Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлен с множественной звезды )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья об астрономических объектах. Для звездной системы Голливуда см. Звездная система (кинопроизводство) .
"множественная звезда" перенаправляется сюда. Для визуальных мультипликаторов см. Двойную звезду .
Не путать с планетной системой .

Тройная звездная система Алгол, полученная с помощью интерферометра CHARA.jpg
Фильм Algol AB, полученный с помощью интерферометра CHARA - labeled.gif HD188753 orbit.jpg

Звездная система или звездная система является малым количеством звезд , что орбита друг с другом, [1] , связанные с гравитационным притяжением . Большую группу звезд, связанных гравитацией, обычно называют звездным скоплением или галактикой , хотя, в широком смысле, они также являются звездными системами. Звездные системы не следует путать с планетными системами , которые включают планеты и подобные тела (например, кометы ).

Звездная система из двух звезд известна как двойная звезда , двойная звездная система или физическая двойная звезда . Если нет приливных эффектов, возмущений от других сил и передачи массы от одной звезды к другой, такая система устойчива, и обе звезды будут отслеживать эллиптическую орбиту вокруг барицентра системы бесконечно. [ необходима цитата ] (см. Проблема двух тел ) . Примеры двойных систем: Сириус , Процион и Лебедь X-1., последняя из которых, вероятно, состоит из звезды и черной дыры .

Множественные звездные системы [ править ]

Множественная звездная система состоит из трех или более [ сомнительно - обсудить ] звезд, которые кажутся с Земли близкими друг к другу на небе. [ сомнительно - обсудить ] Это может быть результатом того, что звезды на самом деле физически близки и гравитационно связаны друг с другом, и в этом случае это физическая кратная звезда, или эта близость может быть просто очевидной, и в этом случае это оптическаямножественная звезда (это означает, что звезды могут казаться близкими друг к другу, если смотреть с планеты Земля, поскольку кажется, что они обе занимают одну и ту же точку неба, но на самом деле одна звезда может быть намного дальше от Земли, чем другая , что не так очевидно, если на них нельзя смотреть под другим углом). Физические кратные звезды также обычно называют множественными звездами или множественными звездными системами . [2] [3] [4] [5]

Большинство кратных звездных систем - тройные звезды . Системы с четырьмя или более компонентами встречаются с меньшей вероятностью. [3] множественная звезда системы называют тройные , тринарии или тройной , если они содержат три звезды; четверные или четвертичные, если они содержат четыре звезды; пятикратно или quintenary с пятью звездами; шестикратный или sextenary с шестью звездами; семеричный или семеричный с семью звездами. Эти системы меньше рассеянных звездных скоплений., которые имеют более сложную динамику и обычно имеют от 100 до 1000 звезд. [6] Большинство известных множественных звездных систем являются тройными; для более высоких кратностей количество известных систем с данной кратностью уменьшается экспоненциально с увеличением кратности. [7] Например, в редакции каталога физических кратных звезд Токовинина 1999 г. [3] 551 из 728 описанных систем являются тройными. Однако из-за эффектов отбора знания об этой статистике очень неполны. [8]

Системы с несколькими звездами можно разделить на два основных динамических класса: (1) иерархические системы, которые стабильны и состоят из вложенных орбит, которые мало взаимодействуют друг с другом, и поэтому каждый уровень иерархии можно рассматривать как проблему двух тел , или (2) трапеции, которые имеют нестабильные сильно взаимодействующие орбиты и моделируются как задача n тел , демонстрирующая хаотическое поведение. [9] У них может быть 2, 3 или 4 звезды.

Иерархические системы [ править ]

Звездная система имени Ди Ча . Хотя видны только две звезды, на самом деле это четверная система, содержащая два набора двойных звезд. [10]

Большинство систем с несколькими звездами организованы в так называемую иерархическую систему : звезды в системе можно разделить на две меньшие группы, каждая из которых проходит большую орбиту вокруг центра масс системы . Каждая из этих меньших групп также должна быть иерархической, что означает, что они должны быть разделены на более мелкие подгруппы, которые сами по себе являются иерархическими, и так далее. [11] Каждый уровень иерархии можно рассматривать как проблему двух тел , рассматривая близкие пары, как если бы они были одной звездой. В этих системах взаимодействие между орбитами мало, и движение звезд будет продолжать приближаться к стабильным [3] [12] кеплеровским орбитам вокруг центра масс системы,[13] в отличие от нестабильныхсистем трапеций или даже более сложной динамики большого количества звезд в звездных скоплениях и галактиках .

Тройные звездные системы [ править ]

Орбиты иерархической тройной звездной системы HR 6819: внутренняя двойная звезда с одной звездой (орбита синего цвета) и черной дырой (орбита красным цветом), окруженная другой звездой на более широкой орбите (также синей).

В физической тройной звездной системе, каждая звезда вращается в центре масс системы. Обычно две звезды образуют тесную двойную систему , а третья вращается вокруг этой пары на расстоянии, намного превышающем расстояние двойной орбиты. Такое расположение называется иерархическим . [14] [11] Причина такого расположения в том, что если внутренняя и внешняя орбиты сопоставимы по размеру, система может стать динамически нестабильной, что приведет к выбросу звезды из системы. [15] HR 6819 является примером физической иерархической тройной системы, в которой внешняя звезда вращается вокруг внутренней физической двойной системы, состоящей из звезды извездная черная дыра [16] (хотя представление о том, что HR 6819 является тройной системой, недавно было оспорено). [17] Тройные звезды, которые не все гравитационно связаны, могут включать физическую двойную и оптическую спутницу (например, Beta Cephei ) или, в редких случаях, чисто оптическую тройную звезду (например, Gamma Serpentis ).

Высшие кратности [ править ]

Мобильные схемы :
  1. мультиплекс
  2. симплекс, двоичная система
  3. симплекс, тройная система, иерархия 2
  4. симплекс, четверная система, иерархия 2
  5. симплекс, четверная система, иерархия 3
  6. симплекс, пятикратная система, иерархия 4.

Иерархические множественные звездные системы с более чем тремя звездами могут создавать ряд более сложных схем. Эти схемы могут быть организованы с помощью того, что Эванс (1968) назвал мобильными диаграммами , которые похожи на декоративные мобильные телефоны, подвешенные к потолку. Примеры иерархических систем приведены на рисунке справа ( Мобильные диаграммы ). Каждый уровень диаграммы иллюстрирует разделение системы на две или более системы меньшего размера. Эванс вызывает схему мультиплексирования, если есть узел с более чем двумя дочерними элементами., т.е. если в декомпозиции какой-либо подсистемы участвуют две или более орбит сравнимого размера. Поскольку, как мы уже видели для тройных звезд, это может быть нестабильно, ожидается, что несколько звезд будут симплексными , что означает, что на каждом уровне есть ровно два дочерних элемента . Эванс называет количество уровней на диаграмме своей иерархией . [11]

  • Симплексная диаграмма иерархии 1, как в (b), описывает двоичную систему.
  • Симплексная диаграмма иерархии 2 может описывать тройную систему, как в (c), или четверную систему, как в (d).
  • Симплексная диаграмма иерархии 3 может описывать систему, содержащую от четырех до восьми компонентов. Мобильная диаграмма на (e) показывает пример четверной системы с иерархией 3, состоящей из одного удаленного компонента, вращающегося вокруг тесной двойной системы, причем один из компонентов этой тесной двойной системы является еще более близкой двойной.
  • Реальным примером системы с иерархией 3 является Castor , также известный как Alpha Geminorum или α Gem. Он состоит из того, что выглядит визуально двойной звездой, которая при более близком рассмотрении состоит из двух спектроскопических двойных звезд. Сама по себе это будет система с четверной иерархией 2, как в (d), но вокруг нее находится более слабый, более удаленный компонент, который также является близкой двойной системой красных карликов. Это образует шестерную систему иерархии 3. [18]
  • Максимальная иерархия, встречающаяся в Каталоге множественных звезд А.А. Токовинина, по состоянию на 1999 год, составляет 4. [3] Например, звезды Gliese 644A и Gliese 644B образуют то, что кажется близкой визуально двойной звездой ; Поскольку Gliese 644B является спектрально-двойной системой , это фактически тройная система. Тройная система имеет более далекий визуальный спутник Gliese 643 и еще более далекий визуальный спутник Gliese 644C, которые, из-за их общего движения с Gliese 644AB, считаются гравитационно связанными с тройной системой. Это формирует пятерную систему, мобильная диаграмма которой будет диаграммой уровня 4, представленной в (f); [19]

Возможны и более высокие иерархии. [11] [20] Большинство этих высших иерархий либо стабильны, либо страдают от внутренних возмущений . [21] [22] [23] Другие считают, что сложные кратные звезды со временем теоретически распадутся на менее сложные кратные звезды, например, возможны более часто наблюдаемые тройки или четверки. [24] [25]

Трапеция [ править ]

Трапеции обычно очень молодые, нестабильные системы. Считается, что они образуются в звездных яслях и быстро фрагментируются на стабильные множественные звезды, которые в процессе могут выбрасывать компоненты в виде галактических высокоскоростных звезд . [26] [27] Они названы в честь множественной звездной системы, известной как скопление Трапеция в сердце туманности Ориона . [26] Такие системы не редкость и обычно появляются вблизи ярких туманностей или внутри них . Эти звезды не имеют стандартной иерархической структуры, но соревнуются за стабильные орбиты. Эти отношения называются взаимодействием . [28]Такие звезды в конечном итоге превращаются в тесную двойную систему с далеким компаньоном, при этом другая звезда (звезды), ранее находившаяся в системе, выбрасывается в межзвездное пространство с высокими скоростями. [28] Эта динамика может объяснить убегающие звезды, которые могли быть выброшены во время столкновения двух двойных звездных групп или кратной системы. Этому событию приписывают выброс AE Возничего , Му Колумба и 53 Arietis на высоте более 200 км · с −1, и он был прослежен до скопления Трапеции в туманности Ориона около двух миллионов лет назад. [29] [30]

Обозначения и номенклатура [ править ]

Множественные звездочки [ править ]

Компоненты нескольких звезд могут быть указаны путем добавления суффиксов A , B , C и т. Д. К обозначению системы. Суффиксы , такие как АВ могут быть использованы для обозначения пару , состоящую из A и B . Последовательность букв B , C и т.д. , могут быть назначены в порядке отделения от компонента А . [31] [32] Компоненты, обнаруженные рядом с уже известным компонентом, могут иметь суффиксы, такие как Aa , Ba и т. Д. [32]

Номенклатура в каталоге множественных звезд [ править ]

Обозначения подсистем в Каталоге множественных звезд Токовинина

В «Каталоге множественных звезд» А.А. Токовинина используется система, в которой каждая подсистема на мобильной диаграмме кодируется последовательностью цифр. Например, на приведенной выше мобильной диаграмме (d) самой широкой системе будет присвоен номер 1, в то время как подсистема, содержащая ее основной компонент, будет иметь номер 11, а подсистема, содержащая ее вторичный компонент, будет иметь номер 12. Подсистемы, которые появятся ниже. этому на мобильной диаграмме будут присвоены числа из трех, четырех или более цифр. При описании неиерархической системы этим методом один и тот же номер подсистемы будет использоваться более одного раза; например, система с тремя визуальными компонентами, A, B и C, никакие два из которых не могут быть сгруппированы в подсистему, будет иметь две подсистемы с номером 1, обозначающим два двоичных файла AB и AC. В этом случае,если бы B и C впоследствии были разделены на двоичные файлы, им были бы присвоены номера подсистем 12 и 13.[3]

Номенклатура будущих множественных звездных систем [ править ]

Текущая номенклатура двойных и кратных звезд может вызвать путаницу, поскольку двойным звездам, обнаруженным разными способами, дают разные обозначения (например, обозначения первооткрывателя для визуальных двойных звезд и обозначения переменных звезд для затменных двойных звезд), и, что еще хуже, буквы компонентов могут быть назначаются разными авторами по-разному, так что, например, A одного человека может быть C другого . [33] Обсуждение, начавшееся в 1999 г., привело к четырем предложенным схемам решения этой проблемы: [33]

  • KoMa, иерархическая схема с использованием прописных и строчных букв, арабских и римских цифр;
  • Метод обозначения городского типа / Корбина, иерархическая числовая схема, аналогичная системе десятичной классификации Дьюи ; [34]
  • Метод последовательного назначения, неиерархическая схема, в которой компонентам и подсистемам присваиваются номера в порядке их обнаружения; [35] и
  • WMC, Вашингтонский каталог множественности, иерархическая схема, в которой суффиксы, используемые в Вашингтонском каталоге двойных звезд , дополняются дополнительными суффиксными буквами и цифрами.

Для системы обозначений идентификация иерархии внутри системы имеет то преимущество, что она упрощает идентификацию подсистем и вычисление их свойств. Однако это вызывает проблемы, когда новые компоненты обнаруживаются на уровне выше или промежуточном по отношению к существующей иерархии. В этом случае часть иерархии сместится внутрь. Компоненты, которые оказались несуществующими или позже переназначены другой подсистеме, также вызывают проблемы. [36] [37]

Во время 24-й Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза в 2000 году схема WMC была одобрена, и Комиссиями 5, 8, 26, 42 и 45 было принято решение о ее расширении до пригодной для использования единой схемы обозначений. [33] Позднее был подготовлен образец каталога по схеме WMC, охватывающий полчаса прямого восхождения . [38] Этот вопрос снова обсуждался на 25-й Генеральной ассамблее в 2003 году, и он был снова решен комиссиями 5, 8, 26, 42 и 45, а также Рабочей группой по интерферометрии, что схема WMC должна быть расширена. и дальше развивалось. [39]

Образец WMC имеет иерархическую организацию; используемая иерархия основана на наблюдаемых орбитальных периодах или разделениях. Поскольку он содержит множество визуальных двойных звезд , которые могут быть скорее оптическими, чем физическими, эта иерархия может быть только очевидной. Он использует прописные буквы (A, B, ...) для первого уровня иерархии, строчные буквы (a, b, ...) для второго уровня и числа (1, 2, .. .) для третьего. Последующие уровни будут использовать чередующиеся строчные буквы и цифры, но примеров этого в выборке не обнаружено. [33]

Примеры [ править ]

Двоичный [ править ]

Сириус A (в центре) с его белым карликом-компаньоном, Сириус B (внизу слева), сделанный космическим телескопом Хаббла .
  • Сириус , двойная система, состоящая из звезды типа А главной последовательности и белого карлика
  • Процион , похожий на Сириуса
  • Мира , переменная, состоящая из красного гиганта и белого карлика
  • Дельта Цефеи , переменная цефеид
  • Эпсилон Возничего , затменная двойная система
  • Spica

Trinary [ править ]

  • Альфа Центавра является тройной звездой состоит из основного двоичного желтого карликовой пары ( Альфа Центавра А и Альфа Центавра B ) и прилегающем красного карлика , Проксима Центавра . Вместе A и B образуют физическую двойную звезду , обозначенную как Alpha Centauri AB, α Cen AB или RHD 1 AB, где AB обозначает, что это двойная система . [40] Умеренно эксцентричная орбита двойной может сделать компоненты близкими к 11 а.е.или так далеко, как 36 AU. Проксима Центавра, также (хотя и реже) называемая Альфой Центавра C, находится намного дальше (между 4300 и 13 000 а.е.) от α Cen AB и вращается вокруг центральной пары с периодом 547 000 (+ 66 000 / -40 000) лет. [41]
  • Полярная звезда или Альфа Малой Медведицы (α UMi), северная звезда, представляет собой тройную звездную систему, в которой более близкая звезда-компаньон находится чрезвычайно близко к главной звезде - настолько близко, что она была известна только по ее гравитационному буксировке на Полярной звезде A (α UMi А), пока он не был получен космическим телескопом Хаббл в 2006 году.
  • Gliese 667 - тройная звездная система с двумя звездами главной последовательности K-типа и красным карликом . Красный карлик C содержит от двух до семи планет, из которых одна, Cc, наряду с неподтвержденными Cf и Ce, потенциально обитаема.
  • HD 188753 - тройная звездная система, расположенная примерно в 149 световых годах от Земли в созвездии Лебедя . Система состоит из HD 188753A, желтого карлика ; HD 188753B, оранжевый карлик ; и HD 188753C, красный карлик . B и C вращаются по орбите друг друга каждые 156 дней, а группа - по орбите A каждые 25,7 года. [42]
  • Фомальгаут (α PsA, α Piscis Austrini) - тройная звездная система в созвездии Австрийского Рыб . В 2013 году было обнаружено, что это тройная система, когда было подтверждено, что звезда типа K TW Piscis Austrini и красный карлик LP 876-10 имеют собственное движение в космосе. У первичной звезды есть массивный пылевой диск, похожий на диск ранней Солнечной системы, но гораздо более массивный. Здесь также находится газовый гигант Fomalhaut b . В том же году было подтверждено, что третичная звезда LP 876-10 содержит пылевой диск.
  • HD 181068 - уникальная тройная система, состоящая из красного гиганта и двух звезд главной последовательности. Орбиты звезд ориентированы таким образом, что все три звезды затмевают друг друга.

Четвертичный [ править ]

HD 98800 - это четырехзвездочная система, расположенная в ассоциации TW Hydrae .
  • Капелла , пара гигантских звезд, вращающихся вокруг пары красных карликов , находится примерно в 42 световых годах от Солнечной системы. Ее видимая величина составляет около -0,47, что делает Капеллу одной из самых ярких звезд на ночном небе.
  • 4 Центавра [43]
  • Часто говорят, что Мицар был первой двойной звездой, обнаруженной в 1650 году Джованни Баттиста Риччоли [44] , с. 1 [45], но это, вероятно, наблюдалось ранее Бенедетто Кастелли и Галилео . [ необходима цитата ] Позже спектроскопия его компонентов Мицар A и B показала, что они обе являются двойными звездами. [46]
  • HD 98800
  • В системе Kepler-64 есть планета PH1 (открытая в 2012 году группой Planet Hunters , часть зоонной вселенной ), вращающаяся вокруг двух из четырех звезд, что делает ее первой известной планетой , входящей в четверную звездную систему. [47]
  • KOI-2626 - первая четырехместная звездная система с планетой размером с Землю. [48]
  • Кси-Тельца (ξ Тау, ξ Тельца), расположенная на расстоянии около 222 световых лет от нас, представляет собой затмевающую спектральную четверную звезду, состоящую из трех сине-белых звезд главной последовательности B- типа , а также звезды F-типа . Две звезды находятся на близкой орбите и обращаются друг вокруг друга каждые 7,15 дня. Они, в свою очередь, обращаются вокруг третьей звезды каждые 145 дней. Четвертая звезда вращается вокруг трех других звезд примерно каждые пятьдесят лет. [49]

Пятилетие [ править ]

  • Бета Каприкорни
  • Дельта Ориона
  • HD 155448 [50]
  • KIC 4150611 [51]
  • 1SWASP J093010.78 + 533859.5 [52]

Sextenary [ править ]

  • Бета Тукана [53]
  • Кастор [54]
  • HD 139691 [55]
  • Если Alcor считается частью системы Mizar , систему можно считать шестеркой.

Семеричный [ править ]

  • Nu Scorpii [56]
  • А. Р. Кассиопеи [57]

См. Также [ править ]

  • Бинарные (и кратные) звезды в художественной литературе
  • Экзопланета
  • Солнечная система

Ссылки [ править ]

  1. ^ AS Bhatia, изд. (2005). Современный словарь по астрономии и космической технике . Нью-Дели: Deep & Deep Publications. ISBN 81-7629-741-0.
  2. ↑ Джон Р. Перси (24 мая 2007 г.). Понимание переменных звезд . Издательство Кембриджского университета. п. 16. ISBN 978-1-139-46328-7.
  3. ^ Б с д е е Токовининых, А. (1997). «MSC - каталог физических кратных звезд» . Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 124 : 75. Bibcode : 1997A & AS..124 ... 75T . DOI : 10.1051 / AAS: 1997181 . онлайн-версии на VizieR. Заархивированы 11 марта 2007 г. в Wayback Machine и Multiple Star Catalog .
  4. ↑ Hipparcos: Double and Multiple Stars , веб-страница, по состоянию на 31 октября 2007 г.
  5. ↑ Binary and Multiple Stars , веб-страница, по состоянию на 26 мая 2007 г.
  6. ^ Джеймс Бинни; Скотт Тремейн (1987). Галактическая динамика . Издательство Принстонского университета. п. 24. ISBN 0-691-08445-9.
  7. ^ Токовинин, A. (2001). «Статистика кратных звезд: некоторые ключи к разгадке механизмов образования». Формирование двойных звезд . 200 : 84. Bibcode : 2001IAUS..200 ... 84T .
  8. ^ Токовинин, A. (2004). «Статистика кратных звезд». Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series . 21 : 7. Bibcode : 2004RMxAC..21 .... 7T .
  9. ^ Множественные звездные системы: типы и стабильность, Питер Дж. Т. Леонард, в Энциклопедии астрономии и астрофизики , изд. П. Мурдина, онлайн-издание в Институте физики , ориг. изд. опубликовано Nature Publishing Group, 2001.
  10. ^ "Дымовое кольцо для нимба" . Проверено 26 октября 2015 года .
  11. ^ a b c d Эванс, Дэвид С. (1968). «Звезды высшей множественности». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 9 : 388–400. Bibcode : 1968QJRAS ... 9..388E .
  12. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейдел , Дордрехт. стр.  1 . ISBN 90-277-0885-1.
  13. ↑ Динамика кратных звезд: наблюдения. Архивировано 19 сентября 2006 г. на Wayback Machine , А. Токовинин, в «Массивные звезды во взаимодействующих двойных системах», 16–20 августа 2004 г., Квебек (ASP Conf. Ser., В печати).
  14. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. С.  66–67 . ISBN 90-277-0885-1.
  15. ^ Киселева, Г .; Эгглтон, ПП; Аносова, JP (1994). «Заметка об устойчивости иерархических тройных звезд с изначально круговыми орбитами» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 267 : 161. Bibcode : 1994MNRAS.267..161K . DOI : 10.1093 / MNRAS / 267.1.161 .
  16. ^ Rivinius, Th .; Baade, D .; Hadrava, P .; Heida, M .; Клемент, Р. (2020). «Тройная система, видимая невооруженным глазом, с несекретирующейся черной дырой во внутренней двойной системе» Астрономия и астрофизика . 637 (L3): 11. arXiv : 2005.02541 . Bibcode : 2020A & A ... 637L ... 3R . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 202038020 . S2CID 218516688 . 
  17. ^ Сафарзаде, Мохаммадтахер; Тоонен, Сильвия; Лоеб, Авраам (6 июля 2020 г.). «Ближайшая обнаруженная черная дыра, скорее всего, не имеет тройной конфигурации». Астрофизический журнал . 897 (2): L29. arXiv : 2006.11872 . Bibcode : 2020ApJ ... 897L..29S . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab9e68 . S2CID 219965926 . 
  18. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. п. 72 . ISBN 90-277-0885-1.
  19. ^ Мазе, Цеви; и другие. (2001). "Исследования кратных звездных систем - IV. Трехлинейная спектроскопическая система Gliese 644". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 325 (1): 343–357. arXiv : astro-ph / 0102451 . Bibcode : 2001MNRAS.325..343M . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04419.x . S2CID 16472347 . ; см. §7–8, где обсуждается пятерка.
  20. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. С.  65–66 . ISBN 90-277-0885-1.
  21. Перейти ↑ Harrington, RS (1970). «Встречные явления в тройных звездах». Астрономический журнал . 75 : 114–118. Bibcode : 1970AJ ..... 75.1140H . DOI : 10.1086 / 111067 .
  22. ^ Fekel, Фрэнсис С (1987). «Множественные звезды: анафемы или друзья?». Перспективы в астрономии . 30 (1): 69–76. Bibcode : 1987VA ..... 30 ... 69F . DOI : 10.1016 / 0083-6656 (87) 90021-3 .
  23. ^ Жучков, Р. Я .; Орлов В.В.; Рубинов, А.В. (2006). «Множественные звезды с низкой иерархией: стабильно или нестабильно?». Публикации Белградской астрономической обсерватории . 80 : 155–160. Bibcode : 2006POBeo..80..155Z .
  24. ↑ Рубинов, А.В. (2004). «Динамическая эволюция кратных звезд: влияние начальных параметров системы». Астрономические отчеты . 48 (1): 155–160. Bibcode : 2004ARep ... 48 ... 45R . DOI : 10.1134 / 1.1641122 . S2CID 119705425 . 
  25. Перейти ↑ Harrington, RS (1977). «Множественное звездообразование в результате распада системы N-тел». Преподобный Mex. Astron. Astrofís . 3 : 209. Bibcode : 1977RMxAA ... 3..209H .
  26. ^ а б Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. С.  67–68 . ISBN 90-277-0885-1.
  27. ^ Аллен, C .; Поведа, А .; Эрнандес-Алькантара, А. (2006). «Сбежавшие звезды, Трапеция и Субтрапеция». Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series . 25 : 13. Bibcode : 2006RMxAC..25 ... 13A .
  28. ^ а б Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. п. 68 . ISBN 90-277-0885-1.
  29. ^ Blaauw, A .; Морган, WW (1954). "Космические движения AE Aurigae и mu Columbae по отношению к туманности Ориона". Астрофизический журнал . 119 : 625. Полномочный код : 1954ApJ ... 119..625B . DOI : 10.1086 / 145866 .
  30. ^ Hoogerwerf, R .; де Брюйне, JHJ; де Зеув, PT (2000). «Происхождение убегающих звезд». Астрофизический журнал . 544 (2): 133–136. arXiv : astro-ph / 0007436 . Bibcode : 2000ApJ ... 544L.133H . DOI : 10.1086 / 317315 . S2CID 6725343 . 
  31. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейдел. п. 19 . ISBN 90-277-0885-1.
  32. ^ Б Формат, Вашингтон Double Star Catalog архивации 12 апреля 2008 в Wayback Machine , Брайан Д. Мейсон, Гэри Л. Wycoff, и Уильям И. Hartkopf, Департамент Астрометрия, ВМС США обсерватория . Проверено по линии 20 августа 2008 г.
  33. ^ a b c d Уильям И. Харткопф и Брайан Д. Мейсон. «Устранение путаницы в номенклатуре двойной звезды: Вашингтонский каталог множественности» . Военно-морская обсерватория США . Проверено 12 сентября 2008 года .
  34. ^ "Городской / Метод обозначения Корбина" . Военно-морская обсерватория США . Проверено 12 сентября 2008 года .
  35. ^ «Метод последовательного обозначения» . Военно-морская обсерватория США . Проверено 12 сентября 2008 года .
  36. ^ A. Токовинин (18 апреля 2000). «Об обозначении кратных звезд» . Проверено 12 сентября 2008 года .
  37. ^ А. Токовинин (17 апреля 2000). «Примеры истории открытия множественных звездных систем для проверки новых схем обозначения» . Проверено 12 сентября 2008 года .
  38. ^ Уильям И. Харткопф и Брайан Д. Мейсон. "Образец Вашингтонского каталога множественности" . Военно-морская обсерватория США . Проверено 12 сентября 2008 года .
  39. Перейти ↑ Argyle, RW (2004). «Новая схема классификации двойных и кратных звезд». Обсерватория . 124 : 94. Bibcode : 2004 Obs ... 124 ... 94A .
  40. ^ Мейсон, Брайан Д .; Wycoff, Gary L .; Харткопф, Вильгельм I; Дуглас, Джеффри Дж .; Уорли, Чарльз Э. (декабрь 2001 г.). "CD-ROM с двойной звездой военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Вашингтонский каталог двойных звезд" . Астрономический журнал . Военно-морская обсерватория США, Вашингтон, округ Колумбия 122 (6): 3466–3471. Bibcode : 2001AJ .... 122.3466M . DOI : 10.1086 / 323920 .
  41. ^ Kervella, P .; Thévenin, F .; Ловис, К. (2017). «Орбита Проксимы вокруг α Центавра». Астрономия и астрофизика . 598 : L7. arXiv : 1611.03495 . Bibcode : 2017A & A ... 598L ... 7К . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629930 . S2CID 50867264 . 
  42. ^ Влияет ли орбита тройной звезды напрямую на время обращения [ мертвая ссылка ] , Джереми Хиен, Джон Шевартс, Astronomical News 132 , № 6 (ноябрь 2011 г.)
  43. ↑ 4 Центавра. Архивировано 15 июня 2011 г. в Wayback Machine , запись в Каталоге множественных звезд .
  44. ↑ Роберт Грант Эйткен (7 марта 2019 г.). Двойные звезды . Creative Media Partners, LLC. ISBN 978-0-530-46473-2.
  45. ↑ Vol. 1, часть 1, с. 422, Almagestum Novum , Джованни Баттиста Риччиоли, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  46. ↑ A New View of Mizar , Leos Ondra, доступ осуществлен 26 мая 2007 г.
  47. ^ Planet Hunters
  48. ^ http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_posters/Ciardi.pdf
  49. ^ Nemravová, JA; и другие. (2013). «Необычная четверная система ξ Тельца». Центральноевропейский астрофизический бюллетень . 37 (1): 207–216. Bibcode : 2013CEAB ... 37..207N .
  50. ^ Schütz, O .; Meeus, G .; Carmona, A .; Юхас, А .; Стерзик, М.Ф. (2011). «Юная B-звезда пятикратной системы HD 155448». Астрономия и астрофизика . 533 : A54. arXiv : 1108.1557 . Bibcode : 2011A&A ... 533A..54S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201016396 . S2CID 56143776 . 
  51. ^ Грегг, TA; Prsa, A .; Валлийский, WF; Orosz, JA; Фетерольф, Т. (2013). «Сизигия KIC 4150611». Американское астрономическое общество . 221 : 142,12. Bibcode : 2013AAS ... 22114212G .
  52. ^ Лор, Мэн; и другие. (2015). «Дважды затмевающая пятерка маломассивная звездная система 1SWASP J093010.78 + 533859.5». Астрономия и астрофизика . 578 : A103. arXiv : 1504.07065 . Bibcode : 2015A & A ... 578A.103L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201525973 . S2CID 44548756 . 
  53. ^ http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/index.php?ids=00316-6258
  54. ^ Stelzer, B .; Бурвиц, В. (2003). «Кастор А и Кастор В разрешились при одновременном наблюдении Чандры и XMM-Ньютона». Астрономия и астрофизика . 402 : 719–728. arXiv : astro-ph / 0302570 . Бибкод : 2003A & A ... 402..719S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030286 . S2CID 15268418 . 
  55. ^ Токовинин, А.А. Шацкий, Н.И. Магнитский А.К. (1998). «ADS 9731: Новая шестиместная система». Письма об астрономии . 24 (6): 795. Bibcode : 1998AstL ... 24..795T .
  56. ↑ Nu Scorpii. Архивировано 10 апреля 2020 года в Wayback Machine , запись в Каталоге множественных звезд .
  57. ↑ AR Cassiopeiae. Архивировано 10 апреля 2020 года в Wayback Machine , запись в Каталоге множественных звезд .

Внешние ссылки [ править ]

  • Астрономическая картина дня НАСА: тройная звездная система (11 сентября 2002 г.)
  • Астрономическое изображение дня НАСА: система Альфа Центавра (23 марта 2003 г.)
  • Альфа Центавра, Астрономическая картинка дня, 25 апреля 2002 г.
  • Общие новости по тройным звездным системам, ТСН, 22 апреля 2008 г.
  • Библиотека двойной звезды находится в Военно-морской обсерватории США.
  • Названия новых внесолнечных планет

Отдельные образцы [ править ]

  • Астрономическая картина дня НАСА: тройная звездная система (11 сентября 2002 г.)
  • Астрономическое изображение дня НАСА: система Альфа Центавра (23 марта 2003 г.)
  • Альфа Центавра, Астрономическая картинка дня, 25 апреля 2002 г.