ดาวคู่ถูกจำแนกออกเป็นสี่ประเภทตามวิธีการสังเกต ได้แก่ การสังเกตด้วยสายตา การสังเกตด้วยสเปกโทรสโกปี การเปลี่ยนแปลงเป็นระยะในเส้นสเปกตรัมการ สังเกตด้วยโฟ โตเมตริกการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่เกิดจากสุริยุปราคา หรือการสังเกตด้วยแอสโทรเมตริกการวัดการเบี่ยงเบนของตำแหน่งดาวที่เกิดจากดาวคู่ที่มองไม่เห็น^{[ 13 ] [ 17 ]}ดาวคู่ใดๆ ก็สามารถอยู่ในหลายประเภทเหล่านี้ได้ ตัวอย่างเช่น ดาวคู่สเปกโทรสโกปีหลายดวงก็เป็นดาวคู่สุริยุปราคาด้วยเช่นกัน

ระบบดาวคู่สเปกโทรสโกปี

บางครั้ง หลักฐานเดียวที่บ่งชี้ว่ามีดาวคู่มาจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ของแสงที่ปล่อยออกมา ในกรณีเหล่านี้ ดาวคู่จะประกอบด้วยดาวสองดวง โดยเส้นสเปกตรัมในแสงที่ปล่อยออกมาจากแต่ละดวงจะเลื่อนไปทางสีน้ำเงินเมื่อดาวเคลื่อนที่เข้าหาเรา และเลื่อนไปทางสีแดงเมื่อดาวเคลื่อนที่ออกห่างจากเรา ในระหว่างการโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวล ร่วมกัน โดยมีคาบการโคจรร่วมกันของดาวทั้งสองดวง

ในระบบเหล่านี้ ระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์มักจะน้อยมาก และความเร็วในการโคจรสูงมาก เว้นแต่ว่าระนาบของวงโคจรจะตั้งฉากกับแนวสายตา ความเร็วในการโคจรจะมีส่วนประกอบอยู่ในแนวสายตา และความเร็วเชิงรัศมี ที่สังเกตได้ ของระบบจะเปลี่ยนแปลงเป็นระยะ เนื่องจากความเร็วเชิงรัศมีสามารถวัดได้ด้วยสเปกโทรเมตรโดยการสังเกตการเลื่อนดอปเปลอร์ ของ เส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์ ดาวคู่ที่ตรวจพบด้วยวิธีนี้จึงเรียกว่า ดาวคู่สเปกโทรสโคปิก ดาวคู่ เหล่านี้ส่วนใหญ่ไม่สามารถแยกแยะได้ว่าเป็นดาวคู่แบบมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า แม้แต่ด้วยกล้องโทรทรรศน์ ที่มี กำลังการแยกภาพสูงสุดที่มีอยู่ก็ตาม

ในระบบดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิกบางระบบ เส้นสเปกตรัมจากดาวทั้งสองดวงสามารถมองเห็นได้ และเส้นสเปกตรัมจะสลับกันระหว่างเส้นคู่และเส้นเดี่ยว ระบบดังกล่าวเรียกว่า ระบบดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิกสองเส้น (มักใช้สัญลักษณ์ "SB2") ในระบบอื่นๆ จะเห็นสเปกตรัมของดาวเพียงดวงเดียว และเส้นสเปกตรัมจะเลื่อนไปทางสีน้ำเงินเป็นระยะๆ จากนั้นไปทางสีแดง และกลับมาอีกครั้ง ดาวในระบบดังกล่าวเรียกว่า ระบบดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิกเส้นเดี่ยว ("SB1")

วงโคจรของระบบดาวคู่แบบสเปกโทรสโกปีถูกกำหนดโดยการสังเกตความเร็วเชิงรัศมีขององค์ประกอบหนึ่งหรือทั้งสองของระบบเป็นระยะเวลานาน จากนั้นจึงนำค่าที่ได้มาพล็อตเทียบกับเวลา และจากเส้นโค้งที่ได้จะสามารถกำหนดคาบการโคจรได้ หากวงโคจรเป็นวงกลมเส้นโค้งจะเป็น เส้นโค้ง ไซน์หากวงโคจรเป็นวงรีรูปทรงของเส้นโค้งจะขึ้นอยู่กับความเยื้องศูนย์กลางของวงรีและการวางแนวของแกนเอกเมื่อเทียบกับแนวสายตา

ไม่สามารถกำหนดแกนกึ่งเอกaและความเอียงของระนาบวงโคจรi ได้โดยตรง อย่างไรก็ตาม ผลคูณของแกนกึ่งเอกและไซน์ของความเอียง (เช่นa sin i ) สามารถกำหนดได้โดยตรงในหน่วยเชิงเส้น (เช่น กิโลเมตร) หาก สามารถกำหนด aหรือiได้ด้วยวิธีอื่น เช่นในกรณีของดาวคู่ที่เกิดสุริยุปราคา จะสามารถหาคำตอบที่สมบูรณ์สำหรับวงโคจรได้^{[ 19 ]}

ดาวคู่ที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าและสามารถมองเห็นได้ด้วยสเปกโทรสโกปีนั้นหายาก และเป็นแหล่งข้อมูลที่มีค่าเมื่อพบเจอ ปัจจุบันรู้จักอยู่ประมาณ 40 ดวง ดาวคู่ที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามักมีระยะห่างที่แท้จริงมาก โดยมีคาบการโคจรที่วัดได้เป็นทศวรรษถึงศตวรรษ ดังนั้น ความเร็วในการโคจรของพวกมันจึงมักน้อยเกินกว่าจะวัดได้ด้วยสเปกโทรสโกปี ในทางกลับกัน ดาวคู่ที่สามารถมองเห็นได้ด้วยสเปกโทรสโกปีจะเคลื่อนที่เร็วในวงโคจรเนื่องจากอยู่ใกล้กันมาก โดยปกติแล้วจะใกล้เกินกว่าจะตรวจพบได้ด้วยตาเปล่า ดังนั้น ดาวคู่ที่พบว่าสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าและสามารถมองเห็นได้ด้วยสเปกโทรสโกปีจึงต้องอยู่ใกล้โลกค่อนข้างมาก

แยกออก

บ้านแฝด

ติดต่อ

การจัดเรียงตัวของระบบดาวคู่ที่มีอัตราส่วนมวลเท่ากับ 3 เส้นสีดำแสดงถึงเส้นศักย์โรชวิกฤตภายใน หรือกลีบโรช

การจำแนกประเภทอีกแบบหนึ่งขึ้นอยู่กับระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์ โดยสัมพันธ์กับขนาดของดาวฤกษ์: ^{[ 28 ]}

ระบบดาวคู่แบบแยกคือระบบดาวคู่ที่แต่ละองค์ประกอบอยู่ในขอบเขตของโรช (Roche lobe ) กล่าวคือ บริเวณที่แรงดึงดูดของดาวดวงนั้นเองมีมากกว่าแรงดึงดูดของดาวอีกดวงหนึ่ง ในขณะที่อยู่บนลำดับหลักดาวทั้งสองดวงไม่มีผลกระทบต่อกันมากนัก และโดยพื้นฐานแล้วจะวิวัฒนาการแยกจากกัน ระบบดาวคู่ส่วนใหญ่จัดอยู่ในประเภทนี้

ดาวคู่กึ่งแยกคือดาวคู่ที่องค์ประกอบหนึ่งเติมเต็มขอบเขตโรช (Roche lobe) ของดาวคู่ดวงอื่น ในขณะที่อีกองค์ประกอบหนึ่งไม่ได้ เติมเต็ม ใน ระบบดาวคู่ที่มีปฏิสัมพันธ์ กันนี้ ก๊าซจากพื้นผิวขององค์ประกอบที่เติมเต็มขอบเขตโรช (ดาวผู้ให้) จะถูกถ่ายโอนไปยังดาวอีกดวงหนึ่งที่กำลังดูดกลืนมวล การถ่ายโอนมวลเป็นปัจจัยหลักที่กำหนดวิวัฒนาการของระบบ ในหลายกรณี ก๊าซที่ไหลเข้ามาจะก่อตัวเป็นจานสะสมมวลรอบดาวที่กำลังดูดกลืนมวล

ดาว คู่สัมผัสเป็นดาวคู่ประเภทหนึ่งที่ส่วนประกอบทั้งสองของดาวคู่เติมเต็มกลีบโรช ของพวกมัน ส่วนบนสุดของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ก่อตัวเป็นซองร่วมกันที่ล้อมรอบดาวทั้งสองดวง เมื่อแรงเสียดทานของซองชะลอการเคลื่อนที่ในวงโคจรดาวทั้งสองอาจรวมตัวกันใน ที่สุด ^{[ 29 ]} W Ursae Majorisเป็นตัวอย่างหนึ่ง

เมื่อระบบดาวคู่ประกอบด้วยวัตถุขนาดกะทัดรัดเช่น ดาว แคระขาวดาวนิวตรอนหรือหลุมดำก๊าซจากดาวอีกดวง (ดาวผู้ให้) สามารถสะสมตัวบนวัตถุขนาดกะทัดรัดได้ ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงทำให้ก๊าซร้อนขึ้นและปล่อยรังสีออกมาดาวแปรแสงแบบหายนะซึ่งมีวัตถุขนาดกะทัดรัดเป็นดาวแคระขาว เป็นตัวอย่างของระบบดังกล่าว^{[ 30 ]}ในระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์วัตถุขนาดกะทัดรัดอาจเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ก็ได้ ระบบดาวคู่เหล่านี้ถูกจัดประเภทเป็นมวลต่ำหรือมวลสูงตามมวลของดาวผู้ให้ ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลมากประกอบด้วยดาวผู้ให้มวลมากชนิดต้นอายุน้อยซึ่งถ่ายโอนมวลโดยลมดาวฤกษ์ในขณะที่ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลน้อยเป็นระบบดาวคู่กึ่งแยกซึ่งก๊าซจาก ดาวผู้ให้ ชนิดปลายหรือดาวแคระขาวไหลล้นกลีบโรชและตกลงสู่ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ^{[ 31 ]}ตัวอย่างที่รู้จักกันดีที่สุดของระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์คือระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลมากCygnus X-1ใน Cygnus  X-1 มวลของดาวคู่ที่มองไม่เห็นนั้นคาดว่ามีประมาณเก้าเท่าของดวงอาทิตย์^{[ 32 ]}ซึ่งเกินขีดจำกัด Tolman–Oppenheimer–Volkoffสำหรับมวลทางทฤษฎีสูงสุดของดาวนิวตรอนมาก ดังนั้นจึงเชื่อกันว่าเป็นหลุมดำ ซึ่งเป็นวัตถุแรกที่เชื่อกันอย่างกว้างขวาง^{[ 33 ]}

กลไก Applegate อธิบายการเปลี่ยนแปลงของคาบวงโคจรในระยะยาวที่พบในดาวคู่ที่เกิดสุริยุปราคาบางดวง เมื่อดาวฤกษ์ในลำดับหลักผ่านวัฏจักรของกิจกรรม ชั้นนอกของดาวจะอยู่ภายใต้แรงบิดแม่เหล็กที่เปลี่ยนแปลงการกระจายของโมเมนตัมเชิงมุม ส่งผลให้ความแบนของดาวเปลี่ยนแปลงไป วงโคจรของดาวในคู่ดาวนั้นเชื่อมโยงกับการเปลี่ยนแปลงรูปร่างด้วยแรงโน้มถ่วง ดังนั้นคาบจึงแสดงการปรับเปลี่ยน (โดยทั่วไปอยู่ในระดับ ∆P/P ~ 10 ⁻⁵ ) ในช่วงเวลาเดียวกันกับวัฏจักรของกิจกรรม (โดยทั่วไปอยู่ในระดับหลายทศวรรษ) ^{[ 34 ]}

ปรากฏการณ์อีกอย่างหนึ่งที่สังเกตได้ในระบบดาวคู่ Algol บางระบบคือการเพิ่มขึ้นของคาบเวลาแบบโมโนโทนิก ซึ่งแตกต่างอย่างสิ้นเชิงจากการสังเกตที่พบได้บ่อยกว่ามากของการเพิ่มขึ้นและลดลงของคาบเวลาสลับกันซึ่งอธิบายโดยกลไก Applegate การเพิ่มขึ้นของคาบเวลาแบบโมโนโทนิกได้รับการระบุว่าเกิดจากการถ่ายโอนมวล โดยปกติ (แต่ไม่เสมอไป) จากดาวที่มีมวลน้อยกว่าไปยังดาวที่มีมวลมากกว่า^{[ 35 ]}

ส่วนประกอบของดาวคู่จะถูกระบุด้วยคำต่อท้ายAและBที่ต่อท้ายชื่อระบบ โดยAหมายถึงดาวหลัก และB หมาย ถึงดาวรองอาจใช้ คำต่อท้าย AB เพื่อระบุคู่ (ตัวอย่างเช่น ดาวคู่ α Centauri AB ประกอบด้วยดาว α Centauri A และ α Centauri B) อาจใช้ตัวอักษรเพิ่มเติม เช่น C , Dเป็นต้น สำหรับระบบที่มีดาวมากกว่าสองดวง^{[ 36 ]}ในกรณีที่ดาวคู่มีชื่อตามระบบ Bayerและอยู่ห่างกันมาก สมาชิกของคู่ดาวอาจถูกกำหนดด้วยตัวยก ตัวอย่างเช่นZeta Reticuliซึ่งมีส่วนประกอบคือ ζ ¹ Reticuli และ ζ ² Reticuli ^{[ 37 ]}

ดาวคู่ยังถูกกำหนดด้วยตัวย่อที่ระบุชื่อผู้ค้นพบพร้อมกับหมายเลขดัชนี^{[ 38 ]}ตัวอย่างเช่น α Centauri ถูกค้นพบว่าเป็นดาวคู่โดยบาทหลวง Richaud ในปี 1689 ดังนั้นจึงถูกกำหนดเป็นRHD 1 [ ^{1 ] [ 39 ] รหัส}ผู้ค้นพบเหล่านี้สามารถพบได้ใน แคตตา ล็อกดาวคู่แห่งวอชิงตัน^{[ 40 ]}

ดาวฤกษ์ดวงที่สองในระบบดาวคู่ อาจถูกเรียกว่าดาวคู่ร้อนหรือดาวคู่เย็น ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของมันเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ดวงหลัก

ตัวอย่าง:

• แอนทาเรส (อัลฟา สกอร์ปิไอ) เป็นดาวยักษ์แดงในระบบดาวคู่กับดาวฤกษ์ลำดับหลักสีน้ำเงินที่ร้อนกว่าชื่อแอนทาเรส บี ดังนั้นแอนทาเรส บี จึงอาจเรียกได้ว่าเป็นดาวคู่ร้อนของดาวยักษ์เย็น^{[ 41 ]}
• ดาวคู่แบบซิมไบโอติกเช่นR Aquariiเป็นระบบดาวคู่ที่ประกอบด้วยดาวยักษ์ประเภทปลายและวัตถุคู่ที่ร้อนกว่า เนื่องจากธรรมชาติของคู่ยังไม่เป็นที่แน่ชัดในทุกกรณี จึงอาจเรียกว่า "คู่ร้อน" ^{[ 42 ]}
• ดาวแปรแสงสีน้ำเงินสว่าง Eta Carinaeได้รับการระบุว่าเป็นระบบดาวคู่ โดยดาวดวงที่สองดูเหมือนจะมีอุณหภูมิสูงกว่าดาวดวงแรก จึงถูกเรียกว่าเป็นดาวคู่ "ร้อน" ซึ่งอาจเป็นดาว Wolf–Rayetก็ได้^{[ 43 ]}
• ภารกิจเคปเลอร์ของNASAได้ค้นพบตัวอย่างของดาวคู่ที่เกิดการบดบังกัน โดยที่ดาวรองเป็นองค์ประกอบที่ร้อนกว่าKOI-74bเป็น ดาว แคระขาวที่มี  อุณหภูมิ 12,000 K ซึ่งเป็นดาวคู่ ของ KOI-74 ( KIC 6889235 ) ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด A ตอนต้นที่มีอุณหภูมิ 9,400 K [ 44 ^{] [ 45 ] [ 46 ] KOI -} 81bเป็น ดาว แคระขาวที่มีอุณหภูมิ 13,000 K ซึ่งเป็นดาวคู่ของ KOI-81 ( KIC 8823868 ) ซึ่ง เป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด B ตอนปลายที่มีอุณหภูมิ 10,000 K ^{[ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}     

แม้ว่าจะเป็นไปได้ที่ระบบดาวคู่บางระบบอาจถูกสร้างขึ้นจากการจับกันด้วยแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวเดี่ยวสองดวง แต่เนื่องจากโอกาสที่จะเกิดเหตุการณ์ดังกล่าวมีน้อยมาก (ต้องมีวัตถุสามชิ้นจริง ๆ เพราะการอนุรักษ์พลังงานทำให้เป็นไปไม่ได้ที่วัตถุที่มีแรงโน้มถ่วงเพียงชิ้นเดียวจะจับวัตถุอื่นได้) และจำนวนระบบดาวคู่ที่มีอยู่ในปัจจุบันมีจำนวนมาก จึงไม่สามารถเป็นกระบวนการก่อตัวหลักได้ การสังเกตระบบดาวคู่ที่ประกอบด้วยดาวที่ยังไม่ได้อยู่ในลำดับหลักสนับสนุนทฤษฎีที่ว่าระบบดาวคู่พัฒนาขึ้นในระหว่างการก่อตัวของดาวฤกษ์การแตกตัวของเมฆโมเลกุลในระหว่างการก่อตัวของดาวฤกษ์แรกเริ่มเป็นคำอธิบายที่ยอมรับได้สำหรับการก่อตัวของระบบดาวคู่หรือระบบดาวหลายดวง^{[ 47 ] [ 48 ]}

ผลลัพธ์ของปัญหาดาวสามดวงซึ่งดาวทั้งสามดวงมีมวลใกล้เคียงกัน คือ ในที่สุดดาวดวงใดดวงหนึ่งในสามดวงจะถูกขับออกจากระบบ และหากไม่มีการรบกวนเพิ่มเติมอย่างมีนัยสำคัญ ดาวอีกสองดวงที่เหลือจะก่อตัวเป็นระบบดาวคู่ที่เสถียร

เมื่อดาวฤกษ์ลำดับหลักมีขนาดใหญ่ขึ้นในระหว่างวิวัฒนาการในบางจุดมันอาจเกินขอบเขตของโรชซึ่งหมายความว่าสสารบางส่วนของมันจะเข้าไปในบริเวณที่แรงดึงดูดของดาวคู่ของมันมีขนาดใหญ่กว่าของตัวเอง^{[ 49 ]}ผลที่ตามมาคือสสารจะถ่ายโอนจากดาวดวงหนึ่งไปยังอีกดวงหนึ่งผ่านกระบวนการที่เรียกว่าการไหลล้นของขอบเขตโรช (RLOF) โดยอาจถูกดูดซับโดยการชนโดยตรงหรือผ่านจานสะสมมวลจุดทางคณิตศาสตร์ที่การถ่ายโอนนี้เกิดขึ้นเรียกว่าจุดลากรางจ์แรก^{[ 50 ]}ไม่ใช่เรื่องแปลกที่จานสะสมมวลจะเป็นองค์ประกอบที่สว่างที่สุด (และบางครั้งจึงเป็นองค์ประกอบเดียวที่มองเห็นได้) ของดาวคู่

หากดาวฤกษ์เติบโตเกินขอบเขต Roche lobe เร็วเกินไปจนสสารที่มีอยู่มากมายไม่สามารถถ่ายโอนไปยังองค์ประกอบอื่นได้ ก็เป็นไปได้เช่นกันที่สสารจะออกจากระบบผ่านจุด Lagrange อื่นๆ หรือในรูปของลมดาวฤกษ์ทำให้สูญเสียไปจากทั้งสององค์ประกอบ^{[ 51 ]} เนื่องจากการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยมวลของมัน กระบวนการนี้จึงส่งผลต่อการวิวัฒนาการของดาวคู่ทั้งสองดวง และสร้างขั้นตอนที่ไม่สามารถเกิดขึ้นได้กับดาวฤกษ์ดวงเดียว^{[ 52 ] [ 53 ] [ 54 ]}

การศึกษาระบบดาวคู่Algol ที่เกิดการบดบังกัน นำไปสู่ปรากฏการณ์ Algol paradoxในทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ : แม้ว่าส่วนประกอบของระบบดาวคู่จะก่อตัวขึ้นพร้อมกัน และดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะวิวัฒนาการเร็วกว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่ามาก แต่ก็พบว่า Algol A ซึ่งมีมวลมากกว่ายังคงอยู่ในลำดับหลักในขณะที่ Algol B ซึ่งมีมวลน้อยกว่าเป็นดาวกึ่งยักษ์ในขั้นวิวัฒนาการที่ช้ากว่า ปรากฏการณ์ paradox นี้สามารถแก้ไขได้ด้วยการถ่ายโอนมวล : เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่ากลายเป็นดาวกึ่งยักษ์ มันจะเติมเต็มกลีบ Roche ของมัน และมวลส่วนใหญ่จะถูกถ่ายโอนไปยังดาวฤกษ์อีกดวงหนึ่ง ซึ่งยังคงอยู่ในลำดับหลัก ในระบบดาวคู่บางระบบที่คล้ายกับ Algol สามารถมองเห็นการไหลของก๊าซได้จริง^{[ 55 ]}

นอกจากนี้ ยังเป็นไปได้ที่ระบบดาวคู่ที่อยู่ห่างกันมากจะสูญเสียแรงโน้มถ่วงระหว่างกันในช่วงอายุขัย อันเป็นผลมาจากการรบกวนจากภายนอก จากนั้นส่วนประกอบต่างๆ จะเคลื่อนตัวไปวิวัฒนาการเป็นดาวเดี่ยว การเผชิญหน้ากันอย่างใกล้ชิดระหว่างระบบดาวคู่สองระบบยังสามารถส่งผลให้เกิดการรบกวนทางแรงโน้มถ่วงของทั้งสองระบบ โดยดาวบางดวงจะถูกดีดออกไปด้วยความเร็วสูง ทำให้เกิดดาวหนี^{[ 56 ]}

หากดาวแคระขาวมีดาวคู่หูที่อยู่ใกล้ๆ ซึ่งล้นขอบเขตRoche lobe ของมัน ดาวแคระขาวจะค่อยๆดูดกลืนก๊าซจากชั้นบรรยากาศภายนอกของดาวคู่หูนั้น ก๊าซเหล่านี้จะถูกอัดแน่นบนพื้นผิวของดาวแคระขาวด้วยแรงโน้มถ่วงที่รุนแรง ถูกบีบอัดและให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิสูงมากเมื่อมีวัสดุเพิ่มเติมถูกดูดเข้ามา ดาวแคระขาวประกอบด้วยสสารเสื่อมสภาพดังนั้นจึงไม่ตอบสนองต่อความร้อนมากนัก ในขณะที่ไฮโดรเจนที่ถูกดูดกลืนเข้ามานั้นตอบสนองได้การหลอมรวมไฮโดรเจนสามารถเกิดขึ้นได้อย่างเสถียรบนพื้นผิวผ่านวัฏจักร CNOทำให้พลังงานมหาศาลที่ปลดปล่อยออกมาจากกระบวนการนี้พัดพาก๊าซที่เหลือออกไปจากพื้นผิวของดาวแคระขาว ผลที่ได้คือการระเบิดของแสงที่สว่างมาก ซึ่งเรียกว่าโนวา^{[ 57 ]}

ในกรณีที่รุนแรง เหตุการณ์นี้อาจทำให้ดาวแคระขาวเกินขีดจำกัดของ Chandrasekharและกระตุ้นให้เกิดซูเปอร์โนวาที่ทำลายดาวทั้งดวง ซึ่งเป็นสาเหตุที่เป็นไปได้อีกประการหนึ่งสำหรับดาวที่ควบคุมไม่ได้^{[ 58 ] [ 59 ]}ตัวอย่างของเหตุการณ์ดังกล่าวคือซูเปอร์โนวาSN 1572ซึ่งTycho Brahe ได้สังเกตการณ์ไว้ กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเพิ่งถ่ายภาพซากของเหตุการณ์นี้

ระบบดาวคู่ถือเป็นห้องปฏิบัติการที่สำคัญสำหรับการวัดคุณสมบัติพื้นฐานของดาวฤกษ์ เนื่องจากพลศาสตร์วงโคจรทำให้สามารถกำหนดมวลและรัศมีของดาวฤกษ์ได้อย่างแม่นยำสูง นอกจากนี้ยังมีบทบาทสำคัญในการสร้างวัตถุแปลกใหม่ เช่น ดาวนิวตรอนคู่และหลุมดำคู่ ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วง^{[ 60 ]}

Binaries provide the best method for astronomers to determine the mass of a distant star. The gravitational pull between them causes them to orbit around their common center of mass. From the orbital pattern of a visual binary, or the time variation of the spectrum of a spectroscopic binary, the mass of its stars can be determined, for example with the binary mass function. In this way, the relation between a star's appearance (temperature and radius) and its mass can be found, which allows for the determination of the mass of non-binaries.

Because a large proportion of stars exist in binary systems, binaries are particularly important to our understanding of the processes by which stars form. In particular, the period and masses of the binary tell us about the amount of angular momentum in the system. Because this is a conserved quantity in physics, binaries give us important clues about the conditions under which the stars were formed.

In a simple binary case, the distance r from the center of the first star to the center of mass or barycenter is given by

$${\displaystyle r_{1}=a\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}={\frac {a}{1+{\frac {m_{1}}{m_{2}}}}},}$$

where

• a is the distance between the two stellar centers, and
• m and m are the masses of the two stars.

If a is taken to be the semimajor axis of the orbit of one body around the other, then r is the semimajor axis of the first body's orbit around the center of mass or barycenter, and r = a − r is the semimajor axis of the second body's orbit. When the center of mass is located within the more massive body, that body appears to wobble rather than following a discernible orbit.

The red cross marks the center of mass of the system. These images do not represent any specific real system.

(a) Two bodies of similar mass orbiting around a common center of mass, or barycenter	(b) Two bodies with a difference in mass orbiting around a common barycenter, like the Charon–Pluto system
(c) Two bodies with a major difference in mass orbiting around a common barycenter (similar to the Earth–Moon system)	(d) Two bodies with an extreme difference in mass orbiting around a common barycenter (similar to the Sun–Earth system)
(e) Two bodies with similar mass orbiting in an ellipse around a common barycenter

มีการประมาณว่าประมาณหนึ่งในสามของระบบดาวในกาแล็กซีทางช้างเผือกเป็นระบบดาวคู่หรือดาวหลายดวง โดยอีกสองในสามที่เหลือเป็นดาวเดี่ยว^{[ 62 ]}ความถี่โดยรวมของดาวธรรมดาเป็นฟังก์ชันที่เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง ของ มวลดาวนั่นคือ ความน่าจะเป็นที่จะอยู่ในระบบดาวคู่หรือระบบดาวหลายดวงจะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องเมื่อมวลของส่วนประกอบเพิ่มขึ้น^{[ 61 ]}

มีความสัมพันธ์โดยตรงระหว่างคาบการโคจรของดาวคู่และความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจร โดยระบบที่มีคาบสั้นจะมีค่าความเยื้องศูนย์กลางน้อยกว่า ดาวคู่สามารถพบได้โดยมีระยะห่างใดๆ ก็ได้ ตั้งแต่คู่ที่โคจรใกล้กันมากจนแทบจะสัมผัสกัน ไปจนถึงคู่ที่อยู่ห่างกันมากจนการเชื่อมต่อของพวกมันแสดงให้เห็นได้เพียงจากการเคลื่อนที่เฉพาะตัว ร่วมกัน ในอวกาศเท่านั้น ในบรรดาระบบดาวคู่ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง มีสิ่งที่เรียกว่าการกระจายแบบลอการิทมิกปกติของคาบ โดยระบบส่วนใหญ่เหล่านี้โคจรด้วยคาบประมาณ 100 ปี นี่เป็นหลักฐานสนับสนุนทฤษฎีที่ว่าระบบดาวคู่ก่อตัวขึ้นในระหว่าง การก่อตัว ของดาวฤกษ์^{[ 63 ]}

ในคู่ดาวที่มี ความสว่างเท่ากัน ดาวทั้งสองดวงจะมีประเภทสเปกตรัม เดียวกัน ในระบบที่มีความสว่างต่างกัน ดาวที่จางกว่าจะมีสีฟ้ากว่าหากดาวที่สว่างกว่าเป็นดาวยักษ์ และจะ ^มีสีแดงกว่าหากดาวที่สว่างกว่าอยู่ในลำดับหลัก^[ 64 ^]

มวลของดาวฤกษ์สามารถกำหนดได้โดยตรงจากแรงดึงดูดของแรงโน้มถ่วงเท่านั้น นอกเหนือจากดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์อื่นๆ ที่ทำหน้าที่เป็นเลนส์โน้มถ่วงแล้ววิธีนี้สามารถทำได้เฉพาะในระบบดาวคู่และระบบดาวหลายดวงเท่านั้น ทำให้ดาวคู่เป็นดาวฤกษ์ประเภทสำคัญ ในกรณีของดาวคู่ที่มองเห็นได้ หลังจากที่ได้กำหนดวงโคจรและพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์ในระบบแล้ว มวลรวมของดาวทั้งสองดวงอาจหาได้โดยการประยุกต์ใช้กฎฮาร์มอนิกของเคปเลอร์โดยตรง^{[ 65 ]}

น่าเสียดายที่การหาค่าวงโคจรที่สมบูรณ์ของระบบดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิกนั้นเป็นไปไม่ได้ เว้นแต่ว่าระบบนั้นจะเป็นระบบดาวคู่แบบมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าหรือแบบสุริยุปราคาด้วย ดังนั้นจากวัตถุเหล่านี้จึงสามารถหาได้เพียงผลคูณร่วมของมวลและไซน์ของมุมเอียงเทียบกับแนวสายตาเท่านั้น ในกรณีของระบบดาวคู่แบบสุริยุปราคาที่เป็นระบบดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิกด้วยนั้น เป็นไปได้ที่จะหาคำตอบที่สมบูรณ์สำหรับคุณสมบัติ (มวลความหนาแน่นขนาดความสว่างและรูปร่างโดยประมาณ) ของสมาชิกทั้งสองในระบบได้

ดาวเคราะห์

แม้ว่าจะพบว่าระบบดาวคู่จำนวนหนึ่งมีดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะแต่ระบบดังกล่าวค่อนข้างหายากเมื่อเทียบกับระบบดาวเดี่ยว การสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์แสดงให้เห็นว่าดาวเดี่ยวส่วนใหญ่ที่มีประเภทเดียวกับดวงอาทิตย์มีดาวเคราะห์จำนวนมาก แต่มีเพียงหนึ่งในสามของระบบดาวคู่เท่านั้นที่มีดาวเคราะห์ ตามการจำลองทางทฤษฎี^{[ 66 ]}แม้แต่ระบบดาวคู่ที่อยู่ห่างกันมากก็มักจะรบกวนจานของเม็ดหินซึ่งเป็น แหล่งกำเนิด ของดาวเคราะห์ก่อนเกิด ในทางกลับกัน การจำลองอื่นๆ ชี้ให้เห็นว่าการมีดาวคู่เป็นคู่หูสามารถปรับปรุงอัตราการก่อตัวของดาวเคราะห์ภายในเขตวงโคจรที่เสถียรได้โดยการ "กวน" จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด ทำให้เพิ่มอัตราการสะสมของดาวเคราะห์ก่อนเกิดภายใน^{[ 67 ]}

การตรวจจับดาวเคราะห์ในระบบดาวหลายดวงทำให้เกิดความยากลำบากทางเทคนิคเพิ่มเติม ซึ่งอาจเป็นเหตุผลว่าทำไมจึงพบได้น้อยมาก^{[ 68 ]}ตัวอย่างเช่นดาวแคระขาว - พัลซาร์คู่PSR B1620-26ดาวแคระแดง - ดาวยักษ์ คู่Gamma Cepheiและดาวแคระขาว - ดาวแคระแดงคู่NN Serpentisเป็นต้น^{[ 69 ]}

จากการศึกษาระบบดาวเคราะห์ที่รู้จักก่อนหน้านี้จำนวน 14 ระบบ พบว่า 3 ระบบเป็นระบบดาวคู่ ดาวเคราะห์ทั้งหมดพบว่าโคจรอยู่ในวงโคจรแบบ S รอบดาวฤกษ์หลัก ใน 3 กรณีนี้ ดาวฤกษ์รองมีความสว่างน้อยกว่าดาวฤกษ์หลักมาก จึงไม่สามารถตรวจพบได้ก่อนหน้านี้ การค้นพบนี้ส่งผลให้มีการคำนวณพารามิเตอร์ใหม่สำหรับทั้งดาวเคราะห์และดาวฤกษ์หลัก^{[ 70 ]}

นิยายวิทยาศาสตร์มักนำเสนอดาวเคราะห์ของระบบดาวคู่หรือดาวสามดวงเป็นฉากหลัง ตัวอย่างเช่น ทาทูอินของจอร์จ ลูคัสจากสตาร์ วอร์สและเรื่องราวที่โดดเด่นเรื่องหนึ่งคือ " ไนท์ฟอลล์ " ยังนำเสนอระบบดาวหกดวงอีกด้วย ในความเป็นจริง ช่วงวงโคจรบางช่วงเป็นไปไม่ได้ด้วยเหตุผลทางพลศาสตร์ (ดาวเคราะห์จะถูกขับออกจากวงโคจรค่อนข้างเร็ว โดยอาจถูกขับออกจากระบบไปเลยหรือถูกย้ายไปยังช่วงวงโคจรที่ใกล้หรือไกลกว่าเดิม) ในขณะที่วงโคจรอื่นๆ ก่อให้เกิดความท้าทายอย่างมากต่อชีวภาค ในอนาคต เนื่องจากอุณหภูมิพื้นผิวที่ผันผวนอย่างมากในช่วงต่างๆ ของวงโคจร ดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์เพียงดวงเดียวในระบบดาวคู่เรียกว่ามีวงโคจรแบบ "S" ในขณะที่ดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ทั้งสองดวงมีวงโคจรแบบ "P" หรือ " วงโคจร รอบดาวคู่ " มีการประมาณการว่า 50–60% ของระบบดาวคู่สามารถรองรับดาวเคราะห์คล้ายโลกที่อยู่อาศัยได้ภายในช่วงวงโคจรที่เสถียร^{[ 67 ]}