Sistema estelar

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Algol triple star system imaged with the CHARA interferometer.jpg
Algol AB movie imaged with the CHARA interferometer - labeled.gifHD188753 orbit.jpg
  • Superior: El sistema Algol con tres estrellas visto en el espectro del infrarrojo cercano por el interferómetro CHARA con resolución de 0.5 mas en 2009. La forma de Algol C es un artefacto.
  • Inferior izq.: Algol A es regularmente eclipsada por Algol B menos brillante cada 2.87 días. (Vista con la banda H del interferómetro CHARA. Saltos bruscos en la animación son artefactos.)
  • Inferior der.: Impresión artística de las órbitas de HD 188753, un sistema con tres estrellas.

Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común,[1]​ ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina cúmulo estelar o galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

Sistema estelar binario[editar]

Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masas del sistema de forma indefinida.

Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente sea un agujero negro.

Sistema estelar múltiple[editar]

Un sistema estelar con tres o más estrellas se denomina estrella múltiple. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema.[cita requerida] Las estrellas múltiples pueden ser denominadas triples si están compuestas por tres estrellas, cuádruples si tienen cuatro y así sucesivamente.[2][3][4][5]

Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando las estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a gran proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, elevando el total a seis.

Sistemas jerárquicos[editar]

Sistema estelar llamado DI Cha. Si bien solo hay dos estrellas aparentes, en realidad es un sistema cuádruple que contiene dos conjuntos de estrellas binarias.[6]

La mayoría de los sistemas de estrellas múltiples están organizados en lo que se llama un sistema jerárquico : las estrellas del sistema se pueden dividir en dos grupos más pequeños, cada uno de los cuales atraviesa una órbita más grande alrededor del centro de masa del sistema . Cada uno de estos grupos más pequeños también debe ser jerárquico, lo que significa que deben dividirse en subgrupos más pequeños que a su vez son jerárquicos, y así sucesivamente.[7]​ Cada nivel de la jerarquía puede tratarse como un problema de dos cuerpos considerando pares cercanos como si fueran una sola estrella. En estos sistemas hay poca interacción entre las órbitas y el movimiento de las estrellas continuará aproximándose estable [3][8]​ Órbitas keplerianas alrededor del centro de masa del sistema,[9]​ a diferencia de lossistemas de trapecios inestableso la dinámica aún más complejade la gran cantidad de estrellas en cúmulos estelares y galaxias .

Sistemas de estrellas triples[editar]

Recreación artística de las órbitas de HD 188753, un sistema estelar tercero.
Órbitas del sistema estelar triple jerárquico HR 6819: un binario interno con una estrella (órbita en azul) y un agujero negro (órbita en rojo), rodeado por otra estrella en una órbita más amplia (también en azul).

En un sistema físico de estrellas triples, cada estrella orbita el centro de masa del sistema. Por lo general, dos de las estrellas forman un sistema binario cercano y la tercera orbita a este par a una distancia mucho mayor que la de la órbita binaria. Esta disposición se llama jerárquica .[10][7]​ La razón de esta disposición es que si las órbitas interior y exterior son comparables en tamaño, el sistema puede volverse dinámicamente inestable, lo que lleva a que una estrella sea expulsada del sistema.[11]​ HR 6819 es un ejemplo de un sistema triple jerárquico físico, que tiene una estrella exterior orbitando un binario físico interior compuesto por una estrella y un agujero negro estelar [12]​ (aunque la noción de que HR 6819 es un sistema triple ha sido cuestionada recientemente). [13]​ Las estrellas triples que no están todas ligadas gravitacionalmente pueden comprender un compañero físico binario y óptico (como Beta Cephei ) o, en casos raros, una estrella triple puramente óptica (como Gamma Serpentis ).

Multiplicidades más altas[editar]

Diagramas móviles:
a sistema binario
b sistema triple, jerarquía 2
c sistema cuádruple, jerarquía 2
d sistema cuádruple, jerarquía 3
d sistema cuádruple, jerarquía 4.

Los sistemas estelares múltiples jerárquicos con más de tres estrellas pueden producir una serie de arreglos más complicados. Estos arreglos pueden organizarse mediante lo que Evans (1968) denominó diagramas móviles, que se parecen a los móviles ornamentales que cuelgan del techo. En la figura de la derecha se dan ejemplos de sistemas jerárquicos (diagramas móviles). Cada nivel del diagrama ilustra la descomposición del sistema en dos o más sistemas de menor tamaño. Evans llama a un diagrama multiplex si hay un nodo con más de dos hijos, es decir, si la descomposición de algún subsistema involucra dos o más órbitas de tamaño comparable. Debido a que, como ya hemos visto para las estrellas triples, esto puede ser inestable, se espera que varias estrellas sean simples, lo que significa que en cada nivel hay exactamente dos hijos. Evans llama al número de niveles en el diagrama su jerarquía.[7]

  • Un diagrama simplex de la jerarquía 1, como en (b), describe un sistema binario.
  • Un diagrama simplex de la jerarquía 2 puede describir un sistema triple, como en (c), o un sistema cuádruple, como en (d).
  • Un diagrama simplex de la jerarquía 3 puede describir un sistema con entre cuatro y ocho componentes. El diagrama móvil en (e) muestra un ejemplo de un sistema cuádruple con jerarquía 3, que consiste en un solo componente distante que orbita un sistema binario cercano, siendo uno de los componentes del binario cercano un binario aún más cercano.
  • Un ejemplo real de un sistema con jerarquía 3 es Castor, también conocido como Alpha Geminorum o α Gem. Consiste en lo que parece ser una estrella binaria visual que, tras una inspección más cercana, puede verse que consta de dos estrellas binarias espectroscópicas. Por sí mismo, este sería un sistema cuádruple de jerarquía 2 como en (d), pero está orbitado por un componente más débil y distante, que también es un binario enano rojo cercano. Esto forma un sistema séxtuple de jerarquía 3.[14]
  • La jerarquía máxima que aparece en el Catálogo de Estrellas Múltiples de AA Tokovinin, a partir de 1999, es 4.[3]​ 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 espectroscópico , este es en realidad un sistema triple. El sistema triple tiene el compañero visual más distante Gliese 643 y el compañero visual aún más distante Gliese 644C, que, debido a su movimiento común con Gliese 644AB, se cree que están unidos gravitacionalmente al sistema triple. Esto forma un sistema quíntuple cuyo diagrama móvil sería el diagrama de nivel 4 que aparece en (f) .; [15]

También son posibles jerarquías más altas.[7][16]​ La mayoría de estas jerarquías superiores son estables o sufren perturbaciones internas.[17][18][19]​ Otros consideran que las estrellas múltiples complejas con el tiempo teóricamente se desintegrarán en estrellas múltiples menos complejas, como si fueran posibles triples o cuádruples observados más comunes.[20][21]

Designaciones y nomenclatura[editar]

Varias designaciones de estrellas Los componentes de múltiples estrellas se pueden especificar agregando los sufijos A , B , C , etc., a la designación del sistema. Los sufijos tales como AB pueden utilizarse para denotar el par formado por A y B . La secuencia de letras B , C , etc. puede ser asignado con el fin de la separación del componente A . [31] [32] A los componentes descubiertos cerca de un componente ya conocido se les pueden asignar sufijos como Aa , Ba , etc. [32]

Nomenclatura en el catálogo de estrellas múltiples[editar]

Notación de subsistema en el catálogo de múltiples estrellas de Tokovinin El Catálogo de Estrellas Múltiples de AA Tokovinin utiliza un sistema en el que cada subsistema en un diagrama móvil está codificado por una secuencia de dígitos. En el diagrama móvil (d) anterior, por ejemplo, al sistema más amplio se le daría el número 1, mientras que el subsistema que contiene su componente primario se numeraría 11 y el subsistema que contiene su componente secundario se numeraría 12. Subsistemas que aparecerían debajo A esto en el diagrama móvil se le asignarán números de tres, cuatro o más dígitos. Al describir un sistema no jerárquico mediante este método, el mismo número de subsistema se utilizará más 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, tendría dos subsistemas numerados 1 que denota los dos binarios AB y AC. En este caso,[3]

Nomenclatura futura del sistema estelar múltiple[editar]

La nomenclatura actual para estrellas dobles y múltiples puede causar confusión 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 eclipsando estrellas binarias) y, peor aún, 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 . [33] El debate que comenzó en 1999 dio lugar a cuatro planes propuestos para abordar este problema: [33]

KoMa, un esquema jerárquico que utiliza letras mayúsculas y minúsculas y números arábigos y romanos; El método de designación Urban / Corbin, un esquema numérico jerárquico similar al sistema de clasificación decimal Dewey ; [34] El método de designación secuencial, un esquema no jerárquico en el que se asignan números a los componentes y subsistemas en orden de descubrimiento; [35] y WMC, el Washington Multiplicity Catalog, un esquema jerárquico en el que los sufijos utilizados en el Washington Double Star Catalog se amplían con letras y números adicionales con sufijos. Para un sistema de designación, identificar la jerarquía dentro del sistema tiene la ventaja de que facilita la identificación de subsistemas y el cálculo de sus propiedades. Sin embargo, causa problemas cuando se descubren nuevos componentes en un nivel superior o intermedio a la jerarquía existente. En este caso, parte de la jerarquía se desplazará hacia adentro. Los componentes que no existen, o que luego se reasignan a un subsistema diferente, también causan problemas. [36] [37]

Durante la 24ª Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional en 2000, el esquema WMC fue respaldado y las Comisiones 5, 8, 26, 42 y 45 resolvieron que debería expandirse a un esquema de designación uniforme utilizable. [33] Posteriormente se preparó una muestra de un catálogo que utiliza el esquema WMC, que cubre media hora de ascensión recta. [38] El tema se discutió nuevamente en la 25ª Asamblea General en 2003, y las comisiones 5, 8, 26, 42 y 45, así como el Grupo de Trabajo sobre Interferometría, resolvieron nuevamente que el esquema WMC debería ampliarse. y más desarrollado. [39]

El WMC de muestra está organizado jerárquicamente; la jerarquía utilizada se basa en separaciones o períodos orbitales observados. Dado que contiene muchas estrellas dobles visuales , que pueden ser ópticas en lugar de físicas, esta jerarquía puede ser solo aparente. Utiliza letras mayúsculas (A, B, ...) para el primer nivel de la jerarquía, letras minúsculas (a, b, ...) para el segundo nivel y números (1, 2, .. .) para el tercero. Los niveles posteriores usarían letras minúsculas y números alternados, pero no se encontraron ejemplos de esto en la muestra. [33]

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. "Star system" in Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology. A.S. Bhatia, ed. New Delhi: Deep & Deep Publications, 2005. ISBN 81-7629-741-0
  2. John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. p. 16. ISBN 978-1-139-46328-7. 
  3. a b c Tokovinin, A.A. (1997). "MSC - a catalogue of physical multiple stars". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 124: 75.
  4. «Double and multiple stars». Hipparcos. European Space Agency. Consultado el 31 October 2007. 
  5. «Binary and multiple stars». messier.seds.org. Consultado el 26 de mayo de 2007. 
  6. «Smoke ring for a halo». Consultado el 26 October 2015. 
  7. a b c d Evans, David S. (1968). «Stars of Higher Multiplicity». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 9: 388-400. Bibcode:1968QJRAS...9..388E. 
  8. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp. 1. ISBN 90-277-0885-1. 
  9. Dynamics of multiple stars: observations (enlace roto disponible en este archivo)., A. Tokovinin, in "Massive Stars in Interacting Binaries", 16–20 August 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., in print).
  10. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp. 66–67. ISBN 90-277-0885-1. 
  11. 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.  Parámetro desconocido |doi-access= ignorado (ayuda)
  12. 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. S2CID 218516688. arXiv:2005.02541. doi:10.1051/0004-6361/202038020. 
  13. 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. S2CID 219965926. arXiv:2006.11872. doi:10.3847/2041-8213/ab9e68. 
  14. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. p. 72. ISBN 90-277-0885-1. 
  15. 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. S2CID 16472347. arXiv:astro-ph/0102451. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04419.x. ; see §7–8 for a discussion of the quintuple system.
  16. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. pp. 65–66. ISBN 90-277-0885-1. 
  17. Harrington, R.S. (1970). «Encounter Phenomena in Triple Stars». Astronomical Journal 75: 114-118. Bibcode:1970AJ.....75.1140H. doi:10.1086/111067. 
  18. 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. 
  19. 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. 
  20. 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. S2CID 119705425. doi:10.1134/1.1641122. 
  21. Harrington, R. S. (1977). «Multiple Star Formation from N-Body System Decay». Rev. Mex. Astron. Astrofís. 3: 209. Bibcode:1977RMxAA...3..209H.