistemes molt joves i inestables. Es creu que es formen ennúvols estel·lars i es fragmenten ràpidament en múltiples estrelles estables, que en el procés poden expulsar components com aestrelles galàctiques d'alta velocitat.[25][26] Reben el nom del sistema estel·lar múltiple conegut com aCúmul del Trapezi al cor de laNebulosa d'Orió.[26] Aquests sistemes no són rars i solen aparèixer a prop o dins denebuloses brillants. Aquestes estrelles no tenen una disposició jeràrquica estàndard, però competeixen per òrbites estables. Aquesta relació s'anomenainteracció.[27] Aquestes estrelles finalment s'estableixen en un binari proper amb un company llunyà, amb les altres estrelles anteriors del sistema expulsades a l'espai interestel·lar a altes velocitats.[27] Aquesta dinàmica pot explicar les estrelles fugitives que podrien haver estat expulsades durant una col·lisió de dos grups d'estrelles binàries o un sistema múltiple. A aquest esdeveniment se li atribueix l'expulsió d'AE Aurigae,Mu Columbae i53 Arietis a més de 200 km·s−1 i s'ha localitzat fins alcúmul de Trapezi a lanebulosa d'Orió fa uns dos milions d'anys.[28][29]
Els components de múltiples estrelles es poden especificar afegint els sufixos A, B, C, etc., a la designació del sistema. Els sufixos com AB es poden utilitzar per indicar la parella formada per A i B. La seqüència de lletres B, C, etc. es pot assignar per ordre de separació del component A.[30][31] Als components descoberts a prop d'un component ja conegut se'ls pot assignar sufixos com Aa, Ba, etc.[30]
Notació del subsistema al catàleg d'estrelles múltiples de Tokovinin
ElCatàleg d'estrelles múltiples d'A. A. Tokovinin utilitza un sistema en què cada subsistema d'un diagrama mòbil està codificat per una seqüència de dígits. En el diagrama mòbil (d) anterior, per exemple, el sistema més ample tindria el número 1, mentre que el subsistema que conté el seu component primari es numeraria amb 11 i el subsistema que conté el seu component secundari es numeraria amb 12. Els subsistemes que apareixeran a continuació això al diagrama mòbil se li donarà números amb tres, quatre o més dígits. Quan es descriu un sistema no jeràrquic amb aquest mètode, s'utilitzarà el mateix número de subsistema més d'una vegada; per exemple, un sistema amb tres components visuals, A, B i C, dos dels quals no es poden agrupar en un subsistema, tindria dos subsistemes numerats 1 que denoten els dos binaris AB i AC. En aquest cas, si B i C es resolguessin posteriorment en binaris, se'ls donaria els números de subsistema 12 i 13.[3]
Nomenclatura futura de sistemes estel·lars múltiples
La nomenclatura actual d'estrelles dobles i múltiples pot causar confusió, ja que lesestrelles binàries descobertes de diferents maneres reben designacions diferents (per exemple, designacions descobridores per aestrelles binàries visuals idesignacions d'estrelles variables per aestrelles binàries eclipsants) i, pitjor encara, les lletres dels components poden ser assignats de manera diferent per diferents autors, de manera que, per exemple, la A d'una persona pot ser la C d'una altra.[32] La discussió que va començar el 1999 va donar lloc a quatre esquemes proposats per abordar aquest problema:[32]
KoMa, un esquema jeràrquic que utilitza lletres majúscules i minúscules inumeració aràbiga iromana;
ElMètode de designació seqüencial, un esquema no jeràrquic en què els components i subsistemes s'assignen números per ordre de descobriment;[34] i
ElWashington Multiplicity Catalog (WMC), un esquema jeràrquic en el qual els sufixos utilitzats alWashington Double Star Catalog s'amplien amb lletres i números amb sufixos addicionals.
Per a un sistema de designació, identificar la jerarquia dins del sistema té l'avantatge que facilita la identificació de subsistemes i el càlcul de les seves propietats. Tanmateix, provoca problemes quan es descobreixen nous components a un nivell superior o intermedi a la jerarquia existent. En aquest cas, part de la jerarquia es desplaçarà cap a dins. Els components que no existeixen, o que posteriorment es reassignen a un subsistema diferent, també causen problemes.[35][36]
Durant la 24a Assemblea General de laUnió Astronòmica Internacional l'any 2000, l'esquema WMC va ser aprovat i es va resoldre per les Comissions 5, 8, 26, 42 i 45 que s'hauria d'ampliar en un esquema de designació uniforme utilitzable.[32] Més tard es va preparar una mostra d'un catàleg utilitzant l'esquema WMC, que cobria mitja hora d'ascensió recta.[37] El tema es va tornar a discutir a la 25a Assemblea General del 2003, i es va tornar a resoldre per les comissions 5, 8, 26, 42 i 45, així com el Grup de Treball sobreInterferometria, que l'esquema de WMC s'hauria d'ampliar i desenvolupar encara més.[38]
La mostra WMC està organitzada jeràrquicament; la jerarquia utilitzada es basa en períodes o separacions orbitals observats. Com que conté moltes estrelles dobles visuals, que poden ser òptiques més que físiques, aquesta jerarquia pot ser només aparent. Utilitza lletres majúscules (A, B, ...) per al primer nivell de la jerarquia, lletres minúscules (a, b, ...) per al segon nivell i números (1, 2, ...). .) per a la tercera. Els nivells posteriors utilitzarien lletres minúscules i números alterns, però no es va trobar cap exemple d'això a la mostra.[32]
Alpha Centauri és una estrella triple composta per unanana groga binària principal i una parella denanes taronges (Rigil Kentaurus i Toliman) i unanana vermella perifèrica (Pròxima Centauri). Junts, Rigil Kentaurus i Toliman formen una estrella binària física, designada com Alpha Centauri AB, α Cen AB o RHD 1 AB, on AB indica que aquest és unsistema binari.[39] L'òrbita moderadament excèntrica del binari pot fer que els components estiguin tan a prop com 11UA o tan lluny com 36 ua. Pròxima Centauri, també (encara que amb menys freqüència) anomenada Alpha Centauri C, és molt més lluny (entre 4300 i 13.000 ua) de α Cen AB, i orbita el parell central amb un període de 547.000 (+66.000/-40.000) anys.[40]
Polaris o Alpha Ursae Minoris (α UMi), l'estrella polar, és un sistema estel·lar triple en el qual l'estrella companya més propera és extremadament a prop de l'estrella principal, tan a prop que només es coneixia pel seu tir gravitatori a Polaris A (α UMi A) fins que va ser observat amb eltelescopi espacialHubble el 2006.
Gliese 667 és un sistema estel·lar triple amb dues estrelles de laseqüència principal detipus K i unanana vermella. La nana vermella, C, acull entre dos i setplanetes, dels quals un, Cc, juntament amb els no confirmats Cf i Ce, són potencialment habitables.
Fomalhaut (α PsA, α Piscis Austrini) és un sistema estel·lar triple a laconstel·lació de Piscis Austrinus. Es va descobrir que era un sistema triple l'any 2013, quan es va confirmar que l'estrella fulgurant tipus K TW Piscis Austrini i lanana vermella LP 876-10 comparteixen el moviment adequat a través de l'espai. El primari té undisc de pols massiu similar al delSistema Solar primerenc, però molt més massiu. També conté ungegant gasós, Fomalhaut b. Aquell mateix any, també es va confirmar que l'estrella terciària LP 876-10 contenia un disc de pols.
HD 181068 és un sistema triple únic, format per unagegant vermella i dues estrelles de laseqüència principal. Les òrbites de les estrelles estan orientades de manera que les tres estrelles s'eclipsen.
El sistemaPH1 té el planeta PH1 b (descobert l'any 2012 pel grupPlanet Hunters, una part delZooniverse) orbitant dues de les quatre estrelles, el que el converteix en el primerplaneta conegut que es troba en un sistema estel·lar quàdruple.[46]
KOI-2626 és el primer sistema estel·lar quàdruple amb un planeta de la mida de laTerra.[47]
Xi Tauri (ξ Tau, ξ Tauri), situada a uns 222 anys llum de distància, és una estrella quàdruple espectroscòpica i eclipsant que consta de tres estrelles de laseqüència principal detipus B de color blau-blanc, juntament amb una estrella detipus F. Dues de les estrelles estan en una òrbita propera i giren una al voltant de l'altra una vegada cada 7,15 dies. Aquests, al seu torn, orbiten la tercera estrella una vegada cada 145 dies. La quarta estrella orbita les altres tres estrelles aproximadament cada cinquanta anys.[48]
↑Artefacte: quelcom observat en una investigació o experiment científic que no està present de manera natural però que es produeix com a resultat del procediment preparatiu o d'investigació.
↑El terme«estrella múltiple òptica» significa que les estrelles poden semblar a prop les unes de les altres (quan es miren des del planeta Terra), ja que totes dues semblen ocupar gairebé el mateix punt del cel, però en realitat, una estrella pot estar molt més allunyada de la Terra que l'altre, cosa que no és fàcilment aparent tret que es pugui veure-les al llarg d'un any i observar diferentsparalaxis.
↑Si lesmasses estel·lars són diferents (com es veu a la imatge), elcentre de massa de dues estrelles es col·locaria més a prop de l'estrella més massiva. Per tant, com més gran sigui la diferència en la massa estel·lar, més a prop està al punt mitjà del centre de massa del component més gran.
↑«Dynamics of multiple stars: observations» ( PDF) (en anglès). Cerro Tololo Inter-American Observatory, 19-09-2006. Arxivat de l'original el 2006-09-19. [Consulta: 7 setembre 2024]., A. Tokovinin, in "Massive Stars in Interacting Binaries", 16–20 August 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., in print).
Aitken, Robert G.The Binary Stars (en anglès). Creative Media Partners, LLC, 2019.ISBN 978-0-530-46473-2.
Allen, C.; Poveda, A.; Hernández-Alcántara, A. «Runaway Stars, Trapezia, and Subtrapezia» (en anglès). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias), 25, 2006.Bibcode:2006RMxAC..25...13A.
Harrington, R. S. «Multiple Star Formation from N-Body System Decay» (en anglès). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 3, 1977.Bibcode:1977RMxAA...3..209H.
Heintz, W. D..Double Stars (en anglès). Dordrecht: D. Reidel Publishing Company, 1978.
Kiseleva, G.; Eggleton, P. P.; Anosova, J. P. «A note on the stability of hierarchical triple stars with initially circular orbits» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 267, 1994.Bibcode:1994MNRAS.267..161K.DOI:10.1093/mnras/267.1.161.
Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog» (en anglès). Astronomical Journal. U. S. Naval Observatory, Washington D.C., 122(6), desembre 2001.Bibcode:2001AJ....122.3466M.DOI:10.1086/323920.
Mazeh, Tzevi «Studies of multiple stellar systems – IV. The triple-lined spectroscopic system Gliese 644» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 325(1), 2001, pàg. 343–357.arXiv:astro-ph/0102451.Bibcode:2001MNRAS.325..343M.DOI:10.1046/j.1365-8711.2001.04419.x. Vegeu §7–8 per a la discussió del sistema quíntuple.
Nemravová, J. A.; Harmanec, P.; Bencheikh, J.; Bolton, C. T.; Božićc, H. «An Unusual Quadruple System ξ Tauri» (en anglès). Central European Astrophysical Bulletin, 37(1), 2013.Bibcode:2013CEAB...37..207N.
Rubinov, A. V. «Dynamical Evolution of Multiple Stars: Influence of the Initial Parameters of the System» (en anglès). Astronomy Reports, 48(1), 2004.Bibcode:2004ARep...48...45R.DOI:10.1134/1.1641122.
Tokovinin, A. A.; Shatskii, N. I.; Magnitskii, A. K. «ADS 9731: A new sextuple system» (en anglès). Astronomy Letters, 24(6), 1998.Bibcode:1998AstL...24..795T.
Tokovinin, A. A. «Statistics of multiple stars: Some clues to formation mechanisms» (en anglès). The Formation of Binary Stars, 200, 2001.Bibcode:2001IAUS..200...84T.
Tokovinin, A. «Statistics of multiple stars» (en anglès). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias), 21, 2004.Bibcode:2004RMxAC..21....7T.
Zhuchkov, R. Ya.; Orlov, V. V.; Rubinov, A. V. «Multiple stars with low hierarchy: stable or unstable?» (en anglès). Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade, 80, 2006.Bibcode:2006POBeo..80..155Z.
