Estrella binaria
Sabías ...
SOS Children, una organización benéfica educación , organizó esta selección. Antes de decidir sobre el patrocinio de un niño, ¿por qué no aprender sobre diferentes obras de caridad de patrocinio primero ?
Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto por dos estrellas en órbita alrededor de su centro de masa . Por cada estrella, el otro es su estrella compañera. Investigaciones recientes sugieren que un gran porcentaje de estrellas son parte de sistemas con al menos dos estrellas. Sistemas de estrellas binarias son muy importantes en astrofísica , porque la observación de sus órbitas mutuas permite su masa a determinar. Las masas de muchas estrellas individuales pueden entonces ser determinados por las extrapolaciones realizadas a partir de la observación de los binarios.
Las estrellas binarias no son los mismos que estrellas dobles ópticas, que parecen estar muy juntos, visto desde la Tierra , pero no estarán vinculados notablemente por gravedad . Las estrellas binarias o bien se pueden distinguir ópticamente (binarias visuales) o mediante técnicas indirectas, como la espectroscopia . Si binarios pasan a orbitar en un plano que contiene nuestra línea de visión, lo harán eclipsar el uno al otro; éstos se llaman binarias eclipsantes.
Sistemas que consisten en más de dos componentes, conocido como múltiples estrellas, también son comunes y generalmente se clasifican bajo el mismo nombre. Los componentes de los sistemas de estrellas binarias pueden intercambiar masa, con lo que su la evolución de las etapas que las estrellas individuales no pueden alcanzar. Ejemplos de los binarios son Algol (una binaria eclipsante), Sirius , y Cygnus X-1 (de los cuales uno de los miembros es probablemente un agujero negro ).
Terminología
El término estrella binaria era acuñado por Sir William Herschel en 1802 para designar, en su definición, "una verdadera estrella doble - la unión de dos estrellas que se forman en un solo sistema por las leyes de la atracción". Cualquier dos estrellas muy próximas entre sí, podrían parecer un estrella doble, siendo el caso más famoso Mizar en el Osa Mayor ( Osa Mayor). Sin embargo, es posible que una estrella doble es más que un par de estrellas que sólo se parece a un sistema binario: las dos estrellas pueden en realidad ser muy separados en el espacio, sino que acaba de pasar a estar más o menos en la misma dirección como se ve desde la Tierra. Tales binarios falsos se llaman binarios ópticos, o pares ópticos. Con la invención del telescopio , se encontró que muchas de esas parejas. Herschel, en 1780, mide la separación y orientaciones de más de 700 parejas que parecían ser los sistemas binarios, y se encontró que cerca de 50 pares cambiaron la orientación de más de dos décadas de observación.
Un verdadero binario es un par de estrellas unidas por la gravedad . Cuando pueden estar resuelto (distinguido) con un telescopio de gran alcance suficiente (si es necesario con la ayuda de métodos interferométricos) se les conoce como los binarios visuales. En otros casos, la única indicación es la Desplazamiento Doppler de la emitida luz . Los sistemas en los cuales éste es el caso, conocido como binarias espectroscópicas, consisten relativamente cercanos pares de estrellas, donde los líneas espectrales de la luz de cada uno desplaza primero hacia el azul, y luego hacia el rojo, ya que cada uno se mueve primero hacia nosotros, y entonces lejos de nosotros, durante su movimiento sobre su común centro de masa , con el período de su órbita común. Si el plano de la órbita es casi a lo largo de nuestra línea de visión, las dos estrellas parcial o totalmente a ocultar entre sí con regularidad, y el sistema se denomina una binaria eclipsante, de los cuales Algol es el ejemplo más conocido.
Las estrellas binarias que son ambas binarias visuales y espectroscópicas son raros, y son una valiosa fuente de información valiosa cuando se encuentran. Estrellas binarias visuales a menudo tienen grandes separaciones verdaderas, con períodos medidos en décadas o siglos; en consecuencia, por lo general tienen velocidades orbitales demasiado pequeña para ser medida espectroscópicamente. Por el contrario, las estrellas binarias espectroscópicas se mueven rápido en sus órbitas, ya que están muy juntos; por lo general demasiado cerca de ser detectado como binarias visuales. Los binarios que son a la vez visual y espectroscópica por lo tanto deben estar relativamente cerca de la Tierra.
Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que parecen orbitar alrededor de un espacio vacío. Binarios astrométricas son estrellas relativamente cercanas que se pueden ver a tambalearse en torno a un punto medio, con ningún compañero visible. Con algunas binarias espectroscópicas, sólo hay un conjunto de líneas de desplazamiento de ida y vuelta. Las mismas matemáticas utilizadas para binarios ordinarios se pueden aplicar para deducir la masa del compañero desaparecido. El compañero podría ser muy tenue, por lo que actualmente es indetectable o enmascarado por el resplandor de su primario, o podría ser un objeto que emite poca o ninguna radiación electromagnética , por ejemplo una estrella de neutrones. En algunos casos, existe una fuerte evidencia de que el compañero que falta es en realidad un agujero negro : un cuerpo con una gravedad tan fuerte que la luz no puede escapar. Tales binarios son conocidos como binarias de rayos X de gran masa. Probablemente el ejemplo más conocido en la actualidad es Cygnus X-1, donde se cree que la masa del compañero invisible sea aproximadamente nueve veces la de nuestro Sol; muy por encima del Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (la masa teórica máxima de una estrella de neutrones, el único otro candidato probable para el acompañante). De esta manera, Cygnus X-1 se convirtió en el primer objeto que fue ampliamente aceptado como un agujero negro.
Clasificaciones
Por métodos de observación
Las estrellas binarias se clasifican en cuatro tipos según sus propiedades observables. Cualquier estrella binaria puede pertenecer a varias de estas clases; por ejemplo, varias binarias espectroscópicas también son binarias eclipsantes.
Binarios visuales
Una binaria visual estrella es una estrella binaria para que la separación angular entre los dos componentes es lo suficientemente grande para que puedan ser observados como estrella doble en un telescopio . La poder de resolución del telescopio es un factor importante en la detección de binarias visuales, y como telescopios se hacen más grandes y más potente será detectado un creciente número de binarias visuales. El brillo de las dos estrellas es también un factor importante, ya que las estrellas más brillantes son más difíciles de separar debido a su resplandor que los reguladores de intensidad son.
La estrella más brillante de una binaria visual es la estrella primaria, y el regulador se considera la secundaria En algunas publicaciones (especialmente los de más edad), una secundaria débil es el llamado viene.; si las estrellas son el mismo brillo, el descubridor "escoge" la primaria. La ángulo de posición de la secundaria con respecto a la primaria se mide, junto con la distancia angular entre las dos estrellas. También se registró el momento de la observación. Después de un número suficiente de observaciones se registran durante un periodo de tiempo, se representan gráficamente en polar coordina con la estrella primaria en el origen, y el más probable elipse se dibuja a través de estos puntos tales que la ley kepleriano de las áreas es satisfecho. Esta elipse se conoce como la elipse aparente, y es la proyección de la elíptica real órbita de la secundaria con respecto a la primaria en el plano del cielo. De esta elipse proyectado los elementos completos de la órbita se pueden calcular, con la semieje mayor se expresa en unidades angulares a menos que el paralaje estelar, y por lo tanto la distancia, del sistema se conoce.
Binarias espectroscópicas
Una estrella binaria espectroscópica es una estrella binaria en la que la separación entre las estrellas suele ser muy pequeña, y la velocidad orbital muy alta. A menos que el plano de la órbita pasa a ser perpendicular a la línea de visión, las velocidades orbitales tendrán componentes en la línea de visión y el observado la velocidad radial del sistema variará periódicamente. Como la velocidad radial se puede medir con una espectrómetro mediante la observación de la Desplazamiento Doppler de las estrellas ' líneas espectrales, los binarios detectados de esta manera se conocen como binarias espectroscópicas. La mayoría de ellas no se pueden resolver como un binario visual, incluso con los telescopios de la más alta existente poder de resolución.
En algunos binarias espectroscópicas, líneas espectrales de ambas estrellas son visibles y las líneas son alternativamente doble y una individual. Tal sistema se conoce como un binario espectroscópico de doble línea (a menudo denotado "SB2"). En otros sistemas, el espectro de una sola de las estrellas se ve y las líneas en el espectro de cambiar periódicamente hacia el azul, y luego hacia el rojo y viceversa. Estas estrellas son conocidas como binarias espectroscópicas monocapa ("SB1").
La órbita de un binaria espectroscópica se determina haciendo una larga serie de observaciones de la velocidad radial de uno o ambos componentes del sistema. Las observaciones se representan gráficamente contra el tiempo, y a partir de la curva resultante es un período determinado. Si la órbita es circular entonces la curva será un sine curva. Si la órbita es elíptica , la forma de la curva depende de la excentricidad de la elipse y la orientación del eje mayor con referencia a la línea de visión.
Es imposible determinar individualmente el semieje mayor a y la inclinación del plano de la órbita i. Sin embargo, el producto del eje semi-mayor y el seno de la inclinación (es decir, un pecado i) pueden determinarse directamente en unidades lineales (por ejemplo, kilómetros). Si A o i se pueden determinar por otros medios, como en el caso de eclipsar binarios, una solución completa para la órbita se puede encontrar.
Binarias eclipsantes
Una estrella binaria eclipsante es una estrella binaria en la que el plano de la órbita de las dos estrellas se encuentra tan cerca de la línea de visión del observador que los componentes se someten mutua eclipses. En el caso en que el binario también es una binaria espectroscópica y la paralaje del sistema es conocido, el binario es muy valiosa para el análisis estelar.
En la última década, la medición de los parámetros fundamentales binarios eclipsantes 'se ha convertido en posible con telescopios de 8 metros. Esto hace que sea posible utilizarlos como candelas estándar. Recientemente, se han utilizado para dar estimaciones directas distancia a la LMC, SMC, Galaxia de Andrómeda y Galaxia del Triángulo. Binarias eclipsantes ofrecen un método directo para medir la distancia a las galaxias a una nueva mejora de nivel de 5% de exactitud.
Binarias eclipsantes son estrellas variables, no porque la luz de los componentes individuales varían, pero a causa de los eclipses. La curva de luz de una binaria eclipsante se caracteriza por períodos de luz prácticamente constante, con caídas periódicas en intensidad. Si una de las estrellas es más grande que el otro, uno será oscurecida por un eclipse total, mientras que el otro será oscurecida por una eclipse anular.
El período de la órbita de una binaria eclipsante puede determinarse a partir de un estudio de la curva de luz, y los tamaños relativos de las estrellas individuales se puede determinar en función del radio de la órbita mediante la observación de la rapidez de los cambios de brillo como el disco de las diapositivas estrellas cerca sobre el disco de la estrella distante. Si también es un binario espectroscópico elementos orbitales también se pueden determinar, y la masa de las estrellas pueden ser determinadas con relativa facilidad, lo que significa que las densidades relativas de las estrellas se pueden determinar en este caso.
Binarios astrométricas
Una estrella binaria astrometría es una estrella binaria de las que sólo una de las estrellas componentes pueda ser observado visualmente. La posición de la estrella visible se mide y detectado tener una oscilación, debido a la influencia de la gravedad de su homólogo cuidadosamente. La posición de la estrella se mide en varias ocasiones en relación a las estrellas más distantes, y luego comprueba los cambios periódicos en la posición. Normalmente este tipo de medición sólo se puede realizar en estrellas cercanas, tales como aquellos dentro de 10 parsecs. Estrellas cercanas a menudo tienen un relativamente alto movimiento propio, por lo que aparecerá binarios astrométricas seguir un trayectoria sinusoidal a través del cielo.
Si el compañero es suficientemente masivo para causar un cambio observable en la posición de la estrella, a continuación, su presencia se puede deducir. Desde precisa mediciones astrométricas del movimiento de la estrella visible durante un período suficientemente largo de tiempo, la información sobre la masa de la compañera y su período orbital se puede determinar. A pesar de que el compañero no es visible, las características del sistema pueden ser determinadas a partir de las observaciones utilizando Kepler 's leyes .
Este método de detección de los binarios es también utilizado para localizar planetas extrasolares que orbitan una estrella. Sin embargo, los requisitos para llevar a cabo esta medición son muy exigentes, debido a la gran diferencia en la relación de masas, y el normalmente largo periodo de la órbita del planeta. La detección de los cambios de posición de una estrella es una ciencia muy exigente, y es difícil lograr la precisión necesaria. Los telescopios espaciales pueden evitar el efecto bluring de la atmósfera de la Tierra , lo que resulta en la resolución más precisa.
Por la configuración del sistema
Otra clasificación se basa en la distancia de las estrellas, en relación con su tamaño:
Binarios Independiente son una especie de estrellas binarias donde cada componente está dentro de su Lóbulo de Roche, es decir, el área donde la atracción gravitatoria de la estrella misma es mayor que la del otro componente. Las estrellas tienen ningún efecto importante sobre la otra, y esencialmente evolucionan por separado. La mayoría de los binarios pertenecen a esta clase.
Estrellas binarias terrazas son estrellas binarias donde uno de los componentes llena Roche lóbulo de la estrella binaria y el otro no. El gas de la superficie de la componente de relleno lóbulo de Roche (donante) se transfiere a la otra, acreción estrella. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En muchos casos, el gas entrante forma una disco de acreción alrededor del acreciente. Ejemplos de este tipo son Binarias de rayos X y Estrellas variables cataclísmicas.
Un binario de contacto es un tipo de estrella binaria en la que ambos componentes de la binaria llenan sus lóbulos de Roche. La parte superior de la atmósferas estelares forma una envoltura común que rodea a ambas estrellas. Como la fricción de los frenos del sobre la movimiento orbital, las estrellas pueden llegar a fusionarse.
Evolución estelar binario
Formación
Si bien no es imposible que algunos binarios pueden ser creados a través de la captura gravitatoria entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de tal evento (son realmente necesarios tres objetos, como la conservación de las normas de energía fuera un solo cuerpo gravitando capturar otra) y la alto número de binarios, esto no puede ser el proceso de formación primaria. Además, la observación de los binarios que consiste en pre estrellas de secuencia principal, apoya la teoría de que los binarios ya están formados durante la formación de estrellas. La fragmentación de la nube molecular durante la formación de protoestrellas es una explicación aceptable para la formación de un sistema estelar binario o múltiple.
El resultado de la problema de los tres cuerpo, donde las tres estrellas son de masa comparable, es que con el tiempo una de las tres estrellas serán expulsados del sistema y, suponiendo que no hay otras perturbaciones significativas, los dos restantes formarán un sistema binario estable.
La transferencia de masa y de acreción
Como un principales aumentos secuencia estrellas en tamaño durante su evolución, es posible que en algún momento superar su Lóbulo de Roche, lo que significa que algunas de sus empresas de materia en una región donde la fuerza gravitacional de su estrella compañera es más grande que su propia. El resultado es que la materia se transferirá de una estrella a otra a través de un proceso conocido como Roche lóbulo de desbordamiento (RLOF), ya sea siendo absorbida por impacto directo o por medio de una disco de acreción. La matemática punto por el que pasa esta transferencia se llama la primera Punto de Lagrange. No es raro que el disco de acreción es el (y por lo tanto a veces la única visible) elemento brillante de una estrella binaria.
Si una estrella crece fuera de su lóbulo de Roche demasiado rápido para todos abundante materia sea transferida a otro componente, también es posible que la materia será abandonar el sistema a través de otros puntos de Lagrange o como viento estelar, por lo tanto se pierde eficacia a ambos componentes. Dado que la evolución de una estrella está determinada por su masa, el proceso influye en la evolución de los dos compañeros, y crea escenarios que no pueden ser alcanzados por un solo estrellas .
Estudios de la ternario eclipsando Algol condujo a la Algol paradoja en la teoría de la evolución estelar: aunque los componentes de una forma de la estrella binaria, al mismo tiempo, y las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas, se observó que el componente más masivo Algol A es todavía en el secuencia principal, mientras que la menos masiva Algol B es una estrella subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoja se puede resolver transferencia de masa: cuando la estrella más masiva se convirtió en un subgigante, llenó su Lóbulo de Roche, y la mayoría de la masa fue transferida a la otra estrella, que todavía está en la secuencia principal. En algunos binarios similares a Algol, un flujo de gas puede ser vista.
Runaways y novas
También es posible para los binarios ampliamente separadas perder el contacto gravitacional uno con el otro durante su vida, como resultado de las perturbaciones externas. Los componentes a continuación, pasar a evolucionar como estrellas individuales. Un primer encuentro entre dos sistemas binarios también puede resultar en la interrupción de la gravedad de ambos sistemas, con algunas de las estrellas que está siendo expulsado a altas velocidades, lo que lleva a estrellas fugitivas.
Si una enana blanca tiene una estrecha estrella compañera que desborda su Lóbulo de Roche, la enana blanca acrecentará constantemente los gases de la atmósfera exterior de la estrella. Estos se compactan en la superficie de la enana blanca por su intensa gravedad, comprime y se calienta a temperaturas muy altas como material adicional se dibuja en. La enana blanca se compone de materia degenerada, y así es en gran medida insensible al calor, mientras que el hidrógeno no es acreción. La fusión del hidrógeno puede ocurrir de una manera estable en la superficie a través de la Ciclo CNO, haciendo que la enorme cantidad de energía liberada por este proceso para hacer estallar los gases restantes de distancia de la superficie de la enana blanca. El resultado es una explosión extremadamente brillante de la luz, conocido como nova.
En casos extremos, este evento puede causar la enana blanca exceda el Límite de Chandrasekhar y desencadenar una supernova que destruye toda la estrella, y es otra causa posible para los fugitivos. Un ejemplo famoso de tal evento es la supernova SN 1572, que fue observado por Tycho Brahe. El Telescopio Espacial Hubble tomó recientemente una foto de los restos de este evento.
Uso en astrofísica
Los binarios proporcionan el mejor método para los astrónomos determinar la masa de una estrella distante. La atracción gravitatoria entre ellos hace que orbitar alrededor de su centro de masa común. A partir del patrón orbital de un binario visual, o la variación de tiempo del espectro de una binaria espectroscópica, la masa de sus estrellas puede ser determinada. De esta manera, la relación entre la aparición de una estrella ( temperatura y radio) y su masa se pueden encontrar, que permite la determinación de la masa de los no binarios.
Debido a que una gran proporción de estrellas existen en sistemas binarios, binarios son particularmente importantes para nuestra comprensión de los procesos por los cuales se forman las estrellas. En particular, el plazo y las masas del binario nos dicen acerca de la cantidad de momento angular en el sistema. Debido a que este es un cantidad conservada en la física , los binarios nos dan pistas importantes sobre las condiciones en que se formaron las estrellas.
En un sistema binario, la estrella más masiva se designa generalmente 'A', y su compañero de 'B'. Así, la brillante estrella de secuencia principal de la Sirius sistema es Sirius A, mientras que la más pequeña enana blanca es miembro de Sirius B. Sin embargo, si el par está muy ampliamente separados, que pueden ser designados con superíndices como con Zeta Reticuli (ζ 1 Ret y ζ 2 Ret).
Resultados de la investigación
Se cree que hasta un setenta y cinco por ciento de todas las estrellas están en sistemas binarios, con nada menos que el 10% de estos sistemas que contienen más de dos estrellas (triples, cuádruples, etc.).
Existe una correlación directa entre la período de revolución de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita, con los sistemas de período corto que tiene menor excentricidad. Las estrellas binarias pueden encontrarse con cualquier separación concebible, a partir de pares que orbitan tan estrechamente que están prácticamente en contacto unos con otros, a los pares de modo separado a distancia que su conexión se indica sólo por su común movimiento propio a través del espacio. Entre los sistemas de estrellas binarias gravitacional limitados, existe una llamada log distribución normal de los períodos, con la mayoría de estos sistemas que orbitan con un período de aproximadamente 100 años. Esto se evidencia que apoya la teoría de que los sistemas binarios se forman durante la formación de estrellas.
En parejas donde las dos estrellas son de igual brillo, que también son de la misma tipo espectral. En los sistemas en los brillos son diferentes, la estrella más débil es más azul si la estrella más brillante es una gigante estrella, y más rojo si la estrella más brillante pertenece a la secuencia principal.
Puesto que la masa se puede determinar sólo de atracción gravitacional, y las únicas estrellas (con la excepción del Sol , y estrellas gravitacionalmente lensed-), para el que este se puede determinar son estrellas binarias, estos son una clase única importante de estrellas. En el caso de una estrella binaria visual, después de la órbita y la paralaje estelar del sistema ha sido determinada, la masa combinada de las dos estrellas se puede obtener mediante una aplicación directa de la ley armónica de Kepler .
Desafortunadamente, es imposible obtener la órbita completa de una binaria espectroscópica a menos que también es un visual o un binaria eclipsante, por lo que a partir de estos objetos sólo una determinación del producto conjunto de la masa y el seno del ángulo de inclinación con respecto a la línea de de la vista que es posible. En el caso de las binarias eclipsantes que también son binarias espectroscópicas, es posible encontrar una solución completa para las especificaciones (masa, densidad , tamaño, luminosidad, y la forma aproximada) de ambos miembros del sistema.
Los planetas alrededor de estrellas binarias
La ciencia ficción a menudo ha contado con los planetas de las estrellas binarias o ternarias como un ajuste. En realidad, algunos rangos orbitales son imposibles por motivos dinámicos (el planeta sería expulsado de su órbita de forma relativamente rápida, siendo ya sea expulsada del sistema completo o transferido a un rango orbital más interior o exterior), mientras que otras órbitas presentan serios desafíos para la eventual biosferas debido a las variaciones extremas probables en la temperatura superficial durante las diferentes partes de la órbita. Los planetas que orbitan una sola estrella en un par binario se dice que tienen órbitas "tipo S", mientras que aquellos que orbitan alrededor de ambas estrellas tienen "tipo P" o "órbitas circumbinarios". Se estima que el 50-60% de las estrellas binarias son capaces de soportar planetas terrestres habitables dentro de los intervalos orbitales estables.
Las simulaciones han demostrado que la presencia de una compañera binaria puede realmente mejorar la tasa de formación de planetas en zonas orbitales estables por "agitar" el disco protoplanetario, el aumento de la tasa de acreción de los protoplanetas dentro.
La detección de planetas en torno a múltiples sistemas estelares presenta dificultades técnicas adicionales, que pueden ser por eso que es raro encontrar una. Los ejemplos incluyen PSR B1620-26c y HD 188753 Ab, siendo este último el único planeta conocido en un sistema ternario a partir de 2006.
Ejemplos de estrellas múltiples
La gran distancia entre los componentes, así como su diferencia en el color, hacen Albireo uno de los más fáciles binarias visuales observables. El miembro más brillante, que es la tercera estrella más brillante del constelación Cygnus, es en realidad una misma cerca binario. También en la constelación del Cisne es Cygnus X-1, una Fuente de rayos X considera que es un agujero negro . Es un de alta masa binaria de rayos X, con la contraparte óptica ser una estrella variable. Otro famoso binario es Sirio , la estrella más brillante en el cielo nocturno, con un visual magnitud aparente de -1,46. Se encuentra en la constelación Canis Major. En 1844 Friedrich Bessel deduce que Sirius era un binario. En 1862 Alvan Graham Clark descubrió el compañero (Sirio B; la estrella visible es Sirio A). En 1915 los astrónomos del Observatorio Monte Wilson determinó que Sirio B era una enana blanca , el primero en ser descubierto. En 2005, utilizando el Telescopio Espacial Hubble , los astrónomos determinaron Sirio B para ser 12.000 kilometros de diámetro, con una masa que es el 98% del Sol .
Un ejemplo de una binaria eclipsante es Epsilon Aurigae en la constelación Auriga. El componente visible pertenece a la F0 clase espectral, el otro (eclipse) componente no es visible. El próximo eclipse de ocurre desde 2009-2011 y se espera que las extensas observaciones que probablemente se llevan a cabo pueden dar más conocimientos sobre la naturaleza de este sistema. Otra binaria eclipsante es Beta Lyrae, que es un sistema binario de estrellas de contacto en la constelación de Lyra. Sus dos estrellas componentes son lo suficientemente cerca para que el material de la fotosfera de cada se tira hacia el otro, dibujo las estrellas en una forma elipsoide. Beta Lyrae es el prototipo de esta clase de binarias eclipsantes, cuyos componentes están tan juntos que se deforman por su gravitación mutua.
Otros binarios interesantes incluyen 61 Cygni (un binario en la constelación Cygnus, compuesto por dos Clase K (naranja) estrellas de secuencia principal, 61 Cygni A y 61 Cygni B, que es conocida por su gran movimiento propio), Procyon (la estrella más brillante en la constelación Can Menor y la octava estrella más brillante del cielo nocturno, que es un binario que consiste en la estrella principal, con un tenue enana blanca compañera), SS Lacertae (una binaria eclipsante que detuvo eclipsando), V907 Sco (una binaria eclipsante que se detuvo, reiniciado, luego se detuvo de nuevo) y BG Geminorum (una binaria eclipsante que se cree que contiene un agujero negro con una estrella K0 en órbita alrededor de ella).
Algol es el más famoso ternario (tiempo piensa que es un binario), situada en la constelación Perseo. Dos componentes del sistema de eclipsan entre sí, la variación en la intensidad de Algol primero que se está grabando en 1670 por Geminiano Montanari. El nombre Algol significa "estrella demonio" (del árabe الغول al-Ghul), lo que probablemente fue dado debido a su peculiar comportamiento. Otra ternario es visible Alfa Centauri, en la constelación austral de Centaurus, que contiene el estrella cuarta más brillante en el cielo de la noche, con un magnitud visual aparente de -0,01. Este sistema también pone de relieve el hecho de que los binarios no tienen por qué ser descontados en la búsqueda de planetas habitables. Centauri A y B tienen un 11 AU distancia en su máxima aproximación, y ambos deben tener zonas habitables estables.
También hay ejemplos de sistemas ternarios más allá de: Castor es un sistema estelar séxtuple, que es la segunda estrella más brillante de la constelación Géminis y una de las estrellas más brillantes en el cielo nocturno. Astronómicamente, Castor se descubrió que era una binaria visual en 1719. Cada uno de los componentes de Castor es en sí una binaria espectroscópica. Castor también tiene un compañero débil y muy distantes entre sí, que es también una binaria espectroscópica.
