Binary star
বাইনারি স্টার বা বাইনারি স্টার সিস্টেম হল দুটি তারার একটি সিস্টেম যা মহাকর্ষীয়ভাবে একে অপরের চারপাশে কক্ষপথে আবদ্ধ। রাতের আকাশে বাইনারি তারাগুলি যা খালি চোখে একক বস্তু হিসাবে দেখা হয় প্রায়শই একটি টেলিস্কোপ ব্যবহার করে পৃথক তারা হিসাবে সমাধান করা হয়, সেক্ষেত্রে তাদের ভিজ্যুয়াল বাইনারি বলা হয়। অনেক দৃশ্যমান বাইনারির কয়েক শতাব্দী বা সহস্রাব্দের দীর্ঘ কক্ষীয় সময়কাল থাকে এবং তাই তাদের কক্ষপথ রয়েছে যা অনিশ্চিত বা দুর্বলভাবে জানা যায়। এগুলি পরোক্ষ কৌশল দ্বারাও সনাক্ত করা যেতে পারে, যেমন স্পেকট্রোস্কোপি (স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি) বা অ্যাস্ট্রোমেট্রি (অ্যাস্ট্রোমেট্রিক বাইনারি)। যদি একটি বাইনারি তারা আমাদের দৃষ্টির রেখা বরাবর একটি সমতলে প্রদক্ষিণ করে, তবে এর উপাদানগুলি গ্রহণ করবে এবং একে অপরকে ট্রানজিট করবে; এই জোড়াগুলিকে গ্রহনকারী বাইনারি বলা হয়, বা, অন্যান্য বাইনারিগুলির সাথে একসাথে যা তারা প্রদক্ষিণ করার সময় উজ্জ্বলতা পরিবর্তন করে, ফটোমেট্রিক বাইনারি। বাইনারি স্টার সিস্টেমের উপাদানগুলি যদি যথেষ্ট কাছাকাছি থাকে তবে তারা তাদের পারস্পরিক বাইরের নাক্ষত্রিক বায়ুমণ্ডলকে মহাকর্ষীয়ভাবে বিকৃত করতে পারে। কিছু ক্ষেত্রে, এই ঘনিষ্ঠ বাইনারি সিস্টেমগুলি ভর বিনিময় করতে পারে, যা তাদের বিবর্তনকে এমন পর্যায়ে নিয়ে আসতে পারে যা একক তারা অর্জন করতে পারে না। বাইনারিগুলির উদাহরণ হল সিরিয়াস এবং সিগনাস এক্স-1 (সিগনাস এক্স-1 একটি সুপরিচিত কৃষ্ণগহ্বর)। বাইনারি তারাগুলি অনেক গ্রহের নীহারিকার নিউক্লিয়াস হিসাবেও সাধারণ, এবং নোভা এবং টাইপ আইএ সুপারনোভা উভয়েরই পূর্বপুরুষ। টেলিস্কোপ আবিষ্কারের পর থেকে আবিষ্কার করা ডাবল স্টার, এক জোড়া তারা যা একে অপরের কাছাকাছি প্রদর্শিত হয়, পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে। প্রাথমিক উদাহরণগুলির মধ্যে রয়েছে মিজার এবং অ্যাক্রুক্স। 1650 সালে জিওভান্নি বাটিস্টা রিচিওলি (এবং সম্ভবত এর আগে বেনেডেটো ক্যাস্টেলি এবং গ্যালিলিও) বিগ ডিপার (উরসা মেজর)-এ মিজারকে দ্বিগুণ বলে পর্যবেক্ষণ করেছিলেন। সাউদার্ন ক্রসের উজ্জ্বল দক্ষিণী তারা অ্যাক্রুক্স 1685 সালে ফাদার ফন্টেনে দ্বারা দ্বিগুণ বলে আবিষ্কৃত হয়েছিল। 1767 খ্রিষ্টাব্দে ইংরেজ প্রাকৃতিক দার্শনিক ও ধর্মযাজক জন মিশেল প্রথম ব্যক্তি হিসেবে নক্ষত্র অধ্যয়নে পরিসংখ্যানের গণিত প্রয়োগ করেন, এবং একটি গবেষণাপত্রে প্রমাণ করেন যে, জোড়া বা গোষ্ঠীতে আরও অনেক তারা দেখা যায়, যা সম্পূর্ণরূপে এলোমেলো বন্টন এবং সুযোগ বিন্যাসের জন্য দায়ী হতে পারে। তিনি প্লেইয়েডস গুচ্ছের উপর তাঁর তদন্তকে কেন্দ্রীভূত করেছিলেন এবং গণনা করেছিলেন যে নক্ষত্রের এত ঘনিষ্ঠ গোষ্ঠী খুঁজে পাওয়ার সম্ভাবনা প্রায় অর্ধ মিলিয়নের মধ্যে এক ছিল। তিনি উপসংহারে এসেছিলেন যে এই দ্বৈত বা একাধিক তারা ব্যবস্থার নক্ষত্রগুলি মহাকর্ষীয় টান দ্বারা একে অপরের প্রতি আকৃষ্ট হতে পারে, এইভাবে বাইনারি তারা এবং তারা গুচ্ছের অস্তিত্বের প্রথম প্রমাণ প্রদান করে। উইলিয়াম হার্শেল 1779 সালে দ্বৈত তারা পর্যবেক্ষণ শুরু করেন, এই আশায় যে তিনি একটি দূরবর্তী তারার সাথে যুক্ত একটি নিকটবর্তী নক্ষত্র খুঁজে পাবেন যাতে তিনি সূর্যকে প্রদক্ষিণ করার সময় নিকটবর্তী তারার পরিবর্তিত অবস্থান পরিমাপ করতে পারেন (তার প্যারালাক্স পরিমাপ করতে পারেন), যার ফলে তিনি নিকটবর্তী তারার দূরত্ব গণনা করতে পারেন। তিনি শীঘ্রই প্রায় 700টি ডাবল স্টারের ক্যাটালগ প্রকাশ করবেন। 1803 সালের মধ্যে, তিনি 25 বছর ধরে বেশ কয়েকটি দ্বৈত তারার আপেক্ষিক অবস্থানে পরিবর্তন লক্ষ্য করেছিলেন এবং এই সিদ্ধান্তে পৌঁছেছিলেন যে, প্যারালাক্স পরিবর্তন দেখানোর পরিবর্তে, তারা বাইনারি সিস্টেমে একে অপরকে প্রদক্ষিণ করছে বলে মনে হয়েছিল; একটি বাইনারি তারার প্রথম কক্ষপথ 1827 সালে গণনা করা হয়েছিল, যখন ফেলিক্স সাভারি শি উরসে মেজরিসের কক্ষপথ গণনা করেছিলেন। বছরের পর বছর ধরে, আরও অনেক ডাবল স্টার তালিকাভুক্ত এবং পরিমাপ করা হয়েছে। 2017 সালের জুন পর্যন্ত, মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রের নেভাল অবজারভেটরি দ্বারা সংকলিত ভিজ্যুয়াল ডাবল স্টারের একটি ডাটাবেস, ওয়াশিংটন ডাবল স্টার ক্যাটালগে অপটিক্যাল ডাবল এবং বাইনারি স্টার সহ 100,000 জোড়া ডাবল স্টার রয়েছে। এই দ্বৈত তারার মধ্যে মাত্র কয়েক হাজারের জন্য অরবিট পরিচিত। বাইনারি শব্দটি প্রথম এই প্রসঙ্গে স্যার উইলিয়াম হার্শেল 1802 সালে ব্যবহার করেছিলেন, যখন তিনি লিখেছিলেনঃ আধুনিক সংজ্ঞা অনুসারে, বাইনারি স্টার শব্দটি সাধারণত জোড়া তারার মধ্যে সীমাবদ্ধ থাকে যা ভরের একটি সাধারণ কেন্দ্রকে ঘিরে আবর্তিত হয়। যে বাইনারি নক্ষত্রগুলি টেলিস্কোপ বা ইন্টারফেরোমেট্রিক পদ্ধতিতে সমাধান করা যায় সেগুলি ভিজ্যুয়াল বাইনারি নামে পরিচিত। বেশিরভাগ পরিচিত দৃশ্যমান বাইনারি তারার জন্য একটি সম্পূর্ণ ঘূর্ণন এখনও পর্যবেক্ষণ করা হয়নি; বরং, তারা একটি বাঁকা পথ বা আংশিক চাপ বরাবর ভ্রমণ করেছে বলে লক্ষ্য করা যায়। আরও সাধারণ শব্দ ডাবল স্টার আকাশে একসঙ্গে দেখা যায় এমন এক জোড়া তারার জন্য ব্যবহৃত হয়। ইংরেজি ছাড়া অন্য ভাষায় এই পার্থক্য খুব কমই করা হয়। দ্বৈত তারা বাইনারি সিস্টেম হতে পারে বা কেবল দুটি তারা হতে পারে যা আকাশে কাছাকাছি বলে মনে হয় তবে সূর্য থেকে সত্যিকারের দূরত্ব অনেক আলাদা। পরেরটিকে অপটিক্যাল ডাবলস বা অপটিক্যাল পেয়ার বলা হয়। পর্যবেক্ষণের পদ্ধতিগুলি পর্যবেক্ষণের পদ্ধতি অনুসারে বাইনারি তারাগুলিকে চার প্রকারে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়ঃ দৃশ্যমানভাবে, পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে; বর্ণালীবীক্ষণিকভাবে, বর্ণালী রেখার পর্যায়ক্রমিক পরিবর্তন দ্বারা; ফটোমেট্রিকভাবে, একটি গ্রহণ দ্বারা সৃষ্ট উজ্জ্বলতার পরিবর্তন দ্বারা; অথবা অ্যাস্ট্রোমেট্রিকভাবে, একটি অদৃশ্য সহচর দ্বারা সৃষ্ট একটি তারার অবস্থানের বিচ্যুতি পরিমাপ করে। যে কোনও বাইনারি তারা এই শ্রেণীর বেশ কয়েকটি অন্তর্ভুক্ত হতে পারে; উদাহরণস্বরূপ, বেশ কয়েকটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারিও বাইনারি গ্রহণ করছে। একটি দৃশ্যমান বাইনারি তারা হল একটি বাইনারি তারা যার জন্য দুটি উপাদানের মধ্যে কৌণিক পৃথকীকরণ একটি টেলিস্কোপ বা এমনকি উচ্চ-চালিত বাইনোকুলারগুলিতে ডাবল স্টার হিসাবে পর্যবেক্ষণ করার অনুমতি দেওয়ার জন্য যথেষ্ট। দৃশ্যমান বাইনারি সনাক্তকরণে টেলিস্কোপের কৌণিক রেজোলিউশন একটি গুরুত্বপূর্ণ বিষয় এবং বাইনারি স্টার পর্যবেক্ষণগুলিতে আরও ভাল কৌণিক রেজোলিউশন প্রয়োগ করা হলে, ক্রমবর্ধমান সংখ্যক চাক্ষুষ বাইনারি সনাক্ত করা হবে। দুটি তারার আপেক্ষিক উজ্জ্বলতাও একটি গুরুত্বপূর্ণ কারণ, কারণ একটি উজ্জ্বল তারার উজ্জ্বলতা একটি ক্ষীণ উপাদানের উপস্থিতি সনাক্ত করা কঠিন করে তুলতে পারে। একটি দৃশ্যমান বাইনারির উজ্জ্বল তারা হল প্রাথমিক তারা, এবং ডিমারকে গৌণ হিসাবে বিবেচনা করা হয়। কিছু প্রকাশনাতে (বিশেষত পুরোনো প্রকাশনাগুলিতে), একটি ক্ষীণ গৌণকে বলা হয় আসে (বহুবচন কমিট; সহচর)। যদি নক্ষত্রগুলি একই উজ্জ্বলতা হয়, তবে প্রাথমিকের জন্য আবিষ্কারক উপাধিটি প্রথাগতভাবে গৃহীত হয়। দুটি তারার মধ্যে কৌণিক দূরত্বের সাথে প্রাথমিকের সাপেক্ষে গৌণটির অবস্থান কোণ পরিমাপ করা হয়। পর্যবেক্ষণের সময়ও লিপিবদ্ধ করা হয়। একটি নির্দিষ্ট সময়ের মধ্যে পর্যাপ্ত সংখ্যক পর্যবেক্ষণ নথিভুক্ত হওয়ার পরে, এগুলি উৎপত্তির সময় প্রাথমিক তারার সাথে মেরু স্থানাঙ্কে অঙ্কিত হয় এবং সবচেয়ে সম্ভাব্য উপবৃত্তাকার এই বিন্দুগুলির মধ্য দিয়ে এমনভাবে আঁকা হয় যাতে কেপলেরিয়ার ক্ষেত্রফলের সূত্রটি সন্তুষ্ট হয়। এই উপবৃত্তাকারটি আপাত উপবৃত্তাকার হিসাবে পরিচিত এবং এটি আকাশের সমতলে প্রাথমিকের সাপেক্ষে গৌণের প্রকৃত উপবৃত্তাকার কক্ষপথের অভিক্ষেপ। এই অভিক্ষিপ্ত উপবৃত্তাকার থেকে কক্ষপথের সম্পূর্ণ উপাদানগুলি গণনা করা যেতে পারে, যেখানে অর্ধ-প্রধান অক্ষটি কেবল কৌণিক এককে প্রকাশ করা যেতে পারে যদি না না না না নাক্ষত্রিক প্যারালাক্স, এবং তাই সিস্টেমের দূরত্ব জানা যায়। স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি কখনও কখনও, বাইনারি তারার একমাত্র প্রমাণ তার নির্গত আলোর উপর ডপলার প্রভাব থেকে আসে। এই ক্ষেত্রে, বাইনারি এক জোড়া তারা নিয়ে গঠিত যেখানে প্রতিটি তারা থেকে নির্গত আলোর বর্ণালী রেখাগুলি প্রথমে নীলের দিকে, তারপর লালের দিকে সরে যায়, যখন প্রতিটি প্রথমে আমাদের দিকে চলে যায়, এবং তারপর আমাদের থেকে দূরে চলে যায়, তাদের সাধারণ কক্ষপথের সময়কাল সহ ভরের সাধারণ কেন্দ্র সম্পর্কে তার গতির সময়। এই ব্যবস্থাগুলিতে, নক্ষত্রগুলির মধ্যে বিচ্ছেদ সাধারণত খুব ছোট হয় এবং কক্ষপথের বেগ খুব বেশি হয়। যদি না কক্ষপথের সমতলটি দৃষ্টির রেখার লম্ব হয়, তবে কক্ষপথের বেগগুলির দৃষ্টির রেখায় উপাদান থাকে এবং সিস্টেমের পর্যবেক্ষিত রেডিয়াল বেগ পর্যায়ক্রমে পরিবর্তিত হয়। যেহেতু নক্ষত্রের বর্ণালী রেখার ডপলার স্থানান্তর পর্যবেক্ষণ করে একটি স্পেকট্রোমিটার দিয়ে রেডিয়াল বেগ পরিমাপ করা যেতে পারে, তাই এই পদ্ধতিতে সনাক্ত করা বাইনারিগুলি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি হিসাবে পরিচিত। এগুলির বেশিরভাগই ভিজ্যুয়াল বাইনারি হিসাবে সমাধান করা যায় না, এমনকি সর্বোচ্চ বিদ্যমান সমাধান শক্তির টেলিস্কোপ দিয়েও। কিছু স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারিতে, উভয় তারা থেকে বর্ণালী রেখা দৃশ্যমান হয় এবং রেখাগুলি পর্যায়ক্রমে দ্বিগুণ এবং একক হয়। এই ধরনের ব্যবস্থাকে ডাবল-লাইন্ড স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি (প্রায়শই "এসবি2" হিসাবে চিহ্নিত করা হয়) বলা হয়। অন্যান্য ব্যবস্থায়, শুধুমাত্র একটি তারার বর্ণালী দেখা যায় এবং বর্ণালীর রেখাগুলি পর্যায়ক্রমে নীলের দিকে, তারপর লালের দিকে এবং আবার ফিরে আসে। এই ধরনের নক্ষত্রগুলি একক-রেখাযুক্ত স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি ("এসবি1") নামে পরিচিত। একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারির কক্ষপথ নির্ধারণ করা হয় সিস্টেমের এক বা উভয় উপাদানের রেডিয়াল বেগের পর্যবেক্ষণের একটি দীর্ঘ সিরিজ তৈরি করে। পর্যবেক্ষণগুলি সময়ের বিপরীতে অঙ্কিত করা হয় এবং ফলস্বরূপ বক্ররেখা থেকে একটি সময়কাল নির্ধারণ করা হয়। যদি কক্ষপথটি বৃত্তাকার হয়, তবে বক্ররেখাটি একটি সাইন বক্ররেখা। যদি কক্ষপথটি উপবৃত্তাকার হয়, তবে বক্ররেখার আকৃতি নির্ভর করে উপবৃত্তের উৎকেন্দ্রিকতা এবং দৃষ্টির রেখার সাপেক্ষে প্রধান অক্ষের অভিযোজনের উপর। পৃথকভাবে আধা-প্রধান অক্ষ a এবং কক্ষপথ সমতল i-এর প্রবণতা নির্ধারণ করা অসম্ভব। যাইহোক, আধা-প্রধান অক্ষের গুণফল এবং প্রবণতার সাইন (অর্থাৎ) সরাসরি রৈখিক এককে নির্ধারণ করা যেতে পারে (যেমন। কিলোমিটার)। যদি a বা i অন্য কোনও উপায়ে নির্ধারণ করা যায়, যেমন গ্রহণকারী বাইনারিগুলির ক্ষেত্রে, কক্ষপথের জন্য একটি সম্পূর্ণ সমাধান খুঁজে পাওয়া যেতে পারে। বাইনারি তারা যা ভিজ্যুয়াল এবং স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি উভয়ই বিরল এবং পাওয়া গেলে তথ্যের একটি মূল্যবান উৎস। প্রায় 40 জন পরিচিত। দৃশ্যমান বাইনারি তারাগুলির প্রায়শই বড় প্রকৃত পৃথকীকরণ থাকে, যার সময়কাল কয়েক দশক থেকে শতাব্দীতে পরিমাপ করা হয়; ফলস্বরূপ, তাদের কক্ষপথের গতিবেগ সাধারণত স্পেকট্রোস্কোপিকভাবে পরিমাপ করা যায় না। বিপরীতভাবে, স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি তারাগুলি তাদের কক্ষপথে দ্রুত চলাচল করে কারণ তারা একসাথে কাছাকাছি থাকে, সাধারণত দৃশ্যমান বাইনারি হিসাবে সনাক্ত করা যায় না। যে বাইনারিগুলি ভিজ্যুয়াল এবং স্পেকট্রোস্কোপিক উভয়ই পাওয়া যায় সেগুলি অবশ্যই পৃথিবীর তুলনামূলকভাবে কাছাকাছি থাকতে হবে। একটি গ্রহনকারী বাইনারি তারা হল একটি বাইনারি তারা ব্যবস্থা যেখানে দুটি তারার কক্ষীয় সমতল পর্যবেক্ষকের দৃষ্টির রেখার এত কাছাকাছি অবস্থিত যে উপাদানগুলি পারস্পরিক গ্রহণ করে। যে ক্ষেত্রে বাইনারি একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি এবং সিস্টেমের প্যারালাক্সও জানা যায়, বাইনারি নাক্ষত্রিক বিশ্লেষণের জন্য বেশ মূল্যবান। আলগোল, পার্সিয়াস নক্ষত্রমণ্ডলে একটি ট্রিপল স্টার সিস্টেম, একটি গ্রহনকারী বাইনারির সর্বাধিক পরিচিত উদাহরণ রয়েছে। চন্দ্রগ্রহণের বাইনারিগুলি পরিবর্তনশীল তারা, পৃথক উপাদানগুলির আলো পরিবর্তিত হওয়ার কারণে নয়, বরং গ্রহণগুলির কারণে। একটি গ্রহনশীল বাইনারির হালকা বক্ররেখা কার্যত ধ্রুবক আলোর সময়কাল দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, যখন একটি তারা অন্যটির সামনে দিয়ে যায় তখন তীব্রতায় পর্যায়ক্রমিক হ্রাস ঘটে। কক্ষপথের সময় উজ্জ্বলতা দু 'বার হ্রাস পেতে পারে, একবার যখন মাধ্যমিকটি প্রাথমিকের সামনে দিয়ে যায় এবং একবার যখন প্রাথমিকটি মাধ্যমিকের সামনে দিয়ে যায়। কোন নক্ষত্রটি গোপন করা হচ্ছে তা নির্বিশেষে দুটি গ্রহণকে প্রাথমিক বলা হয় এবং যদি অগভীর দ্বিতীয় গ্রহণও ঘটে তবে এটিকে গৌণ গ্রহণ বলা হয়। উজ্জ্বলতা হ্রাসের আকার নির্ভর করে দুটি তারার আপেক্ষিক উজ্জ্বলতা, লুকানো গুপ্ত তারার অনুপাত এবং পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতার (অর্থাৎ। কার্যকর তাপমাত্রা) তারার। সাধারণত গরম তারার গোপনতা প্রাথমিক গ্রহণ ঘটায়। একটি গ্রহনশীল বাইনারির কক্ষপথের সময়কাল তার আলোক বক্ররেখার অধ্যয়ন থেকে নির্ধারণ করা যেতে পারে এবং কক্ষপথের ব্যাসার্ধের পরিপ্রেক্ষিতে পৃথক পৃথক তারার আপেক্ষিক আকার নির্ধারণ করা যেতে পারে, পর্যবেক্ষণ করে যে নিকটতম তারার ডিস্কটি অন্য তারার ডিস্কের উপর স্লাইড করার সাথে সাথে উজ্জ্বলতা কতটা দ্রুত পরিবর্তিত হয়। যদি এটি একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারিও হয়, তবে কক্ষীয় উপাদানগুলিও নির্ধারণ করা যেতে পারে এবং নক্ষত্রগুলির ভর তুলনামূলকভাবে সহজেই নির্ধারণ করা যেতে পারে, যার অর্থ এই ক্ষেত্রে নক্ষত্রগুলির আপেক্ষিক ঘনত্ব নির্ধারণ করা যেতে পারে। প্রায় 1995 সাল থেকে, 8 মিটার শ্রেণীর টেলিস্কোপের সাহায্যে এক্সট্রা-গ্যালাক্টিক গ্রহণকারী বাইনারিগুলির মৌলিক পরামিতিগুলি পরিমাপ করা সম্ভব হয়েছে। এটি বাহ্যিক ছায়াপথের দূরত্ব সরাসরি পরিমাপ করতে তাদের ব্যবহার করা সম্ভব করে তোলে, এমন একটি প্রক্রিয়া যা স্ট্যান্ডার্ড মোমবাতি ব্যবহারের চেয়ে আরও সঠিক। 2006 সালের মধ্যে, এগুলি এলএমসি, এসএমসি, অ্যান্ড্রোমেডা গ্যালাক্সি এবং ত্রিভুজ গ্যালাক্সিকে সরাসরি দূরত্বের অনুমান দিতে ব্যবহৃত হয়েছিল। চন্দ্রগ্রহণ বাইনারিগুলি ছায়াপথের দূরত্বকে 5 শতাংশ নির্ভুলতার উন্নত স্তরে পরিমাপ করার জন্য একটি সরাসরি পদ্ধতি প্রদান করে। নক্ষত্রগুলি কীভাবে একে অপরকে তিনটি উপায়ে প্রভাবিত করে তা পর্যবেক্ষণ করে আলোকমিতির মাধ্যমে সনাক্ত করা যায় এমন অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ-অ - প্রথমটি হল অতিরিক্ত আলো পর্যবেক্ষণ করা যা তারাগুলি তাদের সঙ্গী থেকে প্রতিফলিত করে। দ্বিতীয়টি হল উপবৃত্তাকার আলোর বৈচিত্র্য পর্যবেক্ষণ করা যা তাদের সঙ্গীদের দ্বারা তারার আকৃতির বিকৃতির কারণে ঘটে। তৃতীয় পদ্ধতিটি হল কীভাবে আপেক্ষিক আলো তারার আপাত মাত্রাকে প্রভাবিত করে তা দেখা। এই পদ্ধতিগুলির সাহায্যে বাইনারি সনাক্ত করার জন্য সঠিক ফটোমেট্রি প্রয়োজন। অ্যাস্ট্রোমেট্রিক বাইনারি জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এমন কিছু নক্ষত্র আবিষ্কার করেছেন যা আপাতদৃষ্টিতে একটি খালি জায়গার চারপাশে প্রদক্ষিণ করে। অ্যাস্ট্রোমেট্রিক বাইনারিগুলি তুলনামূলকভাবে নিকটবর্তী তারা যা কোনও দৃশ্যমান সঙ্গী ছাড়াই স্থানের একটি বিন্দুর চারপাশে দুলতে দেখা যায়। সাধারণ বাইনারিগুলির জন্য ব্যবহৃত একই গণিত অনুপস্থিত সহচরের ভর অনুমান করতে প্রয়োগ করা যেতে পারে। সহচরটি খুব ম্লান হতে পারে, যাতে এটি বর্তমানে সনাক্ত করা যায় না বা তার প্রাথমিক ঝলকানি দ্বারা আবৃত থাকে, অথবা এটি এমন একটি বস্তু হতে পারে যা সামান্য বা কোনও বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণ নির্গত করে না, উদাহরণস্বরূপ একটি নিউট্রন তারা। দৃশ্যমান তারার অবস্থান সতর্কতার সাথে পরিমাপ করা হয় এবং তার প্রতিরূপ থেকে মহাকর্ষীয় প্রভাবের কারণে পরিবর্তিত হতে সনাক্ত করা হয়। তারার অবস্থান আরও দূরবর্তী তারার তুলনায় বারবার পরিমাপ করা হয় এবং তারপরে পর্যায়ক্রমে অবস্থান পরিবর্তনের জন্য পরীক্ষা করা হয়। সাধারণত এই ধরনের পরিমাপ শুধুমাত্র নিকটবর্তী নক্ষত্রগুলিতে করা যেতে পারে, যেমন 10 পার্সেকের মধ্যে। নিকটবর্তী নক্ষত্রগুলির প্রায়শই তুলনামূলকভাবে উচ্চ সঠিক গতি থাকে, তাই অ্যাস্ট্রোমেট্রিক বাইনারিগুলি আকাশ জুড়ে একটি অস্থির পথ অনুসরণ করে বলে মনে হবে। যদি সহচরটি তারার অবস্থানে একটি পর্যবেক্ষণযোগ্য পরিবর্তন ঘটানোর জন্য যথেষ্ট বিশাল হয়, তবে তার উপস্থিতি অনুমান করা যেতে পারে। পর্যাপ্ত দীর্ঘ সময়ের মধ্যে দৃশ্যমান তারার গতিবিধির সুনির্দিষ্ট অ্যাস্ট্রোমেট্রিক পরিমাপ থেকে, সহচরের ভর এবং তার কক্ষীয় সময়কাল সম্পর্কে তথ্য নির্ধারণ করা যেতে পারে। সহচর দৃশ্যমান না হলেও, কেপলারের সূত্র ব্যবহার করে পর্যবেক্ষণগুলি থেকে সিস্টেমের বৈশিষ্ট্যগুলি নির্ধারণ করা যেতে পারে। বাইনারি সনাক্তকরণের এই পদ্ধতিটি একটি নক্ষত্রকে প্রদক্ষিণকারী বহির্জাগতিক গ্রহগুলি সনাক্ত করতেও ব্যবহৃত হয়। যাইহোক, ভর অনুপাতের বিশাল পার্থক্য এবং গ্রহের কক্ষপথের সাধারণত দীর্ঘ সময়ের কারণে এই পরিমাপ সম্পাদনের প্রয়োজনীয়তা খুব নির্ভুল। একটি তারার অবস্থান পরিবর্তন সনাক্তকরণ একটি অত্যন্ত সুনির্দিষ্ট বিজ্ঞান, এবং প্রয়োজনীয় নির্ভুলতা অর্জন করা কঠিন। মহাকাশ টেলিস্কোপগুলি পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের অস্পষ্ট প্রভাব এড়াতে পারে, যার ফলে আরও সুনির্দিষ্ট রেজোলিউশন হয়। সিস্টেমের বিন্যাস আরেকটি শ্রেণিবিন্যাস তাদের আকারের তুলনায় নক্ষত্রগুলির মধ্যে দূরত্বের উপর ভিত্তি করেঃ বিচ্ছিন্ন বাইনারিগুলি বাইনারি তারা যেখানে প্রতিটি উপাদান তার রোশ লোবের মধ্যে থাকে, অর্থাৎ। যে অঞ্চলে তারার মহাকর্ষীয় টান অন্য উপাদানের তুলনায় বড়। যদিও মূল ক্রমে নক্ষত্রগুলি একে অপরের উপর কোনও বড় প্রভাব ফেলে না এবং মূলত আলাদাভাবে বিবর্তিত হয়। বেশিরভাগ বাইনারি এই শ্রেণীর অন্তর্গত। অর্ধ বিচ্ছিন্ন বাইনারি তারা হল বাইনারি তারা যেখানে উপাদানগুলির মধ্যে একটি বাইনারি তারার রোচ লোব পূরণ করে এবং অন্যটি পূরণ করে না। রোশ-লোব-ফিলিং উপাদানের (দাতা) পৃষ্ঠ থেকে গ্যাস অন্য, অ্যাক্রিটিং স্টার-এ স্থানান্তরিত হয়। ভর স্থানান্তর ব্যবস্থার বিবর্তনে আধিপত্য বিস্তার করে। অনেক ক্ষেত্রে, প্রবাহিত গ্যাস অ্যাক্রিটরের চারপাশে একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ক তৈরি করে। একটি যোগাযোগ বাইনারি হল এক ধরনের বাইনারি তারা যেখানে বাইনারির উভয় উপাদানই তাদের রোশ লোবগুলি পূরণ করে। নাক্ষত্রিক বায়ুমণ্ডলের উপরের অংশটি একটি সাধারণ খাম গঠন করে যা উভয় নক্ষত্রকে ঘিরে রাখে। যেহেতু খামের ঘর্ষণ কক্ষপথের গতিকে বাধা দেয়, তারাগুলি শেষ পর্যন্ত একত্রিত হতে পারে। উরসাই মেজরিস একটি উদাহরণ। বিপর্যয়কর চলক এবং এক্স-রে বাইনারি যখন একটি বাইনারি সিস্টেমে একটি সাদা বামন, নিউট্রন তারা বা কৃষ্ণগহ্বরের মতো একটি কম্প্যাক্ট বস্তু থাকে, তখন অন্য (দাতা) তারা থেকে গ্যাস কম্প্যাক্ট বস্তুর উপর জমা হতে পারে। এটি মহাকর্ষীয় সম্ভাব্য শক্তি নির্গত করে, যার ফলে গ্যাসটি আরও উত্তপ্ত হয়ে ওঠে এবং বিকিরণ নির্গত করে। বিপর্যয়কর পরিবর্তনশীল তারা, যেখানে কম্প্যাক্ট বস্তুটি একটি সাদা বামন, এই ধরনের ব্যবস্থার উদাহরণ। এক্স-রে বাইনারিগুলিতে, কম্প্যাক্ট বস্তুটি নিউট্রন তারা বা কৃষ্ণগহ্বর হতে পারে। দাতা তারার ভর অনুসারে এই বাইনারিগুলিকে নিম্ন-ভর বা উচ্চ-ভর হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। উচ্চ-ভর এক্স-রে বাইনারিগুলিতে একটি তরুণ, প্রাথমিক-ধরনের, উচ্চ-ভর দাতা তারা থাকে যা তার নাক্ষত্রিক বাতাসের মাধ্যমে ভর স্থানান্তর করে, যখন নিম্ন-ভর এক্স-রে বাইনারিগুলি আধা-বিচ্ছিন্ন বাইনারি হয় যেখানে একটি দেরী-ধরনের দাতা তারা বা একটি সাদা বামন থেকে গ্যাস রোচ লোবকে উপচে পড়ে এবং নিউট্রন তারা বা কৃষ্ণগহ্বরের দিকে পড়ে। সম্ভবত একটি এক্স-রে বাইনারির সর্বাধিক পরিচিত উদাহরণ হল উচ্চ-ভর এক্স-রে বাইনারি সিগনাস এক্স-1। সিগনাস এক্স-1-এ, অদৃশ্য সহচরের ভর সূর্যের প্রায় নয় গুণ বলে অনুমান করা হয়, যা একটি নিউট্রন তারার সর্বাধিক তাত্ত্বিক ভরের জন্য টলম্যান-ওপেনহেইমার-ভল্কফ সীমার অনেক বেশি। তাই এটি একটি কৃষ্ণগহ্বর বলে মনে করা হয়; এটিই ছিল প্রথম বস্তু যার জন্য এটি ব্যাপকভাবে বিশ্বাস করা হয়েছিল। কক্ষপথের সময়কাল এক ঘণ্টারও কম হতে পারে (এএম সিভিএন তারার জন্য), বা কয়েক দিন (বিটা লাইরের উপাদান), তবে কয়েক হাজার বছরও হতে পারে (আলফা সেন্টাউরি এবি-র চারপাশে প্রক্সিমা সেন্টাউরি)। অ্যাপলগেট প্রক্রিয়া নির্দিষ্ট কিছু গ্রহনকারী বাইনারিতে দেখা দীর্ঘমেয়াদী কক্ষীয় সময়ের বৈচিত্র্য ব্যাখ্যা করে। একটি প্রধান-অনুক্রম তারকা একটি ক্রিয়াকলাপ চক্রের মধ্য দিয়ে যাওয়ার সাথে সাথে তারার বাইরের স্তরগুলি একটি চৌম্বকীয় টর্কের সাপেক্ষে কৌণিক ভরবেগের বিতরণ পরিবর্তন করে, যার ফলে তারার অস্পষ্টতা পরিবর্তিত হয়। বাইনারি জুটিতে নক্ষত্রগুলির কক্ষপথ মহাকর্ষীয়ভাবে তাদের আকৃতি পরিবর্তনের সাথে যুক্ত হয়, যাতে সময়কালটি ক্রিয়াকলাপ চক্রের মতো একই সময় স্কেলে (সাধারণত দশকের ক্রমে) পরিবর্তনগুলি (সাধারণত ωP/P ~ 10−5 এর ক্রমে) দেখায়। কিছু অ্যালগোল বাইনারিতে পর্যবেক্ষণ করা আরেকটি ঘটনা হল একঘেয়ে সময়ের বৃদ্ধি। অ্যাপলগেট প্রক্রিয়া দ্বারা ব্যাখ্যা করা পর্যায়ক্রমিক সময়কাল বৃদ্ধি এবং হ্রাসের অনেক বেশি সাধারণ পর্যবেক্ষণের থেকে এটি বেশ আলাদা। একবৃত্তাকার সময়কাল বৃদ্ধির জন্য ভর স্থানান্তরকে দায়ী করা হয়েছে, সাধারণত (তবে সবসময় নয়) কম বিশাল থেকে আরও বিশাল তারা পদবি এ এবং বি বাইনারি তারার উপাদানগুলি সিস্টেমের পদবি এ এবং বি দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, এ প্রাথমিক এবং বি গৌণকে বোঝায়। AB প্রত্যয়টি এই জুটিকে বোঝাতে ব্যবহার করা যেতে পারে (উদাহরণস্বরূপ, বাইনারি তারকা α সেন্টাউরি AB নক্ষত্রগুলি α সেন্টাউরি A এবং α সেন্টাউরি B নিয়ে গঠিত)। অতিরিক্ত অক্ষর, যেমন সি, ডি ইত্যাদি, দুই তারার বেশি সিস্টেমের জন্য ব্যবহার করা যেতে পারে। যে ক্ষেত্রে বাইনারি তারার একটি বায়ার উপাধি রয়েছে এবং এটি ব্যাপকভাবে পৃথক করা হয়েছে, এটি সম্ভব যে এই জুটির সদস্যদের সুপারস্ক্রিপ্ট দিয়ে মনোনীত করা হবে; একটি উদাহরণ হল জিটা রেটিকুলি, যার উপাদানগুলি হল ζ1 রেটিকুলি এবং ζ2 রেটিকুলি। আবিষ্কারক পদবি ডাবল স্টারগুলিও একটি সংক্ষেপণ দ্বারা মনোনীত করা হয় যা আবিষ্কারককে একটি সূচক নম্বর দিয়ে দেয়। উদাহরণস্বরূপ, 1689 সালে ফাদার রিচাউড দ্বারা α সেন্টাউরি দ্বিগুণ বলে মনে করা হয়েছিল এবং তাই এটিকে আরএইচডি 1 হিসাবে মনোনীত করা হয়েছে। এই আবিষ্কারক কোডগুলি ওয়াশিংটন ডাবল স্টার ক্যাটালগ-এ পাওয়া যাবে। গরম এবং ঠান্ডা বাইনারি তারা ব্যবস্থার উপাদানগুলিকে তাদের আপেক্ষিক তাপমাত্রা দ্বারা গরম সহচর এবং শীতল সহচর হিসাবে চিহ্নিত করা যেতে পারে। উদাহরণস্বরূপঃ অ্যান্টারেস (আলফা স্করপি) একটি বাইনারি সিস্টেমে একটি লাল সুপারজায়ান্ট তারকা যার একটি গরম নীল প্রধান-ক্রম তারকা অ্যান্টারেস বি। অ্যান্টারেস বি-কে তাই শীতল সুপারজায়ান্টের একটি গরম সহচর বলা যেতে পারে। সিম্বায়োটিক তারা হল বাইনারি স্টার সিস্টেম যা একটি দেরী-ধরনের দৈত্য তারা এবং একটি গরম সহচর বস্তু দ্বারা গঠিত। যেহেতু সঙ্গীর প্রকৃতি সব ক্ষেত্রেই সুপ্রতিষ্ঠিত নয়, তাই এটিকে "উষ্ণ সঙ্গী" বলা যেতে পারে। আলোকিত নীল পরিবর্তনশীল ইটা ক্যারিনা সম্প্রতি একটি বাইনারি স্টার সিস্টেম হিসাবে নির্ধারিত হয়েছে। প্রাথমিকের তুলনায় গৌণটির তাপমাত্রা বেশি বলে মনে হয় এবং তাই এটিকে "উষ্ণ সহচর" তারা হিসাবে বর্ণনা করা হয়েছে। এটি একটি ওল্ফ-রায়েট তারা হতে পারে। আর অ্যাকুয়ারি একটি বর্ণালী দেখায় যা একই সাথে একটি শীতল এবং গরম স্বাক্ষর উভয়ই প্রদর্শন করে। এই সংমিশ্রণটি একটি শীতল লাল সুপারজায়ান্টের সাথে একটি ছোট, গরম সহচরের ফলাফল। পদার্থ সুপারজায়ান্ট থেকে ছোট, ঘন সহচরের দিকে প্রবাহিত হয়। নাসার কেপলার মিশন বাইনারি নক্ষত্রগুলি গ্রহন করার উদাহরণ আবিষ্কার করেছে যেখানে গৌণটি গরম উপাদান। কে. ও. আই-74বি হল কে. ও. আই-74 (KOI-74)-এর একটি 12,000 কে সাদা বামন সহচর, যা একটি 9,400 কে প্রাথমিক এ-টাইপের প্রধান-অনুক্রম তারকা। কে. ও. আই-81বি হল কে. ও. আই-81 (KOI-81)-এর একটি 13,000 কে সাদা বামন সহচর, যা একটি 10,000 কে দেরী বি-টাইপ প্রধান-ক্রম তারকা। বিবর্তন গঠন যদিও এটি অসম্ভব নয় যে দুটি একক তারার মধ্যে মহাকর্ষীয় ক্যাপচারের মাধ্যমে কিছু বাইনারি তৈরি করা যেতে পারে, এই ধরনের একটি ঘটনার খুব কম সম্ভাবনা (তিনটি বস্তুর প্রকৃতপক্ষে প্রয়োজন, কারণ শক্তির সংরক্ষণ একটি একক মহাকর্ষীয় বস্তুকে অন্যটিকে ধরে রাখার নিয়মকে বাতিল করে দেয়) এবং বর্তমানে বিদ্যমান উচ্চ সংখ্যক বাইনারি, এটি প্রাথমিক গঠন প্রক্রিয়া হতে পারে না। মূল ক্রমে এখনও নেই এমন নক্ষত্র নিয়ে গঠিত বাইনারিগুলির পর্যবেক্ষণ এই তত্ত্বকে সমর্থন করে যে তারা গঠনের সময় বাইনারিগুলি বিকশিত হয়। প্রোটোস্টার গঠনের সময় আণবিক মেঘের বিভাজন একটি বাইনারি বা একাধিক তারা সিস্টেম গঠনের জন্য একটি গ্রহণযোগ্য ব্যাখ্যা। তিন-বস্তুর সমস্যার ফলাফল, যেখানে তিনটি তারার তুলনামূলক ভর রয়েছে, অবশেষে তিনটি তারার মধ্যে একটি সিস্টেম থেকে বেরিয়ে আসবে এবং কোনও উল্লেখযোগ্য বিশৃঙ্খলা ধরে না নিয়ে বাকি দুটি একটি স্থিতিশীল বাইনারি সিস্টেম গঠন করবে। ভর স্থানান্তর এবং বৃদ্ধি যেহেতু একটি প্রধান-অনুক্রম নক্ষত্র তার বিবর্তনের সময় আকারে বৃদ্ধি পায়, এটি এক পর্যায়ে তার রোশ লোবকে অতিক্রম করতে পারে, যার অর্থ তার কিছু পদার্থ এমন একটি অঞ্চলে প্রবেশ করে যেখানে তার সহচর তারার মহাকর্ষীয় টান তার নিজের চেয়ে বড়। ফলস্বরূপ, পদার্থটি রোচে লোব ওভারফ্লো (আর. এল. ও. এফ) নামে পরিচিত একটি প্রক্রিয়ার মাধ্যমে এক তারা থেকে অন্য তারায় স্থানান্তরিত হবে, যা সরাসরি প্রভাব দ্বারা বা অ্যাক্রিশন ডিস্কের মাধ্যমে শোষিত হবে। যে গাণিতিক বিন্দুর মাধ্যমে এই স্থানান্তর ঘটে তাকে প্রথম ল্যাগ্রেঞ্জিয়ান বিন্দু বলা হয়। এটি অস্বাভাবিক নয় যে অ্যাক্রিশন ডিস্ক একটি বাইনারি তারার সবচেয়ে উজ্জ্বল (এবং এইভাবে কখনও কখনও একমাত্র দৃশ্যমান) উপাদান। যদি একটি তারা তার রোশ লোবের বাইরে এত দ্রুত বৃদ্ধি পায় যে সমস্ত প্রচুর পরিমাণে পদার্থ অন্য উপাদানটিতে স্থানান্তরিত হতে পারে, তবে এটিও সম্ভব যে পদার্থটি অন্যান্য ল্যাগ্রাঞ্জ পয়েন্টের মাধ্যমে বা নাক্ষত্রিক বায়ু হিসাবে সিস্টেমটি ছেড়ে চলে যাবে, এইভাবে কার্যকরভাবে উভয় উপাদানের কাছে হারিয়ে যাবে। যেহেতু একটি তারার বিবর্তন তার ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়, তাই প্রক্রিয়াটি উভয় সহচরের বিবর্তনকে প্রভাবিত করে এবং এমন পর্যায় তৈরি করে যা একক তারা দ্বারা অর্জন করা যায় না। চন্দ্রগ্রহণকারী ত্রিকোণাকার অ্যালগোলের অধ্যয়নগুলি নাক্ষত্রিক বিবর্তন তত্ত্বের ক্ষেত্রে অ্যালগোল প্যারাডক্সের দিকে পরিচালিত করেঃ যদিও একই সময়ে একটি বাইনারি তারকা গঠনের উপাদানগুলি এবং বিশাল তারা কম বিশাল তারার তুলনায় অনেক দ্রুত বিকশিত হয়, তবে দেখা গেছে যে আরও বিশাল উপাদান অ্যালগোল এ এখনও মূল ক্রমে রয়েছে, যখন কম বিশাল অ্যালগোল বি পরবর্তী বিবর্তনীয় পর্যায়ে একটি সাবজায়ান্ট। এই বৈপরীত্যটি ভর স্থানান্তরের মাধ্যমে সমাধান করা যেতে পারেঃ যখন আরও বিশাল তারাটি একটি সাবজায়েন্টে পরিণত হয়, তখন এটি তার রোশ লোবকে পূর্ণ করে এবং বেশিরভাগ ভর অন্য তারায় স্থানান্তরিত হয়, যা এখনও মূল ক্রমে রয়েছে। অ্যালগোলের মতো কিছু বাইনারিতে আসলে একটি গ্যাস প্রবাহ দেখা যায়। রানওয়ে এবং নোভা বাহ্যিক বিশৃঙ্খলার ফলে ব্যাপকভাবে পৃথক বাইনারিগুলির পক্ষে তাদের জীবদ্দশায় একে অপরের সাথে মহাকর্ষীয় যোগাযোগ হারানোও সম্ভব। এরপরে উপাদানগুলি একক তারা হিসাবে বিবর্তিত হবে। দুটি বাইনারি সিস্টেমের মধ্যে ঘনিষ্ঠ সংঘর্ষের ফলে উভয় সিস্টেমের মহাকর্ষীয় ব্যাঘাত ঘটতে পারে, কিছু তারা উচ্চ গতিতে নির্গত হয়, যার ফলে তারা পালিয়ে যায়। যদি কোনও সাদা বামন নক্ষত্রের কাছাকাছি কোনও সহচর তারা থাকে যা তার রোশ লোবে উপচে পড়ে, তবে সাদা বামন তারার বাইরের বায়ুমণ্ডল থেকে স্থিরভাবে গ্যাস সংগ্রহ করবে। এগুলি সাদা বামন পৃষ্ঠের উপর তার তীব্র মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা সংকুচিত হয়, সংকুচিত হয় এবং অতিরিক্ত উপাদান টেনে আনার সাথে সাথে খুব উচ্চ তাপমাত্রায় উত্তপ্ত হয়। সাদা বামন অধঃপতিত পদার্থ নিয়ে গঠিত এবং তাই মূলত তাপের প্রতি প্রতিক্রিয়াশীল নয়, যেখানে বর্ধিত হাইড্রোজেন নয়। সিএনও চক্রের মাধ্যমে হাইড্রোজেন ফিউশন পৃষ্ঠের উপর একটি স্থিতিশীল পদ্ধতিতে ঘটতে পারে, যার ফলে এই প্রক্রিয়া দ্বারা প্রচুর পরিমাণে শক্তি মুক্ত হয়ে অবশিষ্ট গ্যাসগুলিকে সাদা বামন পৃষ্ঠ থেকে দূরে উড়িয়ে দেয়। ফলাফল হল আলোর একটি অত্যন্ত উজ্জ্বল বিস্ফোরণ, যা নোভা নামে পরিচিত। চরম ক্ষেত্রে এই ঘটনা সাদা বামনকে চন্দ্রশেখর সীমা অতিক্রম করতে পারে এবং একটি সুপারনোভা ট্রিগার করতে পারে যা পুরো নক্ষত্রকে ধ্বংস করে দেয়, যা পালিয়ে যাওয়ার আরেকটি সম্ভাব্য কারণ। এই ধরনের একটি ঘটনার উদাহরণ হল সুপারনোভা এসএন 1572, যা টাইকো ব্রাহে পর্যবেক্ষণ করেছিলেন। হাবল স্পেস টেলিস্কোপ সম্প্রতি এই ঘটনার অবশিষ্টাংশের একটি ছবি তুলেছে। অ্যাস্ট্রোফিজিক্স বাইনারি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একটি দূরবর্তী নক্ষত্রের ভর নির্ধারণের জন্য সর্বোত্তম পদ্ধতি প্রদান করে। তাদের মধ্যে মহাকর্ষীয় টান তাদের ভরের সাধারণ কেন্দ্রের চারপাশে প্রদক্ষিণ করে। একটি ভিজ্যুয়াল বাইনারির অরবিটাল প্যাটার্ন বা একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারির বর্ণালীর সময়ের বৈচিত্র্য থেকে, তারার ভর নির্ধারণ করা যেতে পারে, উদাহরণস্বরূপ বাইনারি ভর ফাংশন দিয়ে। এইভাবে, একটি তারার চেহারা (তাপমাত্রা এবং ব্যাসার্ধ) এবং তার ভরের মধ্যে সম্পর্ক খুঁজে পাওয়া যায়, যা অ-বাইনারিগুলির ভর নির্ধারণের অনুমতি দেয়। যেহেতু বাইনারি সিস্টেমে তারার একটি বড় অনুপাত বিদ্যমান, তাই তারা গঠনের প্রক্রিয়াগুলি সম্পর্কে আমাদের বোঝার জন্য বাইনারিগুলি বিশেষভাবে গুরুত্বপূর্ণ। বিশেষত, বাইনারির সময়কাল এবং ভর আমাদের সিস্টেমে কৌণিক ভরবেগের পরিমাণ সম্পর্কে বলে। যেহেতু এটি পদার্থবিজ্ঞানে একটি সংরক্ষিত পরিমাণ, তাই যে পরিস্থিতিতে নক্ষত্রগুলি গঠিত হয়েছিল সে সম্পর্কে বাইনারিগুলি আমাদের গুরুত্বপূর্ণ সূত্র দেয়। বাইনারি তারায় ভরের কেন্দ্র গণনা একটি সাধারণ বাইনারি ক্ষেত্রে, প্রথম তারার কেন্দ্র থেকে ভর বা ব্যারিসেন্টারের কেন্দ্র পর্যন্ত দূরত্ব r1 দেওয়া হয় যেখানে a হল দুটি নাক্ষত্রিক কেন্দ্রের মধ্যে দূরত্ব, এবং m1 এবং m2 হল দুটি তারার ভর। যদি a কে অন্য বস্তুর চারপাশে একটি বস্তুর কক্ষপথের আধা-প্রধান অক্ষ হিসাবে নেওয়া হয়, তবে r1 হল ভর বা ব্যারিসেন্টার কেন্দ্রের চারপাশে প্রথম বস্তুর কক্ষপথের অর্ধ-প্রধান অক্ষ এবং দ্বিতীয় বস্তুর কক্ষপথের অর্ধ-প্রধান অক্ষ। যখন ভরের কেন্দ্রটি আরও বিশাল বস্তুর মধ্যে অবস্থিত হয়, তখন সেই বস্তুটি একটি দৃশ্যমান কক্ষপথ অনুসরণ করার পরিবর্তে নড়াচড়া করে বলে মনে হয়। সেন্টার-অফ-মাস অ্যানিমেশন রেড ক্রস সিস্টেমের ভরের কেন্দ্রকে চিহ্নিত করে। এই চিত্রগুলি কোনও নির্দিষ্ট বাস্তব ব্যবস্থার প্রতিনিধিত্ব করে না। গবেষণার ফলাফল এটি অনুমান করা হয় যে মিল্কিওয়েতে নক্ষত্র ব্যবস্থার প্রায় এক তৃতীয়াংশ বাইনারি বা একাধিক, বাকি দুই তৃতীয়াংশ একক তারা। সাধারণ তারার সামগ্রিক বহুগুণতা ফ্রিকোয়েন্সি হল নাক্ষত্রিক ভরের একঘেয়েভাবে ক্রমবর্ধমান ক্রিয়া। অর্থাৎ, উপাদানগুলির ভর বৃদ্ধির সাথে সাথে বাইনারি বা মাল্টি-স্টার সিস্টেমে থাকার সম্ভাবনা ক্রমাগত বৃদ্ধি পায়। একটি বাইনারি তারার বিপ্লবের সময়কাল এবং তার কক্ষপথের উৎকেন্দ্রিকতার মধ্যে একটি সরাসরি সম্পর্ক রয়েছে, স্বল্প সময়ের ব্যবস্থাগুলির ক্ষুদ্রতর উৎকেন্দ্রিকতা রয়েছে। বাইনারি তারাগুলি যে কোনও কল্পনাযোগ্য পৃথকীকরণের সাথে পাওয়া যেতে পারে, জোড়া থেকে এত ঘনিষ্ঠভাবে প্রদক্ষিণ করে যে তারা কার্যত একে অপরের সংস্পর্শে থাকে, জোড়াগুলি এত দূরবর্তীভাবে পৃথক হয়ে যায় যে তাদের সংযোগ কেবল স্থানের মধ্য দিয়ে তাদের সাধারণ সঠিক গতির দ্বারা নির্দেশিত হয়। মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ বাইনারি স্টার সিস্টেমগুলির মধ্যে, পর্যায়কালের একটি তথাকথিত লগ স্বাভাবিক বন্টন বিদ্যমান, যার মধ্যে বেশিরভাগ সিস্টেম প্রায় 100 বছরের সময়কালের সাথে প্রদক্ষিণ করে। এটি এই তত্ত্বের সমর্থনকারী প্রমাণ যে বাইনারি সিস্টেমগুলি তারা গঠনের সময় গঠিত হয়। জোড়ায় যেখানে দুটি তারার সমান উজ্জ্বলতা রয়েছে, সেগুলিও একই বর্ণালী ধরনের। যে ব্যবস্থাগুলিতে উজ্জ্বলতা ভিন্ন হয়, সেখানে উজ্জ্বল তারাটি যদি একটি বিশাল তারা হয় তবে ক্ষীণ তারাটি নীল হয় এবং উজ্জ্বল তারাটি যদি মূল ক্রমের অন্তর্গত হয় তবে লাল হয়। একটি তারার ভর সরাসরি তার মহাকর্ষীয় আকর্ষণ থেকে নির্ধারণ করা যেতে পারে। সূর্য এবং মহাকর্ষীয় লেন্স হিসাবে কাজ করে এমন তারা ছাড়াও, এটি শুধুমাত্র বাইনারি এবং একাধিক তারা ব্যবস্থায় করা যেতে পারে, যা বাইনারি নক্ষত্রগুলিকে একটি গুরুত্বপূর্ণ শ্রেণীর তারা করে তোলে। একটি দৃশ্যমান বাইনারি তারার ক্ষেত্রে, কক্ষপথ এবং সিস্টেমের নাক্ষত্রিক প্যারালাক্স নির্ধারণের পরে, কেপলেরিয়ান সুরেলা আইনের সরাসরি প্রয়োগের মাধ্যমে দুটি তারার সম্মিলিত ভর পাওয়া যেতে পারে। দুর্ভাগ্যবশত, একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারির সম্পূর্ণ কক্ষপথ অর্জন করা অসম্ভব যদি না এটি একটি দৃশ্যমান বা একটি গ্রহনকারী বাইনারি হয়, তাই এই বস্তুগুলি থেকে শুধুমাত্র ভরের যৌথ গুণফল এবং দৃষ্টির রেখার সাথে সম্পর্কিত প্রবণতা কোণের সাইন নির্ধারণ করা সম্ভব। স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি গ্রহণকারী বাইনারিগুলির ক্ষেত্রে, সিস্টেমের উভয় সদস্যের নির্দিষ্টকরণের (ভর, ঘনত্ব, আকার, উজ্জ্বলতা এবং আনুমানিক আকৃতি) জন্য একটি সম্পূর্ণ সমাধান খুঁজে পাওয়া সম্ভব। যদিও বেশ কয়েকটি বাইনারি নক্ষত্র ব্যবস্থায় বহির্জাগতিক গ্রহ পাওয়া গেছে, একক নক্ষত্র ব্যবস্থার তুলনায় এই ধরনের ব্যবস্থা তুলনামূলকভাবে বিরল। কেপলার স্পেস টেলিস্কোপের পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে সূর্যের মতো একই ধরনের বেশিরভাগ একক তারায় প্রচুর গ্রহ রয়েছে, তবে বাইনারি তারার মাত্র এক-তৃতীয়াংশ রয়েছে। তাত্ত্বিক অনুকরণ অনুসারে, এমনকি ব্যাপকভাবে পৃথক বাইনারি তারাগুলি প্রায়শই পাথুরে দানার ডিস্কগুলিকে ব্যাহত করে যা থেকে প্রোটোপ্ল্যানেট তৈরি হয়। অন্যদিকে, অন্যান্য সিমুলেশনগুলি পরামর্শ দেয় যে একটি বাইনারি সহচরের উপস্থিতি প্রকৃতপক্ষে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ককে "আলোড়িত" করে স্থিতিশীল কক্ষীয় অঞ্চলের মধ্যে গ্রহ গঠনের হারকে উন্নত করতে পারে, যার ফলে প্রোটোপ্ল্যানেটগুলির বৃদ্ধির হার বৃদ্ধি পায়। একাধিক নক্ষত্র ব্যবস্থায় গ্রহ সনাক্তকরণ অতিরিক্ত প্রযুক্তিগত সমস্যার সৃষ্টি করে, যার কারণে এগুলি খুব কমই পাওয়া যায়। উদাহরণগুলির মধ্যে রয়েছে সাদা বামন-পালসার বাইনারি পি. এস. আর বি <আই. ডি1>, সাবজায়ান্ট-লাল বামন বাইনারি গামা সেফেই এবং সাদা বামন-লাল বামন বাইনারি এন. এন. সর্পেন্টিস। পূর্বে পরিচিত চৌদ্দটি গ্রহ ব্যবস্থার একটি গবেষণায় দেখা গেছে যে এই ব্যবস্থাগুলির মধ্যে তিনটি বাইনারি সিস্টেম। সমস্ত গ্রহ প্রাথমিক নক্ষত্রের চারপাশে এস-টাইপ কক্ষপথে পাওয়া গেছে। এই তিনটি ক্ষেত্রে গৌণ তারাটি প্রাথমিকের তুলনায় অনেক ম্লান ছিল এবং তাই আগে সনাক্ত করা যায়নি। এই আবিষ্কারের ফলে গ্রহ এবং প্রাথমিক তারা উভয়ের জন্য পরামিতিগুলির পুনর্বিবেচনা করা হয়। বিজ্ঞান কল্পকাহিনীতে প্রায়শই বাইনারি বা ত্রয়ী তারার গ্রহগুলিকে একটি সেটিং হিসাবে দেখানো হয়েছে, উদাহরণস্বরূপ, স্টার ওয়ার্সের জর্জ লুকাসের ট্যাটুইন এবং একটি উল্লেখযোগ্য গল্প, "নাইটফল", এমনকি এটিকে একটি ছয়-তারকা ব্যবস্থায় নিয়ে যায়। বাস্তবে, কিছু কক্ষপথের পরিসীমা গতিশীল কারণে অসম্ভব (গ্রহটি তুলনামূলকভাবে দ্রুত তার কক্ষপথ থেকে বহিষ্কৃত হবে, হয় সিস্টেম থেকে পুরোপুরি নির্গত হবে বা আরও অভ্যন্তরীণ বা বাইরের কক্ষপথের পরিসরে স্থানান্তরিত হবে), যেখানে অন্যান্য কক্ষপথগুলি কক্ষপথের বিভিন্ন অংশে পৃষ্ঠের তাপমাত্রায় সম্ভাব্য চরম বৈচিত্র্যের কারণে চূড়ান্ত জৈবক্ষেত্রের জন্য গুরুতর চ্যালেঞ্জ উপস্থাপন করে। বাইনারি সিস্টেমে মাত্র একটি নক্ষত্রকে প্রদক্ষিণকারী গ্রহগুলির "এস-টাইপ" কক্ষপথ রয়েছে বলে মনে করা হয়, যেখানে উভয় নক্ষত্রের চারপাশে প্রদক্ষিণকারী গ্রহগুলির "পি-টাইপ" বা "বৃত্তাকার" কক্ষপথ রয়েছে। অনুমান করা হয় যে বাইনারি সিস্টেমের 50-60% স্থিতিশীল কক্ষপথের মধ্যে বাসযোগ্য স্থলজ গ্রহগুলিকে সমর্থন করতে সক্ষম। উদাহরণ উপাদানগুলির মধ্যে বিশাল দূরত্ব, সেইসাথে তাদের রঙের পার্থক্য, আলবিরিওকে সবচেয়ে সহজ পর্যবেক্ষণযোগ্য চাক্ষুষ বাইনারিগুলির মধ্যে একটি করে তোলে। সবচেয়ে উজ্জ্বল সদস্য, যা সিগনাস নক্ষত্রপুঞ্জের তৃতীয় উজ্জ্বলতম তারা, আসলে একটি ঘনিষ্ঠ বাইনারি। এছাড়াও সিগনাস নক্ষত্রমণ্ডলে সিগনাস এক্স-1 রয়েছে, যা একটি কৃষ্ণগহ্বর হিসাবে বিবেচিত এক্স-রে উৎস। এটি একটি উচ্চ ভরের এক্স-রে বাইনারি, যার অপটিক্যাল প্রতিরূপটি একটি পরিবর্তনশীল তারা। সিরিয়াস হল আরেকটি দ্বৈত এবং রাতের আকাশের উজ্জ্বলতম তারা, যার দৃশ্যমান আপাত মাত্রা −1.46। এটি ক্যানিস মেজর নক্ষত্রপুঞ্জে অবস্থিত। 1844 সালে ফ্রেডরিখ বেসেল অনুমান করেছিলেন যে সিরিয়াস একটি বাইনারি। 1862 সালে আলভান গ্রাহাম ক্লার্ক সহচর (সিরিয়াস বি; দৃশ্যমান তারা হল সিরিয়াস এ) আবিষ্কার করেন। 1915 সালে মাউন্ট উইলসন অবজারভেটরির জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নির্ধারণ করেছিলেন যে সিরিয়াস বি একটি সাদা বামন, যা প্রথম আবিষ্কৃত হয়েছিল। 2005 সালে, হাবল স্পেস টেলিস্কোপ ব্যবহার করে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নির্ধারণ করেছিলেন যে সিরিয়াস বি ব্যাসযুক্ত, যার ভর সূর্যের 98 শতাংশ। আরিগা নক্ষত্রমণ্ডলে ইপসিলন আরিগা একটি গ্রহনশীল বাইনারি-র উদাহরণ। দৃশ্যমান উপাদানটি বর্ণালী শ্রেণী F0-এর অন্তর্গত, অন্য (গ্রহণকারী) উপাদানটি দৃশ্যমান নয়। সর্বশেষ এই ধরনের গ্রহণ 2009 থেকে 2011 সাল পর্যন্ত ঘটেছিল এবং আশা করা যায় যে ব্যাপক পর্যবেক্ষণগুলি সম্ভবত এই ব্যবস্থার প্রকৃতি সম্পর্কে আরও অন্তর্দৃষ্টি প্রদান করতে পারে। আরেকটি গ্রহণকারী বাইনারি হল বিটা লাইরা, যা লাইরা নক্ষত্রমণ্ডলে একটি আধা বিচ্ছিন্ন বাইনারি তারা ব্যবস্থা। অন্যান্য আকর্ষণীয় বাইনারিগুলির মধ্যে রয়েছে 61 সিগনি (দুটি কে শ্রেণীর (কমলা) প্রধান অনুক্রম তারা, 61 সিগনি এ এবং 61 সিগনি বি, যা তার বড় সঠিক গতির জন্য পরিচিত), প্রোকিয়ন (ক্যানিস মাইনর নক্ষত্রপুঞ্জের উজ্জ্বলতম তারা এবং রাতের আকাশের অষ্টম উজ্জ্বলতম তারা, যা একটি দুর্বল সাদা বামন সহচরের সাথে প্রধান তারার সমন্বয়ে গঠিত বাইনারি), এসএস ল্যাসার্টে (একটি গ্রহনকারী বাইনারি যা গ্রহণ করা বন্ধ করে দেয়), ভি907 স্কো (একটি গ্রহণকারী বাইনারি যা থেমে যায়, পুনরায় শুরু হয়, তারপর আবার বন্ধ হয়ে যায়), বিজি জেমিনোরাম (একটি গ্রহণকারী বাইনারি যা ভাবা হয়)। একাধিক তারার উদাহরণ দুটির বেশি তারার ব্যবস্থাকে একাধিক তারা বলা হয়। পার্সিয়াস নক্ষত্রমণ্ডলে অবস্থিত অ্যালগোল হল সবচেয়ে উল্লেখযোগ্য ত্রিভুজ (দীর্ঘ সময় ধরে বাইনারি বলে মনে করা হয়)। সিস্টেমের দুটি উপাদান একে অপরকে গ্রহণ করে, অ্যালগোলের তীব্রতার বৈচিত্র্য প্রথম 1670 সালে জেমিনিয়ানো মন্টানারি দ্বারা রেকর্ড করা হয়েছিল। আলগোল নামের অর্থ "দৈত্য তারা" (আল-গুল থেকে), যা সম্ভবত এর অদ্ভুত আচরণের কারণে দেওয়া হয়েছিল। আরেকটি দৃশ্যমান ত্রিভুজ হল সেন্টোরাসের দক্ষিণ নক্ষত্রমণ্ডলে অবস্থিত আলফা সেন্টাউরি, যেখানে রাতের আকাশে তৃতীয় উজ্জ্বলতম তারা রয়েছে, যার আপাত দৃশ্যমান মাত্রা-0.01। এই ব্যবস্থাটি এই সত্যকেও তুলে ধরে যে বাইনারিগুলি ছাড় দেওয়া হলে বসবাসযোগ্য গ্রহগুলির কোনও অনুসন্ধান সম্পূর্ণ হয় না। আলফা সেন্টাউরি এ এবং বি-এর নিকটতম পথে 11 এ. ইউ দূরত্ব রয়েছে এবং উভয়েরই স্থিতিশীল বাসযোগ্য অঞ্চল থাকা উচিত। ত্রিভূজের বাইরেও ব্যবস্থার উদাহরণ রয়েছেঃ ক্যাস্টর একটি সেক্সটুপল তারা ব্যবস্থা, যা মিথুন নক্ষত্রপুঞ্জের দ্বিতীয় উজ্জ্বলতম তারা এবং রাতের আকাশের উজ্জ্বলতম নক্ষত্রগুলির মধ্যে একটি। জ্যোতির্বিদ্যাগতভাবে, ক্যাস্টর 1719 সালে একটি চাক্ষুষ বাইনারি হিসাবে আবিষ্কৃত হয়েছিল। ক্যাস্টরের প্রতিটি উপাদান নিজেই একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি। ক্যাস্টরের একটি ক্ষীণ এবং ব্যাপকভাবে পৃথক সহচরও রয়েছে, যা একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারিও। উরসা মেজরিসের অ্যালকর-মিজার ভিজ্যুয়াল বাইনারিও ছয়টি তারা নিয়ে গঠিতঃ চারটি মিজার এবং দুটি অ্যালকর নিয়ে গঠিত। আরও দেখুন 104 অ্যাকুয়ারি, সম্ভাব্য বাইনারি 107 অ্যাকুয়ারি, "ডাবল স্টার", পৃথিবী থেকে প্রায় 240 আলোকবর্ষ দূরে বিটা সেন্টাউরি বাইনারি ব্ল্যাকহোল বাইনারি ব্রাউন বামন বাইনারি স্টার সিস্টেমের বাসস্থান এইচডি 30453, তৃতীয় উপাদান সহ একটি স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি হিলস মেকানিজম হার্টবিট স্টার, এক ধরনের বাইনারি স্টার সিস্টেম ঘূর্ণন ব্রাউনিয়ান গতি (জ্যোতির্বিজ্ঞান) সাধারণ আপেক্ষিকতায় দ্বি-দেহ সমস্যা নোট এবং রেফারেন্স বাহ্যিক লিঙ্ক আইএইউ কমিশন জি1: বাইনারি এবং মাল্টিপল স্টার সিস্টেম অপেশাদারদের জন্য সেরা ভিজ্যুয়াল বাইনারিগুলির তালিকা, কক্ষীয় উপাদান সহ ছবি এবং বাইনারিগুলির খবর Hubblesite.org চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি নির্বাচিত ভিজ্যুয়াল ডাবল স্টার এবং তাদের আপেক্ষিক অবস্থান