thumb|200px|Imaxe de la estrella binaria Siriu tomada pol Hubble. Debaxo y a la izquierda de la xigantesca Siriu A, estrémase la so pequeña compañera Siriu B.

thumb|350px|Impresión artística de la evolución una estrella binaria caliente d'elevada masa.

Una estrella binaria ye un sistema estelar compuestu de dos estrelles qu'orbiten mutuamente alredor d'un centru de mases común. Estudios recién suxeren qu'un eleváu porcentaxe de les estrelles son parte de sistemes de siquier dos astros. Los sistemes múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrelles interactuando ente sigo, suelen recibir tamién el nome d'estrelles binaries, como ye'l casu d'Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.

Por cuenta de la gran cantidá d'estrelles aparentemente binaries esistentes nel universu, los astrónomos precisaron desenvolver formes pa estremar les que son verdaderamente binaries de les que paecen selo, pero que ye solo una cuestión óptica. Esa situación surde cuando dos astros separaos por grandes distancies y ensin rellación gravitatoria mutua, vense bien cercanos dende la nuesa perspeutiva. Tamién esistieron ocasiones nes qu'estrelles de lluminosidá cambiante paecieron ser binaries eclipsantes cuando en realidá nun la yeren.

Magar esisten pares d'estrelles orbitando tan alejadamente una d'otra como para evolucionar de forma independiente, en munches ocasiones les binaries atopar a distancies tan curties que'l so progresu individual vese alteriáu polos cambeos que sufre la so compañera. Esos sistemes evolucionen entós como un tou, creando oxetos que d'otra forma seríen imposibles.

Terminoloxía

left|thumb|200px|William Herschel, astrónomu alemán. El términu de estrella binaria (hipotizado en 1783 pol astrónomu aficionáu sordu John Goodricke) foi desenvueltu por William Herschel en 1802, na so definición "Una estrella doble real- La unión de dos estrelles que son formaes xuntes nun sistema gracies a les lleis d'atraición". Dos estrelles xuntes pueden paecer dobles estrelles. Ye bien posible que les dobles estrelles veanse como sistemes binarios: les dos estrelles en realidá pueden tar dixebraes por grandes distancies nel espaciu, pero solamente vense na mesma direición dende la tierra. Esti tipu de falses estrelles binaries son llamaes binaries óptiques o pares ópticos. Cola invención del telescopiu, munchos d'estos tipos de pares fueron atopaos. Hershcel, en 1780 midió la separación y orientación de más de 700 pares d'estrelles que paecíen ser estrelles binaries y atopó qu'alredor de 50 pares camudaron d'orientación depués de dos décades d'observación.

Una verdadera estrella binaria ye aquella que xira con una órbita xunto a dos o más estrelles. Cuando puede estremase per mediu de telescopios que les dos estrelles son binaries esti tipu de sistemes ye llamáu binaria visual. N'otros casos el métodu que ye usáu pa determinar una estrella binaria ye por aciu l'efeutu Doppler de la lluz emitida y determinar que la estrella ye binaria gracies a un analís de la espectroscopia de la estrella, esti tipu d'estrelles son llamaes binaries espectroscópicas.

Les estrelles que son tantu binaries espectroscópicas como visuales son realmente rares, y son consideraes como una fonte esencial d'información cuando son atopaes. Aquelles estrelles que son tanto binaries como visuales, usualmente atópense cerca de la Tierra. La dificultá d'atopar estrelles que sían tanto visuales como espectroscópicas anicia en que les que son visuales usualmente atopar n'órbites bien dixebraes ente sigo, a diferencia de les espectroscópicas que s'atopen realmente cerca.

Los astrónomos afayaron delles estrelles que paecen orbitar alredor del espaciu vacíu. Binaries astrométricas, son estrelles que xiren alredor d'un puntu mediu, pero nun puede estremase a la compañera de la estrella principal. Esti tipu de binaries pueden estremase por aciu el cambéu d'órbita que sufre la estrella principal. Polo tanto les mesmes matemátiques que son usaes pa saber la masa de les estrelles binaries ordinaries, pueden ser usaes pa determinar la masa de la estrella faltante. La estrella compañera que nun se puede ver, dacuando produz bien poca lluz, o puede ser un oxetu que produz bien poca radiación electromagnético, como por casu una estrella de neutrones. En delles instancies demostróse que la estrella faltante ye en realidá un furacu negru: un oxetu con una gravedá tan poderosa que la lluz vese imposibilitada d'escapar.

Clasificación de les estrelles binaries

Según la so manera de detección thumb|250px|Albireo, considerada primeramente como una binaria óptica (aparente) demostróse finalmente que sí son una binaria verdadera a pesar de la gran distancia qu'hai ente elles. Les binaries pueden tar bien dixebraes ente sigo o mui cerca. Dacuando tantu, que lleguen a intercambiar material. Per otra parte, la so posición con al respeutive de nós, distancia y orientación relativa de les sos órbites cola nuesa producen un ampliu abanicu de tipos de binaries, dalgunes de les cuales pueden pertenecer a dos o más d'eses clases. Les binaries, amás, son una estupenda oportunidá pa llograr midíes direutes de mases y radios estelares. Ello convertir n'escelentes patrones de calibración pa los modelos de clasificación estelar que se sirven de les lluminosidáes aparentes y espectro d'emisión pa deducir mases, radios y temperatures.

Binaries visuales

Aquelles que pueden atopase colos telescopios ordinarios. Nesti tipu de binaries dambos componentes son visibles na imaxe. Esti tipu de binaries suelen tar non bien lloñe de nós y abondo alloñaes ente sigo. Estes binaries, a pesar de la so fácil observación, nun suelen ser tan fáciles de detectar una y bones les sos periodos orbitales suelen ser del orde de cientos d'años. Nin siquier dos estrelles cercanes tendríen por qué ser binaries. Podríen ser dos estrelles que cruciaren les sos trayectories pa nun volvese a atopar enxamás. Probar clave dar siempres les sos trayectories respeutives. Pa poder apreciar el movimientu mutuu de les binaries visuales hai que comparar les imáxenes del cielu n'años distintos. Dacuando'l so movimientu ye tan imperceptible que se riquir plaques fotográfiques de décades de diferencia. Esti eleváu tiempu d'analís fai, entá güei, qu'esti tipu de binaries sía'l más complicáu de detectar.

Datos deducibles: sabiendo la so trayeutoria y la so distancia mutua puede deducise la masa de dambos cuerpos según los sos periodos orbitales. Amás, al llograr la información de dambes estrelles individualmente, puede llograse los sos espectros separaos deduciendo les sos carauterístiques como si tratar d'astros individuales. Tipu espectral, clase de lluminosidá, radio, temperatura, etc. Combinando los datos espectrales colos orbitales esti tipu d'estrelles dobles pueden ser útiles pa cubicar meyor los sistemes de clasificación estelar.

Binaries eclipsantes thumb|250px|Esquema d'estrelles binaries eclipsantes amosando la curva de lluz reparada. Namái se reparen cuando les sos órbites tán alliniaes cola nuesa de tal manera que, dacuando, una estrella pasa per delantre de la otra. Ello fai que se reparen amenorgamientos regulares na lluminosidá, la llamada polos astrónomos curva de lluz. Puesto que la so lluminosidá va camudando nel tiempu dacuando pasen desapercibíes como estrelles variables. Usualmente estes estrelles tienen un periodu curtiu una y bones la única manera de detectales ye reparar la regularidá nes sos variaciones de lluminosidá. La órbita de la estrella binaria eclipsante pue ser determinada gracies al estudiu de la curva de lluz. De la mesma, el tamañu relativu de les estrelles individuales pue ser determináu en términos del radiu de la órbita al reparar qué tan rápido varia'l rellumu de les estrelles nel tiempu. Nes últimes décades llogróse la recoyida de dellos cálculos alrodiu de estes estrelles gracies a les meyores nos telescopios. Datos deducibles: puede atopase el periodu de la so órbita y, por tanto, deducir la so masa. Pueden estremase los sos espectros nel momentu del tránsitu d'un sobre otra, anque non siempres ye asina una y bones munches vegaes el tránsitu d'unu de los astros nun despinta dafechu al otru. Sía que nun puede llegase a midir con bastante fiabilidá l'espectru de cada estrella teniendo en cuenta qué llinies espectrales mengüen en cada pasu.

Binaries astrométricas

Nesti tipu de sistemes dobles namái ye visible un componente de la estrella. Detéctense que son binaries gracies al "tirón" gravitatoriu exercíu pola so compañeru invisible. Esto produz un movimientu oscilatoriu respectu al fondu d'estrelles fixes que puede ser midíu por téuniques de paralax si ta lo suficientemente cerca, una y bones esti tipu de cálculos realizar n'estrelles aproximadamente ente los 10 pársecs, a distancies mayores l'ángulu de paralax nun esiste o ye tan pequeñu, que los cálculos non pueden realizase. Como les binaries visuales, les astrométricas riquen enllargaos periodos d'observación. L'oxetu invisible suel ser un cuerpu de bien baxa o nula lluminosidá como un remanente estelar, una nana colorada o una nana marrón.

Si la compañera ye lo suficientemente masiva como pa causar un cambéu de la posición de la estrella, entós la so presencia puede deducise. Anque'l compañeru nun ye visible pueden determinase les carauterístiques del sistema usando les lleis de Kepler.

El métodu pa detectar estrelles binaries d'esti tipu, ye tamién usáu p'alcontrar planetes estrasolares qu'orbiten una estrella. Anque por que los cálculos dean un resultáu confiable ye necesariu que les midíes tomaes sían bien exactes gracies a la gran diferencia ente les mases y la gran diferencia ente les órbites de los planetes.

Datos deducibles: resulta imposible aldovinar l'espectru del oxetu invisible, pero sí puede deducise la so masa.

Exemplos: Siriu A y B. Siriu A ye una estrella blanca de la secuencia principal acompañada por Siriu B, una nana blanca invisible. Dada la so proximidá a la Tierra, 8,6 años lluz, la oscilación na trayeutoria de Siriu pudo ser detectada colos medios del sieglu XIX. Mientres abondo tiempu resultó un misteriu'l porqué una estrella de 1,4 mases solares nun llucía nada. Hubo qu'esperar a la llegada de los modelos d'evolución estelar por que la so esistencia pudiera ser esplicada.

Binaries espectroscópicas

Al igual que les astrométricas, les espectroscópicas tamién tienen una estrella invisible. La diferencia anicia na manera en qu'esti tipu llógrase detectar por aciu el desplazamientu Doppler nel espectru del astru visible. Dempués de reparar la estrella mientres el tiempu nota un cambéu periódicu nos llargores d'ondes. La esplicación d'esti cambéu de frecuencia ye resultáu de la órbita, les estrelles delles vegaes mover escontra la Tierra y depués allóñense d'ella. Cuando la estrella mover escontra la Tierra xenérase un movimientu azul nel espectru. Y cuando s'alloñar de nós l'espectru camuda escontra'l colloráu. Esta téunica de mayor precisión que la del paralax dexa la detección de les estrelles binaries de forma más rápida. Con too y con eso delles binaries nun presenten cuasi nengún desplazamientu radial por cuenta de la orientación de la so órbita polo qu'esti métodu resulta inútil pa estes.

La órbita de la binaria espectroscópica determinar faciendo una llarga serie d'observaciones, de la velocidá radial d'unu o los dos componentes del sistema. Les observaciones se grafican en rellación col tiempu y de la curva resultante determinar el periodu del sistema. Si la órbita ye circular entós el resultáu va ser una curva de senu. Si la órbita ye elíptica, la forma de la curva va depender de la escentricidá de la elipse y de la orientación de les exes con referencia a la llinia visual.

Binaries óptiques (falses binaries)

Gracies a que les dos estrelles apaecen nel cielu mui cerca una d'otra porque s'atopen na mesma visual. Asocede qu'en realidá tán a distancies bien distintes de nós.