Двойные звезды — пары звезд, связанные в одну совокупность силами тяготения (см. Гравитация). Компоненты таких совокупностей обрисовывают собственные орбиты около центра масс. Существуют тройные, четверные звезды; их именуют кратными звездами.
В зависимости от их расположения и размеров орбит в пространстве, и от расстояния от нас двойные звезды изучают самыми различными способами, их наблюдения ведут посредством разных инструментов, включая современные спектр-интерферометры и интерферометры с долгой базой.
Совокупности, в которых компоненты возможно рассмотреть в телескоп либо сфотографировать посредством длиннофокусного астрографа, именуют визуально-двойными звездами. Действительно, среди замечаемых двойных звезд не все образуют физические пары. Время от времени звезды, не смотря на то, что и кажутся родными на небе, в действительности только случайно находятся в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют громадные расстояния. Это оптические двойные звезды. К середине XVIII в. было известно 20 визуально-двойных звезд. Сейчас же в каталоги визуально-двойных звезд включено более 70 000 (включая широкие пары).
Второй тип двойных составляют те звезды, у которых плоскости орбит близки к направлению луча зрения. При перемещении такие звезды попеременно загораживают друг друга, исходя из этого блеск совокупности временно ослабевает. Это затменно-двойные звезды. Мы не можем заметить раздельно их компоненты, поскольку угловое расстояние между ними мало, и судим о двойственности совокупности по периодическим колебаниям блеска. Затменно-двойных открыто уже более 4000.
В случае, если компоненты двойной звезды весьма близки между собой и достаточно ярки, то возможно сфотографировать их спектры и заметить периодическое расщепление спектральных линий благодаря результата Доплера (см. Лучевая скорость). В случае, если один из компонентов — не сильный звезда, то отмечается только периодическое колебание положения одиночных линий. Оно говорит об орбитальном перемещении компонентов около их центра масс. Это спектрально-двойственные звезды. Их известно около 2500.
Изучать двойные звезды начал британский астролог В. Гершель в конце XVIII в. и продолжил в начале XIX в. русский астролог В. Я. Струве. Сейчас изучение их особенно завлекает ученых, поскольку сверхновые звёзды и новые звезды, кое-какие типы вспыхивающих звезд, источники космического рентгеновского излучения, чёрные дыры и нейтронные звёзды были компонентами двойных звезд.
На данный момент возможно сделать вывод, что более 70% всех звезд входит в состав двойных либо кратных звезд разного вида. Наряду с этим наблюдаются комбинированные совокупности. К примеру, компонент визуально-двойной звезды сам выясняется спектрально-двойной либо затменно-двойной звездой и т. п.
К перечисленным видам двойных возможно присоединить ещё звезды со сложным спектром. Это говорит о том, что компоненты — звезды различных спектральных классов (см. Спектральная классификация звезд).
Двойными являются и звезды с однообразным собственным перемещением (при отсутствии вторых показателей двойственности). Это так именуемые широкие пары.
При помощи многоцветной фотоэлектрической фотометрии возможно найти двойственность звезды, которая в противном случае ничем себя не проявляет. Это фотометрические двойные. Помимо этого, существуют астрометрические двойные либо звезды с невидимыми спутниками (см. Невидимые спутники звезд), каковые кроме этого должны быть причислены к двойным звездам. Их на данный момент известно около 20.
Для определения элементов орбиты визуально-двойной нужно накопить за долгие годы много измерений, дабы с уверенностью начертить эллипс видимой орбиты. Перемещение спутника (более не сильный звезды) довольно фундаментальной происходит в соответствии с законам Кеплера (см. Кеплера законы). Только у нескольких десятков визуально-двойных пар надежно вычислены элементы орбит. Их периоды обращения составляют от нескольких лет до нескольких сотен лет.
В то время, когда известно расстояние двойной звезды от нас, т. е. в то время, когда измерен ее параллакс, возможно выяснить сумму весов компонентов совокупности, применив третий закон Кеплера.
Для многих совокупностей из наблюдений не считая суммы весов возможно выяснить кроме этого и отношение весов и так вычислить массу каждого компонента раздельно.
Сопоставление информации о их светимостях и массах звёзд разрешило составить диаграмму «масса — светимость» (см. «Масса — светимость» диаграмма).