Un sistema estelar es un grupo de estrellas (y posiblemente otros cuerpos más pequeños, tales como planetas o planetoides) que orbitan entre sí. Aunque sea una definición similar a la del grupo de estrellas, el término se utiliza generalmente para describir un grupo de pocas estrellas, por lo general dos o tres, dando valor a la influencia gravitatoria que tienen unas sobre otras.

Un sistema estelar tiene un centro definitivo al cual las estrellas del sistema orbitan, y un comportamiento orbital bien delineado.

Los sistemas binarios y múltiples son comunes en el Universo, resultado de la formación estelar en múltiples sistemas, tanto como en estrellas individuales, tal como el Sol, de acuerdo con las observaciones.

Las estrellas de los múltiples sistemas se orbitan entre sí mutuamente, y se mueven en torno a su centro de masa, debido a la interacción gravitacional, un efecto que puede ser observado en los cambios de sus posiciones relativas y velocidades radiales, y están más o menos a la misma distancia del Sistema Solar.

Aunque el catálogo de Messier hubiese sido hecho con el propósito de enumerar apenas objetos nebulosos que pudiesen ser confundidos con cometas, que hoy sabemos cúmulos, nebulosas o galaxias, los sistemas dobles o múltiples, ciertamente no encajan en estas categorías.

Incluso así, se sabe de dos objetos de Messier que, sin embargo, están listados: M40 y M73. Estas entradas eran más anotaciones posicionales. En el caso de M40 fue un error de Hevelius que registró una nebulosa no existente, y en el caso de M73, Messier tuvo la impresión de ver una nebulosa por detrás de sus cuatro estrellas.

Sistemas binarios

Históricamente, Ptolomeo fue el primero en observar las estrellas dobles, que describió como Eta Sagittarii como tal objeto. El término ‘estrella binaria’ aparentemente fue aparentemente introducido por William Herschel en 1802 para designar ‘una estrella doble real – la unión de dos estrellas que forman un sistema por las leyes de la atracción’. Cualquier par de estrellas observadas, cerca de la otra, forman una estrella doble, siendo Mizar la más famosa en la Osa Mayor.

Lo más probable, sin embargo, es que esta estrella doble sea una estrella más próxima y otra más distante que apenas ‘parecer’ estar juntas – las dos estrellas están, en realidad, bien distantes entre sí pero que por casualidad se encuentran casi en la misma dirección visto desde nuestra perspectiva. Tales ‘binarios falsos’ tienen el nombre de binarios ópticos.

Con la invención del telescopio, se descubrieron muchos de esos objetos engañosos. Herschel, en 1780, midió las separaciones y orientaciones de más de 700 pares que parecían ser sistemas binarios y descubrió que cerca de 50 habían cambiado de orientación a lo largo de dos décadas de observación.

Los sistemas binarios en los que las estrellas orbitan alrededor de un punto común son entonces llamados binarios visuales. En otros casos, la única indicación binaridad se obtiene por el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales. Estos sistemas, conocidos como binarios espectroscópicos consisten en relativamente pares estelares próximos cuyo plano orbital se encuentra sustancialmente inclinado en relación al plano de la esfera celeste, tal como las líneas espectrales de ambas estrellas son vistas cambiando regularmente para el azul y después para el rojo, a medida que orbitan hacia el frente y hacia atrás. Si el plano orbital fuese casi perpendicular al plano de la esfera celeste, para dos estrellas ocultarse mutuamente, tenemos un binario eclipsante.

Los científicos también encontraron que algunas estrellas parecen orbitar un espacio vacío. Las binarias astrmétricas, por ejemplo, son estrellas relativamente próximas vistas oscilando en torno a un punto, sin compañera visible. Con algunos binarios espectroscópicos, existe apenas un conjunto de líneas moviéndose. Los mismos argumentos para binarios vulgares pueden ser usados para medir la masa de la compañera. Esta puede ser muy tenue, actualmente indetectable o pérdida en el brillo de la estrella primaria, o hasta puede ser un objeto que no brilla en el visible, tal como una estrella de neutrones.

Fig. 1 Impresión artística de Cygnus X-1, un binario de rayos X

A veces, la evidencia indica fuertemente la presencia de un agujero negro. Tal vez el mejor ejemplo es Cygnus X-1, donde la masa del compañero invisible es aproximadamente nueve veces la masa del Sol – muy por encima de la masa máxima para una estrella de neutrones, el otro candidato para la compañera.

Los binarios son particularmente cruciales como uno de los principales métodos por los cuales los astrónomos pueden medir directamente la masa de una estrella distante. La fuerza gravitacional entre las estrellas individuales de un binario hace que una orbite a otra. A partir de un patrón orbital del binario visual, o de la variación del tiempo del espectro de un binario espectroscópico, la masa de sus estrellas pueden por eso ser determinadas.

Como la mayoría de las estrellas viven en sistemas binarios, que son particularmente importantes para la comprensión de los procesos por los cuales se forman las estrellas. En particular, el período y masas del binario puede decirnos el momento angular del sistema. Dado que el momento angular es una cantidad conservada en la Física, los binarios nos proporcionan pistas importantes acerca de las condiciones iniciales durante la formación de las estrellas.

Los sistemas binarios son estables en ausencia de influencia de fuerzas externas.

Sistemas triples

Un sistema estelar con tres estrellas es conocido como un sistema triple o estrella triple. Estos sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, posiblemente resultando en la eyección de una o más estrellas

En general, los científicos tienen más dificultades para modelar este tipo de sistemas que los binarios debido a su naturaleza caótica.

Los sistemas triples tienen generalmente un binario próximo y una compañera orbital más distante. Ejemplos de sistemas triples son Alpha Centauri y P126.

En la gran constelación austral de Centaurus, que implica casi totalmente la Cruz del Sur, encontramos la tercera estrella más brillante del cielo nocturno – la Alpha Centauri, conocida, también, por los nombres propios de Tolimán y Rigil Kentaurus (el Pie del Centauro).

Es el sistema estelar más cercano al Sol y fue la tercera estrella en tener su distancia anunciada (T. Henderson, 1839).

Fig. 2 – Comparación entre los tamaños de las componentes del sistema Alpha Centauri ABC y el Sol

En la Figura 2, se puede ver este sistema de tres estrellas, la estrella designada por la letra C tiene la distinción de ser la estrella más cercana al Sol, con 4,2 años luz de distancia. Su nombre es PROXIMA CENTAURI (sin acento).

Sistemas cuádruples

Los sistemas cuádruples por lo general tienen dos próximos binarios cuyos centros orbitan alrededor de otro centro común.

Varios ejemplos de sistemas binarios: Albireo, Sirius, Procyon, Alpha Centauri (triple).

Ejemplos de sistemas superiores o iguales a cuatro estrellas son: Alcíone, Mizar, Lyra.