miniatura|Una imatge del Hubble de Sírius, un sistema binari, en la qual Sírius B es pot veure clarament (a baix a l'esquerra) 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.
miniatura|Impressió artística de l'evolució d'una estrella binària calenta d'elevada massa. 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.
Història i terminologia miniatura|Sir William Herschel, astrònom britanicoalemany El terme «estrella binària» fou encunyat per Sir William Herschel l'any 1802 per designar, segons la seva definició, «una estrella doble real –la unió de dues estrelles que s'han format juntes en un sistema per les lleis de l'atracció». Qualsevol parell d'estrelles prou juntes poden semblar una estrella doble, però una estrella doble real són un parell d'estrelles que no sols apareixen molt pròximes entre si vistes des de la Terra, sinó que realment es troben relativament pròximes, ja que formen un veritable sistema binari.
El cas més famós n'és el de Mizar i Alcor en la constel·lació de l'Ossa Major (Ursa Major). Va ser la primera estrella binària que es va poder observar i els seus components són Mizar A i Mizar B. Va ser descoberta per G. B. Riccioli el 1650, tot i que és possible que B. Castelli i Galileo Galilei ja l'haguessin observada el 1617. La primera binària espectroscòpica va ser, curiosament, Mizar A, descoberta el 1889 per E. Ch. Pickering.
Existeixen també, com ja s'ha dit, les falses binàries, anomenades binàries òptiques. És possible que, senzillament, una estrella doble estigui formada per un parell d'estrelles que semblin un sistema binari, però en realitat les dues estrelles poden estar molt separades en l'espai; tal com es veu des de la Terra, pot semblar que estan en una direcció molt similar. Amb la invenció del telescopi, moltes d'aquestes binàries òptiques varen ser identificades. L'any 1780, Herschel mesurà la separació i orientació de més de 700 parells d'estrelles que pareixien ser sistemes binaris, i descobrí que, després de dues dècades d'observació, uns 50 parells havien canviat la seva orientació. Però la primera òrbita d'una binària no va ser calculada fins al 1827, quan Felix Savary va calcular l'òrbita de Ksi-Ossa Major.
Les falses binàries es poden arribar a diferenciar de les autèntiques binàries tot observant-les durant un llarg període, normalment d'uns quants anys. Si el moviment relatiu que s'observa és lineal, es pot assegurar que és una conseqüència només del moviment propi i, per tant, es pot saber que no estan unides. En el cas d'una binària autèntica, l'angle de posició canvia progressivament i la distància entre les dues estrelles oscil·la sempre entre un màxim i un mínim.
Una vertadera binària està formada per un parell d'estrelles unides per la gravitació. Quan poden ser observades amb un telescopi prou potent i, si és necessari, amb l'ajuda de mètodes interferomètrics, són conegudes com a binàries visuals. En els altres casos, l'única indicació és la que s'obté amb el desplaçament Doppler de la llum emesa.
Els sistemes coneguts com a binàries espectroscòpiques consisteixen en parells relativament pròxims d'estrelles en què les línies espectrals en la llum de cada una es desplacen primer cap al blau, després cap al vermell, a causa del fet que ambdues es mouen primer cap a la Terra, i després cap enfora, durant el seu moviment voltant el seu centre de massa comú, amb el període de la seva òrbita comuna. Si el pla orbital està molt a prop de la línia visual, les dues estrelles parcialment o completament s'oculten l'una a l'altra regularment, i el sistema s'anomena binària eclipsant, de la qual cosa Algol és l'exemple més conegut.
Les estrelles binàries que són al mateix temps visuals i espectroscòpiques són rares i, quan es troben, són una preciosa font d'informació. Les estrelles binàries visuals sovint estan separades per períodes realment llargs, mesurats en dècades o centúries; consegüentment, solen tenir velocitats orbitals massa petites per ser mesurades amb mètodes espectroscòpics. A la inversa, les estrelles binàries espectroscòpiques es mouen amb rapidesa dins les seves òrbites a causa del fet que estan molt juntes; usualment, massa juntes per a ser detectades com a binàries visuals. Les binàries que són al mateix temps visuals i espectroscòpiques han d'estar relativament pròximes a la Terra per a ser observades.
Els astrònoms han descobert algunes estrelles que semblen orbitar entorn d'un espai buit. Les binàries astromètriques són estrelles relativament pròximes que es poden observar realitzant un moviment de balanceig entorn d'un punt central, sense cap companya visible. Amb algunes binàries espectroscòpiques, hi ha només un conjunt de línies desplaçant-se cap al davant i cap al darrere. Les mateixes matemàtiques usades per les binàries ordinàries poden ser aplicades per inferir la massa de la companya que falta. La companya pot ser molt feble, i per això es passa per alt o queda emmascarada per l'esclat de llum de la seva primària; també pot ser un objecte que emet poca radiació electromagnètica, o que no emeti radiació, com per exemple una estrella de neutrons.
En qualque cas, hi ha un indici clar que la companya que falta és, de fet, un forat negre: un cos amb una força gravitatòria tan forta que ni la llum en pot fugir. Tals binàries són conegudes com a binàries de massa elevada de raigs X. Probablement, l'exemple més conegut actualment n'és Cygnus X-1; la massa de la companya, que no pot ser vista, podria ser d'unes nou vegades la del nostre Sol, excedint de lluny el límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, que és la massa màxima teòrica d'una estrella de neutrons, l'única altra candidata per a ser la companya. Així, Cygnus X-1 esdevé el primer objecte que, de manera general, s'accepta que és un forat negre.
Classificació Per a classificar les estrelles binàries es fan servir dos criteris: Segons el mètode d'observació, tenint en compte les propietats que poden ser observades. Segons la distància entre les estrelles que en formen part.
Segons el mètode d'observació Les estrelles binàries, d'acord amb les seves propietats observables, poden ser classificades en quatre categories. Binària visual Binària espectroscòpica Binària eclipsant Binària astromètrica Una estrella pot pertànyer a més d'una d'aquestes categories i, per exemple, una estrella pot ser binària espectroscòpica i eclipsant alhora.
Binàries visuals Una estrella binària visual és una binària en la qual la separació angular entre els seus dos components és prou gran perquè pugui ser observada en un telescopi com una estrella doble. La resolució angular del telescopi és un factor important en la detecció de les binàries visuals i, així, com més gran i més poderós sigui un telescopi més augmenta el nombre de binàries visuals que es poden descobrir. La brillantor de les dues estrelles és també un factor important, ja que les estrelles brillants són difícils de separar i la seva llum intensa no deixa captar la llum de les seves companyes més febles.
L'estrella més brillant d'una binària visual és l'estrella primària i la més feble és considerada l'estrella secundària. En anglès, en qualque publicació i especialment en les més antigues, una secundària feble és anomenada comes; si les dues estrelles són igual de brillants, el descobridor «escull» la primària. L'angle de posició de la secundària respecte a la primària es mesura juntament amb la distància angular entre les dues estrelles. El temps de l'observació també queda recollit.
Després d'un nombre suficient d'observacions anotades en un període determinat, es tracen les coordenades polars, i se situa l'estrella primària a l'origen; llavors, es dibuixa l'el·lipse resultant més probable, tot seguint els punts que representen les observacions i procurant que la llei de Kepler de les àrees es compleixi. Aquesta el·lipse és coneguda com a el·lipse aparent''', i és la projecció de l'òrbita el·líptica real de la secundària respecte a la primària sobre el pla del cel. A partir d'aquesta el·lipse, es poden computar els elements complets de l'òrbita, amb el semieix major expressat en unitats angulars, llevat que es conegui la paral·laxi estel·lar del sistema i, per tant, la seva distància.
Binàries espectroscòpiques Una estrella binària espectroscòpica és aquella binària en què la separació entre les estrelles és molt petita, i la velocitat orbital és molt elevada. Llevat que el pla de l'òrbita sigui perpendicular a la línia visual, les velocitats orbitals tindran components en la línia visual i, de manera periòdica, variarà la velocitat radial observada. Una vegada que la velocitat radial sia mesurada amb un espectròmetre per observar el desplaçament Doppler de les línies espectrals, les binàries que es detectin es coneixen com a binàries espectroscòpiques. La majoria no poden ser resoltes com a binàries visuals, ni amb telescopis de poder de resolució molt alt.
En algunes binàries espectroscòpiques, les línies espectrals d'ambdues estrelles són visibles, i les línies són alternativament dobles i simples. Aquests tipus de sistemes es coneixen com a binàries espectroscòpiques de doble línia, i sovint s'hi fa servir la grafia SB2 (de l'anglès: spectroscopic binary 2). En altres sistemes, l'espectre que es veu només procedeix d'una de les estrelles i les línies de l'espectre es desplacen periòdicament un cop cap al blau i després cap al vermell, i es torna a començar. Estrelles com aquestes són conegudes com a binàries espectroscòpiques d'una sola línia o SB1.
L'òrbita d'una binària espectroscòpica es determina fent una llarga sèrie d'observacions de la velocitat radial d'un o d'ambdós components del sistema. Les observacions es tracen segons el temps, i de la corba resultant se'n determina el període. Si l'òrbita és circular, llavors la corba serà sinusoidal. Si l'òrbita és el·líptica, la forma de la corba dependrà de l'excentricitat de l'el·lipse i de l'orientació de l'eix major en relació amb la línia visual.
És impossible determinar individualment el semieix major a i la inclinació del pla de l'òrbita i. De tota manera, el producte del semieix major i el sinus de la inclinació (això és, a sinus i) es pot determinar directament en unitats lineals (per exemple: quilòmetres). Si a o i poden ser determinats per altres mètodes, com en el cas de les binàries eclipsants, es pot trobar una solució completa de l'òrbita.
Binàries eclipsants miniatura|Animació que mostra una binària eclipsant i el seu gràfic de variació de la intensitat de llum vista per l'observador.