Étoile binaire
article eatured
Une étoile binaire est un système stellaire se composant deux du des étoiles satellisant autour de leur au centre de la masse. Pour chaque étoile, l'autre est son étoile de compagnon de . La recherche récente suggère qu'un grand pourcentage des étoiles fassent partie de systèmes avec au moins deux étoiles. Les systèmes d'étoile binaire sont très importants en astrophysique , parce qu'observer leurs orbites mutuelles permet à leur masse d'être déterminée. Les masses de beaucoup d'étoiles simples peuvent alors être déterminées par des extrapolations faites à partir de l'observation des binaires.
Les étoiles binaires ne sont pas identiques qu'étoiles optiques les doubles, qui semblent être étroites ensemble comme vu de la terre , mais ne peuvent être liées sensiblement par la pesanteur . Des étoiles binaires peuvent ou être distinguées optiquement (les binaires visuelles) ou par des techniques indirectes, telles que la spectroscopie . Si les binaires s'avèrent justement orbiter dans un avion contenant notre champ de vision, elles l'éclipse ; celles-ci s'appellent éclipser des binaires.
Les systèmes se composant de plus de deux composants, connus sous le nom de des étoiles multiples de , ne sont également pas rares et sont généralement classifiés sous le même nom. Les composants des systèmes d'étoile binaire peuvent échanger la masse, apportant leur évolution aux étapes que les étoiles simples ne peuvent pas atteindre. Les exemples des binaires sont algol (une binaire éclipsante) de , Sirius , et Cygnus X-1 (dont un membre est probablement un trou noir ).
Terminologie
L'étoile binaire limite était inventé par par le William Herschel de monsieur en 1802 pour indiquer, dans sa définition, le " de ; une vraie double étoile - l'union de deux étoiles qui sont formées ensemble dans un système par les lois de l'attraction" ; . Deux étoiles étroitementes aligné quelconques pourraient sembler être étoile de une double, le cas le plus célèbre étant Mizar et Alcor dans le grand huit (commandant d'Ursa ) de . Il est cependant possible qu'une double étoile soit simplement une paire d'étoile qui ressemble seulement à un système binaire : les deux étoiles peuvent en réalité largement être séparées dans l'espace, mais s'avèrent justement juste se situer dans rudement la même direction que vues de la terre. De telles binaires fausses se nomment les binaires optiques de , ou les paires optiques de . Avec l'invention du télescope , beaucoup de telles paires ont été trouvées. Herschel, en 1780, a mesuré la séparation et les orientations de plus de 700 paires qui ont semblé être les systèmes binaires, et constater qu'environ 50 paires ont changé l'orientation plus de deux décennies d'observation.
Une binaire vraie est une paire de limite d'étoiles ensemble par la pesanteur . Quand elles peuvent être résolus par (distingués) avec assez puissant un télescope (au besoin à l'aide des méthodes interférométriques ) elles sont connues comme binaires visuelles de . Dans d'autres cas, la seule indication est l'effet Doppler De de la lumière émise . Les systèmes dans lesquels c'est le cas, connus sous le nom de binaires spectroscopiques de , se composent des paires d'étoiles relativement étroites où les raies spectrales dans la lumière de chacun décale d'abord vers le bleu, puis vers le rouge, pendant que chacun se déplace d'abord vers nous, et puis à partir de nous, pendant son mouvement autour de leur commun au centre de la masse, avec la période de leur orbite commune. Si l'avion orbital est presque tout à fait le long de notre champ de vision, les deux étoiles partiellement ou entièrement le occulte régulièrement, et le système s'appelle un éclipsant binaire, dont algol est l'exemple le plus connu.
Les étoiles binaires qui sont visuelles et les binaires spectroscopiques sont rares, et sont une source précieuse d'information valable une fois trouvées. Les étoiles binaires visuelles ont souvent de grandes séparations vraies, avec des périodes mesurées en décennies aux siècles ; par conséquent, elles ont habituellement des vitesses orbitales trop petites à mesurer au spectroscope. Réciproquement, les étoiles binaires spectroscopiques se déplacent rapidement leurs orbites parce qu'elles sont étroites ensemble ; habituellement trop étroitement être détecté en tant que binaires visuelles. Les binaires qui sont ainsi visuelles et spectroscopiques doivent être relativement près de la terre.
Les astronomes ont découvert quelques étoiles qui semblent orbiter autour d'un espace vide. Les binaires d'Astrometric de sont des étoiles relativement voisines qui peuvent être vues pour vaciller autour d'un point moyen, sans le compagnon évident. Avec quelques binaires spectroscopiques, il y a seulement un ensemble de lignes décalant dans les deux sens. Les mêmes mathématiques utilisées pour les binaires ordinaires peuvent être appliquées pour impliquer la masse du compagnon absent. Le compagnon pourrait être très faible, de sorte qu'elles soient actuellement indétectables ou masquées par la lueur de son primaire, ou ce pourrait être un objet qui émet peu ou pas de rayonnement électromagnétique , par exemple une étoile neutron . Parfois, il y a de preuve irréfutable que le compagnon absent est en fait un trou noir : un corps avec une telle pesanteur forte qu'aucune lumière ne peut s'échapper. De telles binaires sont connues en tant que binaires de rayon X de la haut-masse de . L'exemple le plus connu est probablement actuellement le Cygnus X-1 , où on pense que la masse du compagnon invisible est environ neuf fois qui de notre soleil ; dépasser de loin la limite (la masse théorique maximum de Tolman-Oppenheimer-Volkoff de d'une étoile neutron, le seul l'autre candidat probable pour le compagnon). De cette façon, le Cygnus X-1 est devenu le premier objet qui a été largement accepté en tant qu'étant un trou noir.
Classifications
Par des méthodes d'observation
Des étoiles binaires sont classifiées dans quatre types selon leurs propriétés observables. N'importe quelle étoile binaire peut appartenir à plusieurs de ces classes ; par exemple, plusieurs binaires spectroscopiques éclipsent également des binaires.
Binaires visuelles
Une étoile visuelle de la binaire de est une étoile binaire pour laquelle la séparation angulaire entre les deux composants est assez grande pour leur permettre d'être observée comme double étoile dans un télescope . La puissance de résolution du télescope est un facteur important dans la détection des binaires visuelles, et car les télescopes deviennent plus grands et plus puissants un nombre croissant de binaires visuelles sera détecté. L'éclat des deux étoiles est également un facteur important, car des étoiles plus lumineuses sont plus dures pour séparer en raison de leur lueur que le gradateur ceux sont.L'étoile plus lumineuse d'une binaire visuelle est l'étoile primaire du , et le gradateur est considéré le secondaire. en quelques publications (particulièrement les plus anciennes), un secondaire faible s'appelle le vient ; si les étoiles sont le même éclat, le " de découvreur ; chooses" ; le primaire. L'angle de position du secondaire en ce qui concerne le primaire est mesuré, ainsi que la distance angulaire entre les deux étoiles. La période de l'observation est également enregistrée. Après qu'un nombre suffisant d'observations soient enregistrés pendant le temps, ils sont tracés dans les coordonnées polaires avec l'étoile primaire à l'origine, et l'ellipse la plus probable est dessinée par ces points tels que la loi de Keplerian de des secteurs est satisfaisante. Cette ellipse est connue comme ellipse apparente de , et est la projection de l'orbite elliptique réelle du secondaire en ce qui concerne le primaire sur le plan du ciel. De cette ellipse projetée les éléments complets de l'orbite peuvent être calculés, avec l'axe Semi-principal étant exprimé en unités angulaires à moins que la parallaxe stellaire , et par conséquent la distance, du système soit connue.
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Une étoile binaire spectroscopique de est une étoile binaire en laquelle la séparation entre les étoiles est habituellement très petite, et la vitesse orbitale du très haut. À moins que le plan de l'orbite s'avère justement être perpendiculaire au champ de vision, les vitesses orbitales auront des composants dans le champ de vision et la vitesse radiale observée du système variera périodiquement. Puisque la vitesse radiale peut être mesurée avec un spectromètre en observant l'effet Doppler De des raies spectrales du des étoiles les binaires détectées de cette manière sont connues en tant que binaires spectroscopiques. Les la plupart de ces derniers ne peuvent pas être résolues comme binaire visuelle, même avec les télescopes de la puissance de résolution existante la plus élevée . Dans quelques binaires spectroscopiques, les raies spectrales des deux étoiles sont évidentes et les lignes sont alternativement doubles et célibataires. Un tel système est connu comme binaire spectroscopique double-rayée (" souvent dénoté ; SB2" ;). Dans d'autres systèmes, le spectre seulement d'un des étoiles est vu et les lignes dans le spectre décalent périodiquement vers le bleu, puis vers l'arrière le rouge et encore. De telles étoiles sont connues en tant que
L'orbite d'une binaire spectroscopique est déterminée par la fabrication d'une longue série des observations de la vitesse radiale un ou des deux composants du système. Les observations sont tracées contre le temps, et de la courbe en résultant par période est déterminé. Si l'orbite est le circulaire puis la courbe sera une courbe du sinus . Si l'orbite est le elliptique, la forme de la courbe dépendra de l'excentricité de l'ellipse et de l'orientation de l'axe principal concernant le champ de vision.
Il est impossible de déterminer individuellement le Semi-principal de l'axe un et l'inclination du i d'avion d'orbite. Cependant, le produit de l'axe semi-principal et du sinus de l'inclination (c. un i de péché de ) peut être déterminé directement dans les unités linéaires (par exemple kilomètres). Si le un ou le i peut être déterminé par des autres moyens, comme dans le cas d'éclipser des binaires, une solution complète pour l'orbite peut être trouvée.
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Un éclipsant l'étoile binaire est une étoile binaire en laquelle le plan de l'orbite des deux étoiles se situe tellement presque dans le champ de vision de l'observateur que les composants subissent les éclipses mutuelles dans le cas où la binaire est également une binaire spectroscopique et la parallaxe du système est connue, la binaire est tout à fait valable pour l'analyse stellaire.
Dans la dernière décennie, la mesure d'éclipser les paramètres fondamentaux des binaires est devenue possible avec des télescopes de classe de 8 mètres. Ceci le rend faisable pour les employer comme bougies standard récemment, ils ont été employés pour donner des évaluations directes de distance au LMC , au SMC , à la galaxie d'Andromeda de et à la galaxie de Triangulum de . En éclipsant des binaires offrir une méthode directe pour mesurer la distance aux galaxies à un nouveau niveau amélioré de 5% d'exactitude.
En éclipsant des binaires être les étoiles variables pas parce que la lumière des différents composants varient mais en raison des éclipses. La courbe de lumière de d'une binaire éclipsante est caractérisée par des périodes de lumière pratiquement constante, avec des baisses périodiques dans l'intensité. Si une des étoiles est plus grande que l'autre, une sera obscurcie par une éclipse totale tandis que l'autre sera obscurcie par une éclipse annulaire du .
La période de l'orbite d'une binaire éclipsante peut être déterminée d'une étude de la courbe légère, et les tailles relatives des différentes étoiles peuvent être déterminées en termes de rayon de l'orbite en observant à quelle rapiditè l'éclat change pendant que le disque de l'étoile proche glisse au-dessus du disque de l'étoile éloignée. Si c'est également une binaire spectroscopique les éléments orbitaux peuvent également être déterminés, et la masse des étoiles peut être déterminée relativement facilement, ainsi il signifie que les densités relatives des étoiles peuvent être déterminées dans ce cas-ci.
Binaires d'Astrometric
Une étoile astrometric de la binaire de est une étoile binaire pour laquelle on peut visuellement observer seulement une des étoiles composantes. La position de l'étoile évidente est soigneusement mesurée et détectée pour avoir un shimmy, dû à l'influence de la gravité de ses contre-parties. La position de l'étoile est à plusieurs reprises mesurée relativement à des étoiles plus éloignées, et en position alors examinée pour assurer les décalages périodiques. Typiquement ce type de mesure peut seulement être exécuté sur les étoiles voisines, de ce type à moins de 10 étoiles voisines des parsecs avoir souvent un mouvement approprié relativement élevé, ainsi les binaires astrometric sembleront suivre un chemin sinusoïdal du à travers le ciel.Si le compagnon est suffisamment massif pour causer un décalage observable en position de l'étoile, alors sa présence peut être déduite. Des mesures astrometric du précis du mouvement de l'étoile évidente sur une période suffisamment longue, les informations sur la masse du compagnon et sa période orbitale peuvent être déterminées. Quoique le compagnon ne soit pas évident, les caractéristiques du système peuvent être déterminées des observations using le lois de s de Kepler les '
Cette méthode de détecter des binaires est également employé pour localiser les planètes d'Extrasolar de satellisant une étoile. Cependant, les conditions d'effectuer cette mesure sont très harassantes, dues à la grande différence dans le rapport de masse, et à la période typique longue de l'orbite de la planète. La détection des décalages de position d'une étoile est une science très harassante, et il est difficile de réaliser la précision nécessaire. Les télescopes spatiaux peuvent éviter l'effet bluring de l'atmosphère terrestre , ayant pour résultat une résolution plus précise.
Par la configuration du system< ! -- Cette section est liée de binaire détaché par -->
Une autre classification est basée sur la distance des étoiles, relativement à leurs tailles :
Les binaires détachées par sont un genre d'étoiles binaires où chaque composant est dans son lobe de Roche de , c. le secteur où la gravitation de l'étoile lui-même de est plus grande que celle de l'autre composant. Les étoiles n'ont aucun effet principal sur l'un l'autre, et évoluent essentiellement séparément. La plupart des binaires appartiennent à cette classe.
Les étoiles binaires mitoyennes de sont les étoiles binaires où un des composants remplit lobe de Roche d'étoile binaire et l'autre ne fait pas. Le gaz de la surface du composant remplissant de lobe de Roche (donateur) est transféré à l'autre, étoile de accroissement. Le transfert de masse domine l'évolution du système. Dans beaucoup de cas, le gaz affluant forme un disque d'augmentation de autour de l'accretor. Les exemples de ce type sont les binaires de rayon X de et les étoiles variables cataclysmiques
Un contact binaire de est un type d'étoile binaire dans lequel les deux composants de la suffisance binaire leurs lobes de Roche. La partie la plus élevée des atmosphères stellaires forme une enveloppe commune de qui entoure les deux étoiles. Car le frottement de l'enveloppe freine le mouvement orbital , les étoiles peuvent par la suite fusionner.
Évolution d'étoile binaire
Formation
Tandis qu'il n'est pas impossible que quelques binaires pourraient être créées par la capture de la gravité entre deux étoiles simples, données la probabilité très basse d'un tel événement (trois objets sont exigés réellement, car la conservation de l'énergie élimine un corps de gravitation simple capturant des autres) et le nombre élevé de binaires, ceci ne peut pas être le processus primaire de formation. En outre, l'observation des binaires se composant pré des étoiles de séquence principale du , soutient la théorie que des binaires sont déjà formées pendant la formation d'étoile . La fragmentation du nuage moléculaire pendant la formation du Protostars est une explication acceptable pour la formation d'un système d'étoile binaire ou multiple.Les résultats du le problème que trois corps , où les trois étoiles sont de la masse comparable, est que par la suite une des trois étoiles sera éjectée du système et, n'assumant aucune autre perturbation significative, les autres deux formeront un système binaire stable.
Transfert et augmentation de masse
À mesure qu'une étoile de séquence principale augmente dans la taille pendant son évolution , elle peut à un certain point dépasser son lobe de Roche de , signifiant qu'une partie de sa matière ose dans une région où la gravitation de son étoile de compagnon est plus grande que ses propres. Le résultat est que la matière transférera à partir d'une étoile à l'autre par un processus connu sous le nom de débordement de lobe de Roche (RLOF), étant absorbé par impact direct ou par un disque d'augmentation de . Le point mathématique du par lequel ce transfert se produit s'appelle le point lagrangien du premier . Il n'est pas rare que le disque d'augmentation soit l'élément le plus lumineux (et ainsi parfois le seul évident) d'une étoile binaire.
Si une étoile se développe en dehors de son lobe de Roche trop rapide pour toute la matière abondante à transférer à l'autre composant, il est également possible que la matière laissera le système par d'autres points de Lagrange ou comme vent stellaire , ainsi étant effectivement perdu aux deux composants. Puisque l'évolution d'une étoile est déterminée par sa masse, le processus influence l'évolution des deux compagnons, et crée les étapes qui ne peuvent pas être atteintes par les étoiles simples
Les études de l'algol ternaire éclipsant ont mené au paradoxe d'algol de dans la théorie de l'évolution stellaire : bien que les composants d'une étoile binaire forment en même temps, et les étoiles massives évoluent beaucoup plus rapidement que moins les massives, on l'a observé que plus l'algol A de composant est toujours dans le de séquence principale plus massif, alors que moins l'algol B est une étoile de Subgiant de à une étape évolutionnaire plus tardive massif. Le paradoxe peut être résolu par le transfert de masse : quand l'étoile plus massive est devenue une subgiant, elle a rempli son lobe de Roche de , et la majeure partie de la masse a été transférée à l'autre étoile, qui est toujours dans le de séquence principale. Dans quelques binaires semblables à l'algol, un écoulement de gaz peut être vu réellement.
Emballements et novas
Il est également possible que les binaires largement séparées perdent les uns avec les autres le contact de la gravité pendant leur vie, en raison des perturbations externes. Les composants passeront alors pour évoluer en tant qu'étoiles simples. Une rencontre étroite entre deux systèmes binaires peut également avoir comme conséquence la rupture de la gravité des deux systèmes, avec certaines des étoiles étant éjectées aux vitesses élevées, menant aux étoiles d'emballement de
Si un nain blanc a une étoile de compagnon étroite qui déborde son lobe de Roche de , le nain blanc s'accroîtra solidement des gaz de l'atmosphère externe de l'étoile. Ceux-ci sont rendus compacts sur la surface de nain blanc par sa pesanteur intense, très comprimés et chauffés aux températures pendant que le matériel additionnel est dessiné dedans. Le nain blanc se compose de la matière dégénérée , et ainsi est en grande partie insensible pour chauffer, alors que l'hydrogène accru n'est pas. La fusion d'hydrogène de peut se produire d'une façon stable sur la surface pendant le cycle du CNO, causant l'énorme quantité d'énergie libérée par ce processus pour souffler les gaz restants à partir de la surface de nain blanc. Le résultat est un accès extrêmement lumineux de lumière, connu sous le nom de nova .
Dans des cas extrêmes cet événement peut faire dépasser la limite de Chandrasekhar de et déclencher le nain blanc une supernova qui détruit l'étoile entière, et est une autre cause possible pour des emballements. Un exemple célèbre d'un tel événement est le SN de de supernova 1572 , qui a été observé par le Tycho Brahe . Le télescope spatial de Hubble de a récemment pris une photo des restes de cet événement.
Utilisation en astrophysique
Les binaires fournissent la meilleure méthode pour les astronomes pour déterminer la masse d'une étoile éloignée. La gravitation entre elles causes elles à orbiter autour de leur terrain communal au centre de la masse. Du modèle orbital d'une binaire visuelle, ou de la variation de temps du spectre d'une binaire spectroscopique, la masse de ses étoiles peut être déterminée. De cette façon, la relation entre l'aspect d'une étoile (la température et rayon ) et sa masse peuvent être trouvées, qui tient compte de la détermination de la masse des non-binaires.Puisqu'une grande proportion d'étoiles existent dans les systèmes binaires, les binaires sont particulièrement importantes pour notre arrangement des processus par lesquels les étoiles forment. En particulier, la période et les masses de la binaire nous indiquent au sujet de la quantité de moment angulaire dans le système. Puisque c'est une quantité conservée par dans la physique , les binaires nous donnent des indices importants au sujet des conditions dans lesquelles les étoiles ont été formées.
Dans un système binaire, l'étoile plus massive est habituellement indiquée « A », et son compagnon « B ». Ainsi l'étoile de séquence principale lumineux du système de Sirius est Sirius A, alors que le membre plus petit du nain blanc est Sirius B. Cependant, si la paire est très largement séparée, elles peuvent être indiquées avec des indices supérieurs comme avec le Zeta Reticuli (ζ1 rouissent et ζ2 rouissent).
Résultats de recherches
On le croit qu'un quart à la moitié de toutes les étoiles sont dans les systèmes binaires, avec l'autant d'en tant que 10% de ces systèmes contenant plus de deux étoiles (les triples, quadruple, etc.Il y a une corrélation directe entre la période de de la révolution d'une étoile binaire et de l'excentricité de son orbite, avec des systèmes de la période courte ayant une plus petite excentricité. Des étoiles binaires peuvent être trouvées avec n'importe quelle séparation imaginable, des paires orbitant tellement étroitement qu'elles sont pratiquement en contact mutuel, aux paires tellement lointainement séparées que leur raccordement est indiqué seulement par leur mouvement approprié commun par l'espace. Parmi les systèmes gravitationellement liés d'étoile binaire, là existe une distribution log-normale de soi-disant des périodes, avec la majorité de ces systèmes orbitant avec une période d'environ 100 ans. C'est des preuves à l'appui pour la théorie que des systèmes binaires sont formés pendant la formation d'étoile .
Dans les paires où les deux étoiles sont de l'éclat égal , elles sont également du même type spectral . Dans les systèmes où les éclats sont différents, l'étoile plus faible est plus bleue si l'étoile plus lumineuse est une étoile géante , et plus rouge si l'étoile plus lumineuse appartient au de séquence principale.
Puisque la masse peut être déterminée seulement à partir de l'attraction de la gravité, et les seules étoiles (excepté le Sun , et les étoiles de gravitationally-lensed par ), pour lesquelles ceci peut être déterminée sont les étoiles binaires, ce sont une classe uniquement importante des étoiles. Dans le cas d'une étoile binaire visuelle, après que l'orbite et la parallaxe stellaire du système ait été déterminée, la masse combinée des deux étoiles peut être obtenue par une application directe de la loi harmonique de Keplerian de .
Malheureusement, il est impossible d'obtenir l'orbite complète d'une binaire spectroscopique à moins que ce soit également un visuel ou une binaire éclipsante, ainsi de ces objets seulement une détermination du produit commun de la masse et du sinus de l'angle de l'inclination relativement au champ de vision est possible. Dans le cas d'éclipser les binaires qui sont également les binaires spectroscopiques, il est possible de trouver une solution complète avec les caractéristiques (la masse, densité , taille, luminosité , et forme approximative) des deux membres du système.
Planètes autour des étoiles binaires
La science-fiction a souvent comporté les planètes des étoiles binaires ou ternaires comme arrangement. En réalité, quelques gammes orbitales sont impossibles pour des raisons dynamiques (la planète serait expulsée de son orbite relativement rapidement, étant éjecté du système tout à fait ou transféré à une gamme orbitale plus intérieure ou plus externe), tandis qu'autre satellise les défis sérieux actuels pour le certain Biospheres en raison des variations extrêmes probables de la température de surface pendant différentes parties de l'orbite. On dit que des planètes qui satellisent juste une étoile dans une paire binaire ont le " ; S-type" ; orbites, tandis que ceux qui orbitent autour des deux étoiles ont le " ; P-type" ; ou " ; circumbinary" ; orbites. On l'estime que 50-60% d'étoiles binaires sont capable de soutenir les planètes terrestres habitables dans les marges orbitales stables.
Les simulations ont prouvé que la présence d'un compagnon binaire peut réellement améliorer le taux de formation de planète dans des zones orbitales stables par le " ; up" stirring ; le disque protoplanetary, augmentant le taux d'augmentation des protoplanets en dedans.
Exemples d'étoile multiple
La grande distance entre les composants, aussi bien que leur différence en couleurs, font le Albireo un des binaires visuelles observables les plus faciles. Le membre le plus intelligent, qui est la troisième étoile la plus lumineuse dans le Cygnus de la constellation , est réellement une binaire étroite elle-même. Également dans le Cygnus la constellation est le Cygnus X-1 , une source de du rayon X considérée un trou noir . C'est un rayon X de la Haut-masse binaire, avec les contre-parties optiques étant une étoile variable . Une autre binaire célèbre est Sirius , l'étoile la plus lumineuse dans le ciel de nuit, avec une importance apparente visuel de &minus ; 1. Elle est située dans le commandant de Canis de de constellation . En le 1844 Friedrich Bessel a déduit que Sirius était une binaire. En le 1862 Alvan Graham Clark a découvert le compagnon (Sirius B ; l'étoile évidente est Sirius A). Dans des astronomes du 1915 à l'observatoire de Wilson de bâti a déterminé que Sirius B était un nain blanc , le premier à découvrir. Dans le 2005 , using le télescope spatial de Hubble de , les astronomes ont déterminé Sirius B pour être de 12.000 kilomètres de diamètre, avec une masse qui est 98% du Sun . Un exemple d'une binaire éclipsante est le Aurigae epsilon dans le Auriga de constellation. Le composant évident appartient à la classe spectrale F0 de , l'autre composant (éclipsant) n'est pas évident. La prochaine telle éclipse se produit du 2009 - on espère le 2011 , et que les observations étendues qui seront probablement effectuées peuvent rapporter d'autres perspicacités dans la nature de ce système. Une autre binaire éclipsante est un bêta Lyrae , qui est un système d'étoile binaire de contact dans la constellation de Lyra . Ses deux étoiles composantes sont assez étroites que le matériel de la photosphère de chacun est tiré vers l'autre, dessinant les étoiles dans une forme d'ellipsoïde. Bêta Lyrae est le prototype pour ces classe d'éclipser les binaires, dont les composants sont si pour étroit ensemble qu'ils déforment par leur attraction universelle mutuelle.
D'autres binaires intéressantes incluent le 61 Cygni (une binaire dans le Cygnus de constellation, composé de deux étoiles de séquence principale de classe de K (orange), 61 Cygni A et 61 Cygni B, qui est connu pour son mouvement approprié de grand ), le Procyon (l'étoile la plus lumineuse dans le mineur de Canis de de constellation et la huitième étoile la plus lumineuse de dans le ciel de nuit, qui est une binaire comprenant l'étoile principale avec un compagnon faible du nain blanc ), solides solubles Lacertae (une binaire éclipsante qui a cessé d'éclipser), V907 Sco (une binaire éclipsante qui s'est arrêté, remise en marche, puis arrêtée encore) et BG Geminorum (une binaire éclipsante qui est pensée pour contenir un trou noir avec une étoile K0 en orbite autour de lui).
Algol est le ternaire le plus célèbre (longtemps vraisemblablement une binaire), situé dans le Perseus de constellation. Deux composants du système s'éclipsent, la variation de l'intensité de l'algol d'abord étant enregistré en 1670 par le Geminiano Montanari . L'algol de nom signifie le " ; star" de démon ; (d'Al-ghūl arabe de de الغول ), qui a été probablement donné en raison de son comportement particulier. Un autre ternaire évident est le alpha centauri, dans la constellation méridionale de Centaurus , qui contient l'étoile la plus lumineuse quatrième dans le ciel de nuit, avec une importance visuelle apparente de &minus ; 0. Ce système souligne également le fait que des binaires n'ont pas besoin d'être escomptées dans la recherche des planètes habitables. A et B centauri ont un 11 ; La distance d'AU à l'approche la plus étroite, et toutes les deux devraient avoir des zones habitables stables.
Il y a également des exemples des systèmes au delà des ternaries : La roulette est un système sextuple d'étoile, qui est la deuxième étoile la plus lumineuse dans les Gémeaux et un de de constellation des étoiles les plus lumineuses dans le ciel de nuit. Astronomiquement, la roulette a été découverte pour être une binaire visuelle en 1719. Chacun des composants de la roulette est lui-même une binaire spectroscopique. La roulette a également un compagnon faible et largement séparé, qui est également une binaire spectroscopique.
Voir également
Étoiles binaires de dans la fiction .