náhled|Vizuální dvojhvězda Albireo ze souhvězdí Labutě. Každá hvězda má jinou povrchovou teplotu, proto mají každá jiný barevný nádech. Oranžová je na povrchu chladnější, namodralá teplejší. Dvojhvězda je zdánlivě jediná hvězda, u které lepší rozlišovací schopnosti (např. dalekohledem nebo jinou astronomickou technikou) ukazují, že se jedná o dvojici těsně vedle sebe ležících hvězd. Mohou, ale nemusí být fyzicky propojeny. Takové dvojice hvězd můžeme obecně rozdělit do dvou skupin:
fyzická dvojhvězda – hvězdy jsou reálně blízko sebe, jsou k sobě vázány gravitací a obíhají kolem společného těžiště po eliptické nebo kruhové dráze. Příkladem takové skutečné dvojhvězdy je Sirius.
optická dvojhvězda – hvězdy jsou na obloze z pohledu pozorovatele na Zemi v těsné blízkosti, ale ve skutečnosti jde o dvě tělesa ve zcela různých vzdálenostech od Země a nejsou fyzicky propojeny. Náhodou se tedy hvězdy promítají blízko sebe ve stejném směru pohledu ze Země. Ve skutečnosti jsou optické dvojhvězdy poměrně vzácné a většina dvojhvězd jsou ve své podstatě fyzické dvojhvězdy. Jako příklad lze uvést hvězdy Alpha1 Capricorni a Alpha2 Capricorni, které od sebe na obloze dělí 0,11°, což je mezera rozlišitelná pouhým okem, podobně jako u známé dvojhvězdy Mizar a Alkor.
Studium fyzikálních dvojhvězd a zvláštností jejich vzájemného ovlivňování, které může ovlivnit i vývoj jejich složek, je pro astrofyziku důležité, zejména v optické astronomii a od roku 1971 i v rentgenové astronomii. V řadě případů totiž dvojhvězdy představují unikátní fyzikální laboratoře a s jejich pomocí lze dosud nejpřesněji určit základní fyzikální vlastnosti hvězd jako jsou hmotnosti, poloměry či zářivé výkony. Z tohoto pohledu jsou optické dvojhvězdy pro oblast výzkumu nezajímavé. V češtině (a v řadě dalších jazyků, mimo angličtinu) se proto často pojem dvojhvězda používá jako synonymum pro fyzickou dvojhvězdu ; někdy se pro fyzickou dvojhvězdu používá i pojem binární systém resp. binární hvězda. V angličtině se používá pojem double star pro obecné označení dvojhvězdy a pojem binary star pouze pro označení fyzické dvojhvězdy.
Odhaduje se, že přibližně polovina všech hvězd má alespoň jednoho průvodce, ačkoli mnohé z nich jsou tak blízko u sebe, že je nelze oddělit ani Hubbleovým vesmírným dalekohledem. Některé zdroje dokonce uvádí, že většina hvězd (až 80 %) v Mléčné dráze jsou fyzické dvojhvězdy nebo vícenásobné hvězdné systémy. Osamocené hvězdy, jako např. Slunce, jsou poměrně vzácné a tvoří asi 15 % všech hvězd. Pokud lze v dalekohledu rozlišit dvojhvězdu na samostatné hvězdy, tak v takovém případě se dvojhvězda nazývá vizuální dvojhvězda. Mnohé vizuální dvojhvězdy mají dlouhé oběžné doby v řádu desítek let až několika staletí, a proto jsou jejich oběžné dráhy nejisté nebo málo známé. Dvojhvězdy mohou být také detekovány dalšími astronomickými technikami, jako je spektroskopie, pak se nazývají spektroskopické dvojhvězdy nebo astrometrie a potom se nazývají astrometrické dvojhvězdy. Pokud dvojhvězda obíhá v rovině rovnoběžné se zorným polem pozorovatele na Zemi, pak se její složky navzájem zakrývají a přecházejí přes sebe; tyto dvojice se pak nazývají zákrytové dvojhvězdy nebo fotometrické dvojhvězdy.
Pokud jsou složky dvojhvězdných systémů dostatečně blízko sebe, mohou si vzájemně gravitačně deformovat vnější hvězdné atmosféry. V některých případech si tyto těsné dvojhvězdy mohou vyměňovat hmotu, což může přivést jejich vývoj do stádia, kterého jednotlivé hvězdy nemohou dosáhnout. Příkladem těsných dvojhvězd jsou Sirius a Cygnus X-1 (Cygnus X-1 je známá černá díra). Dvojhvězdy jsou také častými centrálními hvězdami mnoha planetárních mlhovin a mohou být předchůdci nov a supernov typu Ia.
V zásadě lze říci, že dvojhvězdy se mohou vyskytovat v kombinacích od těles, která se dotýkají až po vzdálenosti, souměřitelné se středními vzájemnými vzdálenostmi hvězd v dané části prostoru od sebe.
Klasifikace fyzických dvojhvězd
Studium dvojhvězd má v astronomii dlouhou tradici a v Mezinárodní astronomické unii (IAU) až do roku 2015 existovaly dvě různé komise, které se jejich výzkumu věnovaly: Double and Multiple Stars a Close Binaries. Od roku 2015 dvojhvězdy patří pod divizi G Stars and Stellar Physics (Hvězdy a hvězdná fyzika) a komisi G1 – Commission G1 Binary and Multiple Star Systems (Dvojhvězdy a vícenásobné hvězdné soustavy), která vydává po mnoho let bibliografie dvojhvězd a informace o probíhajících pozorovacích programech.
Fyzická dvojhvězda je dvojice hvězd, které jsou k sobě gravitačně vázány a obíhají kolem společného těžiště po eliptické nebo kruhové dráze (pokud obě složky mají stejnou hmotnost). Jasnější, případně hmotnější, z obou hvězd se obvykle nazývá primární složka, druhá hvězda se potom nazývá sekundární složka. Pozorování dvojhvězd a určování jejich fyzikálních vlastností ukazuje, že se mohou vyskytovat ve velmi pestrých kombinacích. Obecně můžeme fyzické dvojhvězdy klasifikovat dvěma způsoby: podle metody pozorování a podle dynamické stability.
Podle metody pozorování
Fyzické dvojhvězdy se podle způsobu pozorování dělí na čtyři základní typy: vizuální, astrometrické, spektroskopické a zákrytové. Každá dvojhvězda může patřit do několika z těchto typů, například několik spektroskopických dvojhvězd je zároveň zákrytových. Rozdíly mezi jednotlivými typy vyplývají z velikosti obou hvězd, jejich vzájemné blízkosti a vzdálenosti od pozorovatele. Dvojhvězdy se také často nachází ve vícehvězdných systémech – trojhvězdy, čtyřhvězdy a vyšší hvězdné soustavy. Mají-li být takové vyšší hvězdné soustavy dlouhodobě stabilní, musí to být vlastně podvojné soustavy tvořené dvojhvězdami nebo podvojnými soustavami. Kupříkladu stabilní trojhvězda tak sestává z těsné dvojhvězdy, kolem níž obíhá ve větší vzdálenosti složka třetí. Těsná dvojhvězda spolu s třetí složkou tak tvoří podvojný systém. U čtyřhvězd jsou možné dvě stabilní varianty: (((1+1)+1)+1) nebo ((1+1)+(1+1)). Základem pro výzkum těchto systémů je tedy fyzika dvojhvězd z níž pak fyzika vícenásobných hvězdných soustav vyplývá.
Složky dvojhvězd (i vícenásobných hvězdných soustav) tvoří vázaný systém už od chvíle svého zrodu protože vznikly společně. Dvojhvězdy jsou vlastně taková hvězdná dvojčata, hvězdy jež se zrodily současně a mají stejné stáří. Poměrně vysoké procento hvězd vázaných ve dvojhvězdách naznačuje, že formování hvězd ve dvojhvězdách je zřejmě snadnější, než vznik samostatných hvězd, a že hvězdy vznikají z mezihvězdného prostředí ve skupinách. Ve dvojhvězdách se totiž odstraňuje jedna z hlavních překážek volné tvorby nových hvězd, a totiž problém souvisejícím se zákonem zachování momentu hybnosti. Ve dvojhvězdách se tento moment, který by jinak zrodu jednotlivé hvězdy bránil, uloží do momentu orbitálního pohybu složek. Vzhledem k tomu, že se hvězdy zformovaly ve stejné části zárodečného oblaku, mají tedy totéž počáteční chemické složení, ale mohou se vyvíjet různě. Pozorování také ukazují, že složkami dvojhvězd mohou být téměř jakékoliv typy hvězd. To činí z dvojhvězd mimořádně vhodné kandidáty pro komplexní testování teorie hvězdné stavby a hvězdného vývoje.
Vizuální dvojhvězda
Vzhledem k obrovským vzdálenostem mezi jednotlivými hvězdami v Mléčné dráze vidíme jen malé procento dvojhvězd jako dva oddělené světelné body. Vizuální dvojhvězda je dvojhvězda, u níž je úhlová vzdálenost mezi oběma složkami dostatečně velká na to, aby je bylo možné pozorovat jako dvojhvězdu v dalekohledu nebo interferometrem. Důležitým faktorem při detekci vizuálních dvojhvězd je rozlišovací schopnost pozorovacího přístroje a také relativní jasnost obou hvězd, protože oslnění jasnou hvězdou může ztížit detekci přítomnosti slabší složky.
Pro vizuální či fotografická pozorování je praktickou dolní hranicí, do které můžeme ještě dvojhvězdu pozorovat jako vizuální, úhlová vzdálenost na obloze asi – . Modernější používané matematické zpracování obrazu metodou skvrnkové interferometrie umožňuje s existujícími optickými dalekohledy pozorovat i méně vzdálené dvojice až do hranice asi a pro nové interferometry sestávající z celé sítě několika dalekohledů spojených optickými vlákny se tato mez v posledních letech trvale snižuje. Negativní vliv zemské atmosféry na rozlišovací schopnosti pozemských přístrojů lze obejít pozorováním mimo zemskou atmosféru, např. pomocí dalekohledu HST nebo mise Hipparcos bylo objeveno 3 000 nových dvojhvězd.
Pro vizuální dvojhvězdy se měří poziční úhel jejich vzájemné polohy v průmětu na nebeskou sféru a úhlová vzdálenost mezi oběma hvězdami. Zaznamenává se také čas pozorování a někdy i jasnost složek. Pohybem složek se při měřeních vizuální dvojhvězdy postupně mění polohový úhel a vzdálenost mezi oběma hvězdami, která osciluje mezi maximálními a minimálními hodnotami. Vynesením údajů do roviny vznikne elipsa. To je zdánlivá oběžná dráha – projekce dráhy obou hvězd na nebeskou sféru; z ní lze následně vypočítat skutečnou dráhu v prostoru. Studium vizuálních dvojhvězd pomáhá určit užitečné charakteristiky hvězd: hmotnost, hustotu, povrchovou teplotu, svítivost, rychlost rotace i přibližný tvar. U většiny známých vizuálních dvojhvězd nebyl dosud pozorován jeden celý oběh; spíše se pozoruje, že se pohybují po zakřivené dráze nebo po částečném oblouku.
K výpočtu oběžné dráhy složek je třeba mít měření (čas, poziční úhel, promítnutá úhlová vzdálenost), která pokrývají pokud možno celou dráhu; z takových dat je potom zřejmá oběžná perioda. Není-li dráha pokryta celá, jsou perioda i další dráhové elementy nejisté a řešení může být víceznačné nebo neurčitelné. Pohyb hvězd ve dvojhvězdě lze v prvním přiblížení řešit jako pohyb soustavy dvou gravitačně vzájemně interagujících hmotných bodů. Tento tzv. problém dvou těles je analyticky dobře řešitelný neboť jej lze jistým matematickým způsobem převést na problém jednoho tělesa. Pokud známe paralaxu dvojhvězdy, respektive její vzdálenost, a velkou poloosu trajektorie, můžeme vypočítat celkovou hmotnost soustavy. Pokud vzdálenost dvojhvězdy neznáme, můžeme ji však alespoň odhadnout metodou stanovení dynamické paralaxy.
Vizuální dvojhvězdy jsou velmi oblíbeným objektem také v amatérské astronomii, a to z několika důvodů. Za prvé nabízejí širokou barevnou škálu objektů, která u jiných objektů hlubokého vesmíru často chybí. Za druhé je lze použít k testování výkonnosti objektivu nebo zrcadla, protože nabízejí celou řadu separací a magnitud. A za třetí existuje mnoho dvojhvězd, z nichž některé jsou poměrně jasné, jejichž periody trvají několik století, a jejich pravidelné a průběžné měření pomáhá upřesnit oběžné dráhy.
Elektronický katalog s údaji o pozorováních vizuálních dvojhvězd, tzv. WDS katalog, lze nalézt na webové adrese Observatoře amerického námořnictva. Vizuálním dvojhvězdám se věnuje také webový portál mezinárodní společnosti The Webb Deep-Sky Society v části Double Stars. Ačkoli se předpokládá, že většina těchto katalogizovaných dvojhvězd jsou vizuální fyzické dvojhvězdy, dráhy byly vypočteny pouze pro několik tisíc z více než 100 000 známých vizuálních dvojhvězd. U některých astrometrických a spektroskopických dvojhvězd byli jejich společníci nečekaně vizuálně detekováni při maximální vzdálenosti na jejich oběžných drahách pomocí velkých teleskopů a mohou tak být kandidáty na jejich další vizuální pozorování. Například u hvězdy Iota Cassiopeiae (tvoří pětihvězdný systém) byla hlavní složka Iota Cas A (spektroskopická dvojhvězda) pomocí 3,6metrového AEOS teleskopu na Haleakalā observatoři v roce 2001 opticky rozložena na dvě hvězdy. Existuje také podezření, že mnoho dvojhvězd může být neodhaleno mezi slabšími hvězdami – těch od 10. magnitudy a méně.
Příklady vizuálních dvojhvězd: Albireo Mizar, Sirius, Antares, Epsilon Lyrae, γ Virginis, ε Bootis, α Crucis, primární složka trojhvězdy Polárky je také vizuální dvojhvězda.
Astrometrická dvojhvězda náhled|AB Doradus s naznačenou dráhou složky C.