Hệ thống sao – Wikipedia

Posted on by lordneo

"nhiều ngôi sao" chuyển hướng ở đây. Để biết bội số thị giác, hãy xem sao đôi.
  • Hàng đầu: Hệ thống ba sao Algol được chụp trong vùng cận hồng ngoại bằng giao thoa kế CHARA với độ phân giải 0,5 mas vào năm 2009. Hình dạng của Algol C là một tạo tác. [[19659003] cần trích dẫn ]
  • Dưới cùng bên trái: Algol A thường xuyên bị lu mờ bởi Algol B mờ mỗi 2,87 ngày. (Được chụp trong dải H bằng giao thoa kế CHARA. Nhảy đột ngột trong hoạt hình là các tạo tác.)
  • Dưới cùng bên phải: Ấn tượng của nghệ sĩ về quỹ đạo của HD 188753, một hệ thống ba sao.

Một ngôi sao hệ thống hoặc hệ sao là một số lượng nhỏ các ngôi sao quay quanh nhau, [1] bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn. Một số lượng lớn các ngôi sao bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn thường được gọi là cụm sao hoặc galaxy mặc dù, nói rộng ra, chúng cũng là các hệ sao. Các hệ sao không được nhầm lẫn với các hệ hành tinh, bao gồm các hành tinh và các vật thể tương tự [such as comets.]

Một hệ sao gồm hai sao được gọi là sao nhị phân hoặc sao đôi vật lý . Nếu không có hiệu ứng thủy triều, không gây nhiễu từ các lực khác và không chuyển khối lượng từ sao này sang sao kia, thì hệ thống đó ổn định và cả hai ngôi sao sẽ tìm ra quỹ đạo hình elip quanh barycenter của hệ thống vô thời hạn. (Xem Vấn đề hai cơ thể) . Ví dụ về các hệ thống nhị phân là Sirius, Procyon và Cygnus X-1, cái cuối cùng có lẽ bao gồm một ngôi sao và một lỗ đen.

Một hệ thống nhiều sao bao gồm ba hoặc nhiều ngôi sao xuất hiện từ Trái đất để gần nhau trên bầu trời. Điều này có thể xuất phát từ việc các ngôi sao thực sự gần gũi về mặt vật lý và bị ràng buộc bởi nhau, trong trường hợp đó là một ngôi sao vật lý hoặc sự gần gũi này có thể chỉ rõ ràng, trong trường hợp đó là quang học nhiều ngôi sao (có nghĩa là các ngôi sao có vẻ gần nhau khi nhìn từ hành tinh Trái đất, vì cả hai dường như chiếm cùng một điểm trên bầu trời, nhưng thực tế, một ngôi sao có thể ở rất xa Trái đất hơn trái đất, điều này không dễ thấy trừ khi người ta có thể nhìn chúng từ một góc độ khác). Nhiều sao vật lý cũng thường được gọi là nhiều sao hoặc nhiều hệ sao . [2] [3] [5] [6]

Hầu hết các hệ thống nhiều sao là ba sao . Các hệ thống có bốn thành phần trở lên ít có khả năng xảy ra hơn. [5] Hệ thống nhiều sao được gọi là triple trinary hoặc ternary nếu chúng có ba sao; tăng gấp bốn lần hoặc bậc bốn nếu chúng chứa bốn sao; quintuple hoặc quintenary với năm sao; sextuple hoặc sextenary với sáu sao; vách ngăn hoặc vách ngăn với bảy sao. Các hệ thống này nhỏ hơn các cụm sao mở, có động lực phức tạp hơn và thường có từ 100 đến 1.000 sao. [7] Hầu hết các hệ thống nhiều sao được biết là gấp ba; đối với bội số cao hơn, số lượng hệ thống đã biết với bội số đã cho giảm theo cấp số nhân. [8] Ví dụ, trong bản sửa đổi năm 1999 của danh mục Tokovinin [3] của nhiều sao vật lý, 551 trong số 728 hệ thống được mô tả là gấp ba. Tuy nhiên, do hiệu ứng lựa chọn, kiến ​​thức về các thống kê này rất chưa đầy đủ. [9]

Hệ thống nhiều sao có thể được chia thành hai lớp động chính: hệ thống phân cấp ổn định và bao gồm các quỹ đạo lồng nhau không tương tác nhiều và do đó, mỗi cấp của hệ thống phân cấp có thể được coi là Vấn đề hai cơ thể hoặc hình thang có quỹ đạo tương tác mạnh không ổn định và được mô hình hóa thành một vấn đề cơ thể thể hiện hành vi hỗn loạn. [10]

Hệ thống phân cấp [ chỉnh sửa ]

Hệ thống sao có tên DI Cha. Mặc dù chỉ có hai ngôi sao rõ ràng, nhưng thực ra nó là một hệ thống bốn cực chứa hai bộ sao nhị phân. [11]

Hầu hết các hệ thống nhiều sao được tổ chức theo hệ thống phân cấp : các ngôi sao trong hệ thống có thể được chia thành hai nhóm nhỏ hơn, mỗi nhóm đi qua một quỹ đạo lớn hơn xung quanh tâm khối lượng của hệ thống. Mỗi nhóm nhỏ hơn cũng phải được phân cấp, điều đó có nghĩa là chúng phải được chia thành các nhóm nhỏ hơn mà bản thân chúng được phân cấp, v.v. [12] Mỗi cấp độ của hệ thống phân cấp có thể được coi là một vấn đề hai cơ thể bằng cách xem xét các cặp gần như thể họ là một ngôi sao duy nhất. Trong các hệ thống này, có rất ít sự tương tác giữa các quỹ đạo và chuyển động của các ngôi sao sẽ tiếp tục xấp xỉ ổn định [5][13] Các quỹ đạo Keplerian xung quanh tâm khối lượng của hệ thống, [14] không giống như các hệ thống hình thang không ổn định hoặc động lực học phức tạp hơn của số lượng lớn của các ngôi sao trong cụm sao và thiên hà.

Hệ thống ba sao [ chỉnh sửa ]

Trong hệ thống ba sao vật lý mỗi ngôi sao quay quanh tâm khối lượng của hệ thống. Thông thường, hai trong số các ngôi sao tạo thành một hệ nhị phân gần và quỹ đạo thứ ba quay cặp này ở khoảng cách lớn hơn nhiều so với quỹ đạo nhị phân. Sự sắp xếp này được gọi là phân cấp . [15][16] Lý do cho điều này là nếu các quỹ đạo bên trong và bên ngoài có kích thước tương đương, hệ thống có thể trở nên không ổn định, dẫn đến một ngôi sao bị đẩy ra khỏi hệ thống. [19659028] Ba ngôi sao không tất cả các ràng buộc hấp dẫn có thể bao gồm một nhị phân vật lý và một đồng hành quang học chẳng hạn như Beta Cephei, hoặc hiếm khi, một bộ ba quang học ngôi sao, như Gamma Serpentis.

Hệ số nhân cao hơn [ chỉnh sửa ]

Sơ đồ di động:

  1. Multiplex
  2. Simplex, hệ thống nhị phân
  3. đơn giản, hệ thống ba
  4. đơn giản, hệ thống ba 2
  5. đơn giản, hệ thống bốn cực, hệ thống phân cấp 3;
  6. đơn giản, hệ thống tinh túy, hệ thống phân cấp 4.

Hệ thống nhiều sao phân cấp có nhiều hơn ba sao có thể tạo ra một số cách sắp xếp phức tạp hơn, có thể được minh họa bằng những gì Evans (1968) đã gọi sơ đồ di động . Đây là tương tự như điện thoại di động trang trí treo trên trần nhà. Một số ví dụ có thể được nhìn thấy trong hình bên phải. Mỗi cấp độ của sơ đồ minh họa sự phân rã của hệ thống thành hai hoặc nhiều hệ thống với kích thước nhỏ hơn. Evans gọi một sơ đồ ghép kênh nếu có một nút có nhiều hơn hai con, tức là nếu sự phân tách của một số hệ thống con liên quan đến hai hoặc nhiều quỹ đạo có kích thước tương đương. Bởi vì, như chúng ta đã thấy đối với ba ngôi sao, điều này có thể không ổn định, nhiều ngôi sao dự kiến ​​sẽ là đơn giản nghĩa là ở mỗi cấp độ có chính xác hai con. Evans gọi số cấp trong sơ đồ là hệ thống phân cấp . [18]

  • Một sơ đồ đơn giản của hệ thống phân cấp 1, như trong (b), mô tả một hệ thống nhị phân.
  • Một sơ đồ đơn giản về phân cấp 2 có thể mô tả một hệ thống ba, như trong (c), hoặc một hệ thống bốn nhân, như trong (d).
  • Một sơ đồ đơn giản của hệ thống phân cấp 3 có thể mô tả một hệ thống có từ bốn đến tám thành phần. Sơ đồ di động trong (e) cho thấy một ví dụ về hệ thống bốn nhân với hệ thống phân cấp 3, bao gồm một thành phần ở xa quay quanh một hệ nhị phân gần, với một trong các thành phần của nhị phân gần là một nhị phân gần hơn.
  • Một thực ví dụ về một hệ thống có phân cấp 3 là Castor, còn được gọi là Alpha Geminorum hoặc α Gem. Nó bao gồm những gì dường như là một ngôi sao nhị phân trực quan, khi kiểm tra kỹ hơn, có thể được nhìn thấy bao gồm hai ngôi sao nhị phân quang phổ. Chính nó, đây sẽ là một hệ thống phân cấp 2 nhân đôi như trong (d), nhưng nó được quay quanh bởi một thành phần xa hơn mờ hơn, cũng là một nhị phân lùn đỏ gần. Điều này tạo thành một hệ thống phân cấp sextuple 3. [19]
  • Hệ thống phân cấp tối đa xảy ra trong Danh mục nhiều sao của AA Tokovinin, kể từ năm 1999, là 4. [20] Ví dụ, các ngôi sao Gliese 644A và Gliese 644A những gì dường như là một ngôi sao nhị phân trực quan gần gũi; bởi vì Gliese 644B là một nhị phân quang phổ, đây thực sự là một hệ thống ba. Hệ thống ba có bạn đồng hành trực quan xa hơn Gliese 643 và đồng hành trực quan xa hơn Gliese 644C, do chuyển động chung của chúng với Gliese 644AB, được cho là bị ràng buộc bởi hệ thống ba. Điều này tạo thành một hệ thống ngũ phân vị có sơ đồ di động sẽ là sơ đồ cấp 4 xuất hiện trong (f). [21]

Các hệ thống phân cấp cao hơn cũng có thể. [16][22] Hầu hết các hệ thống phân cấp cao hơn này đều ổn định hoặc bị nhiễu loạn bên trong. [19659047] Những người khác cho rằng nhiều ngôi sao phức tạp theo thời gian về mặt lý thuyết sẽ phân rã thành nhiều ngôi sao ít phức tạp hơn, giống như bộ ba hoặc bộ tứ quan sát phổ biến hơn là có thể. [26][27]

Trapezia [ chỉnh sửa ]

hệ thống trẻ, không ổn định. Chúng được cho là hình thành trong các vườn ươm sao và nhanh chóng phân chia thành nhiều ngôi sao ổn định, trong quá trình này có thể phóng ra các thành phần như các ngôi sao vận tốc cao của thiên hà. [28][29] Chúng được đặt tên theo hệ sao nhiều sao được gọi là Cụm sao hình trong trái tim của tinh vân Orion. [28] Những hệ thống như vậy không phải là hiếm, và thường xuất hiện gần hoặc bên trong tinh vân sáng. Những ngôi sao này không có sự sắp xếp thứ bậc tiêu chuẩn, nhưng cạnh tranh cho quỹ đạo ổn định. Mối quan hệ này được gọi là tương tác . [30] Những ngôi sao như vậy cuối cùng đã ổn định thành một nhị phân gần với một người bạn đồng hành ở xa, với (các) ngôi sao khác trước đó trong hệ thống bị đẩy vào không gian giữa các vì sao với vận tốc cao. [19659054] Ví dụ về các sự kiện như vậy có thể giải thích các ngôi sao chạy trốn có thể đã bị đẩy ra trong vụ va chạm của hai nhóm sao nhị phân hoặc nhiều hệ thống. Sự kiện này được ghi nhận với việc phóng ra AE Aurigae, Mu Columbiaae và 53 Arietis ở khoảng cách trên 200 km · s −1 và đã được truy tìm đến cụm Trapezium trong Tinh vân Orion khoảng hai triệu năm trước. [31][32]

và danh pháp [ chỉnh sửa ]

Chỉ định nhiều sao [ chỉnh sửa ]

Các thành phần của nhiều ngôi sao có thể được chỉ định bằng cách gắn thêm các hậu tố [19459] A B C v.v., theo chỉ định của hệ thống. Các hậu tố như AB có thể được sử dụng để biểu thị cặp bao gồm A và B . Trình tự các chữ cái B C v.v. có thể được chỉ định theo thứ tự tách khỏi thành phần A . [33][34] Các thành phần được phát hiện gần với một đã biết thành phần có thể được gán các hậu tố như Aa Ba v.v. [34]

Danh pháp trong Danh mục nhiều sao [ chỉnh sửa ] ] Ký hiệu hệ thống con trong Danh mục nhiều sao của Tokovinin

A. A. Danh mục nhiều sao của Tokovinin sử dụng một hệ thống trong đó mỗi hệ thống con trong sơ đồ di động được mã hóa bằng một chuỗi các chữ số. Ví dụ, trong sơ đồ di động (d) ở trên, hệ thống rộng nhất sẽ được cấp số 1, trong khi hệ thống con chứa thành phần chính của nó sẽ được đánh số 11 và hệ thống con chứa thành phần phụ của nó sẽ được đánh số 12. Các hệ thống con sẽ xuất hiện bên dưới Điều này trong sơ đồ di động sẽ được đưa ra các số có ba, bốn hoặc nhiều chữ số. Khi mô tả một hệ thống không phân cấp theo phương pháp này, cùng một số hệ thống con sẽ được sử dụng nhiều lần; ví dụ, một hệ thống có ba thành phần trực quan A, B và C, không có hai thành phần nào có thể được nhóm thành một hệ thống con, sẽ có hai hệ thống con được đánh số 1 biểu thị hai nhị phân AB và AC. Trong trường hợp này, nếu B và C sau đó được phân giải thành nhị phân, chúng sẽ được cung cấp các số hệ thống con 12 và 13. [35]

Danh pháp hệ thống nhiều sao trong tương lai [ chỉnh sửa ]

danh pháp cho sao đôi và nhiều sao có thể gây nhầm lẫn vì các sao nhị phân được phát hiện theo các cách khác nhau được chỉ định khác nhau (ví dụ: chỉ định của người khám phá cho các sao nhị phân trực quan và chỉ định sao biến đổi cho các sao nhị phân che khuất) và tệ hơn, các chữ cái thành phần có thể được gán khác bởi các tác giả khác nhau, do đó, ví dụ, một người A có thể là một người khác C . KoMa, một sơ đồ phân cấp sử dụng chữ in hoa và in thường và chữ số Ả Rập và La Mã;

  • Phương pháp chỉ định đô thị / Corbin, một sơ đồ số phân cấp tương tự như hệ thống phân loại thập phân Dewey; [37]
  • Phương pháp chỉ định tuần tự, một sơ đồ không phân cấp trong đó các thành phần và hệ thống con được gán các số theo thứ tự khám phá; [38] và
  • WMC, Danh mục đa cấp Washington, một sơ đồ phân cấp các hậu tố được sử dụng trong Danh mục sao đôi của Washington được mở rộng với các chữ cái và số có hậu tố bổ sung.

    • Đối với một hệ thống chỉ định, việc xác định hệ thống phân cấp trong hệ thống có lợi thế là nó giúp xác định các hệ thống con và tính toán các thuộc tính của chúng dễ dàng hơn. Tuy nhiên, nó gây ra vấn đề khi các thành phần mới được phát hiện ở mức trên hoặc trung gian với hệ thống phân cấp hiện có. Trong trường hợp này, một phần của hệ thống phân cấp sẽ dịch chuyển vào trong. Các thành phần được phát hiện là không tồn tại hoặc sau đó được gán lại cho một hệ thống con khác, cũng gây ra sự cố. [39] [40]

    Trong Đại hội đồng quốc tế lần thứ 24 Liên minh thiên văn năm 2000, sơ đồ WMC đã được chứng thực và nó đã được giải quyết bằng các khoản hoa hồng 5, 8, 26, 42 và 45 rằng nó nên được mở rộng thành sơ đồ chỉ định thống nhất có thể sử dụng. [36] Một mẫu của một danh mục sử dụng sơ đồ WMC , bao gồm nửa giờ thăng thiên phải, sau đó đã được chuẩn bị. [41] Vấn đề đã được thảo luận một lần nữa tại Đại hội đồng 25 năm 2003, và nó đã được giải quyết một lần nữa bằng các khoản hoa hồng 5, 8, 26, 42 và 45, cũng như Nhóm làm việc về giao thoa kế, rằng sơ đồ WMC cần được mở rộng và phát triển hơn nữa. [42]

    WMC mẫu được tổ chức theo cấp bậc; hệ thống phân cấp được sử dụng dựa trên các khoảng thời gian quỹ đạo quan sát hoặc tách biệt. Vì nó chứa nhiều sao đôi trực quan, có thể là quang học chứ không phải vật lý, nên hệ thống phân cấp này có thể chỉ rõ ràng. Nó sử dụng chữ in hoa (A, B, …) cho cấp thứ nhất của phân cấp, chữ thường (a, b, …) cho cấp thứ hai và số (1, 2, .. .) cho thứ ba. Các cấp tiếp theo sẽ sử dụng các chữ cái và số viết thường xen kẽ, nhưng không có ví dụ nào về điều này được tìm thấy trong mẫu. [36]

    Ví dụ [ chỉnh sửa ]

    Nhị phân [ chỉnh sửa ]

    Trinary [ chỉnh sửa ]

    • Alpha Centauri là một ngôi sao ba gồm một cặp sao lùn vàng nhị phân chính (Alpha Centauri A và Alpha Centauri B), và một sao lùn đỏ xa xôi, Proxima Centauri. Cả A và B tạo thành một ngôi sao nhị phân vật lý, được chỉ định là Alpha Centauri AB, α Cen AB hoặc RHD 1 AB, trong đó AB biểu thị đây là một hệ nhị phân. [43] Quỹ đạo lệch tâm vừa phải của nhị phân có thể làm cho các thành phần gần 11 AU hoặc xa như 36 AU. Proxima cách xa α Cen AB hơn rất nhiều (~ 15.000 AU) so với nhau. Mặc dù khoảng cách này vẫn tương đối nhỏ so với khoảng cách giữa các vì sao, nhưng vẫn còn tranh cãi liệu Proxima, có chu kỳ quỹ đạo sẽ là hơn 500.000 năm, có bị ràng buộc bởi α Cen AB hay không. [44]
    • Polaris hay Alpha Ursae (α UMi), ngôi sao phía bắc, là một hệ sao ba ngôi sao trong đó ngôi sao đồng hành gần hơn rất gần với ngôi sao chính gần đến nỗi nó chỉ được biết đến từ lực hấp dẫn của nó trên Polaris A (α UMi A) cho đến khi nó được chụp bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble vào năm 2006.
    • Gliese 667 là một hệ thống ba sao với hai ngôi sao dãy chính loại K và một sao lùn đỏ. Gliese 667Cc có khả năng cư trú có khả năng cư trú trên quỹ đạo của sao lùn đỏ.
    • HD 188753 là một hệ thống ba sao nằm cách Trái đất khoảng 149 năm ánh sáng trong chòm sao Cygnus. Hệ thống này bao gồm HD 188753A, một sao lùn màu vàng; HD 188753B, một sao lùn màu cam; và HD 188753C, một sao lùn đỏ. B và C quay quanh nhau sau 156 ngày, và, như một nhóm, quỹ đạo A cứ sau 25,7 năm. [45]
    • Fomalhaut (α PsA, α Piscis Austrini) là một hệ sao ba trong chòm sao Piscis Austrinus . Nó được phát hiện là một hệ thống ba trong năm 2013, khi ngôi sao bùng phát loại K TW Piscis Austrini và sao lùn đỏ LP 876-10 đều được xác nhận để chia sẻ chuyển động thích hợp trong không gian. Bản gốc có một đĩa bụi khổng lồ tương tự như của Hệ mặt trời ban đầu, nhưng đồ sộ hơn nhiều. Nó cũng chứa một khí khổng lồ, Fomalhaut b. Cùng năm đó, ngôi sao cấp ba, LP 876-10 cũng được xác nhận là chứa một đĩa bụi.
    • HD 181068 là một hệ thống ba đơn vị, bao gồm một sao khổng lồ đỏ và hai ngôi sao chuỗi chính. Các quỹ đạo của các ngôi sao được định hướng theo cách sao cho cả ba ngôi sao này che khuất nhau.

    Đệ tứ chỉnh sửa ]

    • Capella, một cặp sao khổng lồ quay quanh bởi một cặp sao lùn đỏ, cách Hệ mặt trời khoảng 42 năm ánh sáng. Nó có cường độ rõ ràng khoảng .40,47, khiến Capella trở thành một trong những ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm.
    • 4 Centauri [46]
    • Mizar thường được cho là ngôi sao nhị phân đầu tiên được phát hiện khi nó được quan sát vào năm 1650 bởi Giovanni Battista Riccioli [47]tr. 1 [48] nhưng có lẽ đã được quan sát trước đó, bởi Benedetto Castelli và Galileo. [ cần trích dẫn ] Sau đó, quang phổ của các thành phần của nó Mizar A và B tiết lộ rằng cả hai đều là sao nhị phân chính họ. [49]
    • HD 98800
    • Hệ thống Kepler-64 có hành tinh PH1 (được phát hiện vào năm 2012 bởi nhóm Planet Hunters, một phần của Zooniverse) quay quanh hai trong số bốn ngôi sao, tạo nên nó là hành tinh được biết đến đầu tiên trong hệ sao bốn cực. [50]
    • KOI-2626 là hệ sao bốn cực đầu tiên có hành tinh cỡ Trái đất. [51]
    • Xi Tauri (Tau, Tauri), nằm cách chúng ta khoảng 222 năm ánh sáng, là một ngôi sao bốn cực quang phổ và che khuất bao gồm ba ngôi sao thứ tự loại B màu trắng xanh, cùng với một ngôi sao loại F. Hai trong số các ngôi sao nằm trong quỹ đạo gần nhau và xoay quanh nhau cứ sau 7,15 ngày. Chúng lần lượt quay quanh ngôi sao thứ ba cứ sau 145 ngày. Ngôi sao thứ tư quay quanh ba ngôi sao khác khoảng năm mươi năm một lần. [52]

    Quintenary [ chỉnh sửa ]

    Sextenary [ chỉnh sửa ] 19659018] [ chỉnh sửa ]

    Xem thêm [ chỉnh sửa ]

    Tài liệu tham khảo [ chỉnh sửa ]

    1. ] "Hệ sao" trong Từ điển hiện đại về thiên văn học và công nghệ vũ trụ . NHƯ. Bhatia, chủ biên. New Delhi: Ấn phẩm sâu & sâu, 2005. ISBN 81-7629-741-0
    2. ^ p. 16, Tìm hiểu về các ngôi sao biến John R. Percy, Cambridge: Nhà xuất bản Đại học Cambridge, 2007, ISBN 0-521-23253-8.
    3. ^ a b MSC Gian một danh mục gồm nhiều ngôi sao vật lý, AA Tokovinin, Sê-ri bổ sung thiên văn và vật lý thiên văn 124 (1997), 75 điều84; các phiên bản trực tuyến tại VizieR Lưu trữ ngày 11 tháng 3 năm 2007 tại Wayback Machine và Danh mục nhiều sao.
    4. ^ Hipparcos: Double and Nhiều sao, trang web, truy cập ngày 31 tháng 10 năm 2007
    5. ^ ] b c MSC – một danh mục gồm nhiều ngôi sao vật lý, AA Tokovinin, Sê-ri Thiên văn học và Vật lý thiên văn 124 (tháng 7 năm 1997), tr. 75 Biến84.
    6. ^ Nhị phân và nhiều ngôi sao, trang web, truy cập ngày 26 tháng 5 năm 2007
    7. ^ p. 24, Động lực học thiên hà James Binney và Scott Tremaine, Nhà xuất bản Đại học Princeton, 1987, ISBN 0-691-08445-9.
    8. ^ Thống kê nhiều ngôi sao: một số manh mối Các cơ chế hình thành, A. Tokovinin, trong quá trình tố tụng của Hội nghị chuyên đề IAU 200, Sự hình thành của các sao nhị phân, Potsdam, Đức, 10 Tiết15 tháng 4 năm 2000. Bibcode 2001IAUS..200 … 84T.
    9. ^ Thống kê nhiều ngôi sao, A. Tokovinin, trong Môi trường và sự tiến hóa của đôi và nhiều ngôi sao, Kỷ yếu của IAU Colloquium 191, được tổ chức vào 3 tháng 7 năm 2002 tại Merida, Yucatan, Mexico, do Christine Allen và Colin Scare biên soạn, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) 21 (tháng 8 năm 2004), trang 7 .1414, phần 2
    10. ^ Nhiều hệ thống Stellar: Các loại và Ổn định, Peter JT Leonard, Bách khoa toàn thư về thiên văn học và vật lý thiên văn P. Murdin, chủ biên, ấn bản trực tuyến tại Viện Vật lý, nguồn gốc. chủ biên được xuất bản bởi Tập đoàn Xuất bản Tự nhiên, 2001.
    11. ^ "Vòng khói cho hào quang" . Truy cập 26 tháng 10 2015 .
    12. ^ Các ngôi sao có tính đa dạng cao hơn, David S. Evans, Tạp chí hàng quý của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia 9 (1968 ), 388 bóng400.
    13. ^ Heintz, WD (1978). Sao đôi . D. Công ty xuất bản Reidel, Dordrecht. tr. 1. ISBN 90-277-0885-1.
    14. ^ Động lực của nhiều ngôi sao: các quan sát được lưu trữ ngày 19 tháng 9 năm 2006 tại Wayback Machine, A. Tokovinin, trong "Những ngôi sao lớn trong các nhị phân tương tác", 16 tháng 20 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., In).
    15. ^ Heintz, WD (1978). Sao đôi . D. Công ty xuất bản Reidel, Dordrecht. tr 66 666767. Sđd 90-277-0885-1.
    16. ^ a b Evans, David S. (1968). "Những ngôi sao có tính đa dạng cao hơn". Tạp chí hàng quý của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia . 9 : 388 Mạnh400. Bibcode: 1968QJRAS … 9..388E.
    17. ^ Lưu ý về tính ổn định của ba ngôi sao phân cấp với các quỹ đạo thông tư ban đầu, LG Kiseleva, PP Eggleton và JP Anosova, Thông báo hàng tháng của Hoàng gia Hội Thiên văn học 267 # 1 (tháng 3 năm 1994), trang 161 trừ166, Bibcode: 1994MNRAS.267..161K.
    18. ^ Trang. 393 bóng394, Evans, David S. (1968). "Những ngôi sao có tính đa dạng cao hơn". Tạp chí hàng quý của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia . 9 : 388 Mạnh400. Bibcode: 1968QJRAS … 9..388E.
    19. ^ Heintz, W. D. (1978). Sao đôi . D. Công ty xuất bản Reidel, Dordrecht. tr. 72. ISBN 90-277-0885-1.
    20. ^ MSC – một danh mục gồm nhiều ngôi sao vật lý, AA Tokovinin, 1997 Hay1999, ID CDS J / A + AS / 124/75.
    21. ^ Mazeh, Tzevi; et al. (2001). "Các nghiên cứu về nhiều hệ sao – IV. Hệ thống quang phổ ba lớp Gliese 644". Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia . 325 : 343 Tiết357. arXiv: astro-ph / 0102451 . Mã số: 2001MNRAS.325..343M. doi: 10.1046 / j.1365-8711.2001.04419.x. ; xem §7 Tiết8 để thảo luận về hệ thống tinh túy.
    22. ^ Heintz, W. D. (1978). Sao đôi . D. Công ty xuất bản Reidel, Dordrecht. tr 65 656666. Sđt 90-277-0885-1.
    23. ^ Harrington, R.S. (1970). "Hiện tượng gặp phải trong ba ngôi sao". Tạp chí thiên văn . 75 : 114 Thần118. Mã số: 1970AJ ….. 75.1140H. doi: 10.1086 / 111067.
    24. ^ Fekel, Francis C (1987). "Nhiều ngôi sao: Máy chiếu hay bạn bè?". Vistas trong Thiên văn học . 30 : 69 Đấu76. Mã số: 1987VA ….. 30 … 69F. doi: 10.1016 / 0083-6656 (87) 90021-3.
    25. ^ Zhuchkov, R. Ya.; Orlov, V. V.; Rubinov, A. V. (2006). "Nhiều ngôi sao có thứ bậc thấp: ổn định hay không ổn định?". Ấn phẩm của Đài quan sát thiên văn Belgrade . 80 : 155 Ảo160. Bibcode: 2006POBeo..80..155Z.
    26. ^ Rubinov, A. V. (2004). "Sự phát triển linh hoạt của nhiều ngôi sao: Ảnh hưởng của các thông số ban đầu của hệ thống". Báo cáo thiên văn học . 48 : 155 Ảo160. Mã số: 2004Rep … 48 … 45R. doi: 10.1134 / 1.1641122.
    27. ^ Harrington, R. S. (1977). "Hình thành nhiều sao từ phân rã hệ thống N-Body". Rev. Mex. Phi hành gia. Astrofis . 3 : 209. Bibcode: 1977RMxAA … 3..209H.
    28. ^ a b Heint WD (1978). Sao đôi . D. Công ty xuất bản Reidel, Dordrecht. tr 67 676868. ISBN 90-277-0885-1.
    29. ^ Những ngôi sao chạy trốn, Trapezia và Subtrapezia, Christine Allen, Arcadio Poveda và Alejandro Hernández-Alcántara, Revista Mexicana de Astronomie 25 (2006), trang 13 Tắt15, Bibcode: 2006RMxAC..25 … 13A.
    30. ^ a b [19659122] Heintz, WD (1978). Sao đôi . D. Công ty xuất bản Reidel, Dordrecht. tr. 68. ISBN 90-277-0885-1.
    31. ^ Blaauw, A.; Morgan, W.W. (1954). "Chuyển động không gian của AE Aurigae và mu Columbiaae với sự tôn trọng tinh vân Orion". Tạp chí vật lý thiên văn . 119 : 625. Mã số: 1954ApJ … 119..625B. doi: 10.1086 / 145866.
    32. ^ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J.H.J.; de Zeeuw, P.T (2000). "Nguồn gốc của những ngôi sao chạy trốn". Tạp chí vật lý thiên văn . 544 (2): 133 Ảo136. arXiv: astro-ph / 0007436 . Mã số: 2000ApJ … 544L.133H. doi: 10.1086 / 317315.
    33. ^ Heintz, W. D. (1978). Sao đôi . Dordrecht: Công ty xuất bản D. Reidel. tr. 19. ISBN 90-277-0885-1.
    34. ^ a b Định dạng, Danh mục sao đôi Washington được lưu trữ ngày 12 tháng 4 năm 2008 tại máy Wayback , Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, và William I. Hartkopf, Khoa Hình học, Đài thiên văn Hải quân Hoa Kỳ. Truy cập vào dòng 20 tháng 8 năm 2008
    35. ^ A. A. Tokovinin (tháng 7 năm 1997). "MSC – một danh mục gồm nhiều ngôi sao vật lý". Loạt bổ sung thiên văn và vật lý thiên văn . 124, mục 2.4: 75 Bóng84. Mã số: 1997A & AS..124 … 75T. doi: 10.1051 / aas: 1997181.
    36. ^ a b c ] d William I. Hartkopf & Brian D. Mason. "Giải quyết sự nhầm lẫn trong danh pháp sao đôi: Danh mục đa quốc gia Washington". Đài thiên văn hải quân Hoa Kỳ . Truy xuất 2008-09-12 .
    37. ^ "Phương pháp chỉ định đô thị / Corbin". Đài thiên văn hải quân Hoa Kỳ . Truy xuất 2008-09-12 .
    38. ^ "Phương pháp chỉ định tuần tự". Đài thiên văn hải quân Hoa Kỳ . Truy xuất 2008-09-12 .
    39. ^ A. Tokovinin (18 tháng 4 năm 2000). "Về chỉ định của nhiều ngôi sao" . Truy xuất 2008-09-12 .
    40. ^ A. Tokovinin (17 tháng 4 năm 2000). "Ví dụ về lịch sử khám phá nhiều hệ thống sao để kiểm tra các sơ đồ chỉ định mới" . Truy xuất 2008-09-12 .
    41. ^ William I. Hartkopf & Brian D. Mason. "Danh mục đa dạng mẫu Washington". Đài thiên văn hải quân Hoa Kỳ . Truy xuất 2008-09-12 .
    42. ^ Một sơ đồ phân loại mới cho sao đôi và nhiều sao, RW Argyle, Đài quan sát 124 (tháng 4 năm 2004), Trang 94 Luồng96, Mã số: 2004Obs … 124 … 94A.
    43. ^ Mason, B. D.; Wycoff, G. L. I.; Hartkopf, W. I. (2008). "Danh mục sao đôi Washington Visual, 2006.5 (WDS)". Đài thiên văn USNaval, Washington DC được lưu trữ từ bản gốc vào ngày 23 tháng 2 năm 2011
    44. ^ Proxima và α Centauri Gravitesally Bound?, Jeremy G. Wertheimer, Gregory Smilelin, Tạp chí thiên văn ]# 5 (tháng 11 năm 2006), tr. 1995 Mạnh1997.
    45. ^ Liệu quỹ đạo ba sao có ảnh hưởng trực tiếp đến thời gian quỹ đạo không, Jeremy Hien, Jon Shewarts, Tin tức thiên văn 132 Số 6 (tháng 11 năm 2011)
    46. ^ 4 Centauri được lưu trữ ngày 15 tháng 6 năm 2011 tại Wayback Machine, nhập vào Danh mục nhiều sao.
    47. ^ Các sao nhị phân RG Aitken, New York: Ấn phẩm nửa năm của Đại học California, 1918.
    48. ^ Tập. 1, phần 1, tr. 422, Almagestum Novum Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
    49. ^ Một cái nhìn mới về Mizar, Leos Ondra, truy cập vào ngày 26 tháng 5 năm 2007 ] ^ Thợ săn hành tinh
    50. ^ http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_posters/Ciardi.pdf
    51. ^ Nemravov, J et al. (2013). "Một hệ thống tăng gấp bốn bất thường ξ Tauri". Bản tin vật lý thiên văn Trung Âu . 37 (1): 207 Từ216. Mã số: 2013CEAB … 37..207N.
    52. ^ Schütz, O.; Mẹ, G.; Xe lửa, A.; Juhász, A.; Sterzik, M. F. (2011). "Hệ thống tinh hoa B sao trẻ HD 155448". Thiên văn học và Vật lý thiên văn . 533 . arXiv: 1108.1557 . Mã số: 2011A & A … 533A..54S. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201016394. CS1 duy trì: Sử dụng tham số tác giả (liên kết)
    53. ^ Gregg, T. A.; Prsa, A.; Tiếng Wales, W. F.; Orosz, J. A.; Fetherolf, T. (2013). "A Syzygy of KIC 4150611". American Astronomical Society. Bibcode:2013AAS…22114212G.
    54. ^ Lohr, M. E.; et al. (2015). "The doubly eclipsing quintuple low-mass star system 1SWASP J093010.78+533859.5". Astronomy & Astrophysics. 578. arXiv:1504.07065. Bibcode:2015A&A…578A.103L. doi:10.1051/0004-6361/201525973.
    55. ^ http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/index.php?ids=00316-6258
    56. ^ Castor A and Castor B resolved in a simultaneous Chandra and XMM-Newton observation, B. Stelzer and V. Burwitz, Astronomy and Astrophysics 402 (May 2003), pp. 719–728.
    57. ^ ADS 9731: A new sextuple system, A. A. Tokovinin, N. I. Shatskii, and A. K. Magnitskii, Astronomy Letters24No. 6 (November 1998), pp. 795–801.
    58. ^ Nu Scorpii Archived 5 September 2017 at the Wayback Machine, entry in the Multiple Star Catalog.

    External links[edit]

    Individual specimens[edit]