Un sistema de la estrella del o el sistema estelar es una pequeña cantidad de estrellas que se mueven en órbita alrededor, límite por la atracción gravitacional . Una gran cantidad de estrellas limitan por la gravitación generalmente se llaman un racimo de estrella o la galaxia, aunque, por lo general, sean también sistemas de la estrella. El sistema de la estrella del de vez en cuando también se utiliza para referir a un sistema de una sola estrella junto con un sistema planetario de cuerpos más pequeños que se mueven en órbita alrededor.

Sistemas de la estrella binaria

considera también:

la estrella binaria

Un sistema estelar de dos estrellas se conoce como una estrella binaria, el sistema de la estrella binaria del o estrella doble físico del . Si no hay efectos de marea, ninguna perturbación de otras fuerzas, y ninguna transferencia de la masa a partir de una estrella a la otra, tal sistema es estable, y ambas estrellas trazarán una órbita elíptica alrededor centro de masa del sistema indefinidamente. Ver el problema del Dos-cuerpo.

Los ejemplos de sistemas binarios son Sirius, el Procyon y el Cygnus X-1, el último cuyo consiste en probablemente una estrella y un calabozo .

¡Sistemas de la estrella múltiple

Los sistemas de la estrella múltiple del o el físico de las estrellas múltiples del son sistemas de más de dos estrellas. Los sistemas de la estrella múltiple se llaman triple de, trinary de o ternario de si contienen tres estrellas; cuadruplican el o el cuaternario de si contienen cuatro estrellas; quíntuplo de con cinco estrellas; séxtuplo de con seis estrellas; séptuplo de con siete estrellas; y así sucesivamente.

Dinámica

Teóricamente, el modelado de un sistema de la estrella múltiple es más difícil que modelando una estrella binaria, como el sistema dinámico implicado, el problema del N-cuerpo, puede exhibir comportamiento caótico . Muchas configuraciones de pequeños grupos de estrellas se encuentran para ser inestables, pues una estrella se acercará eventual a otra de cerca y será acelerada tanto que se escapará del sistema. Esta inestabilidad puede ser evitada si el sistema es lo que ha llamado Evans jerárquico. En un sistema jerárquico, las estrellas en el sistema se pueden dividir en dos grupos más pequeños, que atraviesa una órbita más grande alrededor centro de masa del sistema. Cada uno de estos grupos más pequeños debe también ser jerárquico, así que significa que deben ser divididas en subgrupos más pequeños que ellos mismos ser jerárquico, y así sucesivamente. En este caso, el movimiento de las estrellas continuará aproximando las órbitas estables de Keplerian alrededor del sistema centro de masa, desemejante de la dinámica más compleja del gran número de Stars en los racimos de estrella y las galaxias .

Observación

La mayoría de los sistemas de la estrella múltiple sabidos son triples; para multiplicities más altos, el número de sistemas sabidos con una multiplicidad dada disminuye exponencial con multiplicidad. Por ejemplo, en la revisión 1999 de Catálogo de Tokovinin de estrellas múltiples físicas, 551 fuera de los 728 sistemas descritos son triples. Sin embargo, debido a los efectos de la selección nuestro conocimiento de estas estadísticas es mismo incomplete.^{,   § 2.}

Debido a las inestabilidades dinámicas mencionadas sistemas anteriores, triples son generalmente jerárquicos: contienen un par binario cercano que tenga un compañero más distante. Los sistemas con multiplicities más altos son también generalmente jerárquicos. Otro sistema sabido con seis estrellas es el ADS 9731, que consiste en un par de dos sistemas triples, que es un binario espectroscópico en la órbita junto con una sola estrella.

Ejemplos

Binario

El Sirius, un binario que consiste en un de secuencia principal mecanografía la estrella de A y un el enano blanco .
Aurigae épsilon, un que eclipsa binario.

Triple

La estrella polar, la estrella del norte, es un sistema triple de la estrella en el cual la estrella de compañero más cercana está extremadamente cerca del star&mdash principal; cerrarse tan que era sabido solamente de su tirón gravitacional en la estrella polar A hasta que fuera fotografiado por el telescopio espacial de Hubble en 2006.
El Centauri alfa es una estrella triple integrada por un par binario principal del enano amarillo ( A Centauri alfa y B Centauri alfa ), y un enano rojo, Proxima Centauri periférico. A y B son una estrella binaria físico, con una órbita excéntrica en la cual A y B puedan estar tan cerca como el AU de 11 o tan lejano como el AU 36. El Proxima es mucho más lejos (el AU ~15.000) de A y B que están el uno al otro. Aunque esta distancia sea todavía pequeña comparada a otras distancias interestelares, es discutible si el Proxima gravitacional está limitado a A y al B.
El HD 188753 es un sistema triple de la estrella localizó aproximadamente 149 años ligeros lejos de la tierra en el Cygnus de la constelación . El sistema se compone de HD 188753A, enano amarillo ; HD 188753B, enano anaranjado ; y HD 188753C, enano rojo . B y C se mueven en órbita alrededor cada 156 días, y, como grupo, mueven en órbita alrededor de A cada 25.

Cuádruple

4 Centauri
El Mizar se dice a menudo para haber sido la estrella binaria descubierta cuando fue observado en el 1650 por el ^{de Juan Battista Riccioli,   del primer ; p.  1;}   , pero él fue observado probablemente anterior, por el Benedetto Castelli y el Galileo . Más adelante, la espectroscopia de sus componentes Mizar A y B revelaron que eran ambas estrellas binarias ellos mismos.
HD 98800

Quíntuplo

NU Scorpii

Séxtuplo

Echador .

Zenithic

Richard Finch (musician)

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