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Statistics Of Multiple Stars

Published online by Cambridge University Press:  22 February 2018

A. Tokovinin
A. Tokovinin*
Affiliation:
Cerro Tololo Inter-American Observatory, Chile

Abstract

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The statistics of stellar systems of multiplicity three and higher is reviewed. They are frequent, 0.15−0.25 of all stellar systems. Some 700 multiples are expected among the 3383 stars of spectral type F, G, and K within 50 pc, while only 76 of them are actually known. Many (if not all) close binaries have distant tertiary components, indicating that angular momentum exchange within multiple systems was probably critical in forming short-period binaries. The ratio of outer to inner periods in the best-studied nearby multiples and in low-mass pre-main sequence multiples does not exceed 104 at the formation epoch; larger ratios are produced by subsequent orbital evolution. All multiples with well-defined orbits are dynamically stable, the eccentricities of outer orbits obey the empirical stability limit Pout(1 – eout)3/Pin > 5 that is more strict than current theoretical limits. Relative orientation of orbits in triple stars shows some degree of alignment, especially in weakly-hierarchical systems. The statistics support the idea that most multiple stars originated from dynamical interactions in small clusters.

Resumen

Resumen

Se reseñan las propiedades estadísticas de los sistemas estelares de multiplicidad tres o mayor. Comprenden el 0.15 − 0.25 del total de los sistemas. Se espera que existan 700 múltiples entre las 3383 estrellas de tipos espectrales F, G y K más cercanas que 50 pc, pero sólo se conocen 76. Muchas de las binarias cerradas (y quizás todas) tienen componentes terciarias distantes, lo que indica que la transferencia de momento angular en los sistemas múltiples fue probablemente decisiva para la formación de binarias de corto período. El cociente entre el período largo y el corto en las múltiples major estudiadas y en las múltiples de baja masa pre-secuencia principal no excede 104 en la época de formación estelar; los cocientes mayores que 104 se producen por la evolución orbital subsecuente. Todas las múltiples conocidas con órbitas bien definidas son dinámicamente estables, y las excentricidades de las órbitas externas cumplen con el criterio empírico de estabilidad Pext(1 eext)3/-Pint > 5, el cual es más estricto que los límites teóricos actualmente aceptados. La orientación relativa de las órbitas en las estrellas triples muestra cierto grado de alineamiento, especialmente en los sistemas débilmente jerárquicos. Las estadísticas apoyan la idea de que la mayoría de las multiples se originaron por interacciones dinámicas en cúmulos pequeños.

Keywords

BinariesGeneral — StarsFormation — StarsPre-Main Sequence
Type
Observational properties and Statistics of Binary Stars in the Field
Information
International Astronomical Union Colloquium , Volume 191: The Environment and Evolution of Double and Multiple Stars , August 2004 , pp. 7 - 14
Copyright
Copyright © Instituto de Astronomia – Mexico 2004

References

Bate, M.R., Bonneil, I.A., & Bromm, V. 2002, MNRAS, 336, 705 Google Scholar
Batten, A.H., Fletcher, J.M., & MacCarthy, D.G. 1989, Publ. DAO, 17 Google Scholar
Carquillat, J.-M., Ginestet, N., Prieur, J.-L., & Udry, S. 2002, MNRAS, 336, 1043 Google Scholar
Covino, E., Melo, C., Alcalá, J.M., Torres, G., Fernández, M., Frasca, A., & Paladino, R. 2001, A&A, 375, 130 Google Scholar
Duquennoy, A. & Mayor, M. 1991, A&A, 248, 485 Google Scholar
ESA, 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues. ESA SP-1200.Google Scholar
Kiseleva, L.G., Eggleton, P.P., & Mikkola, S. 1998, MNRAS, 200, 292 CrossRefGoogle Scholar
Köhler, R., Kunkel, M., Leinert, C., & Zinnecker, H. 2000, A&A, 356, 541 Google Scholar
Mardling, R.A. & Aarseth, S.J. 2002, MNRAS, 321, 398 (MA02)Google Scholar
Preibisch, T., Balega, Y.Y., Schertl, D., & Weigelt, G. 2002, A&A, 392, 945 Google Scholar
Reipurth, B. 2000, AJ, 120, 3177 CrossRefGoogle Scholar
Shatsky, N. 2001, A&A, 380, 238 Google Scholar
Sterzik, M.F. & Durisen, R.H. 1998, A&A, 339, 95 Google Scholar
Sterzik, M.F. & Tokovinin, A.A. 2002, A&A, 384, 1030 (ST02)Google Scholar
Sterzik, M.F., Tokovinin, A.A., & Shatsky, N.I. 2003, in ASP Conf. Ser, “Galactic Star Formation Across the Stellar Mass Spectrum”, eds. DeBuizer, J. & van den Bliek, N. (San Francisco: ASP), in pressGoogle Scholar
Tokovinin, A.A. 1997a, A&AS, 124, 75 Google Scholar
Tokovinin, A.A. 1997b, Astron. Lett., 23, 727 Google Scholar
Tokovinin, A. 2001, in ASP Conf. Ser., “The Formation of Binary Stars,” Proc. IAU Symp. 200, eds. Zinnecker, H. & Mathieu, R.D. (San Francisco: ASP), 84 Google Scholar
Tokovinin, A.A. & Smekhov, M.G. 2002, A&A, 382,118 Google Scholar
Tokovinin, A.A., Balega, Y.Y., Pluzhnik, E.A., Shatsky, N.I., Gorynya, N.A., & Weigelt, G.P. 2003, A&A, submittedGoogle Scholar
Valtonen, M.J. 1998, A&A, 334, 169 Google Scholar
Zinnecker, H. & Mathieu, R.D., eds. 2001, “The Formation of Binary Stars”, Proc. IAU Symp. 200 (San Francisco: ASP)Google Scholar
Zuckerman, B. Webb, R.A., Becklin, E.E., McLean, I.S., & Malkan, M.A. 1997, AJ, 114, 805 Google Scholar