Dynamique

Théoriquement, la modélisation d'un système d'étoiles multiples est plus complexe que celle d'un système binaire, du fait que le système dynamique concerné, le problème à N corps, peut mettre en évidence des comportements chaotiques. De nombreuses configurations de petits groupes d'étoiles s'avèrent instables, lorsqu'une étoile se rapproche incidemment très près d'une autre, et qu'elle est accélérée jusqu'à être éjectée du système^[7]. Cette instabilité peut être évitée si le système est ce que David S. Evans a baptisé hiérarchique^[8]. Dans un système hiérarchique, les étoiles du système peuvent être divisées en deux groupes plus petits, chacun d'entre eux parcourant une grande orbite autour du centre de masse du système. Chacun de ces groupes plus petits doit lui-même être hiérarchique, ce qui signifie qu'ils doivent être divisés entre des sous-groupes plus petits, qui eux-mêmes sont hiérarchiques, et ainsi de suite. Dans ce cas, le mouvement des étoiles continuera d'approximer des orbites képlériennes stables autour du centre de masse du système^[9] à la différence de la dynamique plus complexe des grands nombres d'étoiles des amas stellaires et des galaxies.

Vue d'artiste des orbites de HD 188753, un système stellaire triple hiérarchique.

Observation

La plupart des systèmes stellaires multiples connus sont des systèmes triples. Pour de plus grands multiples, le nombre de systèmes observés décroît exponentiellement comme croît le multiple^[10]. Par exemple, dans la révision de 1999 du Catalogue de Tokovinine^[5] des étoiles multiples physiques, 551 des 728 systèmes décrits sont triples. Cependant, du fait des effets de sélection notre connaissance de ces statistiques est très incomplète^[11].

À cause de l'instabilité dynamique déjà mentionnée, les systèmes triples sont souvent hiérarchiques : ils contiennent une paire d'étoiles proches liée à un compagnon plus éloigné. Les systèmes avec des multiplicités supérieures sont en général hiérarchiques également^[10]. On connaît des systèmes ayant jusqu'à sept^[12] étoiles : par exemple Castor (α Geminorum), qui comprend une paire binaire à une orbite relativement distante de deux autres paires binaires plus proches^[13]. ADS 9731 est un autre système sextuple connu qui comprend une paire de systèmes triples, chacun d'entre eux étant une binaire spectroscopique en orbite avec une étoile simple^[14].

Binaire

• α CMa (α Canis Majoris ou Sirius), une étoile binaire composée d'une étoile de type A de la séquence principale et d'une naine blanche.
• ε Aur (Epsilon Aurigae), une binaire à éclipses.

Triple

• Polaris, l'étoile polaire, est un système stellaire triple dans lequel l'étoile compagnon proche est extrêmement rapprochée de l'étoile principale (tellement qu'elle n'était connue que par son attraction gravitationnelle sur Polaris A jusqu'à ce qu'elle soit photographiée par le Télescope spatial Hubble en 2006).
• α Cen (α Centauri) est une étoile triple composée d'une paire principale de naines jaunes (α Cen A et α Cen B), et une naine rouge excentrée, Proxima Centauri. A et B sont des binaires physiques, avec une orbite excentrique dans lesquelles A et B peuvent se rapprocher jusqu'à 11 ua ou s'éloigner jusqu'à 36 ua. Proxima est beaucoup plus loin (~15000 ua) de A et B qu'elles ne le sont l'une de l'autre. Bien que cette distance soit toujours petite en regard des autres distances interstellaires, on peut se demander si Proxima est bien liée gravitationnellement à A et B^[15].
• HD 188753 est un système stellaire triple situé approximativement à 149 années-lumière de la Terre dans la constellation du Cygne. Le système se compose de HD 188753A, une naine jaune, de HD 188753B, une naine orange et de HD 188753C, une naine rouge. B et C orbitent l'une autour de l'autre en 156 jours, et, en groupe, orbitent autour de A en 25,7 ans.
• HR 9038 est un système stellaire triple situé approximativement à 35 années-lumière de la Terre dans la constellation de Céphée.

Quadruple

• 4 Centauri^[16]
• Mizar est souvent présentée comme ayant été la première étoile binaire découverte quand elle a été observée en 1650 par Giovanni Battista Riccioli^[17],[18] mais elle a probablement été observée plus tôt, par Benedetto Castelli et Galilée. Ultérieurement, la spectroscopie de ses composants Mizar A et B révéla qu'elles étaient elles-mêmes chacune des binaires^[19].
• Mu Draconis^[20]
• HD 98800
• Kepler-64

Quintuple

• Beta Capricorni (Dabih)^[21]
• Epsilon Hydrae^[22]
• Zeta Cancri^[23]
• Xi Ursae Majoris^[24]
• Iota Cassiopeiae^[25]
• E1213/E1234^[26]
• 1SWASP J093010.78+533859.5 (J093010)^[27]
• KIC 4150611^[26]
• HD 181469^[26]
• HD 27638^[26]
• HD 155448^[26]
• 14 Aurigae^[26]
• Zeta Coronae Borealis^[28]
• Sigma Coronae Borealis^[26]
• GG Tauri^[26]
• HIP 28790/28764^[26]
• HIP 64478^[26]
• V994 Herculis^[26]

Sextuple

• Castor^[13]
• ADS 9731^[14]
• Acrux^[29]
• 59 Serpentis^[30]

Septuple

• Nu Scorpii^[31]
• AR Cassiopeiae^[32]