Estrella múltiple
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Una estrella múltiple consta de dos o más estrellas que aparecen cerca una de la otra desde la Tierra. Esta proximidad puede ser simplemente una apariencia (las estrellas ubicadas a diferentes distancias están cerca en la línea de visión) - en este caso, la estrella se llama múltiple óptico , o es una consecuencia del hecho de que las estrellas están físicamente cerca y están conectadas entre sí. entre sí por gravedad ; en este caso, la estrella se denomina múltiplo físico . Físicamente, las estrellas múltiples son un tipo de sistema estelar múltiple .
Si las estrellas que son componentes de un sistema físicamente múltiple se pueden resolver (es decir, se pueden ver individualmente con un telescopio), tal sistema se llama visualmente múltiple . Si la multiplicidad de una estrella puede determinarse solo con la ayuda de observaciones espectrales (Doppler) o fotométricas (por cambios de brillo), se denomina sistema múltiple espectral o múltiple eclipsante .
Hay sistemas con grandes multiplicidades (por ejemplo, el sistema de Castor consta de 6 componentes [1] ).
La mayoría de los sistemas estelares múltiples conocidos son triples, por ejemplo, en el catálogo de Tokovinin revisado en 1999 [2] , 551 de los 728 sistemas múltiples descritos son triples. Para multiplicidades más altas, el número de sistemas conocidos con una multiplicidad dada disminuye exponencialmente, por lo tanto, los sistemas que consisten en más de 10 estrellas deberían ser extremadamente raros [3] Sin embargo, debido al efecto del error de selección sistemática, nuestro conocimiento de las estadísticas completas de sistemas estelares múltiples es todavía muy incompleto, por lo que no se puede descartar la existencia de más sistemas múltiples [4] .
Los cúmulos de estrellas pueden tener una dinámica estelar mucho más compleja y contener entre 100 y 1000 estrellas unidas gravitacionalmente , pero se tratan como una unidad astronómica más grande.
Ejemplos
- HD 188753 es una estrella físicamente múltiple con tres componentes: HD 188753 A ( enana amarilla ), HD 188753 B ( enana naranja ) y HD 188753 C ( enana roja ). Las estrellas B y C giran una alrededor de la otra en 156 días y juntas alrededor de A en 25,7 años.
- HR 3617 es una estrella múltiple con tres componentes, HR 3617 A, HR 3617 B y HR 3617 °C. A y B forman una estrella físicamente binaria , mientras que C es un múltiplo óptico.
- Omicron 2 Eridani es la estrella triple más cercana al Sol con enanas naranjas, blancas y rojas.
- Gliese 570 es la estrella múltiple de cuatro/tres componentes más cercana (19 años luz) al Sol, y consta de dos enanas rojas, una naranja y una marrón. Pero como GJ 570 BC b no es una estrella por definición (carece de masa para empezar a quemar hidrógeno ligero y convertirse en estrella), resulta que hay tres estrellas en el sistema, un superplaneta y un planeta (GJ 570 A b ).
- ε Lyrae es una estrella múltiple con cuatro componentes. El sistema consta de dos estrellas dobles.
- BD−22°5866 es una estrella múltiple con cuatro componentes.
- Kepler-64 es una estrella múltiple con cuatro componentes.
- 30 Aries es una estrella múltiple con cuatro componentes.
- Castor es una estrella múltiple con seis componentes.
- Nu Scorpii es una estrella múltiple con siete componentes.
- AR Cassiopeiae es una estrella múltiple con siete componentes.
Véase también
Notas
- ↑ Rueda 6 . solstation.com. Consultado el 13 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 25 de agosto de 2011.
- ↑ MSC: un catálogo de estrellas múltiples físicas Archivado el 22 de enero de 2018 en Wayback Machine , AA Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (1997), 75-84; versiones en línea en VizieR Archivado el 11 de marzo de 2007. y el Catálogo de estrellas múltiples Archivado el 14 de febrero de 2021 en Wayback Machine .
- ↑ Estadísticas de estrellas múltiples: algunas pistas sobre los mecanismos de formación Archivado el 27 de septiembre de 2007 en Wayback Machine , A. Tokovinin, en las actas del Simposio 200 de la IAU, La formación de estrellas binarias, Potsdam, Alemania, 10-15 de abril de 2000. Bibcode 2001IAUS ..200…84T Archivado el 8 de abril de 2019 en Wayback Machine .
- ↑ Estadísticas de estrellas múltiples Archivado el 8 de abril de 2019 en Wayback Machine , A. Tokovinin, en The Environment and Evolution of Double and Multiple Stars, Proceedings of IAU Colloquium 191, celebrado del 3 al 7 de febrero de 2002 en Mérida, Yucatán, México, editado por Christine Allen y Colin Scarfe, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) 21 (agosto de 2004), pp. 7-14, sección 2
Enlaces
- Heintz, W. D. Estrellas dobles . - D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, 1978. - S. 66-67 . — ISBN 90-277-0885-1 .
- Evans, David S. Estrellas de mayor multiplicidad // Revista trimestral de la Royal Astronomical Society. - 1968. - vol. 9 _ - P. 388-400 . - .
- Rivinius, T.; Baade, D.; Hadrava, P.; Heida, M.; Klement, R. Un sistema triple a simple vista con un agujero negro que no se acumula en el binario interno // Astronomía y astrofísica : revista . - 2020. - Vol. 637 . — Pág. 11 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/202038020 . -arXiv : 2005.02541 . _