Википедија

Ѕвезден систем

Ѕвезден систем — мал број на ѕвезди кои орбитираат една околу друга,[1] зафатени од привлечноста на гравитацијата. Голема група на ѕвезди зафатени со гравитација генерално се нарекува ѕвездено јато или галаксија, иако, пошироко кажано, тие се исто така ѕвездени системи. Ѕвездените системи не треба да се мешаат со планетарните системи, кои вклучуваат планети и слични тела (како што се комети).

Алголов систем со три ѕвезди снимен со интерферометар CHARA со резолуција од 0,5 во 2009 година. Обликот на Algol C е артефакт.
Алгол A редовно се затемнува со потемнетиот Алгол B на секои 2,87 дена.
Уметнички впечаток за орбитите на HD 188753, троен ѕвезден систем.

Ѕвезден систем од две ѕвезди е познат како двојна ѕвезда, двоен ѕвезден систем или физичка двоѕвезда. Доколку нема плимни ефекти, нема пертурбации од други сили и нема пренос на маса од една ѕвезда на друга, таквиот систем е стабилен и двете ѕвезди ќе следат елипсовидна орбита околу тежиштето на системот на неодредено време. Примери за двојни системи се Сириус, Прокион и Лебед X-1, од кои последниот веројатно се состои од ѕвезда и црна дупка.

Системи со повеќе ѕвезди

уреди

Повеќекратен ѕвезден систем се состои од две или повеќе ѕвезди кои изгледаат од Земјата како блиску една до друга на небото. Ова може да резултира од тоа што ѕвездите всушност се физички блиски и гравитациски врзани една со друга, во кој случај тоа е физичка повеќекратна ѕвезда, или оваа блискост може да биде само очигледна, во кој случај станува збор за оптичка повеќекратна ѕвезда [б 1] Физичките повеќекратни ѕвезди исто така обично се нарекуваат повеќекратни ѕвездени системи [2][3][4][5]

Повеќето системи со повеќе ѕвезди се системи со тројни ѕвезди. Помали се шансите да се појават системи со четири или повеќе компоненти. Системите со повеќе ѕвезди се нарекуваат тројни, доколку содржат 3 ѕвезди; четворни или кватернерни доколку содржат 4 ѕвезди; петкратни со 5 ѕвезди; шесткратни со 6 ѕвезди; септократен со 7 ѕвезди; октупл или октенари со 8 ѕвезди. Овие системи се помали од расејаните ѕвездени јата, кои имаат посложена динамика и обично имаат од 100 до 1.000 ѕвезди.[6] Повеќето познати системи со повеќе ѕвезди се тројни; за повисоки множители, бројот на познати системи со дадена множина експоненцијално се намалува со мноштвото.[7] На пример, во ревизијата од 1999 година на каталогот на Токовинин на физички повеќекратни ѕвезди, 551 од 728  од опишаните системи се тројни. Меѓутоа, поради сомнителните ефекти при избор, способноста за толкување на овие статистики е многу ограничена.[8]

Системите со повеќе ѕвезди може да се поделат во две главни динамички класи:

(1) хиерархиски системи, кои се стабилни и се состојат од вгнездени орбити кои не комуницираат многу, и затоа секое ниво на хиерархијата може да се третира како проблем со две тела
(2) трапезни системи кои имаат нестабилни силно интерактивни орбити и се моделирани како проблем со n-тело, покажувајќи хаотично однесување.[9] Тие можат да имаат 2, 3 или 4 ѕвезди.

Хиерархиски системи

уреди
 
Ѕвезден систем со име DI Cha. Додека само две ѕвезди се очигледни, тоа е всушност четирикратен систем кој содржи две групи двојни ѕвезди.[10]

Повеќето системи со повеќе ѕвезди се организирани во она што се нарекува хиерархиски систем: ѕвездите во системот можат да се поделат на две помали групи, од кои секоја поминува низ поголема орбита околу тежиштето на системот. Секоја од овие помали групи мора да биде и хиерархиска, што значи дека тие мора да се поделат на помали подгрупи кои самите се хиерархиски итн.[11] Секое ниво од хиерархијата може да се третира како проблем со две тела со разгледување на блиски парови како да се една ѕвезда. Во овие системи постои мала интеракција помеѓу орбитите и движењето на ѕвездите ќе продолжи да се приближува до стабилните [12] Кеплеровите орбити околу тежиштето на системот,[13] за разлика од нестабилните трапезни системи или уште покомплексната динамика на големиот број на ѕвезди во ѕвездените јата и галаксиите.

Системи со тројни ѕвезди

уреди

Во физичкиот систем со тројни ѕвезди, секоја ѕвезда орбитира околу тежиштето на системот. Обично, две од ѕвездите формираат близок двоен систем, а третата орбитира околу овој пар на растојание многу поголемо од она на двојната орбита. Овој распоред се нарекува хиерархиски.[14] Причината за овој распоред е тоа што ако внатрешната и надворешната орбита се споредливи по големина, системот може да стане динамички нестабилен, што ќе доведе до исфрлање на ѕвезда од системот.[15] EZ Водолија е пример за физички хиерархиски троен систем, кој има надворешна ѕвезда која орбитира околу внатрешна физичка двојност составена од уште две црвени џуџести ѕвезди. Тројните ѕвезди кои не се сите гравитациски врзани може да содржат физички двоен и оптички придружник (како што е Бета Кефеј) или, во ретки случаи, чисто оптичка тројна ѕвезда (како што е Гама Змија).

Повисоки множители

уреди
 
Дијаграми:
  1. мултиплекс
  2. едноставен, двоен систем
  3. едноставен, троен систем, хиерархија 2
  4. едноставен, четирикратен систем, хиерархија 2
  5. едноставен, четирикратен систем, хиерархија 3
  6. едноставен, петкратен систем, хиерархија 4.

Хиерархиските повеќекратни ѕвездени системи со повеќе од три ѕвезди можат да произведат голем број покомплицирани системи. Тие може да се организираат со она што Еванс (1968) го нарекол мобилни дијаграми, кои изгледаат слично на украсните мобилни телефони. Примери на хиерархиски системи се дадени на сликата десно (Мобилни дијаграми). Секое ниво на дијаграмот го илустрира распаѓањето на системот на два или повеќе системи со помала големина. Еванс повикува на дијаграм мултиплекс доколку има јазол со повеќе од две деца, т.е. ако распаѓањето на некој потдсистем вклучува две или повеќе орбити со споредлива големина. Бидејќи, како што веќе видовме за тројните ѕвезди, ова може да биде нестабилно, се очекува повеќе ѕвезди да бидат симплекс, што значи дека на секое ниво има точно две деца. Еванс го нарекува бројот на нивоа во дијаграмот негова хиерархија.

  • Симплекс дијаграм на хиерархија 1, како во (б), опишува двоен систем.
  • Симплекс дијаграм на хиерархија 2 може да опише троен систем, како во (с), или четирикратен систем, како во (d).
  • Симплекс дијаграм на хиерархија 3 може да опише систем со некаде од четири до осум компоненти. Мобилниот дијаграм во (e) покажува пример на четирикратен систем со хиерархија 3, кој се состои од една далечна компонента која орбитира околу блискиот двоен систем, при што една од компонентите на блискиот двоен систем е уште поблиска бинарна.
  • Вистински пример за систем со хиерархија 3 е Кастор, познат и како Алфа Близнаци или α Близнаци. Се состои од нешто што изгледа како привидна двојна ѕвезда која, по поблиска проверка, може да се види дека се состои од две спектроскопски двојни ѕвезди. Само по себе, ова би бил систем со четирикратна хиерархија 2 како во (d), но орбитира од побледо подалечна компонента, која исто така е блиска црвено џуџеста двојна форма. Ова формира шесткратен систем на хиерархија 3.[16]
  • Максималната хиерархија што се јавува во Каталогот со повеќе ѕвезди на А.А .Токовинин, од 1999 година, е 4. На пример, ѕвездите Глизе 644A и Глизе 644B формираат нешто што изгледа како блиска привидна двојна ѕвезда ; бидејќи Глизе 644B е спектроскопски бинарен, ова е всушност троен систем. Тројниот систем го има подалечниот привиден придружник Глизе 643 и уште подалечниот визуелен придружник Глизе 644C, кои, поради нивното заедничко движење со Глизе 644AB, се смета дека се гравитациски врзани за тројниот систем. Ова формира петкратен систем чиј мобилен дијаграм би бил дијаграмот на ниво 4 што се појавува во (f).;[17]

Можни се и повисоки хиерархии.[18] Повеќето од овие повисоки хиерархии или се стабилни или страдаат од внатрешни растројувања.[19][20][21] Други сметаат дека сложените повеќекратни ѕвезди со текот на времето теоретски ќе се распаднат во помалку сложени системи, како што се можни повообичаени набљудувани тројки или четворки.[22][23]

Трапезни системи

уреди

Трапезните системи обично се многу млади, нестабилни системи. Се смета дека тие се формираат во ѕвездени градинки и брзо се фрагментираат во стабилни повеќекратни ѕвезди, кои во процесот може да исфрлаат компоненти како галактички ѕвезди со голема брзина.[24][25] Тие се именувани по повеќекратниот ѕвезден систем познат како Јатото Трапециум во срцето на Орионовата маглина. Таквите системи не се ретки и најчесто се појавуваат блиску или во светли маглини. Овие ѕвезди немаат стандардни хиерархиски распореди, но се натпреваруваат за стабилни орбити. Оваа врска се нарекува меѓусебна игра.[26] Таквите ѕвезди на крајот се сместуваат во блиска бинарност со далечен придружник, при што другите ѕвезди претходно во системот се исфрлени во меѓуѕвездениот простор со големи брзини. Оваа динамика може да ги објасни ѕвездите-бегалки кои можеби биле исфрлени за време на судир на две двојни ѕвездени групи или повеќекратен систем. Овој настан е заслужен за исфрлањето на AE Водолија, Mu Гулаб и 53 Овен на над 200 km·s −1 и е проследен до кластерот Трапезиум во маглината Орион пред околу два милиони години.[27][28]

Ознаки и номенклатура

уреди

Ознаки на повеќекратни ѕвезди

уреди

Компонентите на повеќекратни ѕвезди може да се специфицираат со додавање на наставките A, B, C, итн., на ознаката на системот. Наставките како AB може да се користат за означување на парот што се состои од A и B. Редоследот на буквите B, C итн. може да се додели по редослед на одвојување од компонентата А.[29] На компонентите откриени блиску до веќе позната компонента може да им се доделат суфикси како Aa, Ba и така натаму.[30]

Номенклатура во каталогот со повеќекратни ѕвезди

уреди
 
Подсистемска нотација во каталогот со повеќекратни ѕвезди на Токовинин

Каталогот со повеќекратни ѕвезди на АА Токовинин користи систем во кој секој подсистем во мобилниот дијаграм е кодиран со низа од бројки. Во мобилниот дијаграм (d) погоре, на пример, најширокиот систем ќе го добие бројот 1, додека потсистемот што ја содржи неговата примарна компонента ќе биде нумериран со 11, а подсистемот што ја содржи неговата секундарна компонента ќе биде нумериран 12. На подтсистемите кои би се појавиле под ова на мобилниот дијаграм ќе им бидат дадени броеви со три, четири или повеќе цифри. Кога се опишува нехиерархиски систем со овој метод, истиот број на потсистем ќе се користи повеќе од еднаш; на пример, систем со три визуелни компоненти, A, B и C, од кои нема две може да се групираат во потсистем, би имал два потсистема означени со 1 што ги означува двата двојни систе,и AB и AC. Во овој случај, ако B и C последователно се претворат во бинарни, ќе им бидат дадени потсистемските броеви 12 и 13.

Идна номенклатура на системи со повеќекратни ѕвезди

уреди

Тековната номенклатура за двојни и повеќекратни ѕвезди може да предизвика нејассност бидејќи на двојните ѕвезди откриени на различни начини им се даваат различни ознаки (на пример, ознаки за откривачи за визуелни двојни ѕвезди и променливи ознаки на ѕвезди за затемнувачки двојни ѕвезди), а уште полошо, буквите на компонентите може да бидат доделени различно од различни автори, така што, на пример, А на едно лице може да биде С на друго лице.[31] Разговорите започнати во 1999 година резултирале со четири предложени модели за решавање на овој проблем:[31]

  • KoMa, хиерархиски модел кој користи големи и мали букви и арапски и римски бројки;
  • Урбан/Корбин метод на означување, хиерархиски модел сличен на системот за децимална класификација на Девеј;[32]
  • Метод на секвенцијално означување, нехиерархиски модел во кој на компонентите и потсистемите им се доделуваат броеви по редослед на откривање;[33] и
  • СМК, каталог за повеќекратност во Вашингтон, хиерархиски модел во која суфиксите што се користат во Вашингтонскиот каталог на двоѕвезди се прошируваат со дополнителни суфиксирани букви и броеви.

За систем за означување, идентификувањето на хиерархијата во системот има предност што го олеснува идентификувањето на потсистемите и пресметувањето на нивните својства. Сепак, тоа предизвикува проблеми кога се откриваат нови компоненти на ниво над или средно од постоечката хиерархија. Во овој случај, дел од хиерархијата ќе се префрли навнатре. Проблеми предизвикуваат и компонентите за кои е откриено дека не постојат или подоцна се пренаменети на друг потсистем.[34][35]

За време на 24-тото Генерално собрание на Меѓународниот астрономски сојуз во 2000 година, моделот на СМК бил одобрен и била решена од Комисиите 5, 8, 26, 42 и 45 дека треба да се прошири во употреблив модел на ознаки. Подоцна бил подготвен примерок од каталог користејќи го моделот на СМК, кој опфаќа половина час десно искачување .[36] Прашањето било повторно дискутирано на 25-то Генерално собрание во 2003 година, и повторно било решено од комисиите 5, 8, 26, 42 и 45, како и Работната група за интерферометрија, дека моделот на СМК треба да се прошири и дополнително да се развива.[37]

Примерокот СМК е хиерархиски организиран; употребената хиерархија се заснова на набљудуваните орбитални периоди или сепарации. Бидејќи содржи многу визуелни двоѕвезди, кои можеби се оптички наместо физички, оваа хиерархија може да биде само привидна. Користи големи букви (A, B, ...) за првото ниво од хиерархијата, мали букви (a, b, ...) за второто ниво и броеви (1, 2, ..). .) за третото. Следните нивоа ќе користат наизменични мали букви и броеви, но не биле пронајдени примери за тоа во примерокот.

Примери

уреди

Двократни системи

уреди
 
Сириус А (во средината), со неговиот придружник на бело џуџе, Сириус В (долно лево) снимен од вселенскиот телескоп „Хабл“.

Трократни системи

уреди
  • Алфа Кентаур е тројна ѕвезда составена од главно двојно жолто џуџе и портокалово џуџе (Ригил Кентаур и Толиман) и оддалечено црвено џуџе, Проксима Кентаур. Заедно, Ригил Кентаур и Толиман формираат физичка двојна ѕвезда, означена како Алфа Кентаур AB, α Cen AB или RHD 1 AB, каде што AB означува дека ова е двоен систем.[38] Умерено ексцентричната орбита на системот може да направи компонентите да бидат блиску до 11 АЕ или оддалечени до 36 АЕ. Проксима Кентаур, исто така (иако поретко) наречена Алфа Кентаур С, е многу подалеку (помеѓу 4300 и 13.000 АЕ ) од α Cen AB и орбитира околу средишниот пар со период од 547.000 (+66.000/-40.000) години.[39]
  • Северница или Алфа Мала Мечка (α UMi), поларна ѕвезда, е троен ѕвезден систем во кој поблиската придружничка ѕвезда е исклучително блиску до главната ѕвезда - толку блиску што била позната само од нејзиното гравитационо влечење на Северница А (α UMi А) додека не била снимена од вселенскиот телескоп Хабл во 2006 година.
  • Глизе 667 е троен ѕвезден систем со две ѕвезди од главната низа од К-тип и црвено џуџе. Црвеното џуџе, C, е домаќин на две до седум планети, од кои едната, Cc, заедно со непотврдените Cf и Ce, се потенцијално погодни за живеење.
  • HD 188753 е троен ѕвезден систем кој се наоѓа на приближно 149 светлосни години од Земјата во соѕвездието Лебед. Системот е составен од HD 188753A, жолто џуџе; HD 188753B, портокалово џуџе; и HD 188753C, црвено џуџе. B и C орбитираат едни со други на секои 156 дена, а, како група, орбитираат околу А на секои 25,7 години.[40]
  • Фомалхаут (α PsA, α Јужна Риба) е троен ѕвезден систем во соѕвездието Јужна Риба. Било откриено дека е троен систем во 2013 година, кога било потврдено дека ѕвездата од типот К TW Јужна Риба и црвеното џуџе LP 876-10 споделуваат соодветно движење низ вселената. Примарниот има масивен остаточен диск сличен на оној од раниот Сончев Систем, но многу помасивен. Содржи и гасен џин, Фомалхаут b. Истата година, терциерната ѕвезда, LP 876-10, исто така, било потврдено дека има остаточен диск.
  • HD 181068 е уникатен троен систем, кој се состои од црвен џин и две ѕвезди од главната низа. Орбитите на ѕвездите се ориентирани на таков начин што сите три ѕвезди се затемнуваат една со друга.

Четирикратни системи

уреди
 
HD 98800 е систем со четири ѕвезди сместен во здружението TW Водна Змија.
  • Капела, пар џиновски ѕвезди орбитирани од пар црвени џуџиња, оддалечени околу 42 светлосни години од Сончевиот систем. Има привидна магнитуда од околу 0,08, што ја прави Капела една од најсветлите ѕвезди на ноќното небо.
  • 4 Кентаур [41]
  • Често се вели дека Мизар била првата двојна ѕвезда откриена кога била забележана во 1650 година од Џовани Батиста Ричиоли [42][43] но веројатно била забележана и порано, од Бенедето Кастели и Галилео. Подоцна, спектроскопијата на нејзините компоненти Мизар А и Б открила дека и тие се самите двојни ѕвезди.[44]
  • HD 98800
  • Системот PH1 ја има планетата PH1 b (откриена во 2012 година од групата Ловци на планети, дел од Зоониверзумот) која орбитира околу две од четирите ѕвезди, што ја прави првата позната планета која се наоѓа во четирикратен ѕвезден систем.[45]
  • KOI-2626 е првиот четирикратен ѕвезден систем со планета со големина на Земјата.[46]
  • Кси Бик (ξ Tau, ξ Tauri), сместена на околу 222 светлосни години, е спектроскопска и затемнувачка четирикратна ѕвезда која се состои од три синобели ѕвезди од главната низа од типот В, заедно со ѕвезда од типот F. Две од ѕвездите се во блиска орбита и се вртат една околу друга еднаш на секои 7,15 дена. Овие пак орбитираат околу третата ѕвезда еднаш на секои 145 дена. Четвртата ѕвезда орбитира околу другите три ѕвезди приближно на секои педесет години.[47]

Петкратни системи

уреди

Шесткратни системи

уреди

Седумкратни системи

уреди

Осумкратни системи

уреди

Деветкратни системи

уреди

Белешки

уреди
  1. ↑ Терминот „оптичка повеќекратна“ ѕвезда значи дека ѕвездите може да изгледаат како да се блиску една до друга, кога се гледаат од планетата Земја, бидејќи и двете се смета дека зафаќаат речиси иста точка на небото, но во реалноста, една ѕвезда може да биде многу подалеку од Земјата од другата, што не е лесно видливо освен ако некој не може да ги види во текот на една година и да набљудува различни паралакси.

Наводи

уреди
  1. ↑ A.S. Bhatia, уред. (2005). Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology. New Delhi: Deep & Deep Publications. ISBN 81-7629-741-0.
  2. ↑ John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. стр. 16. ISBN 978-1-139-46328-7.
  3. ↑ Tokovinin, A.A. (1997). „MSC - a catalogue of physical multiple stars“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 124: 75. Bibcode:1997A&AS..124...75T. doi:10.1051/aas:1997181.

        online versions at

    „online version at VizieR“. Архивирано од изворникот на 11 March 2007.

        and at

    A. Tokovin (уред.). „Multiple star catalog“. ctio.noao.edu.
  4. ↑ „Double and multiple stars“. Hipparcos. European Space Agency. Посетено на 31 October 2007.
  5. ↑ „Binary and multiple stars“. messier.seds.org. Посетено на 26 May 2007.
  6. ↑ Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Galactic Dynamics. Princeton University Press. стр. 247. ISBN 0-691-08445-9.
  7. ↑ Tokovinin, A. (2001). „Statistics of multiple stars: Some clues to formation mechanisms“. The Formation of Binary Stars. 200: 84. Bibcode:2001IAUS..200...84T.
  8. ↑ Tokovinin, A. (2004). „Statistics of multiple stars“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. 21: 7. Bibcode:2004RMxAC..21....7T.
  9. ↑ Leonard, Peter J.T. (2001). „Multiple stellar systems: Types and stability“. Во Murdin, P. (уред.). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (online. изд.). Institute of Physics. Архивирано од изворникот на 2012-07-09. Nature Publishing Group published the original print edition.
  10. ↑ „Smoke ring for a halo“. Посетено на 26 October 2015.
  11. ↑ Evans, David S. (1968). „Stars of Higher Multiplicity“. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 9: 388–400. Bibcode:1968QJRAS...9..388E.
  12. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. стр. 1. ISBN 90-277-0885-1.
  13. ↑ Dynamics of multiple stars: observations Архивирано на {{{2}}}., A. Tokovinin, in "Massive Stars in Interacting Binaries", 16–20 August 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., in print).
  14. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. стр. 66–67. ISBN 90-277-0885-1.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. стр. 72. ISBN 90-277-0885-1.
  17. ↑ Mazeh, Tzevi; и др. (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. arXiv:astro-ph/0102451. Bibcode:2001MNRAS.325..343M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04419.x.; see §7–8 for a discussion of the quintuple system.
  18. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. стр. 65–66. ISBN 90-277-0885-1.
  19. ↑ Harrington, R.S. (1970). „Encounter Phenomena in Triple Stars“. Astronomical Journal. 75: 114–118. Bibcode:1970AJ.....75.1140H. doi:10.1086/111067.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ 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.
  22. ↑ 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. doi:10.1134/1.1641122.
  23. ↑ Harrington, R. S. (1977). „Multiple Star Formation from N-Body System Decay“. Rev. Mex. Astron. Astrofís. 3: 209. Bibcode:1977RMxAA...3..209H.
  24. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. стр. 67–68. ISBN 90-277-0885-1.
  25. ↑ Allen, C.; Poveda, A.; Hernández-Alcántara, A. (2006). „Runaway Stars, Trapezia, and Subtrapezia“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. 25: 13. Bibcode:2006RMxAC..25...13A.
  26. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. стр. 68. ISBN 90-277-0885-1.
  27. ↑ Blaauw, A.; Morgan, W.W. (1954). „The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula“. Astrophysical Journal. 119: 625. Bibcode:1954ApJ...119..625B. doi:10.1086/145866.
  28. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J.H.J.; de Zeeuw, P.T (2000). „The origin of runaway stars“. Astrophysical Journal. 544 (2): 133–136. arXiv:astro-ph/0007436. Bibcode:2000ApJ...544L.133H. doi:10.1086/317315.
  29. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. стр. 19. ISBN 90-277-0885-1.
  30. ↑ Format, The Washington Double Star Catalog Архивирано на 12 април 2008 г., Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, Astrometry Department, United States Naval Observatory. Accessed on line 20 August 2008.
  31. ↑ 31,0 31,1 William I. Hartkopf; Brian D. Mason. „Addressing confusion in double star nomenclature: The Washington Multiplicity Catalog“. United States Naval Observatory. Архивирано од изворникот на 17 May 2011. Посетено на 2008-09-12.
  32. ↑ „Urban/Corbin Designation Method“. United States Naval Observatory. Посетено на 2008-09-12.
  33. ↑ „Sequential Designation Method“. United States Naval Observatory. Посетено на 2008-09-12.
  34. ↑ A. Tokovinin (18 April 2000). „On the designation of multiple stars“. Архивирано од изворникот на 22 September 2007. Посетено на 2008-09-12.
  35. ↑ A. Tokovinin (17 April 2000). „Examples of multiple stellar systems discovery history to test new designation schemes“. Архивирано од изворникот на 22 September 2007. Посетено на 2008-09-12.
  36. ↑ William I. Hartkopf; Brian D. Mason. „Sample Washington Multiplicity Catalog“. United States Naval Observatory. Архивирано од изворникот на 21 July 2009. Посетено на 2008-09-12.
  37. ↑ Argyle, R. W. (2004). „A new classification scheme for double and multiple stars“. The Observatory. 124: 94. Bibcode:2004Obs...124...94A.
  38. ↑ Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (December 2001). „The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog“. The Astronomical Journal. U. S. Naval Observatory, Washington D.C. 122 (6): 3466–3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
  39. ↑ Kervella, P.; Thévenin, F.; Lovis, C. (2017). „Proxima's orbit around α Centauri“. Astronomy and Astrophysics. 598: L7. arXiv:1611.03495. Bibcode:2017A&A...598L...7K. doi:10.1051/0004-6361/201629930.
  40. ↑ Does triple star orbit directly affect orbit time, Jeremy Hien, Jon Shewarts, Astronomical News 132, No. 6 (November 2011)
  41. ↑ 4 Centauri Архивирано на {{{2}}}., entry in the Multiple Star Catalog.
  42. ↑ Robert Grant Aitken (2019). The Binary Stars. Creative Media Partners, LLC. ISBN 978-0-530-46473-2.
  43. ↑ Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum Архивирано на {{{2}}}., Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  44. ↑ A New View of Mizar Архивирано на {{{2}}}., Leos Ondra, accessed on line 26 May 2007.
  45. ↑ „PH1 : A planet in a four-star system“. Planet Hunters. 2012-10-15. Посетено на 2024-01-13.
  46. ↑ Ciardi, David. „KOI 2626: A Quadruple System with a Planet?“ (PDF). nexsci.caltech.edu. Посетено на 2024-01-13.
  47. ↑ Nemravová, J. A.; и др. (2013). „An Unusual Quadruple System ξ Tauri“. Central European Astrophysical Bulletin. 37 (1): 207–216. Bibcode:2013CEAB...37..207N.
  48. ↑ Schütz, O.; Meeus, G.; Carmona, A.; Juhász, A.; Sterzik, M. F. (2011). „The young B-star quintuple system HD 155448“. Astronomy and Astrophysics. 533: A54. arXiv:1108.1557. Bibcode:2011A&A...533A..54S. doi:10.1051/0004-6361/201016396.
  49. ↑ Gregg, T. A.; Prsa, A.; Welsh, W. F.; Orosz, J. A.; Fetherolf, T. (2013). „A Syzygy of KIC 4150611“. American Astronomical Society. 221: 142.12. Bibcode:2013AAS...22114212G.
  50. ↑ Lohr, M. E.; и др. (2015). „The doubly eclipsing quintuple low-mass star system 1SWASP J093010.78+533859.5“. Astronomy & Astrophysics. 578: A103. arXiv:1504.07065. Bibcode:2015A&A...578A.103L. doi:10.1051/0004-6361/201525973.
  51. ↑ „Multiple Star Catalog (MSC)“. Архивирано од изворникот на 3 March 2016. Посетено на 23 December 2012.
  52. ↑ Stelzer, B.; Burwitz, V. (2003). „Castor a and Castor B resolved in a simultaneous Chandra and XMM-Newton observation“. Astronomy and Astrophysics. 402 (2): 719–728. arXiv:astro-ph/0302570. Bibcode:2003A&A...402..719S. doi:10.1051/0004-6361:20030286.
  53. ↑ Tokovinin, A. A.; Shatskii, N. I.; Magnitskii, A. K. (1998). „ADS 9731: A new sextuple system“. Astronomy Letters. 24 (6): 795. Bibcode:1998AstL...24..795T.
  54. ↑ Md, By Jeanette Kazmierczak NASA's Goddard Space Flight Center, Greenbelt. „Discovery Alert: First Six-star System Where All Six Stars Undergo Eclipses“. Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System. Посетено на 2022-06-29.
  55. ↑ Zasche, P.; Henzl, Z.; Mašek, M. (2022). „Multiply eclipsing candidates from the TESS satellite“. Astronomy & Astrophysics. 664: A96. arXiv:2205.03934. Bibcode:2022A&A...664A..96Z. doi:10.1051/0004-6361/202243723.
  56. ↑ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (2021). „Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 257 (2): 69. arXiv:2109.06839. Bibcode:2021ApJS..257...69H. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb.
  57. ↑ Mayer, P.; Harmanec, P.; Zasche, P.; Brož, M.; Catalan-Hurtado, R.; Barlow, B. N.; Frondorf, W.; Wolf, M.; Drechsel, H. (2022). „Towards a consistent model of the hot quadruple system HD 93206 = QZ Carinæ — I. Observations and their initial analyses“. Astronomy & Astrophysics. 666: A23. arXiv:2204.07045. Bibcode:2022A&A...666A..23M. doi:10.1051/0004-6361/202142108.

Надворешни врски

уреди

Поединечни примероци

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвезден_систем&oldid=5273366“