HTML Microdata document

This HTML5 document contains 496 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

Prefix	IRI
dbpedia-fr	http://fr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-la	http://la.dbpedia.org/resource/
dbr	http://dbpedia.org/resource/
n51	http://su.dbpedia.org/resource/
dbpedia-no	http://no.dbpedia.org/resource/
dbpedia-uk	http://uk.dbpedia.org/resource/
n54	http://jv.dbpedia.org/resource/
yago	http://dbpedia.org/class/yago/
n73	http://pa.dbpedia.org/resource/
foaf	http://xmlns.com/foaf/0.1/
dbpedia-et	http://et.dbpedia.org/resource/
dbpedia-el	http://el.dbpedia.org/resource/
n48	https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-ro	http://ro.dbpedia.org/resource/
n43	http://my.dbpedia.org/resource/
dbp	http://dbpedia.org/property/
n68	http://www.ianridpath.com/
n6	http://astroclub.tau.ac.il/ephem/VisualDoubleStars/
n46	http://uz.dbpedia.org/resource/
n40	http://ta.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nn	http://nn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-zh	http://zh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-it	http://it.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ca	http://ca.dbpedia.org/resource/
wikipedia-en	http://en.wikipedia.org/wiki/
dbpedia-pl	http://pl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-id	http://id.dbpedia.org/resource/
dbpedia-pnb	http://pnb.dbpedia.org/resource/
dbpedia-es	http://es.dbpedia.org/resource/
rdf	http://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
dbpedia-ar	http://ar.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ga	http://ga.dbpedia.org/resource/
n9	http://ml.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hr	http://hr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-th	http://th.dbpedia.org/resource/
dbpedia-is	http://is.dbpedia.org/resource/
rdfs	http://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
dbpedia-io	http://io.dbpedia.org/resource/
prov	http://www.w3.org/ns/prov#
dbpedia-de	http://de.dbpedia.org/resource/
dbpedia-da	http://da.dbpedia.org/resource/
n94	http://lv.dbpedia.org/resource/
n76	http://ast.dbpedia.org/resource/
dbpedia-lb	http://lb.dbpedia.org/resource/
dbpedia-gl	http://gl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ms	http://ms.dbpedia.org/resource/
n31	http://hy.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hu	http://hu.dbpedia.org/resource/
n97	http://hi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cs	http://cs.dbpedia.org/resource/
dbpedia-he	http://he.dbpedia.org/resource/
n99	https://web.archive.org/web/20180910000526/http:/hubblesite.org/news/
dct	http://purl.org/dc/terms/
dbpedia-tr	http://tr.dbpedia.org/resource/
n64	http://ht.dbpedia.org/resource/
dbpedia-be	http://be.dbpedia.org/resource/
dbo	http://dbpedia.org/ontology/
n66	http://d-nb.info/gnd/
owl	http://www.w3.org/2002/07/owl#
n49	http://chandra.harvard.edu/xray_sources/
dbpedia-ko	http://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kk	http://kk.dbpedia.org/resource/
n89	http://lt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fi	http://fi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fa	http://fa.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sl	http://sl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sh	http://sh.dbpedia.org/resource/
dbt	http://dbpedia.org/resource/Template:
dbpedia-oc	http://oc.dbpedia.org/resource/
n65	http://www.aavso.org/
dbpedia-pt	http://pt.dbpedia.org/resource/
n52	https://web.archive.org/web/20081215092336/http:/ad.usno.navy.mil/wds/
dbpedia-ja	http://ja.dbpedia.org/resource/
n35	http://kn.dbpedia.org/resource/
wikidata	http://www.wikidata.org/entity/
dbpedia-sw	http://sw.dbpedia.org/resource/
gold	http://purl.org/linguistics/gold/
n83	http://gu.dbpedia.org/resource/
dbpedia-simple	http://simple.dbpedia.org/resource/
xsdh	http://www.w3.org/2001/XMLSchema#
dbpedia-af	http://af.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sk	http://sk.dbpedia.org/resource/
n14	http://bs.dbpedia.org/resource/
n93	http://tt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nds	http://nds.dbpedia.org/resource/
dbpedia-bg	http://bg.dbpedia.org/resource/
n4	http://dbpedia.org/resource/File:
n79	http://ky.dbpedia.org/resource/
n7	http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
dbpedia-ru	http://ru.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sv	http://sv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mk	http://mk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-commons	http://commons.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sr	http://sr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nl	http://nl.dbpedia.org/resource/
n91	http://bn.dbpedia.org/resource/
freebase	http://rdf.freebase.com/ns/
dbpedia-vi	http://vi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eu	http://eu.dbpedia.org/resource/
dbc	http://dbpedia.org/resource/Category:

Statements

Subject Item: dbr:Binary_star
rdf:type: owl:Thing yago:CelestialBody109239740 yago:Star109444100 yago:WikicatBinaryStars yago:Object100002684 yago:WikicatSpectroscopicBinaries yago:PhysicalEntity100001930 yago:Whole100003553 yago:BinaryStar109221070 yago:WikicatSemidetachedBinaries yago:WikicatEclipsingBinaries yago:WikicatAstrometricBinaries yago:NaturalObject100019128
rdfs:label: Étoile binaire Étoile double Estrella doble نجم مزدوج 쌍성 Estrella binària Estrela binária Binary star Dvojhvězda Estrella binaria 雙星 Estrela dupla Διπλός αστέρας Déréalta Dubbelstjärna 이중성 二重星 Подвійні зорі نجم ثنائي Gwiazda podwójna Dubbelster Doppelstern Izar bikoitz 聯星連星 Estrella doble (astronomía) Stella binaria Izar bitar Оптически-двойная звезда Двойная звезда Bintang biner
rdfs:comment: A binary star is a system of two stars that are gravitationally bound to and in orbit around each other. Binary stars in the night sky that are seen as a single object to the naked eye are often resolved using a telescope as separate stars, in which case they are called visual binaries. Many visual binaries have long orbital periods of several centuries or millennia and therefore have orbits which are uncertain or poorly known. They may also be detected by indirect techniques, such as spectroscopy (spectroscopic binaries) or astrometry (astrometric binaries). If a binary star happens to orbit in a plane along our line of sight, its components will eclipse and transit each other; these pairs are called eclipsing binaries, or, together with other binaries that change brightness as they orbit Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común. Estudios recientes sugieren que un elevado porcentaje de las estrellas son parte de sistemas de al menos dos astros. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri. En astronomía, se denomina estrella doble a dos estrellas que parecen muy próximas vistas desde la Tierra. Existen dos tipos de estrellas dobles: * Estrellas binarias, cuando las dos estrellas se encuentran próximas en el espacio y se encuentran gravitacionalmente unidas. La mayoría de estrellas son estrellas binarias. * Estrellas dobles ópticas, cuando realmente las estrellas no están próximas en el espacio y no existe un vínculo gravitatorio entre ellas. Astronomian izar bikoitz Lurretik ikusita elkarrengandik oso gertu diruditen bi izarri deritze. Bi izar bikoitz mota daude: * Izar bitar bisualak: izarrak espazioan elkarrengandik oso gertu daudenean eta grabitatearen bidez lotuta daudenean. * Izar bikoitz optikoak: izarrak elkarrengandik hurbil ez daudenean eta beraz euren artean grabitate loturarik ez dagoenean. Una estrella doble són dues estrelles tals que, vistes des de la Terra a ull nu, es troben tan pròximes entre si que semblen una única estrella. Hi ha dos tipus d'estrelles dobles: * Si la proximitat entre les dues estrelles és només aparent, deguda a un efecte de perspectiva, però en realitat es troben separades per una gran distància de manera que no hi ha cap relació física entre si, s'anomenen dobles òptiques o binàries òptiques. * D'altra banda, si les dues estrelles estan gravitatòriament lligades entre si i giren al voltant del seu centre de masses comú (és a dir, l'una al voltant de l'altra), llavors això es coneix com una estrella binària. La gran majoria d'estrelles dobles són també estrelles binàries. En dubbelstjärna eller binär stjärna är ett stjärnsystem som består av två stjärnor i stället för en enda som i vårt eget solsystem. Dubbelstjärnorna kretsar kring samma tyngdpunkt. En dubbelstjärna är inte samma sak som en optisk dubbelstjärna. Optiska dubbelstjärnor ser ut att ligga nära varandra sett från jorden, men ligger i verkligheten på olika avstånd och är inte styrda av varandras gravitationella krafter. * Animation av ett binärt stjärnsystem som visar primärförmörkelse och sekundärförmörkelse. * Bintang biner adalah sistem bintang yang terdiri dari dua komponen bintang yang mengorbit disekitar pusat massa. Sistem yang terdiri dua atau lebih bintang disebut sistem bintang ganda. Sistem ini jika berjarak sangat jauh, maka akan tampak dengan mata telanjang sebagai satu titik cahaya, dan kemudian terungkap sebagai bintang ganda dengan cara lain. Een dubbelster is een tweetal sterren die om een gemeenschappelijk zwaartepunt heen bewegen. Een groep van drie of meer sterren wordt vaak ook een dubbelster genoemd, al zou het beter zijn dan te spreken van een meervoudige ster. Van de circa 5000 sterren die men met het blote oog kan waarnemen blijken er zo'n 2000 dubbelsterren of meervoudige sterren te zijn. Men denkt dan ook dat ongeveer 60% van alle sterren zich in een dubbelstersysteem bevindt. De ster die het dichtst bij de Zon staat, Proxima Centauri, maakt deel uit van een drievoudige ster, als begeleider van het veel nauwere paar Alpha Centauri A en B, dat met het blote oog kan worden waargenomen. В наблюдательной астрономии оптически-двойная звезда (англ. double star) — пара звёзд, которые находятся на близком угловом расстоянии друг от друга, если смотреть с Земли, особенно с помощью оптических телескопов и гравитационно не связанные друг с другом. Единственный (возможно) случай оптически-двойной звезды, чьи два компонента видны невооружённым глазом — случай Мицара и Алькора (хотя на самом деле это система с несколькими звёздами), но точно не известно, являются ли Мицар и Алькор гравитационно связанными. Ниже приведены три типа двойных звёзд: ( 다른 뜻에 대해서는 이중성 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 이중성(二重星)은 육안으로 보았을 때는 하나로 보이나, 망원경을 통해서 보면 두 별이 붙어 있는 것을 말한다. 실제로 두 별이 가까이에 있는 쌍성과 실제로는 멀리 떨어져 있으나 지구에서 보았을 때 일직선상에 있어 겹쳐져 보이는 이 있다. '쌍성'은 서로에게 미치는 중력의 중심점을 기준으로 궤도를 그리며 돌고 있는 두 별로 이루어진 항성계로, 각 별은 서로에 대해 동반성이라 부른다. 최근 연구 결과에 따르면 상당히 많은 수의 별들이 적어도 두 개 이상의 별로 이루어져 있는 것으로 보인다. 각 별의 상대궤도를 관찰하여 별의 질량을 알 수 있으므로 이러한 이중성 시스템은 천체 물리학에 있어 매우 중요하다. 바이어 명명법의 순서와 실제 별의 밝기 순서가 뒤틀리는 원인 중 하나이다. 대표적인 이중성으로는 알비레오가 있다. 連星（れんせい、英: Binary star）とは2つの恒星が両者の重心（共通重心）の周りを軌道運動している天体である。双子星（ふたごぼし）とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。詳細は「二重星」を参照 Izar bitar bat amankomuneko masa zentru baten inguruan elkarrekiko orbitatzen duten bi izarrez ostatutako izar sistema bat da. Berriki eginiko ikerketek izarren kopuru handi bat gutxienez bi izarrez osatutako sistemen zati direla iradokitzen dute. Sistema anizkoitzek ere, hirukoak, laukoak edo baita bost izar edo gehiagokoak ere izan daitezkeenak, izar bitar izena jasotzen dute, Alfa Centauri A eta B eta Proxima Centauriren kasuan bezala. Двойная звезда, или двойная система, — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам. Звёзды, которые находятся на малом угловом расстоянии друг от друга на небесной сфере, но гравитационно не связаны, не относятся к двойным; они называются оптически-двойными. Córas réaltach is ea déréalta. Dhá réalta, nó réalta agus dúpholl a bhíonn inti; is é comh-aomadh imtharraingteach na reann sin a bhíonn á nascadh le chéile. Подвійні зорі — зоряні системи, що складаються з двох зір, які обертаються навколо їх загального барицентру. Системи двох або більше зір називають зоряними системами. Ці об'єкти, особливо віддалені, часто здаються неозброєному оку єдиною точкою світла, а потім виявляються як множинними системами іншими способами. Gwiazda podwójna – układ dwóch gwiazd leżących (optycznie lub fizycznie) blisko siebie. Gwiazdy optycznie podwójne mogą leżeć bardzo daleko od siebie, a jednak z naszego punktu widzenia zdają się "pokrywać". Najsłynniejszą taką parą jest Mizar i Alkor w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy (w rzeczywistości jest to układ 6-krotny, lecz gołym okiem lub przez małe przyrządy optyczne są widoczne jedynie dwa składniki). Una estrella binària és un sistema de dues estrelles lligades físicament per la força gravitatòria i que, per tant, giren al voltant d'un centre de massa comú; per aquesta raó giren l'una al voltant de l'altra. Els sistemes estel·lars binaris són molt importants en astrofísica, ja que l'observació de les seves òrbites permet determinar-ne la massa. Així, les masses de moltes estrelles simples poden ser determinades per extrapolació a partir de les observacions fetes en estrelles binàries. * Algol, una binària eclipsant. * Sírius. * Cygnus X-1, amb un membre que podria ser un forat negre. Οι διπλοί αστέρες ή γενικά ένα πολλαπλό αστρικό σύστημα, είναι αστέρες οι οποίοι λόγω της βαρύτητάς τους, περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας. Ο μεγαλύτερος αστέρας ονομάζεται πρωτεύοντας ή κύριος ενώ ο άλλος, συνήθως μικρότερος, ονομάζεται συνοδός ή δευτερεύων αστέρας. Περισσότεροι από τους μισούς αστέρες είναι μέλη διπλών ή πολλαπλών συστημάτων. Επειδή βρίσκονται σε μεγάλη απόσταση από τη γη, οι περισσότεροι είναι αδύνατο να παρατηρηθούν με οπτική παρατήρηση. Χωρίζονται σε διάφορες κατηγορίες, ανάλογα με την αστρονομική μέθοδο που παρατηρούνται. 聯星（英語：Binary star）是兩顆恆星組成的恆星系統，它們圍繞著共同的質心，在軌道上互繞。兩顆或兩顆以上恆星組成的系統稱為多星系統。這些系統，尤其是在距離地球較遠的時候，在肉眼觀看時往往只是單一的一個光點，然後通過其它管道觀測會顯示為兩顆或更多顆恆星。聯星常與雙星(Double star)混淆。因為雙星可以是無物理關係的光學雙星（假雙星）。另一者之所以被稱為光學雙星，是因為從地球觀看時，這兩顆星在天空中顯得非常靠近；它們在視線上幾乎是在同一條線上。然而，它們的雙星性質只取決於這種光學效應；這兩顆恆星彼此的距離相當遙遠，完全沒有物理上的關係。光學雙星可以通過視差的測量值、自行或徑向速度的差異來識別。但大多數的雙星還沒有得到充分的研究，以確定它們是光學雙星，還是通過引力束縛而有物理關係的聯星還是多星系統。聯星系統在天體物理學中非常重要，因為對其軌道的計算可以直接確定其組成恆星的質量，進而可以間接估計其它的恆星參數，例如半徑和密度。這也可以確定一個經驗關係式：質量-亮度（MLR，mass-luminosity relationship），從中可以估出單顆恆星的質量。 يشير النجم المزدوج إلى نجمين يبدوان قريبين حسبما يرى من الأرض.يتكون من نجمين تربطهما قوى جاذبية يدوران حول بعضهما البعض كدوران الأرض حول الشمس وفي هذة الحالة يطلق عليها نجم ثنائي (بالإنجليزية: Binary star)‏ , أو انه مجرد خداع بصري نتيجة لموقع النجمين في السماء. أحد الأمثلة الشعرى اليمانية أ وب. Na astronomia observacional, uma estrela dupla ou dupla visual é um par de estrelas que parecem próximas uma da outra no céu, quando vistas da Terra através de um telescópio óptico. Isto pode acontecer porque o par forma uma estrela binária, isto é, um sistema binário de estrelas em órbita recíproca, gravitacionalmente ligadas uma à outra, ou por causa de um alinhamento casual no céu de duas estrelas que estão a diferentes distâncias. As estrelas binárias são importantes para os astrônomos estelares porque o conhecimento dos seus movimentos permite o cálculo direto da massa e outros parâmetros estelares. Dvojhvězda jsou dvě hvězdy, které jsou na obloze blízko sebe. V zásadě může jít o blízkost dvojího druhu: * fyzická dvojhvězda – hvězdy jsou skutečně blízko sebe a obíhají kolem společného těžiště, jeden z případů vícenásobné hvězdy, například Sirius ve Velkém Psu * optická dvojhvězda – hvězdy jsou v prostoru daleko od sebe, ale z pohledu pozorovatele na Zemi se promítají na stejné místo na obloze, např. Mizar a Alkor v souhvězdí Velké medvědice Více než 70 % všech hvězd tvoří dvojhvězdy a v Mléčné drázeje to více než polovina hvězd. Jen asi sedmina hvězd jsou osamocené jako třeba Slunce. النجم الثنائي هو نظام نجمي يتكون من نجمين يدوران حول مركز الجاذبية بينهما. يُطلق على الأنظمة النجمية المكونة من أكثر من نجمين اسم النظام النجمي المتعدد. تظهر هذه الأنظمة وخاصة عندما تكون شديدة البعد بأنها نقطة ضوئية واحدة وخاصة للعين المجردة ولكنها تظهر على حقيقتها باستخدام طرق الرؤية الأخرى كالنظارات المعظمة أو التلسكوبات. تقترح الأبحاث في القرنين الأخيرين أن نصف وربما أكثر النجوم المرئية في سماء الليل هي جزء من أنظمة نجمية متعددة. En astronomie, une étoile binaire ou binaire, appelée aussi système (stellaire) binaire ou étoile double physique, est un type de système binaire composée de deux étoiles orbitant autour d'un centre de gravité commun. 쌍성(雙星, binary star) 또는 연성(連星)은 두 항성이 공통의 질량중심 주위로 공전하는 항성계이다. 항성계에서 가장 밝은 별을 주성(主星)이라고 하며, 주성보다 어두운 다른 별(들)을 동반성(同伴星), 반성(伴星) 또는 짝별이라 부른다. 그러나 어두운 별을 기준으로 할 때 밝은 별을 동반성, 반성, 짝별로 부를 수도 있다. 최근의 연구에 의하면, 다수의 별들이 다연성계에 속한다. 쌍성계는 천체물리학에 있어 매우 중요한데, 이는 이들의 상호 궤도를 관측하면 이들의 질량을 알 수 있기 때문이다. 개개의 별들의 질량은 쌍성으로부터의 추정에 의해 결정될 수 있다. 쌍성은 광학적 '이중성'과는 다른데, 이중성은 지구에서 보았을 때 서로 가까워 보이는 것으로, 중력으로 묶여있지 않을 수 있다. 쌍성은 광학적으로 구분될 수 있으며(안시쌍성), 분광학과 같은 간접적인 방법을 사용할 수도 있다. 쌍성이 시선방향을 포함한 궤도를 공전하면 이들은 식을 일으키는데, 이들을 식쌍성이라고 한다. 두 별이 매우 가까이 붙어있는 것을 근접쌍성이라고 한다. En astronomie observationnelle, une étoile double est une paire d'étoiles qui apparaissent comme proches l'une de l'autre dans le ciel, lorsqu'on les observe depuis la Terre, à travers un télescope optique. Ceci peut se produire : Als Doppelstern bezeichnet man zwei Sterne, die am Himmel so nahe beisammenstehen, dass sie von der Erde aus gesehen einen geringen Winkelabstand aufweisen oder ggf. auch mit den besten Optiken als ein einziger Stern erscheinen und mit hoher Wahrscheinlichkeit gravitativ gebunden sind. In diesem Fall bilden die Sterne eine physische Einheit, kreisen also um den gemeinsamen Schwerpunkt. Aus dieser Bewegung lässt sich die genaue Masse der beiden Sterne bestimmen, was als „Eichmethode“ für die Astrophysik von großer Bedeutung ist. Si definisce stella binaria un sistema stellare formato da due stelle che orbitano intorno al loro comune centro di massa; la stella più luminosa viene chiamata primaria, mentre l'altra viene chiamata compagna o secondaria. Uma estrela binária é um sistema estelar que consiste de duas estrelas orbitando um baricentro (centro de massas) comum. A estrela mais brilhante é chamada de primária, enquanto a estrela menos brilhante é chamada de estrela companheira ou secundária. Pesquisas desde o início do século XIX sugerem que muitas estrelas são parte de um sistema binário ou de sistemas com mais de duas estrelas, chamados sistemas múltiplos de estrelas. O termo estrela dupla é por vezes utilizado como sinônimo, embora, na definição astronômica moderna, estrelas duplas sejam quaisquer estrelas próximas entre si no céu terrestre, podendo ser uma estrela binária ou uma estrela dupla óptica, a última consistindo de duas estrelas que não possuem nenhuma conexão física, mas aparentam estar próximas umas das outras no c 二重星（にじゅうせい、英: double star）は、天球上で極めて接近して見える2つの星のことである。非常に接近しているため肉眼では1つの星に見えるが、望遠鏡などで観測することで2つに分解されるものもある。お互いの星が万有引力によって周回しているものは「連星」と呼ばれる。連星は、その見え方によって「実視連星」、「分光連星」、「食連星」などと呼ばれる。地球から見た方向のみが一致しているペアは「見かけの二重星」と呼ばれる。雙星（英語：Double star）在觀測天文學中指的是當兩顆恆星由地球上觀察時，在視線的方向上非常接近，以致以肉眼看起來像是只有一顆恆星，但使用望遠鏡時就能分辨出來是一對的恆星。這種情形可以發生在一對聯星，也就是有著互動的軌道，並且被彼此的引力束縛在一起；也可以是光學雙星，這是兩顆有著不同的距離，但恰巧在天空中相同的方向上被對準在一起。聯星對恆星天文學家是很重要的，當知道它們的運動，就可以直接計算它們的質量和其它地恆星參數。從1780年代開始，研究雙星的專業和業餘天文學家就透過望遠鏡的觀測量雙星之間的距離和角度，以量度每一對雙星之間的相對運動。如果測量出的相對運動是一段軌道弧線，或者相對運動相較於這兩顆恆星本身的一般自行是很小的值，就可以得到這兩顆恆星沒有相互的軌道運動。換言之，這一對就只是光學雙星。雖然多顆的恆星系統的運動比聯星更為複雜，但對聚星的研究也是用這種方法。成對的恆星有下列三種： * 光學雙星：是無關聯的恆星－只是從地球看過去他們恰好對齊在一起； * 目視聯星－被引力束縛在一起，使用光學望遠鏡就可以分辨的恆星； * 非目視聯星－要使用更專業的工具，像是掩星（食雙星）、光譜（光譜聯星）、或異常的自行（天測聯星）才能分辨的聯星。
foaf:depiction: n7:Gwiazda_podwójna_zaćmieniowa_schemat.svg n7:Accretion_Disk_Binary_System.jpg n7:Albireo.jpg n7:Planet_Lost_in_the_Glare_of_Binary_Stars.jpg n7:Planets_in_binary_star_systems_-_P-_and_S-type.svg n7:Orbit3.gif n7:Triple-star_sunset.jpg n7:This_artist’s_impression_shows_the_strange_object_AR_Scorpii.jpg n7:Orbit4.gif n7:Orbit5.gif n7:Orbit1.gif n7:Orbit2.gif n7:Artist's_Illustration_of_Scenario_for_Plasma_Ejections_from_V_Hydrae.jpg n7:3.svg n7:Two_Brown_Dwarfs_in_Our_Backyard.jpg n7:Algol_AB_movie_imaged_with_the_CHARA_interferometer_-_labeled.gif n7:HD_106906_b_imaged_by_SPHERE.jpg
dct:subject: dbc:Articles_containing_video_clips dbc:Star_types dbc:Binary_stars
dbo:wikiPageID: 52713
dbo:wikiPageRevisionID: 1115813205
dbo:wikiPageWikiLink: dbr:Procyon n4:Artist's_impression_of_the_evolution_of_a_hot_high-mass_binary_star.ogv dbr:Hills_mechanism dbr:PSR_B1620-26 dbr:Subgiant dbr:United_States_Naval_Observatory dbr:Algol dbr:Mass dbr:Spectroscopy dbr:Conservation_law_(physics) dbr:Telescope dbr:Stellar-mass_black_hole dbr:Barycenter dbr:Interferometry dbr:Gravitation dbr:Algol_paradox dbr:Cygnus_X-1 dbr:Giant_star dbr:Star_Wars dbr:Earth–Moon_system n4:Albireo.jpg dbr:B-type_main-sequence_star dbr:Epsilon_Aurigae dbr:Kepler_mission dbr:Neutron_star dbr:Extrasolar_planets dbr:Circle dbr:Extrasolar_planet dbr:Proper_motion dbr:Optical_resolution dbr:Galileo_Galilei dbr:Giovanni_Battista_Riccioli dbr:Xi_Ursae_Majoris dbr:HD_30453 dbr:List_of_brightest_stars dbr:Lyra dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit dbr:Doppler_effect dbr:Type_Ia_supernova dbr:Trigonometric_function dbr:Molecular_cloud dbr:Science_fiction dbr:Planet dbr:Semi-major_axis dbr:Multiple_star dbr:Log-normal_distribution dbr:Surface_brightness n4:Orbit2.gif dbr:Cygnus_(constellation) n4:Two_Brown_Dwarfs_in_Our_Backyard.jpg dbr:CNO_cycle dbr:Ellipse dbr:Sirius dbr:A-type_main-sequence_star dbr:Double_star n4:Triple-star_sunset.jpg dbr:Absolute_magnitude dbr:Star dbr:Red_dwarf dbr:Monotonically_increasing dbr:61_Cygni n4:Orbit5.gif dbr:Effective_temperature dbr:Stellar_atmosphere dbr:Electromagnetic_radiation dbr:Geminiano_Montanari dbr:Orbital_elements dbr:Perpendicular dbc:Articles_containing_video_clips dbr:Orbital_eccentricity dbr:Centaurus dbr:Stellar_mass dbr:Cataclysmic_variable_star dbr:Stellar_evolution dbr:Nuclear_fusion dbr:Nightfall_(Asimov_short_story) dbr:Standard_candle dbr:Sun dbr:Main_sequence dbr:Relativistic_beaming dbr:Density dbr:104_Aquarii n4:Planet_Lost_in_the_Glare_of_Binary_Stars.jpg n4:Planets_in_binary_star_systems_-_P-_and_S-type.svg dbr:Methods_of_detecting_extrasolar_planets dbr:Degenerate_matter dbr:John_Michell dbr:Johannes_Kepler dbr:Runaway_star dbr:Large_Magellanic_Cloud dbr:Big_Dipper dbr:Atmosphere_of_Earth dbr:Luminosity dbr:BG_Geminorum dbr:Gravitational_lens dbr:Eta_Carinae dbr:Symbiotic_star dbr:Pleiades n4:Orbit3.gif dbr:Center_of_mass dbr:Albireo dbr:Alcor–Mizar dbr:Accretion_(astrophysics) dbr:Hubble_Space_Telescope dbr:Constellation dbr:Accretion_(astronomy) dbr:Planetary_nebula dbr:Perseus_(constellation) dbr:Beta_Lyrae dbr:Astrometry dbr:Binary_system_(astronomy) dbr:2MASS_J18082002−5104378 n4:Orbit1.gif n4:Orbit4.gif dbr:Zeta_Reticuli dbr:Accretion_disc dbr:Contact_binary dbr:Orbit dbr:Beta_Centauri dbr:Stellar_wind dbr:Tatooine dbr:Supernova dbr:Compact_star dbr:Orbital_motion dbr:Rotational_Brownian_motion_(astronomy) dbr:Main_sequence_star dbr:Protoplanets dbr:Spectral_line dbr:Parsec dbr:Gravitational_potential_energy dbr:Auriga_(constellation) dbr:Félix_Savary dbr:Circumbinary_planet dbr:Polar_coordinate_system dbr:Radial_velocity dbr:Star_system dbr:Orbital_period dbr:Pulsar dbr:Comes n4:Accretion_Disk_Binary_System.jpg dbr:AM_CVn_star dbr:Alpha_Centauri dbr:Binoculars dbr:Luminous_blue_variable dbr:Three-body_problem dbr:Apparent_magnitude dbr:Crux dbr:Kepler's_laws_of_planetary_motion dbc:Star_types dbr:Ursa_Major dbr:Mount_Wilson_Observatory dbr:Gamma_Cephei dbr:Canis_Minor dbr:Angular_momentum dbr:Main-sequence_star dbr:Proxima_Centauri dbr:Transit_(astronomy) dbr:Angular_resolution dbr:Canis_Major dbr:X-ray_binaries dbr:X-ray dbr:Mass_transfer dbr:Tycho_Brahe dbr:Heartbeat_star dbr:Biosphere dbr:Wolf–Rayet_star dbr:Protostar dbr:Nova dbr:Ghoul dbr:Binary_mass_function dbr:R_Aquarii dbr:Habitability_of_binary_star_systems dbr:White_dwarf dbr:Black_hole dbr:Roche_lobe dbr:Binary_system dbr:Stellar_classification n4:This_artist’s_impression_shows_the_strange_object_AR_Scorpii.jpg dbr:Benedetto_Castelli n4:Gwiazda_podwójna_zaćmieniowa_schemat.svg n4:HD_106906_b_imaged_by_SPHERE.jpg dbr:Stellar_collision dbr:SN_1572 dbr:107_Aquarii dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Castor_(star) dbr:W_Ursae_Majoris dbr:Parallax dbr:Conservation_of_energy dbr:Eclipse dbr:Light_curve dbr:Star_formation dbr:NASA dbr:Semimajor_axis dbr:Triangulum_Galaxy dbr:High-mass_X-ray_binary n4:Algol_AB_movie_imaged_with_the_CHARA_interferometer_-_labeled.gif dbr:Low-mass_X-ray_binary dbr:Antares dbr:Binary_black_hole dbr:Gemini_(constellation) dbr:Spectrometer dbr:Lagrangian_point dbr:Gravity dbr:KOI-81b dbr:Kepler_space_telescope dbr:Milky_Way dbr:Alvan_Graham_Clark dbr:NN_Serpentis dbr:KOI-74b dbr:Bayer_designation dbr:Brown_dwarf dbr:Visual_binary dbr:Andromeda_Galaxy dbr:Mizar_(star) dbc:Binary_stars dbr:Friedrich_Bessel dbr:Photometry_(astronomy) dbr:Alpha_Crucis dbr:Sun–Earth_system dbr:Variable_star dbr:William_Herschel dbr:Position_angle dbr:Washington_Double_Star_Catalog dbr:Small_Magellanic_Cloud n4:Artist’s_impression_of_eclipsing_binary.ogv dbr:Two-body_problem_in_general_relativity n4:Artist's_Illustration_of_Scenario_for_Plasma_Ejections_from_V_Hydrae.jpg
dbo:wikiPageExternalLink: n6: n49:binary_stars.html n52:dsl.html n65:ejaavso401467 n68:binaries.htm n99:103-binary-stars
owl:sameAs: n9:ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്രം dbpedia-el:Διπλός_αστέρας dbpedia-ko:쌍성 n14:Dvostruka_zvijezda dbpedia-simple:Binary_star dbpedia-pnb:دوہرا_تارہ dbpedia-ar:نجم_ثنائي dbpedia-ar:نجم_مزدوج dbpedia-fr:Étoile_binaire dbpedia-fr:Étoile_double dbpedia-bg:Двойна_звезда dbpedia-hr:Dvojna_zvijezda dbpedia-io:Duopla_stelo dbpedia-et:Kaksiktäht dbpedia-pt:Estrela_binária dbpedia-pt:Estrela_dupla dbpedia-nds:Dubbelsteern wikidata:Q50053 dbpedia-ru:Двойная_звезда dbpedia-sh:Dvojne_i_višestruke_zvijezde dbpedia-lb:Duebelstär n31:Կրկնակի_աստղ dbpedia-no:Dobbeltstjerne freebase:m.0dvmx dbpedia-ko:이중성 dbpedia-kk:Қосаржұлдыз n35:ಅವಳಿ_ನಕ್ಷತ್ರಗಳು dbpedia-ja:連星 n40:இரட்டை_விண்மீன் n40:இரும_விண்மீன் dbpedia-ga:Déréalta wikidata:Q13890 dbpedia-la:Stella_binaria n43:ကြယ်စုံတွဲ n43:နှစ်လုံးတွဲ_ကြယ် dbpedia-sl:Dvojna_zvezda dbpedia-tr:Çift_yıldız n46:Qoʻshaloq_yulduzlar dbpedia-zh:雙星 n48:Pek5 dbpedia-vi:Sao_đôi dbpedia-vi:Sao_đôi_quang_học n51:Béntang_ganda dbpedia-da:Dobbeltstjerne n54:Lintang_gandha dbpedia-be:Падвойныя_зоркі dbpedia-th:ระบบดาวคู่ dbpedia-is:Tvístirni dbpedia-gl:Estrela_binaria dbpedia-de:Doppelstern dbpedia-oc:Estela_binària dbpedia-hu:Kettőscsillag n9:ഇരട്ടനക്ഷത്രം dbpedia-ms:Bintang_ganda dbpedia-fa:جفت‌ستاره n64:Étwal_binè n66:4150454-9 dbpedia-nl:Dubbelster dbpedia-it:Stella_binaria dbpedia-fa:ستاره_دوگانه dbpedia-sv:Dubbelstjärna dbpedia-ru:Оптически-двойная_звезда dbpedia-id:Bintang_biner dbpedia-mk:Двоѕвезда dbpedia-mk:Двојна_ѕвезда n73:ਦੋਹਰਾ_ਤਾਰਾ dbpedia-cs:Dvojhvězda dbpedia-ja:二重星 dbpedia-fi:Kaksoistähti n76:Estrella_binaria dbpedia-pl:Gwiazda_podwójna dbpedia-ro:Stea_binară dbpedia-ro:Stea_dublă n79:Кош_жылдыз dbpedia-es:Estrella_binaria dbpedia-es:Estrella_doble_(astronomía) dbpedia-sr:Dvojne_i_višestruke_zvezde dbpedia-uk:Подвійні_зорі n83:દ્વિસંગી_તારો dbpedia-nn:Dobbeltstjerne dbpedia-sk:Dvojhviezda dbpedia-eu:Izar_bikoitz dbpedia-eu:Izar_bitar dbpedia-zh:聯星 dbpedia-he:כוכב_כפול n89:Dvinarė_žvaigždė dbpedia-sw:Nyota_maradufu n91:যুগ্ম_তারা dbpedia-commons:Binary_Star n93:Куш_йолдыз n94:Dubultzvaigzne n94:Fizikālā_dubultzvaigzne dbpedia-ca:Estrella_binària dbpedia-ca:Estrella_doble dbpedia-af:Dubbelster n97:दोहरा_तारा n97:द्वितारा
dbp:wikiPageUsesTemplate: dbt:Dmoz dbt:Reflist dbt:Refimprove_section dbt:Solar_mass dbt:Portal_bar dbt:Star dbt:Authority_control dbt:Wikibooks dbt:Div_col dbt:Stellar_system dbt:Quote dbt:Main dbt:Multiple_image dbt:Val dbt:KIC dbt:Convert dbt:Short_description dbt:Commons_category dbt:Anchor dbt:Colend
dbo:thumbnail: n7:Gwiazda_podwójna_zaćmieniowa_schemat.svg?width=300
dbp:alt: Contact binary star system Detached binary star system Semidetached binary star system
dbp:caption: Semidetached Contact Detached
dbp:direction: vertical
dbp:footer: Configurations of a binary star system with a mass ratio of 3. The black lines represent the inner critical Roche equipotentials, the Roche lobes.
dbp:image: Binary star system - semidetached configuration q=3.svg Binary star system - contact configuration q=3.svg Binary star system - detached configuration q=3.svg
dbp:width: 220
dbo:abstract: Si definisce stella binaria un sistema stellare formato da due stelle che orbitano intorno al loro comune centro di massa; la stella più luminosa viene chiamata primaria, mentre l'altra viene chiamata compagna o secondaria. Le osservazioni compiute sin dall'Ottocento fanno pensare che siano molte le stelle a far parte di sistemi binari o di sistemi multipli, composti da più di due stelle. Il termine stella doppia è a volte utilizzato quale sinonimo di stella binaria, ma talvolta indica sia le stelle binarie fisicamente legate fra loro sia le binarie ottiche, ovvero coppie di stelle che appaiono vicine se osservate dalla Terra, ma che non hanno alcun legame gravitazionale fra loro. Si può verificare se una stella doppia è ottica qualora le due componenti abbiano valori di moto proprio o velocità radiale sufficientemente distinti, oppure quando le misurazioni della parallasse rivelano che esse hanno distanze differenti dalla Terra. Esistono però molte stelle doppie per le quali non è stato ancora possibile determinare se si tratti di binarie fisicamente legate oppure solo di doppie apparenti. Spesso le due componenti che formano una stella binaria sono visibili a occhio nudo o tramite l'ausilio di strumenti osservativi; una binaria di questo tipo viene chiamata visuale. Molte binarie visuali hanno lunghi periodi orbitali, dell'ordine di centinaia o migliaia di anni, e perciò le loro orbite sono note solo con incertezza. Altre binarie invece presentano un'orbita così stretta che non sono risolvibili neppure con le strumentazioni ottiche, ma sono riconoscibili come tali soltanto tramite tecniche indirette quali la spettroscopia (binarie spettroscopiche) o l'astrometria (binarie astrometriche). Se una binaria presenta un piano orbitale parallelo alla linea di vista della Terra, le sue componenti si eclisseranno a vicenda; queste binarie vengono chiamate a eclisse o, quando sono riconoscibili dai cambiamenti di luminosità prodotti dalle eclissi, binarie fotometriche. Se le componenti di un sistema binario sono abbastanza vicine (binarie strette), esse possono distorcere reciprocamente le loro atmosfere e, in alcuni casi, possono pure scambiarsi materiale così da modificare la loro normale evoluzione. Una varietà di binarie strette sono le cosiddette binarie a contatto, le quali sono talmente vicine tra loro da condividere una considerevole percentuale di materia. Le binarie possono originare anche delle nebulose planetarie e sono all'origine delle variabili cataclismiche, in particolare delle novae e delle supernovae di tipo Ia. Le stelle binarie rivestono inoltre un importante ruolo in astrofisica, in quanto il calcolo delle loro orbite permette di stimare le masse delle due componenti e, indirettamente, altri parametri come il raggio e la densità. 二重星（にじゅうせい、英: double star）は、天球上で極めて接近して見える2つの星のことである。非常に接近しているため肉眼では1つの星に見えるが、望遠鏡などで観測することで2つに分解されるものもある。お互いの星が万有引力によって周回しているものは「連星」と呼ばれる。連星は、その見え方によって「実視連星」、「分光連星」、「食連星」などと呼ばれる。地球から見た方向のみが一致しているペアは「見かけの二重星」と呼ばれる。 Οι διπλοί αστέρες ή γενικά ένα πολλαπλό αστρικό σύστημα, είναι αστέρες οι οποίοι λόγω της βαρύτητάς τους, περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας. Ο μεγαλύτερος αστέρας ονομάζεται πρωτεύοντας ή κύριος ενώ ο άλλος, συνήθως μικρότερος, ονομάζεται συνοδός ή δευτερεύων αστέρας. Περισσότεροι από τους μισούς αστέρες είναι μέλη διπλών ή πολλαπλών συστημάτων. Επειδή βρίσκονται σε μεγάλη απόσταση από τη γη, οι περισσότεροι είναι αδύνατο να παρατηρηθούν με οπτική παρατήρηση. Χωρίζονται σε διάφορες κατηγορίες, ανάλογα με την αστρονομική μέθοδο που παρατηρούνται. 聯星（英語：Binary star）是兩顆恆星組成的恆星系統，它們圍繞著共同的質心，在軌道上互繞。兩顆或兩顆以上恆星組成的系統稱為多星系統。這些系統，尤其是在距離地球較遠的時候，在肉眼觀看時往往只是單一的一個光點，然後通過其它管道觀測會顯示為兩顆或更多顆恆星。聯星常與雙星(Double star)混淆。因為雙星可以是無物理關係的光學雙星（假雙星）。另一者之所以被稱為光學雙星，是因為從地球觀看時，這兩顆星在天空中顯得非常靠近；它們在視線上幾乎是在同一條線上。然而，它們的雙星性質只取決於這種光學效應；這兩顆恆星彼此的距離相當遙遠，完全沒有物理上的關係。光學雙星可以通過視差的測量值、自行或徑向速度的差異來識別。但大多數的雙星還沒有得到充分的研究，以確定它們是光學雙星，還是通過引力束縛而有物理關係的聯星還是多星系統。聯星系統在天體物理學中非常重要，因為對其軌道的計算可以直接確定其組成恆星的質量，進而可以間接估計其它的恆星參數，例如半徑和密度。這也可以確定一個經驗關係式：質量-亮度（MLR，mass-luminosity relationship），從中可以估出單顆恆星的質量。聯星如果可以在光學望遠鏡中分解成兩顆單獨的恆星，在這種情況下它們被稱為目視聯星。許多目視聯星有幾個世紀或幾千年的長週期軌道，因此它們的軌道不確定或鮮為人知。它們也可以間接通過科技來檢驗，例如光譜（光譜聯星）或天體測量（天測聯星）。如果一組聯星的軌道平面恰好通過我們的視線方向，它的成員將會互相遮掩，發生食或掩的現象，造成視星等的變化，這種聯星稱為食雙星。如果聯星系統中的成員足夠接近，它們就會在引力作用下扭曲它們相互的外部大氣層。在某些情況下，這些接近的系統可以交換質量，這可能使它們的演化改變，發生單顆恆星無法經歷的階段歷程。聯星的例子有天狼星、天鵝座X-1（眾所周知的黑洞）。聯星也是許多行星狀星雲的核心，或是新星和Ia型超新星的前身。 Una estrella doble són dues estrelles tals que, vistes des de la Terra a ull nu, es troben tan pròximes entre si que semblen una única estrella. Hi ha dos tipus d'estrelles dobles: * Si la proximitat entre les dues estrelles és només aparent, deguda a un efecte de perspectiva, però en realitat es troben separades per una gran distància de manera que no hi ha cap relació física entre si, s'anomenen dobles òptiques o binàries òptiques. * D'altra banda, si les dues estrelles estan gravitatòriament lligades entre si i giren al voltant del seu centre de masses comú (és a dir, l'una al voltant de l'altra), llavors això es coneix com una estrella binària. La gran majoria d'estrelles dobles són també estrelles binàries. Les dobles òptiques es poden distingir de les estrelles binàries observant-les durant un llarg període, normalment anys. Si el seu moviment relatiu sembla lineal, es pot assegurar que és degut només al moviment propi i que són una doble òptica. Per contra, en el cas d'una estrella binària, l'angle de posició canvia progressivament i la distància entre aquestes oscil·la entre un màxim i un mínim. Algunes estrelles dobles es poden observar a ull nu si es té bona vista. La més famosa d'aquestes és el parell òptic Alcor i Mizar a la constel·lació de l'Ossa Major, que ja era utilitzat en l'antiguitat com un test d'agudesa visual. Tanmateix, el primer descobriment d'una estrella doble que, a més, és binària es deu a Giovanni Battista Riccioli el 1650, quan va anunciar que ζ Ursae Majoris (Mizar) era un estel doble format per Mizar A i Mizar B. Des de llavors, la recerca d'estels dobles ha estat molt acurada, i cada estel, fins a la dècima magnitud, ha estat observat detingudament. النجم الثنائي هو نظام نجمي يتكون من نجمين يدوران حول مركز الجاذبية بينهما. يُطلق على الأنظمة النجمية المكونة من أكثر من نجمين اسم النظام النجمي المتعدد. تظهر هذه الأنظمة وخاصة عندما تكون شديدة البعد بأنها نقطة ضوئية واحدة وخاصة للعين المجردة ولكنها تظهر على حقيقتها باستخدام طرق الرؤية الأخرى كالنظارات المعظمة أو التلسكوبات. تقترح الأبحاث في القرنين الأخيرين أن نصف وربما أكثر النجوم المرئية في سماء الليل هي جزء من أنظمة نجمية متعددة. غالبا ما يُستخدم مصطلح النجم المزدوج على أنه مساو لمصطلح النجم الثنائي إلا أن مصطلح النجم المزدوج قد تشير أيضا إلى كون النجم مزدوج ظاهريا فقط. النجوم المزدوجة ظاهريا هي النجوم التي تظهر قريبة جدا من بعضها في سماء الليل من على سطح الأرض وهذا بسبب كونهما على نفس خط الرؤية. إلا أن هذه الظاهرة هي ظاهرة ضوئية فقط حيث أن النجمين بعيدين جدا عن بعضهما البعض ولا يتشاركان أي اتصال فيزيائي. يمكن التفريق بين النجوم الثنائية والنجوم الثنائية ظاهريا فقط عن طريق التزيح والسرعات الشعاعية والحركة الخاصة. معظم النجوم الثنائية لم تُدرس بشكل كاف ودقيق لمعرفة ما إذا كانت ثنائية ظاهريا فقط أم أنها أنظمة ثنائية متصلة عن طريق الجاذبية في نظام نجمي متعدد. الأنظمة النجمية الثنائية مهمة جدا في الفيزياء الفلكية لأن قياسات مداراتها تسمح بقياس كتلة النجم المرافق لها والذي بدوره يسمح بقياس بعض الخواص النجمية الأخرى مثل القطر والكثافة. غالبا ما يتم رصد النجوم الثنائية بصريا وفي هذه الحالة يُطلق عليهم نجوم ثنائية بصرية. للعديد من النجوم الثنائية فترات مدارية طويلة للغاية تقدر بعدة قرون أو آلاف السنوات ولذلك فإن مدارها يكون غير محدد بدقة أو غير معلوم. يمكن أيضا رصد النجوم الثنائية بطرق غير مباشرة مثل التحليل الطيفي أو عن طريق علم القياسات الفلكية. إذا حدث ووُجد نجم ثنائي يدور في نفس مستوى خط رؤيتنا فإن مكوناته سوف تتعرض إلى الكسوف مع بعضها البعض ويمكن رصدها عن طريق الاختلاف في الإضاءة أثناء حدوث الكسوف. إذا كانت مكونات النجم الثنائي قريبة بشكل كاف فإن الجاذبية بينهما يمكن أن تقوم بتشويه الغلاف النجمي المشترك بينهما. في بعض الحالات تقوم النجوم الثنائية بتبادل الكتلة. من أشهر النجوم الثنائية هو الشعرى اليمانية والدجاجة إكس-1. من الشائع أيضا وجود النجوم الثنائية كنواة في قلب العديد من السدم الكوكبية. Izar bitar bat amankomuneko masa zentru baten inguruan elkarrekiko orbitatzen duten bi izarrez ostatutako izar sistema bat da. Berriki eginiko ikerketek izarren kopuru handi bat gutxienez bi izarrez osatutako sistemen zati direla iradokitzen dute. Sistema anizkoitzek ere, hirukoak, laukoak edo baita bost izar edo gehiagokoak ere izan daitezkeenak, izar bitar izena jasotzen dute, Alfa Centauri A eta B eta Proxima Centauriren kasuan bezala. Unibertsoan dauden izar bitar ugariei esker astronomoek izar hauek bi izar edo gehiago modu erratuan lotzen dituzten sistema optikoetatik ezberdintzeko moduak garatu ahal izan dituzte. Nahasketa hau, elkarrengandik oso urrun eta elkarren arteko grabitate erakarpenik ez duten bi izar gure ikuspegitik elkarrengandik oso gertu ikusten direnean gertatzen da. Gertatu izan da, baita ere, argitasun aldakorreko izarrak izar bitar itzaltzaile bezala ikusi izana, benetan hala izan ez arren. Elkarrengandik modu independentean eboluzionatzeko bezain urrun orbitatzen ari diren izar bikoteak badauden arren, askotan izar bitarrak hain distantzia laburrera daude ezen euren banakako eboluzioa bere kideak jasaten dituen aldaketengatik eraldatua dela. Sistema hauek, orduan, batasun bat bezala eboluzionatzen dute, beste era batera ezinezkoak izango liratekeen objektuak sortuz. Una estrella binària és un sistema de dues estrelles lligades físicament per la força gravitatòria i que, per tant, giren al voltant d'un centre de massa comú; per aquesta raó giren l'una al voltant de l'altra. Els sistemes estel·lars binaris són molt importants en astrofísica, ja que l'observació de les seves òrbites permet determinar-ne la massa. Així, les masses de moltes estrelles simples poden ser determinades per extrapolació a partir de les observacions fetes en estrelles binàries. Els components d'un sistema estel·lar binari poden intercanviar massa, la qual cosa els porta a evolucionar a estadis o etapes als quals no poden arribar les estrelles simples. Són exemples de binàries: * Algol, una binària eclipsant. * Sírius. * Cygnus X-1, amb un membre que podria ser un forat negre. Cal considerar també les «falses binàries», que semblen dues estrelles que estiguin juntes a causa d'un efecte de perspectiva; per això, se les anomena binàries òptiques o parells òptics. També són comuns els sistemes que contenen més de dos components, anomenats estrelles múltiples, que generalment es classifiquen amb un mateix nom. En astronomie observationnelle, une étoile double est une paire d'étoiles qui apparaissent comme proches l'une de l'autre dans le ciel, lorsqu'on les observe depuis la Terre, à travers un télescope optique. Ceci peut se produire : * parce que la paire forme un système binaire d'étoiles en orbites mutuelles (i.e. elles tournent chacune autour de l'autre, ou plus précisément, elles tournent toutes deux autour du barycentre — le centre de gravité — du système qu'elles constituent), liées gravitationnellement l'une à l'autre ; * ou parce que la paire d'étoiles forme une « double optique », un alignement dû au hasard de deux étoiles, qui se trouvent dans le ciel à des distances différentes, mais qui sont vues sous le même angle de visée depuis la Terre. Pour les astronomes stellaires, l'importance des étoiles binaires réside dans le fait que la connaissance de leurs mouvements permet de calculer directement la masse des étoiles, ainsi que d'autres paramètres stellaires.Depuis le début des années 1780, les observateurs d'étoiles doubles, amateurs aussi bien que professionnels, ont mesuré au télescope les distances et les angles entre les étoiles doubles, pour déterminer les mouvements relatifs des paires. Si le mouvement relatif d'une paire détermine un arc incurvé d'une orbite, ou bien si le mouvement relatif est petit, comparé au mouvement propre commun aux deux étoiles, on peut conclure que la paire est en orbite mutuelle et constitue un système binaire. Sinon, il s'agit d'une paire optique. Les étoiles multiples sont étudiées de la même façon, bien que la dynamique des systèmes stellaires multiples soit plus complexe que celle des étoiles binaires. A binary star is a system of two stars that are gravitationally bound to and in orbit around each other. Binary stars in the night sky that are seen as a single object to the naked eye are often resolved using a telescope as separate stars, in which case they are called visual binaries. Many visual binaries have long orbital periods of several centuries or millennia and therefore have orbits which are uncertain or poorly known. They may also be detected by indirect techniques, such as spectroscopy (spectroscopic binaries) or astrometry (astrometric binaries). If a binary star happens to orbit in a plane along our line of sight, its components will eclipse and transit each other; these pairs are called eclipsing binaries, or, together with other binaries that change brightness as they orbit, photometric binaries. If components in binary star systems are close enough they can gravitationally distort their mutual outer stellar atmospheres. In some cases, these close binary systems can exchange mass, which may bring their evolution to stages that single stars cannot attain. Examples of binaries are Sirius, and Cygnus X-1 (Cygnus X-1 being a well-known black hole). Binary stars are also common as the nuclei of many planetary nebulae, and are the progenitors of both novae and type Ia supernovae. En dubbelstjärna eller binär stjärna är ett stjärnsystem som består av två stjärnor i stället för en enda som i vårt eget solsystem. Dubbelstjärnorna kretsar kring samma tyngdpunkt. En dubbelstjärna är inte samma sak som en optisk dubbelstjärna. Optiska dubbelstjärnor ser ut att ligga nära varandra sett från jorden, men ligger i verkligheten på olika avstånd och är inte styrda av varandras gravitationella krafter. Det finns många dubbelstjärnor, kanske till och med fler än det finns enstjärnesystem. Dubbelstjärnor är viktiga inom astrofysiken eftersom man kan studera stjärnorna närmare i sådana system. Dubbelstjärnor kan hittas visuellt genom teleskop eller mer indirekt med hjälp av deras spektra. Om dubbelstjärnor hamnar i omloppsbana runt sitt masscentrum kan de förmörka varandra. Sådana stjärnor kallas . När systemets komponenter har olika utgångsmassa kommer de att åldras i olika takt. Detta kan få spektakulära konsekvenser om den ena stjärnan till exempel fyller sin Roche-lob och det bildas en ackretionsskiva. Komponentera kan ha olika massa och olika åldrar. Exempel på dubbelstjärnor är Algol, Sirius och Cygnus X-1 (där den ena medlemmen troligtvis är ett svart hål). * Animation av ett binärt stjärnsystem som visar primärförmörkelse och sekundärförmörkelse. * Animation av ett binärt stjärnsystem som visar när det sker en överföring av massa mellan stjärnorna. En astronomía, se denomina estrella doble a dos estrellas que parecen muy próximas vistas desde la Tierra. Existen dos tipos de estrellas dobles: * Estrellas binarias, cuando las dos estrellas se encuentran próximas en el espacio y se encuentran gravitacionalmente unidas. La mayoría de estrellas son estrellas binarias. * Estrellas dobles ópticas, cuando realmente las estrellas no están próximas en el espacio y no existe un vínculo gravitatorio entre ellas. Un ejemplo de binaria es Gamma Delphini (γ Del), en donde ambas componentes, separadas 9,6 segundos de arco, se encuentran a una distancia entre sí que varía entre 40 y 600 UA, completando una órbita cada 3249 años. Como ejemplo de estrella doble óptica está Anser (α Vulpeculae) y , visualmente una binaria amplia, pero en donde la separación real entre ambas estrellas es de unos 200 años luz. 連星（れんせい、英: Binary star）とは2つの恒星が両者の重心（共通重心）の周りを軌道運動している天体である。双子星（ふたごぼし）とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。詳細は「二重星」を参照 ( 다른 뜻에 대해서는 이중성 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 이중성(二重星)은 육안으로 보았을 때는 하나로 보이나, 망원경을 통해서 보면 두 별이 붙어 있는 것을 말한다. 실제로 두 별이 가까이에 있는 쌍성과 실제로는 멀리 떨어져 있으나 지구에서 보았을 때 일직선상에 있어 겹쳐져 보이는 이 있다. '쌍성'은 서로에게 미치는 중력의 중심점을 기준으로 궤도를 그리며 돌고 있는 두 별로 이루어진 항성계로, 각 별은 서로에 대해 동반성이라 부른다. 최근 연구 결과에 따르면 상당히 많은 수의 별들이 적어도 두 개 이상의 별로 이루어져 있는 것으로 보인다. 각 별의 상대궤도를 관찰하여 별의 질량을 알 수 있으므로 이러한 이중성 시스템은 천체 물리학에 있어 매우 중요하다. 가까이 붙어 있는 것처럼 보이는 이중성의 가장 유명한 예로는 큰곰자리(북두칠성)의 미자르와 알코르가 있다. 그러나 지구에서 바라보았을 때 가까이 붙어 있는 것처럼 보인다고 해서 모두 쌍성은 아니다. 바라보는 관측자의 시선 방향에 두 별이 나란히 있을 경우, 실제로 멀리 떨어져 있지만 가까이 있는 것으로 착각할 수도 있는 것이다. 이처럼 실제로는 중력으로 묶이지 않은 이중성을 광학적 쌍성(optical binaries, optical pairs)이라고 부른다. 바이어 명명법의 순서와 실제 별의 밝기 순서가 뒤틀리는 원인 중 하나이다. 대표적인 이중성으로는 알비레오가 있다. En astronomie, une étoile binaire ou binaire, appelée aussi système (stellaire) binaire ou étoile double physique, est un type de système binaire composée de deux étoiles orbitant autour d'un centre de gravité commun. Le terme « étoile binaire » a apparemment été inventé par William Herschel en 1802 pour indiquer « une vraie étoile double — l'union de deux étoiles qui sont formées ensemble dans un système par les lois de la gravitation ». Au XXIe siècle, des étoiles binaires sont classées en différents types selon leurs propriétés observables : binaire visuelle, binaire astrométrique, binaire spectroscopique et binaire à éclipses. Les étoiles peuvent appartenir à plusieurs de ces catégories, par exemple plusieurs binaires spectroscopiques sont également des binaires à éclipses. Une autre classification en trois catégories est basée sur la distance des étoiles : les binaires détachées, les binaires semi-détachées et les binaires à contact. Dans ce cas, il arrive souvent que les étoiles binaires soient des étoiles variables. Pendant longtemps les astronomes ont considéré qu'environ la moitié des étoiles appartenaient à des systèmes binaires ou triples. Depuis, la recherche indique que la situation n'est pas si simple. La fraction d'étoiles binaires en fonction du temps peut effectivement varier, puisque certains phénomènes comme les supernovae peuvent détacher une étoile de son compagnon. De plus, il n'est pas clair non plus si la fraction de binaire originelle, lors de la formation des étoiles, est universelle ou non, et si elle est la même pour les étoiles de toute masse initiale. Een dubbelster is een tweetal sterren die om een gemeenschappelijk zwaartepunt heen bewegen. Een groep van drie of meer sterren wordt vaak ook een dubbelster genoemd, al zou het beter zijn dan te spreken van een meervoudige ster. Van de circa 5000 sterren die men met het blote oog kan waarnemen blijken er zo'n 2000 dubbelsterren of meervoudige sterren te zijn. Men denkt dan ook dat ongeveer 60% van alle sterren zich in een dubbelstersysteem bevindt. De ster die het dichtst bij de Zon staat, Proxima Centauri, maakt deel uit van een drievoudige ster, als begeleider van het veel nauwere paar Alpha Centauri A en B, dat met het blote oog kan worden waargenomen. يشير النجم المزدوج إلى نجمين يبدوان قريبين حسبما يرى من الأرض.يتكون من نجمين تربطهما قوى جاذبية يدوران حول بعضهما البعض كدوران الأرض حول الشمس وفي هذة الحالة يطلق عليها نجم ثنائي (بالإنجليزية: Binary star)‏ , أو انه مجرد خداع بصري نتيجة لموقع النجمين في السماء. أحد الأمثلة الشعرى اليمانية أ وب. Als Doppelstern bezeichnet man zwei Sterne, die am Himmel so nahe beisammenstehen, dass sie von der Erde aus gesehen einen geringen Winkelabstand aufweisen oder ggf. auch mit den besten Optiken als ein einziger Stern erscheinen und mit hoher Wahrscheinlichkeit gravitativ gebunden sind. In diesem Fall bilden die Sterne eine physische Einheit, kreisen also um den gemeinsamen Schwerpunkt. Aus dieser Bewegung lässt sich die genaue Masse der beiden Sterne bestimmen, was als „Eichmethode“ für die Astrophysik von großer Bedeutung ist. Doppelsterne, die sich im Fernrohr nicht mehr trennen lassen, können oft spektroskopisch oder an ihrer Bewegung erkannt werden.Doppelsterne sind ein häufiges Phänomen und betreffen über 70 % aller Sterne. So ist beispielsweise auch das nächste System zur Sonne, Alpha Centauri, ein Mehrfachsystem, bestehend aus dem Doppelstern Alpha Centauri A und B sowie dem entfernten Begleiter Proxima Centauri. 쌍성(雙星, binary star) 또는 연성(連星)은 두 항성이 공통의 질량중심 주위로 공전하는 항성계이다. 항성계에서 가장 밝은 별을 주성(主星)이라고 하며, 주성보다 어두운 다른 별(들)을 동반성(同伴星), 반성(伴星) 또는 짝별이라 부른다. 그러나 어두운 별을 기준으로 할 때 밝은 별을 동반성, 반성, 짝별로 부를 수도 있다. 최근의 연구에 의하면, 다수의 별들이 다연성계에 속한다. 쌍성계는 천체물리학에 있어 매우 중요한데, 이는 이들의 상호 궤도를 관측하면 이들의 질량을 알 수 있기 때문이다. 개개의 별들의 질량은 쌍성으로부터의 추정에 의해 결정될 수 있다. 쌍성은 광학적 '이중성'과는 다른데, 이중성은 지구에서 보았을 때 서로 가까워 보이는 것으로, 중력으로 묶여있지 않을 수 있다. 쌍성은 광학적으로 구분될 수 있으며(안시쌍성), 분광학과 같은 간접적인 방법을 사용할 수도 있다. 쌍성이 시선방향을 포함한 궤도를 공전하면 이들은 식을 일으키는데, 이들을 식쌍성이라고 한다. 다중성으로 알려진, 두 개 이상으로 구성된 계(系)는 비교적 흔하며, 같은 명칭으로 분류된다. 쌍성계의 별들은 질량을 교환하여 단독성이 홀로 다다를 수 없는 형태로 진화하기도 한다. 쌍성계의 예로는 알골(식쌍성), 시리우스, 백조자리 X-1(한쪽 별이 블랙홀로 의심된다.) 등이 있다. 두 별이 매우 가까이 붙어있는 것을 근접쌍성이라고 한다. Córas réaltach is ea déréalta. Dhá réalta, nó réalta agus dúpholl a bhíonn inti; is é comh-aomadh imtharraingteach na reann sin a bhíonn á nascadh le chéile. В наблюдательной астрономии оптически-двойная звезда (англ. double star) — пара звёзд, которые находятся на близком угловом расстоянии друг от друга, если смотреть с Земли, особенно с помощью оптических телескопов и гравитационно не связанные друг с другом. Это происходит потому, что пара либо образует двойную звезду (то есть двойную систему звёзд на взаимной орбите, гравитационно связанных друг с другом), либо представляет собой оптически-двойную звезду, то есть случайное нахождение двух звёзд на линии прямой видимости на разных расстояниях от наблюдателя. Поэтому разделение и каталогизация двойных звёзд и оптически-двойных звёзд — очень важная задача в астрономии. Двойные звёзды важны для астрономов, так как знание их движений позволяет напрямую вычислять звёздную массу и другие звёздные параметры. Единственный (возможно) случай оптически-двойной звезды, чьи два компонента видны невооружённым глазом — случай Мицара и Алькора (хотя на самом деле это система с несколькими звёздами), но точно не известно, являются ли Мицар и Алькор гравитационно связанными. С начала 1780-х годов как профессиональные, так и любительские наблюдатели двойных звёзд измеряли расстояния и углы между двойными звёздами, чтобы определить относительные движения пар. Если относительное движение пары определяет изогнутую дугу орбиты или если относительное движение мало по сравнению с общим собственным движением обеих звёзд, можно сделать вывод, что пара находится на взаимной орбите как двойная звезда. В противном случае пара является оптической. Звёздные системы из нескольких звёзд также изучаются подобным же образом, хотя динамика множества звёзд более сложна, чем динамика двойных звёзд. Ниже приведены три типа двойных звёзд: * оптически-двойные — не связанные гравитационно звёзды, которые просто расположены близко друг к другу благодаря случайному выравниванию для наблюдателя с Земли; * визуально-двойные — гравитационно связанные звёзды, которые видны отдельно друг от друга с помощью телескопа; * невизуально-двойные — звёзды, чей двоичной статус был определён с помощью косвенных методов, таких как покрытие (затменные двойные), спектроскопия (спектрально-двойные звёзды) или аномалии в собственном движении (астрометрические двойные). Усовершенствования в телескопостроении могут превратить ранее обычные звёзды в визуально-двойные, как это произошло с Полярной звездой A в 2006 году. Собственно говоря, только наша неспособность телескопически наблюдать две отдельные звезды, разделяют оптически-двойные и двойные звёзды. Dvojhvězda jsou dvě hvězdy, které jsou na obloze blízko sebe. V zásadě může jít o blízkost dvojího druhu: * fyzická dvojhvězda – hvězdy jsou skutečně blízko sebe a obíhají kolem společného těžiště, jeden z případů vícenásobné hvězdy, například Sirius ve Velkém Psu * optická dvojhvězda – hvězdy jsou v prostoru daleko od sebe, ale z pohledu pozorovatele na Zemi se promítají na stejné místo na obloze, např. Mizar a Alkor v souhvězdí Velké medvědice Více než 70 % všech hvězd tvoří dvojhvězdy a v Mléčné drázeje to více než polovina hvězd. Jen asi sedmina hvězd jsou osamocené jako třeba Slunce. Uma estrela binária é um sistema estelar que consiste de duas estrelas orbitando um baricentro (centro de massas) comum. A estrela mais brilhante é chamada de primária, enquanto a estrela menos brilhante é chamada de estrela companheira ou secundária. Pesquisas desde o início do século XIX sugerem que muitas estrelas são parte de um sistema binário ou de sistemas com mais de duas estrelas, chamados sistemas múltiplos de estrelas. O termo estrela dupla é por vezes utilizado como sinônimo, embora, na definição astronômica moderna, estrelas duplas sejam quaisquer estrelas próximas entre si no céu terrestre, podendo ser uma estrela binária ou uma estrela dupla óptica, a última consistindo de duas estrelas que não possuem nenhuma conexão física, mas aparentam estar próximas umas das outras no céu, vistas da Terra. Estrelas duplas podem ser determinadas como ópticas se seus componentes possuem movimento próprio ou velocidade radial diferentes, ou medidas de paralaxe revelando que as distâncias da Terra das duas estrelas envolvidas são significativamente diferentes. Não se sabe se a maior parte das estrelas duplas conhecidas atualmente são estrelas binárias propriamente ditas ou estrelas duplas ópticas. Sistemas de estrelas binárias são muito importantes na astrofísica, porque os cálculos de suas órbitas permitem que a massa das estrelas componentes seja diretamente calculada, permitindo então uma estimativa indireta do seu raio e densidade, bem como uma relação empírica entre massa e luminosidade, pela qual as massas de estrelas individuais podem ser estimadas. Estrelas binárias são frequentemente detectadas visualmente, caso em que são chamadas de binárias visuais. Várias binárias visuais possuem longos períodos orbitais de vários séculos ou milênios e, portanto, as características de suas órbitas são pouco conhecidas ou não são conhecidas com precisão. Estrelas binárias também podem ser detectadas através de técnicas indiretas, tais como espectroscopia (binárias espectroscópicas) ou astrometria (binárias astrométricas). Se as estrelas de um sistema binário orbitam em um plano ao longo da linha de visão da Terra, tais estrelas se eclipsam mutuamente; esses pares são chamados de binárias eclipsantes ou binárias fotométricas, devido ao fato de serem detectadas pela mudança de brilho durante eclipses e trânsitos estelares. Se as componentes de um sistema binário estelar estão suficientemente próximas uma da outra, as estrelas podem mutuamente distorcer gravitacionalmente a atmosfera da sua companheira. Em alguns casos, pode haver transferência gravitacional de material de uma estrela para outra, fazendo com que estrelas de sistemas binários atinjam estágios da evolução estelar que seriam impossíveis em uma estrela solitária. Exemplos de sistemas binários incluem Sirius e Cygnus X-1 (do qual um dos membros é provavelmente um buraco negro). Estrelas binárias também são comuns como núcleo de várias nebulosas planetárias e são progenitoras de novas e supernovas tipo Ia. Подвійні зорі — зоряні системи, що складаються з двох зір, які обертаються навколо їх загального барицентру. Системи двох або більше зір називають зоряними системами. Ці об'єкти, особливо віддалені, часто здаються неозброєному оку єдиною точкою світла, а потім виявляються як множинними системами іншими способами. Термін «подвійна зоря» часто вживають як синонім та оптично-подвійних зір, однак це різні явища. Парними називають зорі, що лежать поряд на небосхилі Землі; вони майже на одній прямій видимості. Проте їх парність залежить лише від оптичного ефекту; у просторі ж ці зорі можуть бути віддаленими одна від одної й не мати ніякого фізичного зв'язку. Такі зорі називають оптично-подвійними (на відміну від справжніх, фізично подвійних). Подвійну зорю можна відрізнити від оптично-подвійної шляхом за відмінністю у їх паралаксах, власних рухах або радіальних швидкостях. Більшість відомих парних зір не досліджувались належним чином, щоб визначити чи є вони оптичними-подвійними чи справжніми подвійними системами, пов'язаними гравітацією. Подвійні зоряні системи дуже важливі в астрофізиці, оскільки розрахунки їх орбіт дозволяють безпосередньо визначати маси складових зір, що, в свою чергу, дозволяє опосередковано оцінювати інші зоряні параметри, такі як радіус і густина. Це також визначає емпіричне співвідношення маса-світність, за яким можна оцінити маси окремих зір. Подвійні зорі іноді можна побачити окремо одну від одної, і в цьому випадку їх називають візуально-подвійними. Багато візуально-подвійних мають довгі орбітальні періоди, кілька століть або тисячоліть, а отже, мають невизначені або маловідомі орбіти. Подвійність також може бути виявлена непрямими методами, такими як спектроскопія (спектроскопічно подвійні) або астрометрія (астрометрично подвійні). Якщо промінь зору лежить у площині обертання подвійної системи, то її компоненти час від часу затемнюватимуть одна одну від спостерігача на Землі; такі пари називають затемнюванюваними подвійними або фотометрично подвійними. Якщо компоненти у подвійних зоряних системах досить близькі, вони можуть гравітаційно викривлювати зовнішню зоряну атмосферу. У деяких випадках ці тісні подвійні системи можуть обмінюватися масою, що може довести їх еволюцію до стадій, яких поодинокі зорі не можуть досягти. Прикладами подвійних є Сіріус, Лебідь Х-1 (Лебідь Х-1 є добре відомою чорною дірою), і Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці. Подвійні зорі також поширені як ядра багатьох планетарних туманностей і є родоначальниками як нових, так і наднових Ia типу. Двойная звезда, или двойная система, — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам. Звёзды, которые находятся на малом угловом расстоянии друг от друга на небесной сфере, но гравитационно не связаны, не относятся к двойным; они называются оптически-двойными. Измерив период обращения и расстояние между звёздами, иногда можно определить массы компонентов системы. Этот метод практически не требует дополнительных модельных предположений, и поэтому является одним из главных методов определения масс в астрофизике. По этой причине двойные системы, компонентами которых являются чёрные дыры или нейтронные звёзды, представляют большой интерес для астрофизики. Bintang biner adalah sistem bintang yang terdiri dari dua komponen bintang yang mengorbit disekitar pusat massa. Sistem yang terdiri dua atau lebih bintang disebut sistem bintang ganda. Sistem ini jika berjarak sangat jauh, maka akan tampak dengan mata telanjang sebagai satu titik cahaya, dan kemudian terungkap sebagai bintang ganda dengan cara lain. Istilah bintang ganda sering digunakan secara sinonim untuk merujuk pada bintang biner; akan tetapi, bintang ganda juga dapat berarti bintang ganda optik. Disebut ganda optik karena kedua bintang tampak berdekatan di langit seperti yang terlihat dari Bumi; mereka terlihat hampir pada . Namun demikian, "penggandaan" mereka hanya bergantung pada efek optik ini; bintang-bintang itu sendiri berjarak jauh satu sama lain dan tidak berbagi hubungan fisik. Sebuah bintang ganda dapat dinyatakan sebagai optik melalui perbedaan dalam pengukuran paralaks, gerakan yang tepat, atau kecepatan radialnya. Bintang ganda yang paling dikenal belum dipelajari dengan baik untuk menentukan apakah mereka hanya optik ganda atau bintang ganda yang terikat secara fisik melalui gravitasi ke dalam sistem bintang ganda. Sistem bintang biner sangat penting dalam astrofisika karena perhitungan orbitnya memungkinkan perhitungan massa bintang yang ditentukan secara langsung, yang pada gilirannya memungkinkan parameter bintang lainnya, seperti radius dan kepadatan yang diperkirakan secara tidak langsung. Ini juga menentukan hubungan luminositas massa empiris dari massa bintang tunggal yang dapat diperkirakan. Bintang biner sering kali dianggap sebagai bintang terpisah, dalam hal ini disebut visual biner. Banyak visual biner memiliki periode orbit yang panjang selama beberapa abad atau milenium dan oleh karena itu mereka memiliki orbit yang tidak pasti atau kurang diketahui. Mereka juga dapat dideteksi dengan teknik tidak langsung, seperti spektroskopi (biner spektroskopi) atau astrometri (biner astrometri). Jika sebuah bintang biner mengorbit pada sebuah bidang di sepanjang garis pandang kita, salah satu komponennya akan mengalami gerhana dan saling transit; sistem ini disebut biner gerhana, atau bersama dengan biner lain yang mengubah kecerahan saat mengorbit melalui biner. Jika komponen dalam sistem bintang biner cukup dekat, mereka dapat mendistorsi atmosfer luar bintang timbal baliknya secara gravitasi. Dalam beberapa kasus, sistem biner dekat ini dapat bertukar massa, yang dapat membawa evolusinya ke tahapan yang tidak dapat dicapai oleh bintang tunggal. Contoh sistem biner adalah Sirius, dan Cygnus X-1 (Cygnus X-1 adalah lubang hitam yang terkenal). Banyak bintang biner yang ditemukan di inti dari kebanyakan nebula planet, dan merupakan nenek moyang bintang pendahulu yang mengalami ledakan nova dan tipe Ia. 雙星（英語：Double star）在觀測天文學中指的是當兩顆恆星由地球上觀察時，在視線的方向上非常接近，以致以肉眼看起來像是只有一顆恆星，但使用望遠鏡時就能分辨出來是一對的恆星。這種情形可以發生在一對聯星，也就是有著互動的軌道，並且被彼此的引力束縛在一起；也可以是光學雙星，這是兩顆有著不同的距離，但恰巧在天空中相同的方向上被對準在一起。聯星對恆星天文學家是很重要的，當知道它們的運動，就可以直接計算它們的質量和其它地恆星參數。從1780年代開始，研究雙星的專業和業餘天文學家就透過望遠鏡的觀測量雙星之間的距離和角度，以量度每一對雙星之間的相對運動。如果測量出的相對運動是一段軌道弧線，或者相對運動相較於這兩顆恆星本身的一般自行是很小的值，就可以得到這兩顆恆星沒有相互的軌道運動。換言之，這一對就只是光學雙星。雖然多顆的恆星系統的運動比聯星更為複雜，但對聚星的研究也是用這種方法。成對的恆星有下列三種： * 光學雙星：是無關聯的恆星－只是從地球看過去他們恰好對齊在一起； * 目視聯星－被引力束縛在一起，使用光學望遠鏡就可以分辨的恆星； * 非目視聯星－要使用更專業的工具，像是掩星（食雙星）、光譜（光譜聯星）、或異常的自行（天測聯星）才能分辨的聯星。就觀念而言，後面這兩種之間其實沒有差別。望遠鏡的改進可以將非目視聯星重分類至目視聯星中，像北極星在2006年就發生這種情形。因此，第三種只是我們在觀測方法上的不同造成的區別。 Gwiazda podwójna – układ dwóch gwiazd leżących (optycznie lub fizycznie) blisko siebie. Gwiazdy optycznie podwójne mogą leżeć bardzo daleko od siebie, a jednak z naszego punktu widzenia zdają się "pokrywać". Najsłynniejszą taką parą jest Mizar i Alkor w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy (w rzeczywistości jest to układ 6-krotny, lecz gołym okiem lub przez małe przyrządy optyczne są widoczne jedynie dwa składniki). Gwiazdy fizycznie podwójne to takie, które w rzeczywistości położone są blisko siebie i oddziałują na siebie grawitacyjnie (krążą wokół wspólnego środka masy). Przykładem takiego układu jest Alfa Centauri czy też Syriusz i towarzyszący mu biały karzeł. Szczególnym typem gwiazd fizycznie podwójnych są gwiazdy zaćmieniowe. Patrząc z Ziemi na taki układ możemy zaobserwować jak jeden ze składników przemieszczając się po swojej orbicie okresowo przysłania swojego towarzysza. Takie zdarzenie powoduje zmianę jasności układu. Algol w Perseuszu jest właśnie taką gwiazdą. Co 2,5 dnia jasność waha się w zakresie od 2 do 3m. Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común. Estudios recientes sugieren que un elevado porcentaje de las estrellas son parte de sistemas de al menos dos astros. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri. Debido a la gran cantidad de estrellas aparentemente binarias existentes en el universo, los astrónomos han necesitado desarrollar formas para distinguir las que son verdaderamente binarias de las que parecen serlo, pero que es solo una cuestión óptica. Esa situación surge cuando dos astros separados por grandes distancias y sin relación gravitatoria mutua, se ven muy cercanos desde nuestra perspectiva. También han existido ocasiones en las que estrellas de luminosidad cambiante parecieron ser binarias eclipsantes cuando en realidad no lo eran. Si bien existen pares de estrellas orbitando tan alejadamente una de otra como para evolucionar de forma independiente, en muchas ocasiones las binarias se encuentran a distancias tan cortas que su progreso individual se ve alterado por los cambios que sufre su compañera. Esos sistemas evolucionan entonces como un todo, creando objetos que de otra forma serían imposibles. Astronomian izar bikoitz Lurretik ikusita elkarrengandik oso gertu diruditen bi izarri deritze. Bi izar bikoitz mota daude: * Izar bitar bisualak: izarrak espazioan elkarrengandik oso gertu daudenean eta grabitatearen bidez lotuta daudenean. * Izar bikoitz optikoak: izarrak elkarrengandik hurbil ez daudenean eta beraz euren artean grabitate loturarik ez dagoenean. Bitar bisual adibide bat da, non bi izarrak, elkarrengandik 9,6 arku segundoz bananduak, elkarrengandik 40 eta 600 unitate astronomikoko distantziara dauden, orbita bat 3249 urtetik behin betez. Bikoitz optikoaren adibide bat Anser eta izango lirateke; bisualki bitar zabal bat, baina elkarrengandik 200 argi urteko distantziaz bananduak daude. Na astronomia observacional, uma estrela dupla ou dupla visual é um par de estrelas que parecem próximas uma da outra no céu, quando vistas da Terra através de um telescópio óptico. Isto pode acontecer porque o par forma uma estrela binária, isto é, um sistema binário de estrelas em órbita recíproca, gravitacionalmente ligadas uma à outra, ou por causa de um alinhamento casual no céu de duas estrelas que estão a diferentes distâncias. As estrelas binárias são importantes para os astrônomos estelares porque o conhecimento dos seus movimentos permite o cálculo direto da massa e outros parâmetros estelares. Desde os anos 1780, observadores profissionais e amadores de estrela duplas mediram com telescópios as distâncias e ângulos entre as estrelas duplas para determinar os movimentos relativos dos pares. Se o movimento relativo de um par determina um arco curvado de uma órbita, ou se o movimento relativo é pequeno comparado com o movimento próprio comum das duas estrelas, pode-se concluir que o par está em órbita recíproca como uma estrela binária. De outro modo, o par é óptico. Estrelas múltiplas são também estudadas desta forma, embora a dinâmica de sistemas estelares múltiplos seja mais complexa do que a das estrelas binárias. Existem três tipos de pares de estrelas: * Duplas ópticas são estrelas não relacionadas que parecem próximas por causa de um alinhamento casual com a Terra. * Binárias visuais são estrelas gravitacionalmente ligadas que podem ser vistas separadamente com um telescópio. * Binárias não visuais são estrelas cuja característica de binárias foi deduzida por meios mais complexos, como a ocultação (binárias eclipsantes), espectroscopia (binárias espectroscópicas) ou anomalias no movimento próprio (binárias astrométricas). Melhorias nos telescópios podem transformar estrelas anteriormente binárias não visuais em binárias visuais, como aconteceu com Polaris A em 2006. É apenas a impossibilidade de observar telescopicamente duas estrelas separadas que distingue binárias visuais das não visuais.
gold:hypernym: dbr:System
prov:wasDerivedFrom: wikipedia-en:Binary_star?oldid=1115813205&ns=0
dbo:wikiPageLength: 68512
foaf:isPrimaryTopicOf: wikipedia-en:Binary_star