thumb|Imagem do telescópio espacial Hubble do sistema binário Sirius, no qual Sirius B (abaixo à esquerda) pode ser vista claramente Uma estrela binária é um sistema estelar que consiste de duas estrelas orbitando um baricentro (centro de massas) comum. A estrela mais brilhante é chamada de primária, enquanto a estrela menos brilhante é chamada de estrela companheira ou secundária. Pesquisas desde o início do século XIX sugerem que muitas estrelas são parte de um sistema binário ou de sistemas com mais de duas estrelas, chamados sistemas múltiplos de estrelas. O termo estrela dupla é por vezes utilizado como sinônimo, embora, na definição astronômica moderna, estrelas duplas sejam quaisquer estrelas próximas entre si no céu terrestre, podendo ser uma estrela binária ou uma estrela dupla óptica, a última consistindo de duas estrelas que não possuem nenhuma conexão física, mas aparentam estar próximas umas das outras no céu, vistas da Terra. Estrelas duplas podem ser determinadas como ópticas se seus componentes possuem movimento próprio ou velocidade radial diferentes, ou medidas de paralaxe revelando que as distâncias da Terra das duas estrelas envolvidas são significativamente diferentes. Não se sabe se a maior parte das estrelas duplas conhecidas atualmente são estrelas binárias propriamente ditas ou estrelas duplas ópticas.
Sistemas de estrelas binárias são muito importantes na astrofísica, porque os cálculos de suas órbitas permitem que a massa das estrelas componentes seja diretamente calculada, permitindo então uma estimativa indireta do seu raio e densidade, bem como uma relação empírica entre massa e luminosidade, pela qual as massas de estrelas individuais podem ser estimadas.
Estrelas binárias são frequentemente detectadas visualmente, caso em que são chamadas de binárias visuais. Várias binárias visuais possuem longos períodos orbitais de vários séculos ou milênios e, portanto, as características de suas órbitas são pouco conhecidas ou não são conhecidas com precisão. Estrelas binárias também podem ser detectadas através de técnicas indiretas, tais como espectroscopia (binárias espectroscópicas) ou astrometria (binárias astrométricas). Se as estrelas de um sistema binário orbitam em um plano ao longo da linha de visão da Terra, tais estrelas se eclipsam mutuamente; esses pares são chamados de binárias eclipsantes ou binárias fotométricas, devido ao fato de serem detectadas pela mudança de brilho durante eclipses e trânsitos estelares.
Se as componentes de um sistema binário estelar estão suficientemente próximas uma da outra, as estrelas podem mutuamente distorcer gravitacionalmente a atmosfera da sua companheira. Em alguns casos, pode haver transferência gravitacional de material de uma estrela para outra, fazendo com que estrelas de sistemas binários atinjam estágios da evolução estelar que seriam impossíveis em uma estrela solitária. Exemplos de sistemas binários incluem Sirius e Cygnus X-1 (do qual um dos membros é provavelmente um buraco negro). Estrelas binárias também são comuns como núcleo de várias nebulosas planetárias e são progenitoras de novas e supernovas tipo Ia.
Descoberta O termo binária foi utilizado pela primeira vez no contexto atual por William Herschel em 1802, quando ele escreveu:
Na definição moderna, o termo sistema binário é geralmente restrito a pares de estrelas que orbitam um centro de massa comum. Estrelas binárias que podem ser identificadas visualmente com um telescópio ou via métodos de interferometria são conhecidas como binárias visuais. As estrelas componentes da maior parte das binárias visuais conhecidas ainda não completaram uma revolução completa desde sua descoberta, embora tenham claramente se movido ao longo de um trajeto curvo ou um arco parcial.
thumb|180px|esquerda|Esquema de uma estrela binária
O termo mais geral estrela dupla é utilizado em pares de estrelas que aparentam estar próximas uma da outra no céu terrestre.The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. ix. Estrelas duplas podem ser estrelas binárias ou apenas estrelas que aparentam estar próximas umas das outras no céu, mas que na realidade possuem distâncias do Sol muito diferentes. Essas últimas são chamadas de duplas ópticas ou pares ópticos.
Desde a invenção do telescópio, vários pares de estrelas duplas foram encontrados. Entre as primeiras estrelas duplas descobertas estão Mizar e Alpha Crucis. Mizar, na região do Grande Carro da Ursa Maior, foi observada como um sistema duplo por Giovanni Battista Riccioli em 1650,The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 1.Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651. e possivelmente antes por Benedetto Castelli e Galileu Galilei.A New View of Mizar, Leos Ondra, accessed on line May 26, 2007. A estrela meridional brilhante Alpha Crucis, no Cruzeiro do Sul, foi identificada como uma estrela dupla por Pai Fontenay em 1685.
John Michell foi o primeiro a sugerir que estrelas duplas poderiam ser fisicamente atraídas gravitacionalmente uma pela outra, quando afirmou em 1767 que era pequena a probabilidade de uma estrela dupla ser causada por uma coincidência de alinhamento óptico.pp. 10–11, Observing and Measuring Double Stars, Bob Argyle, ed., London: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0.pp. 249–250, An Inquiry into the Probable Parallax, and Magnitude of the Fixed Stars, from the Quantity of Light Which They Afford us, and the Particular Circumstances of Their Situation, John Michell,Philosophical Transactions (1683-1775) 57 (1767), pp. 234–264. William Herschel começou a observar estrelas duplas em 1779, publicando posteriormente catálogos de cerca de 700 estrelas duplas. Em 1803, Herschel já havia observado mudanças nas posições relativas de um número de estrelas duplas ao longo de um período de 25 anos, e concluiu que tais estrelas deveriam ser sistemas binários.Account of the Changes That Have Happened, during the Last Twenty-Five Years, in the Relative Situation of Double-Stars; With an Investigation of the Cause to Which They Are Owing, William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 93 (1803), pp. 339–382.
Em 1782, John Goodricke propôs que a variação de brilho na estrela Algol (que Goodricke calculou como sendo de cerca de 69 horas), notada por Geminiano Montanari em 1667, devia-se ao obscurecimento causado por um corpo não-visível orbitando em torno da estrela. A teoria foi confirmada em 1889, quando Hermann Carl Vogel notou variações periódicas no efeito Doppler de Algol, fazendo desta a primeira estrela binária eclipsante e espectroscópica a ser encontrada.
A primeira estrela binária a ter sua órbita precisamente determinada foi Xi Ursae Majoris, em 1827, por Félix Savary.p. 291, French astronomers, visual double stars and the double stars working group of the Société Astronomique de France, E. Soulié, The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research, proceedings of a conference sponsored by Chiang Mai University, Thai Astronomical Society and the University of Nebraska-Lincoln held in Chiang Mai, Thailand, 26 October-1 November 1995, ASP Conference Series 130 (1997), ed. Kam-Ching Leung, pp. 291–294. Desde então, várias outras estrelas duplas foram catalogadas e medidas. O Catálogo de Estrelas Duplas Washington, uma base de dados de estrelas duplas compilada pelo Observatório Naval dos Estados Unidos, contém mais de 100 000 pares de estrelas duplas,"Introduction and Growth of the WDS", The Washington Double Star Catalog, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, Astrometry Department, United States Naval Observatory, accessed on line August 20, 2008. incluindo pares ópticos e sistemas binários.
Órbitas precisas foram determinadas em apenas alguns milhares entre todas as estrelas duplas conhecidas,Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars, William I. Hartkopf and Brian D. Mason, United States Naval Observatory, accessed on line August 20, 2008. com a maior parte das estrelas duplas atualmente conhecidas não tendo sido identificadas como verdadeiros sistemas binários ou apenas pares ópticos.The Washington Double Star Catalog , Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, United States Naval Observatory. Accessed on line December 20, 2008. Esta identificação é realizada através da observação do movimento relativo dos pares. Se o movimento é parte de uma órbita, ou se as estrelas possuem velocidades radiais similares e a diferença de movimento próprio é pequena, se comparada com o seu movimento próprio comum, o par é provavelmente uma binária. Uma das tarefas que permanecem para observadores visuais de estrelas duplas é a obtenção de observações suficientes para comprovar ou afastar uma conexão gravitacional.
Classificação Métodos de observação Estrelas binárias são classificadas em quatro tipos de acordo com o modo como elas são observadas: visualmente, por observação; via espectroscopia, observando mudanças periódicas nas raias espectrais; via mudanças de brilho causadas por um eclipse ou trânsito estelar; ou, astrometricamente, através da medição do desvio da posição de uma estrela causado por uma companheira ainda não observada. Qualquer estrela binária pode pertencer a uma ou mais destas classes; por exemplo, várias binárias espectroscópicas são também binárias eclipsantes.
Binárias visuais Uma estrela binária visual é uma estrela binária cuja separação angular entre as duas estrelas componentes é suficiente para que ambas sejam vistas como uma estrela dupla em um telescópio ou mesmo em binóculos poderosos. A resolução angular do telescópio utilizado é um fator importante na detecção de binárias visuais, e à medida que telescópios maiores e mais poderosos são criados, o número de binárias visuais observadas aumenta. O brilho das estrelas componentes é também um importante fator, visto que estrelas brilhantes são mais difíceis de serem separadas visualmente do que estrelas mais fracas, devido ao clarão das estrelas envolvidas.
A estrela mais brilhante de uma binária visual é a estrela primária e a mais fraca é a secundária. Em algumas publicações (especialmente as antigas), uma estrela fraca secundária é chamada de comes. Se as estrelas possuem o mesmo brilho, a designação de primária dada pelo descobridor da estrela binária é geralmente aceita.The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 41.
A posição angular da secundária em relação à primária é medida, bem como a distância angular entre as duas estrelas. O tempo de observação também é registrado. Após um número suficiente de observações ao longo de um período de tempo, estes dados são posicionados em coordenadas polares, com a estrela primária na origem, e as elipses mais prováveis são desenhadas ao longo destes pontos, de modo a satisfazer as leis de Kepler. Esta elipse é chamada de elipse aparente e é a projeção da órbita elíptica da secundária em relação à primária no plano do céu. Utilizando esta elipse projetada, os elementos completos das órbitas das estrelas componentes podem ser calculados, com o semieixo maior sendo expresso em unidades angulares, a não ser que a paralaxe estelar seja conhecida, permitindo o cálculo da distância do sistema à Terra.
Binárias espectroscópicas Às vezes, a única evidência de uma estrela binária provém do efeito Doppler em sua luz emitida. Nestes casos, a binária consiste de um par de estrelas onde as raias espectrais na luz emitida por cada estrela componente muda primeiro em direção ao azul, e então, em direção ao vermelho, visto que cada estrela componente se move em direção à Terra e na direção oposta à Terra, durante suas órbitas em torno do centro de massa comum do sistema, com o período de sua órbita comum.