Estrela binária
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A estrela binária é um sistema estelar que consiste de duas estrelas orbitando em torno de seu centro de massa . Para cada estrela, o outro é sua estrela companheira. Pesquisas recentes sugerem que uma grande porcentagem de estrelas são parte de sistemas com pelo menos duas estrelas. Sistemas estelares binários são muito importantes em astrofísica , porque observando suas órbitas mútuas permite a sua massa a ser determinado. As massas de muitas estrelas individuais pode então ser determinada por extrapolações feitas a partir da observação de binários.
As estrelas binárias não são os mesmos que estrelas duplas ópticas, que parecem estar perto juntos como visto da Terra , mas não devem estar vinculados visivelmente por gravidade . Estrelas binárias podem ser distinguidos opticamente (binários visuais) ou por técnicas indiretas, como a espectroscopia . Se acontecer binários para orbitar em um plano que contém a nossa linha de visão, eles vão eclipse uns aos outros; estes são chamados binários de eclipse.
Sistemas que consistem em mais do que dois componentes, como conhecido estrelas múltiplas, também não são incomuns e geralmente são classificados sob o mesmo nome. Os componentes de sistemas estelares binários podem trocar massa, trazendo a sua evolução para estágios que estrelas individuais não pode alcançar. Exemplos de binários são Algol (um binário eclipsando), Sirius , e Cygnus X-1 (dos quais um membro é provavelmente um buraco negro ).
Terminologia
A estrela binária prazo foi criada por Sir William Herschel em 1802, para designar, em sua definição, "uma estrela dupla real - a união de duas estrelas que se formam juntos em um sistema pelas leis da atração". Quaisquer duas estrelas estreitamente espaçados pode parecer ser um estrela dupla, sendo o caso mais famoso Mizar e Alcor na Big Dipper ( Ursa Maior). No entanto, é possível que uma estrela dupla é apenas um par de estrelas que só se parece com um sistema binário: as duas estrelas pode na realidade ser amplamente separadas no espaço, mas só acontecerá a mentir mais ou menos na mesma direção, visto da Terra. Tais binários falsos são chamados binários ópticos, ou pares ópticos. Com a invenção do telescópio , muitos desses pares foram encontrados. Herschel, em 1780, mediu a separação e orientações de mais de 700 pares que pareciam ser sistemas binários, e descobriu que cerca de 50 pares mudou a orientação ao longo de duas décadas de observação.
Um verdadeiro binário é um par de estrelas ligadas pela gravidade . Quando eles podem ser resolvido (distinto) com um telescópio suficientemente poderoso (se necessário com a ajuda de métodos interferométricos) são conhecidos como binários visuais. Em outros casos, a única indicação é a Efeito Doppler do emitida luz . Os sistemas nos quais este é o caso, conhecido como binários espectroscópicos, consistem em pares relativamente perto de onde as estrelas linhas espectrais da luz de cada um se desloca primeiro em direção ao azul, em seguida, em direção ao vermelho, como cada um se move primeiro para nós, e, em seguida, para longe de nós, durante o seu movimento sobre a sua comum centro de massa , com o período de sua órbita comum. Se o plano orbital é quase ao longo de nossa linha de vista, as duas estrelas parcial ou totalmente ocultam-se regularmente, e que o sistema é chamado um binário eclipsando, dos quais Algol é o exemplo mais conhecido.
Estrelas binárias que são ambos os binários visuais e espectroscópicos são raros, e são uma fonte preciosa de informações valiosas quando encontrado. Estrelas binárias visuais muitas vezes têm grandes separações verdadeiros, com períodos medidos em décadas a séculos; consequentemente, eles geralmente têm velocidades orbitais muito pequena para ser medida espectroscopicamente. Por outro lado, estrelas binárias espectroscópicas mover-se rapidamente em suas órbitas, porque eles estão juntos; geralmente muito perto de ser detectado como binários visuais. Os binários que são tanto visual e espectroscópica, portanto, deve ser relativamente perto da Terra.
Os astrónomos descobriram algumas estrelas que parecem orbitar em torno de um espaço vazio. Binários astrométricas são estrelas relativamente próximas que podem ser vistos a oscilar em torno de um ponto central, com nenhum companheiro visível. Com alguns binários espectroscópicos, há apenas um conjunto de linhas de deslocamento para trás e para frente. As mesmas matemática utilizadas para binários normais pode ser aplicada para inferir a massa do companheiro ausente. O acompanhante pode ser muito fraca, de modo que é actualmente indetectável ou mascarados pelo brilho de seu primário, ou pode ser um objecto que emite pouca ou nenhuma radiação electromagnética , por exemplo, uma estrela de nêutrons. Em alguns casos, há fortes indícios de que o companheiro ausente é de fato um buraco negro : um corpo com tal gravidade forte que nenhuma luz é capaz de escapar. Esses são conhecidos como binários de alta massa binários de raios-X. Provavelmente o exemplo mais conhecido no momento é Cygnus X-1, onde se acredita que a massa da companheira invisível para ser de cerca de nove vezes maior do que o nosso sol; muito superior ao Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (a massa máxima teórica de uma estrela de nêutrons, o único outro candidato provável para o companheiro). Desta forma, Cygnus X-1 tornou-se o primeiro objeto que foi amplamente aceito como sendo um buraco negro.
Classificações
Por métodos de observação
Estrelas binárias são classificados em quatro tipos de acordo com suas propriedades observáveis. Qualquer estrela binária pode pertencer a várias dessas classes; por exemplo, vários binários espectroscópicos também são eclipsando binários.
Binários visuais
Um binário visuais estrela é uma estrela binária para os quais a separação angular entre os dois componentes é grande o suficiente para que eles possam ser observado como um estrela dupla em um telescópio . O poder de resolução do telescópio é um factor importante para a detecção de binários visuais, como telescópios e tornam-se maiores e mais poderoso um número crescente de binários visuais será detectado. O brilho das duas estrelas também é um fator importante, como estrelas mais brilhantes são mais difíceis de separar devido ao seu brilho do que aqueles são dimmer.
A estrela mais brilhante de um binário visual é a estrela principal, eo dimmer é considerado o secundário Em algumas publicações (especialmente os mais velhos), um leve secundário é chamado o trata.; se as estrelas são o mesmo brilho, o descobridor "escolhe" o primário. O posição do ângulo secundário em relação ao primário é medido, em conjunto com a distância angular entre as duas estrelas. Também é registrado o tempo de observação. Depois de um número suficiente de observações são registadas durante um período de tempo, eles são representados graficamente em polar coordena com a estrela principal na origem, eo mais provável elipse é desenhada por esses pontos de tal forma que a lei de Kepler das áreas está satisfeito. Este elipse é conhecida como a elipse aparente, e é a projecção da real elíptica órbita do secundário em relação ao primário no plano do céu. Deste elipse projectada os elementos completos da órbita podem ser calculadas, com a semi-eixo maior sendo expressa em unidades angulares a menos que a paralaxe estelar, e, portanto, a distância, do sistema é conhecido.
Binários espectroscópicos
A estrela binária espectroscópica é uma estrela binária em que a separação entre as estrelas é geralmente muito pequeno, eo velocidade orbital muito elevada. A menos que o plano da órbita passa a ser perpendicular à linha de visão, as velocidades orbitais terá componentes na linha de visão e o observado velocidade radial do sistema irá variar periodicamente. Uma vez que a velocidade radial pode ser medida com um observando-se o espectrómetro Efeito Doppler das estrelas ' linhas espectrais, os binários detectados desta forma são conhecidos como binários espectroscópicos. A maioria destes não pode ser resolvido como um binário visual, mesmo com telescópios da mais alta existente poder de resolução.
Em alguns binários espectroscópicos, as linhas espectrais de ambas as estrelas são visíveis e as linhas são alternadamente de casal e solteiro. Tal sistema é conhecido como um binário duplo alinhado espectroscópica (frequentemente designados "SB2"). Em outros sistemas, o espectro de apenas uma das estrelas é visto e as linhas do espectro no sentido de mudar periodicamente o azul, em seguida, para o vermelho e de volta novamente. Tais estrelas são conhecidos como binários espectroscópicos single-alinhados ("SB1").
O órbita de um binário espectroscópico é determinada fazendo uma longa série de observações da velocidade radial de um ou ambos os componentes do sistema. As observações são representados graficamente contra o tempo, e a partir da curva resultante é um período determinado. Se a órbita é circular , em seguida, a curva é um seno curva. Se a órbita é elíptica , a forma da curva depende da excentricidade da elipse e a orientação do eixo principal, com referência à linha de visão.
É impossível determinar individualmente a semi-principal e um eixo de inclinação do plano da órbita i. No entanto, o produto do semi-eixo maior e o seno de a inclinação (isto é, um sin i) pode ser determinada directamente nas unidades lineares (por exemplo, quilómetros). Se qualquer um ou I pode ser determinada por outros meios, tal como no caso de superando binários, pode ser encontrada uma solução completa para a órbita.
Eclipsando binários
Uma estrela binária eclipsando é uma estrela binária em que o plano da órbita das duas estrelas encontra-se assim quase na linha de visão do observador que os componentes passam por mútuo eclipses. No caso onde o binário é também um binário espectroscópico eo paralaxe do sistema é conhecido, o binário é muito valioso para a análise estelar.
Na última década, a medição da eclipsando parâmetros fundamentais dos binários tornou-se possível com telescópios de 8 metros. Isto faz com que seja possível utilizá-los como velas padrão. Recentemente, eles têm sido usados para dar estimativas diretas distância para a LMC, SMC, Galáxia de Andrômeda e Galáxia de Triangulum. Binários eclipsando oferecer um método direto para medir a distância às galáxias para uma nova melhora no nível de 5% de precisão.
Binários são eclipsando estrelas variáveis, não porque a luz dos componentes individuais variam, mas por causa das eclipse. O curva de luz de um binário eclipsando é caracterizada por períodos de luz praticamente constante, com quedas periódicas na intensidade. Se uma das estrelas é maior do que o outro, uma vai ser obscurecida por um eclipse total, enquanto que o outro irá ser obscurecida por um eclipse anular.
O período do órbita de um binário superando pode ser determinada a partir de um estudo da curva de luz, e os tamanhos relativos das estrelas individuais pode ser determinada em termos do raio da órbita observando a rapidez com que as mudanças de brilho como o disco das lâminas próximo estrela sobre o disco da estrela distante. Se é também um binário espectroscópico elementos orbitais também pode ser determinada, e a massa das estrelas podem ser determinados de forma relativamente fácil, o que significa que as densidades relativas das estrelas pode ser determinada, neste caso.
Binários astrometric
Uma estrela binária astrometric é uma estrela binária em que apenas uma das estrelas do componente pode ser observado visualmente. A posição da estrela visível é cuidadosamente medida e detectada a ter uma oscilação, devido à influência da gravidade a partir do seu homólogo. A posição da estrela é repetidamente medido em relação a estrelas mais distantes, e, em seguida, verificado por mudanças periódicas na posição. Tipicamente este tipo de medição só pode ser realizada em estrelas próximas, tais como aqueles dentro 10 parsecs. Estrelas próximas, muitas vezes têm uma relativamente alta movimento próprio, de modo binários astrometric aparece a seguir um trajectória sinusoidal através do céu.
Se o companheiro é suficientemente grande para causar um desvio observável na posição da estrela, em seguida, a sua presença pode ser deduzida. De preciso astrometric medições do movimento da estrela visível ao longo de um período suficientemente longo de tempo, a informação sobre a massa da companheira e seu período orbital pode ser determinada. Mesmo que o companheiro não é visível, as características do sistema podem ser determinadas a partir das observações usando Kepler 's leis .
Este método de detecção é também binários usado para localizar planetas extrasolares orbitando uma estrela. No entanto, os requisitos para realizar esta medição são muito exigentes, devido à grande diferença na relação de massa, eo tipicamente longo período de órbita do planeta. A detecção de mudanças de posição de uma estrela é uma ciência muito exigente, e é difícil de obter a precisão necessária. Telescópios espaciais pode evitar o efeito bluring da atmosfera da Terra , resultando em resolução mais precisa.
Por configuração do sistema
Outra classificação baseia-se na distância das estrelas, em relação aos seus tamanhos:
Binários separada são uma espécie de estrelas binárias, onde cada componente está dentro de sua Roche lóbulo, ou seja, a área onde a força gravitacional da estrela em si é maior do que a do outro componente. As estrelas não têm qualquer efeito significativo sobre o outro, e essencialmente evoluir separadamente. A maioria dos binários pertencem a esta classe.
Estrelas binárias geminadas são estrelas binárias em que um dos componentes enche Roche lobo da estrela binária eo outro não. Gás a partir da superfície do componente de enchimento lóbulo de Roche (doador) é transferido para o outro, accreting estrela. O transferência de massa domina a evolução do sistema. Em muitos casos, o gás afluente constitui disco de acreção ao redor do agregador. Exemplos deste tipo são Binários de raios-X e Estrelas variáveis cataclísmicas.
Um binário de contato é um tipo de estrela binária em que ambos os componentes do binário preencher seus lobos Roche. A parte mais superior da atmosferas estelares forma um envelope comum que envolve ambas as estrelas. À medida que o atrito dos travões do envelope movimento orbital, as estrelas podem eventualmente fundir.
Evolução estelar binário
Formação
Embora não seja impossível que alguns binários pode ser criado através de captura gravitacional entre duas estrelas individuais, dado o muito baixa probabilidade de tal evento (três objetos são realmente necessários, como a conservação de energia regras para fora um único corpo gravitando capturar outro) ea elevado número de binários, este não pode ser o processo de formação primária. Além disso, a observação de binários que consiste em pré estrelas da sequência principal, sustenta a teoria de que os binários já estão formados durante formação de estrelas. A fragmentação da nuvem molecular durante a formação de proto é uma explicação aceitável para a formação de um sistema binário ou múltipla estrela.
O resultado da problema de três corpos, em que os três estrelas de massa são comparáveis, que é, eventualmente, uma das três estrelas vai ser ejectado a partir do sistema e, assumindo que não há outras perturbações significativas, os dois restantes vai formar um sistema binário estável.
Transferência de massa e acreção
Como uma principais aumentos estrela seqüência de tamanho durante a sua evolução, que podem em algum ponto exceder o seu Roche lobo, o que significa que alguns de seus empreendimentos matéria em uma região onde a força gravitacional de sua estrela companheira é maior do que a sua própria. O resultado é que a matéria vai transferir de uma estrela para outra através de um processo conhecido como Roche Lobe estouro (RLOF), ou ser absorvidos pelo impacto directo ou através de um disco de acreção. O matemático ponto através do qual esta transferência acontece é chamado o primeiro Ponto de Lagrange. Não é incomum que o disco de acreção é o mais brilhante (e, portanto, por vezes, o único visível) elemento de uma estrela binária.
Se uma estrela cresce fora do seu lóbulo de Roche demasiado rápido para todos abundante matéria a ser transferido para o outro componente, é também possível que a matéria vai deixar o sistema através de outros pontos de Lagrange ou quanto vento estelar, assim sendo efetivamente perdeu para ambos os componentes. Desde a evolução de uma estrela é determinado por sua massa, o processo influencia a evolução de ambos os companheiros, e cria etapas que não podem ser alcançados pelo único estrelas .
Estudos do ternário superando Algol levou à Algol paradoxo na teoria da evolução estelar: embora os componentes de uma forma binária estrela, ao mesmo tempo, e as estrelas massivas evoluem muito mais rápido do que os com menos massa, observou-se que o componente mais maciça Algol Um ainda está no seqüência principal, enquanto o menos massivo Algol B é uma estrela subgigante numa fase evolutiva mais tarde. O paradoxo pode ser resolvido pela transferência de massa: quando o mais massiva estrela se tornou uma subgigante, que encheu sua Roche lóbulo, e a maior parte da massa foi transferida para a outra estrela, que está ainda na sequência principal. Em alguns binários semelhantes a Algol, um fluxo de gás, na verdade, pode ser visto.
Runaways e novae
É também possível para binários amplamente separados para perder o contacto gravitacional uns com os outros durante o seu tempo de vida, como um resultado de perturbações externas. Os componentes serão então passar para evoluir estrelas como individuais. Um fim encontro entre dois sistemas binários também pode resultar no rompimento da gravidade de ambos os sistemas, com algumas das estrelas a ser ejectado em velocidades elevadas, levando a estrelas do fugitivo.
Se uma anã branca tem uma estrela companheira próxima que transborda seu Roche lobo, a anã branca vai constantemente agregar gases de atmosfera exterior da estrela. Estes são compactados na superfície da anã branca por sua gravidade intensa, comprimido e aquecido a temperaturas muito elevadas como material adicional é aspirado. A anã branca consiste matéria degenerada, e por isso é, em grande parte sem resposta ao calor, enquanto que o hidrogénio não é acrescido. Fusão de hidrogénio pode ocorrer de uma forma estável na superfície através do Ciclo CNO, fazendo com que a enorme quantidade de energia liberada por esse processo para fundir os gases restantes de distância da superfície da anã branca. O resultado é uma explosão de luz extremamente brilhante, conhecido como um nova.
Em casos extremos, este evento pode causar a anã branca de exceder o Limite de Chandrasekhar e desencadear uma supernova que destrói toda a estrela, e é outra causa possível para fugitivos. Um exemplo famoso de um evento como esse é a supernova SN 1572, que foi observado pela Tycho Brahe. O telescópio espacial Hubble tomou recentemente uma imagem dos remanescentes deste evento.
Use em astrofísica
Binários fornecer o melhor método para astrônomos determinar a massa de uma estrela distante. A atração gravitacional entre eles faz com que eles orbitam em torno de seu centro de massa comum. A partir do padrão orbital de um binário visual, ou a variação de tempo do espectro de um binário espectroscópico, a massa das suas estrelas podem ser determinados. Desta forma, a relação entre o aparecimento de uma estrela ( temperatura e raio) e a sua massa pode ser encontrado, que permite a determinação da massa de não-binários.
Porque uma grande parte das estrelas existem em sistemas binários, binários são particularmente importantes para a nossa compreensão dos processos pelos quais as estrelas se formam. Em particular, o período de massas e do binário nos dizer sobre a quantidade de momento angular no sistema. Porque este é um quantidade conservada em física , os binários nos dar pistas importantes sobre as condições em que as estrelas se formaram.
Em um sistema binário, o mais massivo estrela é normalmente designada 'A', e seu companheiro 'B'. Assim, o brilhante estrela de sequência principal do Sirius sistema é Sirius A, enquanto o menor anã branca é membro Sirius B. No entanto, se o par é muito amplamente separados, eles podem ser designados com expoentes como com Zeta Reticuli (ζ 1 Ret e ζ 2 Ret).
Resultados da investigação
Acredita-se que até setenta e cinco por cento de todas as estrelas estão em sistemas binários, com até 10% destes sistemas que contenham mais de duas estrelas (triplos, quádruplos, etc).
Existe uma correlação directa entre o período de revolução de uma estrela binária e os excentricidade da sua órbita, com sistemas de curto período ter menor excentricidade. Estrelas binários podem ser encontrados com qualquer separação concebível, a partir de pares que orbitam tão estreitamente que eles estão praticamente em contacto uns com os outros, aos pares separados de modo que a sua distantemente conexão só é indicado pela sua comum movimento próprio através do espaço. Entre os sistemas binários estrela limitados gravitacional, existe uma chamada log distribuição normal dos períodos, sendo que a maioria destes sistemas orbitais com um período de cerca de 100 anos. Isto é evidência para apoiar a teoria de que sistemas binários são formados durante formação de estrelas.
Em pares, onde as duas estrelas são de igual brilho, eles também são da mesma tipo espectral. Em sistemas onde os brilhos são diferentes, a estrela mais fraca é mais azul se a estrela mais brilhante é uma gigante da estrela, e mais vermelho, se a estrela mais brilhante pertence à sequência principal.
Como a massa pode ser determinado apenas a partir de atração gravitacional, e as únicas estrelas (com exceção da Sun , e estrelas gravitacionalmente-lensed), para que este possa ser determinado são estrelas binárias, estes são uma classe excepcionalmente importante de estrelas. No caso de uma estrela binária visual, após a órbita eo paralaxe estelar de o sistema ter sido determinada, a massa combinada das duas estrelas podem ser obtidos por uma aplicação directa da lei harmónica Kepleriano .
Infelizmente, não é possível obter a órbita completa de um binário espectroscópico menos que seja também um visual ou um binário superando, assim, a partir destes objectos apenas uma determinação do conjunto de produtos de massa e o seno do ângulo de inclinação em relação à linha da visão é possível. No caso de superando binários que são também binários espectroscópicos, é possível encontrar uma solução completa para as especificações (massa, densidade , tamanho, luminosidade, e forma aproximada) de ambos os membros do sistema.
Planetas em torno de estrelas binárias
A ficção científica tem muitas vezes caracterizado planetas de estrelas binárias ou ternárias como uma definição. Na realidade, algumas faixas orbitais são impossíveis por razões dinâmicos (o planeta seriam expulsos de sua órbita de forma relativamente rápida, sendo ou ejetado do sistema completo ou transferidos para uma gama orbital mais interior ou exterior), enquanto que outras órbitas apresentam sérios desafios para eventual bioesferas porque susceptíveis de variações extremas de temperatura da superfície ao longo das diferentes partes da órbita. Planetas que orbitam uma estrela em apenas um par binário são disse ter órbitas "do tipo S", ao passo que aqueles que orbitam em torno de ambas as estrelas têm "de tipo P" ou "órbitas circumbinary". Estima-se que 50-60% das estrelas binárias são capazes de suportar planetas terrestres habitáveis dentro de gamas orbitais estáveis.
Simulações mostraram que a presença de uma companheira binária pode realmente melhorar a taxa de formação de planetas dentro de zonas orbitais estáveis por "agitar" o disco protoplanetário, aumentando a taxa de acreção das protoplanets dentro.
Detectar planetas em torno de vários sistemas estelares introduz dificuldades técnicas adicionais, que podem ser por isso que eles são raramente encontrados. Exemplos incluem PSR B1620-26c e HD 188753 Ab, sendo este último o único planeta conhecido em um sistema ternário a partir de 2006.
Vários exemplos estrela
A grande distância entre os componentes, bem como a sua diferença de cor, fazer Albireo um dos mais fáceis binários visuais observáveis. O membro mais brilhante, que é a terceira estrela mais brilhante no constelação Cygnus, é, na verdade em si um binário próximo. Além disso, na constelação de Cygnus é Cygnus X-1, um Fonte de raios-X considerado um buraco negro . É um de alta massa binário de raios-X, com o homólogo óptico ser um estrela variável. Outro binário famoso é Sirius , a estrela mais brilhante no céu nocturno, com visual magnitude aparente de -1,46. Ele está localizado na constelação Canis Major. Em 1844 Friedrich Bessel deduziu que Sirius era um binário. Em 1862 Alvan Graham Clark descobriu o companheiro (Sirius B; a estrela visível é Sirius A). Em 1915 astrônomos do Mount Wilson Observatory determinou que Sirius B era uma anã branca , o primeiro a ser descoberto. Em 2005, usando o Telescópio Espacial Hubble , os astrónomos determinaram Sirius B para ser 12 mil quilômetros de diâmetro, com uma massa que é de 98% do Sol .
Um exemplo de um binário é eclipsando Epsilon Aurigae na constelação Auriga. O componente visível pertence à espectral F0 classe, o componente de outro (eclipse) não é visível. O próximo eclipse tal ocorre a partir de 2009-2011, e espera-se que as observações extensas que provavelmente serão realizadas podem render mais insights sobre a natureza deste sistema. Outra binária eclipsando é Beta Lyrae, que é um sistema estelar binário contato na constelação de Lyra. Suas duas estrelas componentes estão perto o suficiente para que o material do fotosfera de cada um é puxado em direção ao outro, puxando as estrelas em uma forma elipsóide. Beta Lyrae é o protótipo desta classe de binários eclipsando, cujos componentes são tão próximos que eles deformam pela sua gravidade mútua.
Outros binários interessantes incluem 61 Cygni (um binário na constelação Cygnus, composto por dois K classe (laranja) estrelas da sequência principal, 61 Cisne A e 61 Cygni B, que é conhecida por sua grande movimento próprio), Procyon (a estrela mais brilhante da constelação Canis Minor ea oitava estrela mais brilhante no céu nocturno, que é um binário que consiste em a estrela principal com um leve anã branca companheiro), SS Lacertae (um binário eclipsando que parou eclipsando), V907 Sco (um binário eclipsando que parou, reiniciado, em seguida, parou de novo) e BG Geminorum (um binário eclipsando que é pensado para conter um buraco negro com uma estrela K0 em órbita em torno dele).
Algol é o mais famoso ternária (long pensado para ser um binário), localizado na constelação Perseus. Dois componentes do sistema eclipse uns aos outros, a variação na intensidade de Algol primeiro a ser gravado em 1670 pela Geminiano Montanari. O nome Algol significa "estrela demônio" (do árabe الغول al-Ghul), o que provavelmente foi dado devido ao seu comportamento peculiar. Outra ternário é visível Alpha Centauri, na constelação do sul de Centaurus, que contém o quarta estrela mais brilhante no céu noturno, com um magnitude visual aparente de -0,01. Este sistema também ressalta o fato de que os binários não precisam ser descontado na busca de planetas habitáveis. Centauri A e B têm um 11 AU distância na aproximação, e ambos devem ter zonas habitáveis estáveis.
Há também exemplos de sistemas para além ternários: Castor é um sistema estelar sêxtuplo, que é a segunda estrela mais brilhante da constelação Gêmeos e uma das estrelas mais brilhantes no céu noturno. Astronomicamente, rícino foi descoberto ser um binário visual em 1719. Cada um dos componentes de rícino é em si um binário espectroscópico. Castor também tem um fraco e amplamente separados companheiro, que é também um binário espectroscópico.
