Étoile binaire
Saviez-vous ...
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Une étoile binaire est un système stellaire composé de deux étoiles en orbite autour de leur centre de masse . Pour chaque étoile, l'autre est son étoile compagnon. Des recherches récentes suggèrent qu'un grand pourcentage des étoiles font partie des systèmes avec au moins deux étoiles. Systèmes d'étoiles binaires sont très importants dans l'astrophysique , car observer leurs orbites mutuelles permet leur masse à déterminer. Les masses de nombreuses étoiles individuelles peuvent ensuite être déterminés par extrapolations faites à partir de l'observation des binaires.
Les étoiles binaires ne sont pas les mêmes que étoiles doubles optiques, qui semblent être rapprochés, vu de la Terre , mais ne peuvent pas être tenus sensiblement par gravité . Étoiles binaires peuvent soit être distingués optiquement (binaires visuelles) ou par des techniques indirectes, telles que la spectroscopie . Si binaires se produisent en orbite dans un plan contenant notre ligne de mire, ils seront éclipser l'autre; ceux-ci sont appelés binaires à éclipses.
Systèmes constitués de plus de deux composants, connus sous le nom plusieurs étoiles, ne sont pas rares et sont généralement classés sous le même nom. Les composantes des systèmes d'étoiles binaires peuvent échanger de masse, apportant leur évolution vers les stades que les étoiles simples ne peuvent pas atteindre. Des exemples de fichiers binaires sont Algol (une binaire à éclipse), Sirius , et Cygnus X-1 (dont un membre est probablement un trou noir ).
Terminologie
L'étoile binaire terme était inventé par Sir William Herschel en 1802 pour désigner, dans sa définition, "une véritable étoile double - l'union de deux étoiles qui se forment dans un seul système par les lois de l'attraction". Les deux étoiles rapprochées peuvent sembler être un étoile double, le cas le plus célèbre étant Mizar et Alcor dans le Grande Ourse ( Ursa Major). Il est cependant possible que une étoile double est simplement une paire étoiles qui ne ressemble à un système binaire: les deux étoiles peuvent en réalité être largement séparés dans l'espace, mais juste arrivé de mentir à peu près la même direction que vu de la Terre. Ces fausses binaires sont appelés binaires optiques, ou des paires optiques. Avec l'invention du télescope , nombre de ces paires ont été trouvés. Herschel, en 1780, a mesuré la séparation et orientations de plus de 700 paires qui semblaient être des systèmes binaires, et a constaté que sur 50 paires changé d'orientation sur deux décennies d'observation.
A vrai binaire est une paire d'étoiles liées par gravité . Quand ils peuvent être résolue (distinguée) avec un assez puissant télescope (si nécessaire avec l'aide de méthodes interférométriques) ils sont connus comme binaires visuelles. Dans d'autres cas, la seule indication est le Décalage Doppler de la émis la lumière . Systèmes dans lesquels ce est le cas, connu sous le nom des binaires spectroscopiques, sont constitués de paires relativement proches d'étoiles où les raies spectrales dans la lumière de chacun déplace d'abord vers le bleu, puis vers le rouge, comme chacun se déplace d'abord vers nous, puis loin de nous, au cours de son mouvement sur leur commune centre de masse , à la période de leur orbite commune. Si le plan de l'orbite est très près le long de notre ligne de mire, les deux étoiles partiellement ou totalement occulter l'autre régulièrement, et le système est appelé une binaire à éclipse, dont Algol est l'exemple le plus connu.
Étoiles binaires qui sont les deux binaires visuelles et spectroscopiques sont rares, et sont une source précieuse d'informations précieuses quand il est reconnu. Étoiles binaires visuels ont souvent de grandes séparations vrais, avec des périodes mesurées depuis des décennies à des siècles; par conséquent, ils ont généralement des vitesses orbitales trop petite pour être mesurée par spectroscopie. Inversement, les étoiles binaires spectroscopiques se déplacent rapidement dans leurs orbites parce qu'ils sont rapprochés; généralement trop proche pour être détecté comme binaires visuelles. Binaires qui sont à la fois visuelle et spectroscopique doivent donc être relativement proche de la Terre.
Les astronomes ont découvert des étoiles qui semblent en orbite autour d'un espace vide. Astrometric binaires sont relativement étoiles à proximité qui peuvent être vus à osciller autour d'un point central, sans compagnon visible. Avec certains binaires spectroscopiques, il ya un seul ensemble de lignes mouvantes avant et en arrière. Les mêmes mathématiques utilisées pour les binaires ordinaires peuvent être appliqués pour déduire la masse du compagnon manquant. Le compagnon pourrait être très faible, de sorte qu'il est actuellement indétectable ou masquée par l'éclat de son primaire, ou ce pourrait être un objet qui émet peu ou pas de rayonnement électromagnétique , par exemple un étoile à neutrons. Dans certains cas, il ya des preuves solides que le compagnon manquant est en fait un trou noir : un corps avec une telle gravité forte qu'aucune lumière ne peut se échapper. Ces binaires sont connus comme haute masse binaires X-ray. Probablement l'exemple le plus connu à l'heure actuelle est Cygnus X-1, où la masse du compagnon invisible est censé être d'environ neuf fois celle de notre soleil; dépassant de loin le Limite d'Oppenheimer-Volkoff (la masse théorique maximale d'une étoile à neutrons, le seul autre candidat probable pour le compagnon). De cette façon, Cygnus X-1 est devenu le premier objet qui a été largement acceptée comme étant un trou noir.
Classifications
Par des méthodes d'observation
Étoiles binaires sont classés en quatre types selon leurs propriétés observables. Toute étoile binaire peut appartenir à plusieurs de ces classes; par exemple, plusieurs binaires spectroscopiques sont également binaires à éclipses.
Binaires visuelles
Un binaire visuelle étoiles est une étoile binaire pour lesquels la séparation angulaire entre les deux composants est assez grand pour leur permettre d'être observé comme un étoile double dans un télescope . Le pouvoir de résolution du télescope est un facteur important dans la détection de binaires visuelles, et comme télescopes deviennent plus grands et plus puissants un nombre croissant de binaires visuelles sera détecté. La luminosité des deux étoiles est également un facteur important, comme les étoiles brillantes sont plus difficiles à séparer en raison de leur éclat que ceux des gradateurs sont.
L'étoile la plus brillante d'une binaire visuelle est l'étoile principale, et le variateur est considéré comme le secondaire Dans certaines publications (en particulier les plus anciens), secondaire faible est appelé vient. si les étoiles sont la même luminosité, le découvreur "choisit" la primaire. Le angle du secondaire par rapport au primaire de position est mesurée, ainsi que la distance angulaire entre les deux étoiles. Le temps d'observation est également enregistrée. Après un nombre suffisant d'observations sont enregistrées sur une période de temps, elles sont tracées en coordonnées polaires avec l'étoile principale à l'origine, et la plus probable ellipse est aspiré à travers ces points tels que la loi de Kepler de domaines est satisfaite. Cette ellipse est connue comme l'ellipse apparente, et est la projection de la réelle elliptique orbite du secondaire par rapport au primaire dans le plan du ciel. De cette ellipse projetée les éléments complets de l'orbite peuvent être calculés, avec le demi-grand axe étant exprimé en unités angulaires à moins que le parallaxe stellaire, et donc la distance, du système est connu.
binaires spectroscopiques
Une étoile binaire spectroscopique est une étoile binaire dans lequel la séparation entre les étoiles est généralement très faible, et la vitesse orbitale très élevée. À moins que le plan de l'orbite se trouve être perpendiculaire à la ligne de visée, les vitesses orbitales auront composants dans la ligne de visée et le observé vitesse radiale du système varie périodiquement. Etant donné que la vitesse radiale peut être mesurée avec un en observant le spectromètre Décalage Doppler des étoiles » raies spectrales, les binaires détectés de cette manière sont connus comme binaires spectroscopiques. La plupart de ceux-ci ne peuvent être résolus comme binaire visuelle, même avec des télescopes de la plus haute existante pouvoir de résolution.
Dans certains binaires spectroscopiques, raies spectrales de deux étoiles sont visibles et les lignes sont alternativement double et simple. Un tel système est connu comme un binaire spectroscopique doublée (souvent désigné "SB2"). Dans d'autres systèmes, le spectre d'une seule des étoiles est vu et les lignes dans le spectre décalage périodique vers le bleu, puis vers le rouge et retour. Ces étoiles sont connus comme binaires spectroscopiques simples doublé («SB1").
Le orbite d'un binaire spectroscopique est déterminée en faisant une longue série d'observations de la vitesse radiale de l'un ou des deux composants du système. Les observations sont représentées graphiquement en fonction du temps, et à partir de la courbe résultante est une période déterminée. Si l'orbite est circulaire alors la courbe sera une condition sine courbe. Si l'orbite est elliptique , la forme de la courbe dépend de la l'excentricité de l'ellipse et l'orientation de l'axe majeur par rapport à la ligne de visée.
Il est impossible de déterminer individuellement la demi-grand axe a et l'inclinaison du plan de l'orbite i. Cependant, le produit de la demi-grand axe et le sinus de l'inclinaison (soit un péché i) peuvent être déterminées directement en unités linéaires (par exemple km). Si l'un ou i peuvent être déterminées par d'autres moyens, comme dans le cas des binaires à éclipses, une solution complète pour l'orbite peut être trouvé.
Binaires à éclipses
Une étoile binaire à éclipse est une étoile binaire dans lequel le plan de l'orbite des deux étoiles se trouve si près de la ligne de vue de l'observateur que les composants subissent mutuelle éclipses. Dans le cas où le binaire est également un binaire spectroscopique et la parallaxe du système est connu, le binaire est très précieux pour l'analyse stellaire.
Dans la dernière décennie, la mesure d'éclipser paramètres fondamentaux de binaires est devenu possible avec les télescopes de la classe 8 mètres. Il est ainsi possible de les utiliser comme chandelles standard. Récemment, elles ont été utilisées pour obtenir des estimations de distance directs à la LMC, SMC, Andromeda Galaxy et Galaxie du Triangle. Binaires à éclipses offrent une méthode directe pour mesurer la distance aux galaxies à une nouvelle amélioration de niveau de précision de 5%.
Binaires à éclipses sont étoiles variables, non pas parce que la lumière des composants individuels varient, mais en raison des éclipses. Le courbe de lumière d'une binaire à éclipse est caractérisée par des périodes de lumière pratiquement constante, avec des gouttes périodiques d'intensité. Si l'une des étoiles est plus grand que l'autre, on sera obscurci par une éclipse totale tandis que l'autre sera obscurci par un éclipse annulaire.
La durée de la orbite d'une binaire à éclipse peut être déterminée à partir d'une étude de la courbe de lumière, et les tailles relatives des étoiles individuelles peut être déterminée en termes de rayon de l'orbite en observant comment rapidement les changements de luminosité que le disque des lames près des étoiles sur le disque de l'étoile lointaine. Se il se agit également d'un binaire spectroscopique éléments orbitaux peuvent également être déterminés, et la masse des étoiles peuvent être déterminées relativement facilement, ce qui signifie que les densités relatives des étoiles peuvent être déterminées dans ce cas.
Binaires Astrometric
Une étoile binaire astrométrique est une étoile binaire pour lequel un seul des étoiles composant peut être observé visuellement. La position de l'étoile visible est détectée et mesurée avec soin d'avoir une oscillation, en raison de l'influence de la gravité de son homologue. La position de l'étoile est mesurée par rapport à plusieurs reprises étoiles plus lointaines, et ensuite vérifié pour les quarts périodiques de la situation. Généralement, ce type de mesure ne peut être effectuée sur les étoiles à proximité, tels que ceux dans les 10 parsecs. Les étoiles proches ont souvent un niveau relativement élevé mouvement propre, de sorte binaires astrométriques apparaîtra à suivre une trajet sinusoïdal à travers le ciel.
Si le compagnon est suffisamment massif pour provoquer un changement observable dans la position de l'étoile, puis sa présence peut être déduite. De précise mesures astrométriques du mouvement de l'étoile visible sur une assez longue période de temps, des informations sur la masse du compagnon et sa période orbitale peuvent être déterminées. Même si le compagnon ne est pas visible, les caractéristiques du système peuvent être déterminées à partir des observations en utilisant Kepler de lois .
Cette méthode de détection est également binaires utilisé pour localiser des planètes extrasolaires orbitant une étoile. Toutefois, les exigences pour effectuer cette mesure sont très exigeants, en raison de la grande différence dans le rapport de masse, et l'généralement longue période de l'orbite de la planète. Détection des changements de position d'une étoile est une science très exigeante, et il est difficile d'atteindre la précision nécessaire. Les télescopes spatiaux peuvent éviter l'effet bluring de l' atmosphère de la Terre , ce qui entraîne dans la résolution plus précise.
Par configuration du système
Une autre classification est basée sur la distance des étoiles, par rapport à leurs dimensions:
Détaché binaires sont une sorte de étoiles binaires où chaque composant est dans son Roche lobe, ce est à dire la zone où l' attraction gravitationnelle de l'étoile elle-même est plus grande que celle de l'autre composant. Les étoiles ne ont pas d'effet majeur sur l'autre, et essentiellement évoluent séparément. La plupart des binaires appartiennent à cette classe.
Étoiles binaires en terrasses sont des étoiles binaires où l'un des composants remplit Roche le lobe de l'étoile binaire et l'autre pas. Le gaz de la surface de l'élément de remplissage de Roche lobe (donneur) est transférée à l'autre, étoile accrétion. Le transfert de masse domine l'évolution du système. Dans de nombreux cas, le gaz entrant fait disque d'accrétion autour de la accretor. Des exemples de ce type sont Binaires X et Étoiles variables cataclysmiques.
Un binaire de contact est un type d'étoile binaire dans lequel les deux composantes du binaire remplissent leurs lobes Roche. La partie supérieure de la atmosphères stellaires forme une enveloppe commune qui entoure les deux étoiles. Comme le frottement des freins de l'enveloppe mouvement orbital, les étoiles peuvent éventuellement fusionner.
Binary évolution des étoiles
Formation
Même se il ne est pas impossible que certains binaires pourraient être créés par la capture gravitationnelle entre deux étoiles simples, étant donné la très faible probabilité d'un tel événement (trois objets sont effectivement nécessaires, que la conservation de règles d'énergie sur un seul corps gravitant capturer une autre) et le nombre élevé de binaires, ce ne peut être le processus de formation primaire. En outre, l'observation des binaires constitué de pré étoiles de séquence principale, soutient la théorie que les binaires sont déjà formés au cours la formation des étoiles. La fragmentation du nuage moléculaire au cours de la formation de protoétoiles est une explication acceptable pour la formation d'un système d'étoile binaire ou multiple.
Le résultat de la problème de trois corps, où les trois étoiles sont de masse comparable, est que finalement l'un des trois étoiles seront éjectés du système et, en supposant qu'aucun autres perturbations significatives, les deux autres forment un système binaire stable.
Le transfert de masse et de l'accrétion
Comme un principales étoiles de séquence augmente en taille durant son évolution, il peut à un moment dépasser son Roche lobe, ce qui signifie que certains de ses projets en la matière dans une région où l' attraction gravitationnelle de son étoile compagnon est plus grand que le sien. Le résultat est que la matière va transférer d'une étoile à l'autre par un processus connu sous le nom Roche Lobe débordement (RLOF), soit être absorbé par impact direct ou par l'intermédiaire d'un disque d'accrétion. La mathématique point par lequel ce transfert arrive est appelé le premier Point de Lagrange. Il ne est pas rare que le disque d'accrétion est le (et donc parfois la seule visible) élément brillant d'une étoile binaire.
Si un astérisque se développe en dehors de son lobe de Roche trop rapide pour toutes abondante matière à transférer à l'autre composant, il est également possible que la matière quitte le système par l'intermédiaire d'autres points de Lagrange ou comme vent stellaire, étant ainsi perdue pour les deux composants. Depuis l'évolution d'une étoile est déterminée par sa masse, le processus influe sur l'évolution des deux compagnons, et crée les stades qui ne peuvent être atteints par simples étoiles .
Les études de la ternaire éclipsant Algol a conduit à la Algol paradoxe dans la théorie de l'évolution stellaire: Bien que les composants d'une forme d'étoile binaire en même temps, et les étoiles massives évoluent beaucoup plus vite que les moins massives, il a été observé que la composante plus massive Algol A est encore dans le séquence principale, tandis que les moins massives Algol B est un étoile sous-géante à un stade d'évolution plus tard. Le paradoxe peut être résolu par transfert de masse: quand l'étoile plus massive est devenue une sous-géante, il rempli son Roche lobe, et la plupart de la masse a été transférée à l'autre étoile, qui est encore dans la séquence principale. Dans certains binaires semblables à Algol, un flux de gaz peut en fait être considéré.
Runaways et novae
Il est également possible pour les binaires largement séparées perdent le contact de la pesanteur avec l'autre au cours de leur durée de vie, à la suite de perturbations extérieures. Les composants seront alors passer à évoluer étoiles comme simples. Une rencontre entre deux systèmes binaires peut également entraîner la rupture de gravité des deux systèmes, avec certaines des étoiles étant éjectées à des vitesses élevées, conduisant à étoiles emballement.
Si une naine blanche a une étoile de compagnon proche qui déborde son Roche lobe, la naine blanche sera régulièrement accrétion des gaz de l'atmosphère de l'étoile extérieure. Ceux-ci sont compactés à la surface de la naine blanche intense par sa gravité, comprimé et chauffé à très haute température comme matériau supplémentaire est aspiré. Le nain blanc est constitué de matière dégénérée, et est donc largement insensibles à la chaleur, tandis que l'hydrogène ne est pas accumulée. L'hydrogène fusion peut se produire de manière stable sur la surface à travers le Cycle CNO, provoquant l'énorme quantité d'énergie libérée par ce processus de souffler les gaz restants loin de la surface de la naine blanche. Le résultat est une explosion de lumière extrêmement brillantes, connu comme un nova.
Dans les cas extrêmes cet événement peut causer la naine blanche dépasser la Limite de Chandrasekhar et de déclencher une supernova qui détruit l'étoile entière, et est une autre cause possible de fugueurs. Un exemple célèbre d'un tel événement est la supernova SN 1572, qui a été observée par Tycho Brahe. Le télescope spatial Hubble a récemment pris une photo des restes de cet événement.
Utilisez en astrophysique
Binaires fournissent la meilleure méthode pour astronomes pour déterminer la masse d'une étoile lointaine. L'attraction gravitationnelle entre eux les fait tourner autour de leur centre de masse commun. De l'orbitale d'un motif binaire visuel, ou la variation temporelle du spectre d'un binaire spectroscopique, la masse des étoiles peut être déterminée. De cette façon, la relation entre l'apparence d'une étoile ( température et rayon) et sa masse peuvent être trouvés, ce qui permet la détermination de la masse du non-binaires.
Parce qu'une grande partie des étoiles existe dans les systèmes binaires, les fichiers binaires sont particulièrement importantes pour notre compréhension des processus par lesquels les étoiles se forment. En particulier, la période et les masses du binaire nous renseignent sur la quantité de moment angulaire dans le système. Parce que ce est un quantité conservée dans la physique , les binaires nous donner des indices importants sur les conditions dans lesquelles les étoiles se sont formées.
Dans un système binaire, l'étoile plus massive est généralement désigné «A», et son compagnon «B». Ainsi, la lumineuse principale étoile de la séquence du Sirius système est Sirius A, tandis que la plus petite naine blanche Sirius est membre B. Toutefois, si la paire est très largement séparé, ils peuvent être désignés par les exposants comme avec Zeta Reticuli (ζ 1 Ret et ζ 2 Ret).
Les résultats des recherches
On croit que jusqu'à soixante-quinze pour cent de toutes les étoiles sont dans les systèmes binaires, avec autant que 10% de ces systèmes contenant plus de deux étoiles (triples, quadruples, etc.).
Il existe une corrélation directe entre le période de révolution d'une étoile binaire et la excentricité de son orbite, avec des systèmes de courte période ayant plus petite excentricité. Étoiles binaires peuvent être trouvés avec toute séparation concevable, en orbite autour de paires si près que elles sont pratiquement en contact les uns avec les autres, à des paires séparées de manière de loin que leur liaison ne est indiquée que par leur commun mouvement propre à travers l'espace. Parmi les systèmes d'étoiles binaires gravitationnellement liés, il existe ce qu'on appelle un connecter distribution normale des périodes, avec la majorité de ces systèmes en orbite avec une période d'environ 100 ans. Ce est preuve à l'appui de la théorie que les systèmes binaires sont formés pendant la formation des étoiles.
En couples où les deux étoiles sont de l'égalité luminosité, elles sont également de la même type spectral. Dans les systèmes où les luminosités sont différents, l'étoile plus faible est plus bleue si l'étoile la plus brillante est une étoile géante, et plus rouge si l'étoile la plus brillante appartient à la séquence principale.
Depuis masse peut être déterminée que de l'attraction gravitationnelle, et les seules étoiles (à l'exception du Sun , et étoiles gravitationnellement-lensed), pour lesquels elle peut être déterminée sont des étoiles binaires, ce sont une classe unique importante d'étoiles. Dans le cas d'une étoile binaire visuelle, après l'orbite et de la parallaxe stellaire du système a été déterminé, la masse combinée des deux étoiles peut être obtenu par une application directe de la loi harmonique de Kepler .
Malheureusement, il est impossible d'obtenir l'orbite complète d'une binaire spectroscopique sauf se il est également un visuel ou un binaire à éclipse, donc à partir de ces objets qu'une détermination de la production conjointe de la masse et du sinus de l'angle d'inclinaison par rapport à la ligne la vue est possible. Dans le cas des binaires à éclipses qui sont aussi binaires spectroscopiques, il est possible de trouver une solution complète pour les spécifications (masse, la densité , la taille, luminosité, et la forme approximative) des deux éléments du système.
Planètes autour des étoiles binaires
La science-fiction a souvent présenté planètes d'étoiles binaires ou ternaires comme un cadre. En réalité, certaines gammes orbitales sont impossibles pour des raisons dynamiques (la planète serait expulsé de son orbite relativement rapidement, étant soit éjecté du système tout à fait ou transférés à une gamme plus orbitale interne ou externe), tandis que d'autres orbites de sérieux défis présents pour éventuelle biosphères en raison de probables des variations extrêmes de température de surface au cours des différentes parties de l'orbite. Planètes qui orbitent juste une étoile dans une paire binaire sont dit avoir orbites "de type S", tandis que ceux qui orbite autour de deux étoiles ont "de type P" ou "orbites circumbinary". On estime que 50-60% des étoiles binaires sont capables de supporter planètes terrestres dans les gammes habitables orbitales stables.
Les simulations ont montré que la présence d'un compagnon binaire peut effectivement améliorer le taux de formation des planètes dans les zones orbitales stables par "attiser" le disque protoplanétaire, l'augmentation du taux des protoplanètes sein d'accrétion.
Détecter des planètes autour de plusieurs systèmes stellaires présente des difficultés techniques supplémentaires, qui peuvent être pourquoi ils ne sont que rarement trouvé. Des exemples comprennent PSR et B1620-26c HD 188753 Ab, cette dernière étant la seule planète connue dans un système ternaire à partir de 2006.
De multiples exemples étoiles
La grande distance entre les composants, ainsi que leur différence de couleur, rendent Albireo un des plus faciles binaires visuelles observables. Le membre brillants, qui est la troisième étoile de la plus brillante dans le constellation Cygnus, est en fait un binaire proximité lui-même. Toujours dans la constellation du Cygne est Cygnus X-1, un Source de rayons X considéré comme un trou noir . C'est un masse élevée Binaire X, avec la contrepartie optique étant un étoile variable. Un autre célèbre binaire est Sirius , l'étoile la plus brillante dans le ciel de nuit, avec un visuel magnitude apparente de -1,46. Il est situé dans la constellation Canis Major. En 1844, Friedrich Bessel déduit que Sirius était un binaire. En 1862, Alvan Graham Clark a découvert le compagnon (Sirius B; l'étoile visible est Sirius A). En 1915 les astronomes à la Observatoire du Mont Wilson déterminé que Sirius B était une naine blanche , le premier à être découvert. En 2005, en utilisant le télescope spatial Hubble , les astronomes déterminés Sirius B soit 12000 km de diamètre, avec une masse qui est de 98% de la Sun .
Un exemple d'une binaire à éclipse est Epsilon Aurigae dans la constellation Auriga. La composante visible appartient à la F0 classe spectrale, l'autre (éclipse) composant ne est pas visible. La prochaine éclipse se produit à partir 2009-2011, et il est à espérer que les nombreuses observations qui seront probablement réalisées peuvent donner de nouvelles informations sur la nature de ce système. Un autre binaire à éclipse est Beta Lyre, qui est un système d'étoile binaire de contact dans la constellation de Lyra. Ses deux étoiles de composants sont suffisamment proches que le matériel de la photosphère de chacun est tiré vers l'autre, en tirant les étoiles dans une forme ellipsoïdale. Beta Lyrae est le prototype de cette classe de binaires à éclipses, dont les composantes sont tellement rapprochés qu'ils se déforment par leur gravitation mutuelle.
Autres binaires intéressants comprennent 61 Cygni (un binaire dans la constellation Cygnus, composé de deux Classe K (orange) étoiles de séquence principale, 61 Cygni A et 61 Cygni B, qui est connu pour sa grande mouvement propre), Procyon (l'étoile la plus brillante de la constellation Canis Minor et le huitième étoile la plus brillante dans le ciel de nuit, qui est un binaire constitué de l'étoile principale avec un faible naine blanche compagnon), SS Lacertae (une binaire à éclipse qui a arrêté éclipsant), V907 Sco (une binaire à éclipse qui se est arrêtée, redémarré, puis arrêté à nouveau) et BG Geminorum (une binaire à éclipse qui est censé contenir un trou noir avec une étoile de K0 en orbite autour d'elle).
Algol est le plus célèbre ternaire (longtemps pensé être un binaire), située dans la constellation Persée. Deux composants du système éclipse de l'autre, la variation de l'intensité du premier Algol étant enregistré en 1670 par Geminiano Montanari. Le nom Algol signifie "étoile de démon» (de l'arabe الغول al-Ghul), qui a probablement été donné en raison de son comportement particulier. Un autre ternaire est visible Alpha Centauri, dans la constellation australe du Centaurus, qui contient le quatrième étoile la plus brillante dans le ciel nocturne, avec un magnitude visuelle apparente de -0,01. Ce système souligne également le fait que les binaires ne doivent pas être réduits à la recherche de planètes habitables. Centauri A et B ont une distance de 11 UA au point le plus proche, et les deux devraient avoir zones habitables stables.
Il ya aussi des exemples de systèmes au-delà ternaires: Castor est un système sextuple étoiles, qui est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation Gemini et l'une des étoiles les plus brillantes dans le ciel nocturne. Astronomiquement, Castor a été découvert pour être un binaire visuelle en 1719. Chacun des composants de Castor est lui-même un binaire spectroscopique. Castor a aussi un compagnon léger et largement séparé, qui est également une binaire spectroscopique.
