Binary star
દ્વિસંગી તારો અથવા દ્વિસંગી તારામંડળ એ બે તારાઓની એક પ્રણાલી છે જે ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા એકબીજાની આસપાસ ભ્રમણકક્ષામાં બંધાયેલા હોય છે. રાત્રિના આકાશમાં દ્વિસંગી તારાઓ કે જે નગ્ન આંખને એક જ પદાર્થ તરીકે જોવામાં આવે છે તે ઘણીવાર ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને અલગ તારાઓ તરીકે ઉકેલવામાં આવે છે, આ કિસ્સામાં તેમને દ્રશ્ય દ્વિસંગી કહેવામાં આવે છે. ઘણી દ્રશ્ય દ્વિસંગીઓ ઘણી સદીઓ અથવા સહસ્ત્રાબ્દીના લાંબા ભ્રમણકક્ષા સમયગાળા ધરાવે છે અને તેથી તેની ભ્રમણકક્ષાઓ અનિશ્ચિત અથવા નબળી રીતે જાણીતી હોય છે. તેઓ પરોક્ષ તકનીકો દ્વારા પણ શોધી શકાય છે, જેમ કે સ્પેક્ટ્રોસ્કોપી (સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી) અથવા એસ્ટ્રોમેટ્રી (એસ્ટ્રોમેટ્રિક દ્વિસંગી). જો દ્વિસંગી તારો આપણી દૃષ્ટિની રેખા સાથે સમતલમાં ભ્રમણ કરે છે, તો તેના ઘટકો ગ્રહણ કરશે અને એકબીજાને સંક્રમણ કરશે; આ જોડીને ગ્રહણ દ્વિસંગી કહેવામાં આવે છે, અથવા, અન્ય દ્વિસંગીઓ સાથે મળીને જે ભ્રમણકક્ષા તરીકે તેજ બદલે છે, ફોટોમેટ્રિક દ્વિસંગી. જો દ્વિસંગી તારા પ્રણાલીઓમાં ઘટકો પૂરતા પ્રમાણમાં નજીક હોય તો તેઓ ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા તેમના પરસ્પર બાહ્ય તારાઓના વાતાવરણને વિકૃત કરી શકે છે. કેટલાક કિસ્સાઓમાં, આ નજીકની દ્વિસંગી પ્રણાલીઓ દળની આપ-લે કરી શકે છે, જે તેમની ઉત્ક્રાંતિને એવા તબક્કાઓમાં લાવી શકે છે જે એક તારો પ્રાપ્ત કરી શકતો નથી. દ્વિસંગીઓના ઉદાહરણો સિરિયસ અને સિગ્નસ એક્સ-1 (સિગ્નસ એક્સ-1 એક જાણીતું બ્લેક હોલ છે) છે. દ્વિસંગી તારાઓ ઘણા ગ્રહોની નિહારિકાના કેન્દ્ર તરીકે પણ સામાન્ય છે, અને તે નોવા અને પ્રકાર આઇએ સુપરનોવા બંનેના પૂર્વજો છે. ડિસ્કવરી ડબલ સ્ટાર્સ, એકબીજાની નજીક દેખાતા તારાઓની જોડી, ટેલિસ્કોપની શોધ થઈ ત્યારથી જોવામાં આવી છે. પ્રારંભિક ઉદાહરણોમાં મિઝાર અને એક્રુક્સનો સમાવેશ થાય છે. બિગ ડીપર (ઉર્સા મેજર) માં મિઝાર, 1650 માં જીઓવાન્ની બટ્ટિસ્ટા રિચિઓલી દ્વારા (અને કદાચ અગાઉ બેનેડેટો કેસ્ટેલી અને ગેલિલિયો દ્વારા) બમણો હોવાનું જોવા મળ્યું હતું. સધર્ન ક્રોસમાં તેજસ્વી દક્ષિણી તારો એક્રુક્સની શોધ 1685માં ફાધર ફોન્ટેને દ્વારા બમણી હોવાનું જાણવા મળ્યું હતું. જોડીમાં તારાઓ માત્ર ઓપ્ટિકલ સંરેખણ કરતાં વધુ હતા તે પુરાવા 1767 માં આવ્યા હતા જ્યારે અંગ્રેજી કુદરતી ફિલસૂફ અને પાદરી જ્હોન મિશેલ તારાઓના અભ્યાસમાં આંકડાશાસ્ત્રના ગણિતને લાગુ કરનાર પ્રથમ વ્યક્તિ બન્યા હતા, એક પેપરમાં દર્શાવ્યું હતું કે ઘણા વધુ તારાઓ જોડીમાં અથવા જૂથોમાં જોવા મળે છે. તેમણે પ્લીએડ્સ સમૂહ પર તેમની તપાસ પર ધ્યાન કેન્દ્રિત કર્યું અને ગણતરી કરી કે તારાઓનું આટલું નજીકનું જૂથ શોધવાની સંભાવના અડધા મિલિયનમાં લગભગ એક હતી. તેમણે તારણ કાઢ્યું હતું કે આ બેવડા અથવા બહુવિધ તારા પ્રણાલીઓમાં તારાઓ ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ દ્વારા એકબીજા તરફ ખેંચાઈ શકે છે, આમ દ્વિસંગી તારાઓ અને તારા સમૂહના અસ્તિત્વ માટેનો પ્રથમ પુરાવો પૂરો પાડે છે. વિલિયમ હર્શેલે 1779માં બે તારાઓનું નિરીક્ષણ કરવાનું શરૂ કર્યું હતું, જેમાં તેમણે નજીકના તારાને દૂરના તારાની જોડી સાથે શોધવાની આશા રાખી હતી જેથી તેઓ નજીકના તારાની બદલાતી સ્થિતિને માપી શકે કારણ કે પૃથ્વી સૂર્યની પરિક્રમા કરી રહી છે (તેના લંબનને માપી શકે છે), જેનાથી તેઓ નજીકના તારાના અંતરની ગણતરી કરી શકે છે. તેઓ ટૂંક સમયમાં લગભગ 700 બેવડા તારાઓની સૂચિ પ્રકાશિત કરશે. 1803 સુધીમાં, તેમણે 25 વર્ષ દરમિયાન સંખ્યાબંધ બેવડા તારાઓમાં સંબંધિત સ્થિતિમાં ફેરફારો જોયા હતા, અને તારણ કાઢ્યું હતું કે, લંબન ફેરફારો દર્શાવવાને બદલે, તેઓ દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં એકબીજાની પરિક્રમા કરતા હોય તેવું લાગતું હતું; દ્વિસંગી તારાની પ્રથમ ભ્રમણકક્ષાની ગણતરી 1827 માં કરવામાં આવી હતી, જ્યારે ફેલિક્સ સાવરીએ ઝી ઉર્સે મેજરિસની ભ્રમણકક્ષાની ગણતરી કરી હતી. વર્ષોથી, ઘણા વધુ બેવડા તારાઓને સૂચિબદ્ધ કરવામાં આવ્યા છે અને માપવામાં આવ્યા છે. જૂન 2017 સુધીમાં, યુનાઇટેડ સ્ટેટ્સ નેવલ ઓબ્ઝર્વેટરી દ્વારા સંકલિત દ્રશ્ય ડબલ તારાઓનો ડેટાબેઝ વોશિંગ્ટન ડબલ સ્ટાર કેટલોગમાં ઓપ્ટિકલ ડબલ્સ તેમજ દ્વિસંગી તારાઓ સહિત 100,000 થી વધુ જોડી ડબલ તારાઓ છે. ભ્રમણકક્ષાઓ આ બેવડા તારાઓમાંથી માત્ર થોડા હજાર માટે જ જાણીતી છે. વ્યુત્પત્તિ દ્વિસંગી શબ્દનો ઉપયોગ સૌપ્રથમ 1802 માં સર વિલિયમ હર્શેલ દ્વારા આ સંદર્ભમાં કરવામાં આવ્યો હતો, જ્યારે તેમણે લખ્યું હતું કેઃ આધુનિક વ્યાખ્યા અનુસાર, દ્વિસંગી તારો શબ્દ સામાન્ય રીતે તારાઓની જોડી સુધી મર્યાદિત છે જે દળના સામાન્ય કેન્દ્રની આસપાસ ફરે છે. દ્વિસંગી તારાઓ કે જેને દૂરબીન અથવા ઇન્ટરફેરોમેટ્રિક પદ્ધતિઓ દ્વારા ઉકેલી શકાય છે તેને દ્રશ્ય દ્વિસંગી તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. મોટાભાગના જાણીતા દ્રશ્ય દ્વિસંગી તારાઓ માટે હજુ સુધી એક સંપૂર્ણ પરિભ્રમણ જોવા મળ્યું નથી; તેના બદલે, તેઓ વક્ર માર્ગ અથવા આંશિક ચાપ સાથે મુસાફરી કરતા જોવા મળે છે. વધુ સામાન્ય શબ્દ ડબલ સ્ટારનો ઉપયોગ તારાઓની જોડી માટે થાય છે જે આકાશમાં એકબીજાની નજીક જોવા મળે છે. અંગ્રેજી સિવાયની અન્ય ભાષાઓમાં આ તફાવત ભાગ્યે જ જોવા મળે છે. બેવડા તારાઓ દ્વિસંગી પ્રણાલીઓ હોઈ શકે છે અથવા માત્ર બે તારાઓ હોઈ શકે છે જે આકાશમાં એકબીજાની નજીક દેખાય છે પરંતુ સૂર્યથી ઘણું અલગ સાચું અંતર ધરાવે છે. બાદમાં ઓપ્ટિકલ ડબલ્સ અથવા ઓપ્ટિકલ જોડી કહેવામાં આવે છે. અવલોકનની વર્ગીકરણ પદ્ધતિઓ દ્વિસંગી તારાઓને જે રીતે અવલોકન કરવામાં આવે છે તેના આધારે તેમને ચાર પ્રકારોમાં વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છેઃ દૃષ્ટિની રીતે, નિરીક્ષણ દ્વારા; સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક રીતે, સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓમાં સમયાંતરે ફેરફારો દ્વારા; ફોટોમેટ્રિકલી, ગ્રહણને કારણે તેજમાં ફેરફારો દ્વારા; અથવા એસ્ટ્રોમેટ્રિકલી, અદ્રશ્ય સાથી દ્વારા તારાની સ્થિતિમાં વિચલનને માપવા દ્વારા. કોઈપણ દ્વિસંગી તારો આમાંના કેટલાક વર્ગો સાથે સંબંધિત હોઈ શકે છે; ઉદાહરણ તરીકે, કેટલાક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી પણ દ્વિસંગી ગ્રહણ કરે છે. દ્રશ્ય દ્વિસંગી તારો એ દ્વિસંગી તારો છે, જેના માટે બે ઘટકો વચ્ચેનું કોણીય વિભાજન તેમને દૂરબીનમાં બેવડા તારો અથવા તો ઉચ્ચ-સંચાલિત દૂરબીન તરીકે અવલોકન કરવાની મંજૂરી આપવા માટે પૂરતું છે. દૂરબીનનું કોણીય રીઝોલ્યુશન દ્રશ્ય દ્વિસંગીઓની શોધમાં એક મહત્વપૂર્ણ પરિબળ છે, અને જેમ જેમ દ્વિસંગી તારાના અવલોકનો પર વધુ સારા કોણીય રિઝોલ્યુશન લાગુ કરવામાં આવે છે, તેમ તેમ દ્રશ્ય દ્વિસંગીઓની વધતી સંખ્યા શોધી કાઢવામાં આવશે. બે તારાઓની સાપેક્ષ ચમક પણ એક મહત્વપૂર્ણ પરિબળ છે, કારણ કે તેજસ્વી તારામાંથી ચમકવાથી મંદ ઘટકની હાજરી શોધવાનું મુશ્કેલ બની શકે છે. દ્રશ્ય દ્વિસંગીનો તેજસ્વી તારો પ્રાથમિક તારો છે, અને મંદ તારાને ગૌણ માનવામાં આવે છે. કેટલાક પ્રકાશનોમાં (ખાસ કરીને જૂના પ્રકાશનોમાં), મંદ ગૌણને ધ કમ્સ (બહુવચન કોમિટ્સ; સાથી) કહેવામાં આવે છે. જો તારાઓ સમાન તેજ હોય, તો પ્રાથમિક માટે શોધક હોદ્દો પરંપરાગત રીતે સ્વીકારવામાં આવે છે. પ્રાથમિકના સંદર્ભમાં ગૌણનો સ્થિતિ કોણ બે તારાઓ વચ્ચેના કોણીય અંતર સાથે માપવામાં આવે છે. અવલોકનનો સમય પણ નોંધવામાં આવે છે. સમયાંતરે પૂરતા પ્રમાણમાં અવલોકનો નોંધવામાં આવ્યા પછી, તેઓ મૂળમાં પ્રાથમિક તારો સાથે ધ્રુવીય કોઓર્ડિનેટ્સમાં રચાય છે, અને સૌથી સંભવિત લંબગોળ આ બિંદુઓમાંથી દોરવામાં આવે છે જેથી કેપ્લેરિયન વિસ્તારના નિયમ સંતુષ્ટ થાય. આ લંબગોળને સ્પષ્ટ લંબગોળ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે, અને તે આકાશના સમતલ પર પ્રાથમિકના સંદર્ભમાં ગૌણની વાસ્તવિક લંબગોળ ભ્રમણકક્ષાનું પ્રક્ષેપણ છે. આ પ્રક્ષેપિત લંબગોળમાંથી ભ્રમણકક્ષાના સંપૂર્ણ તત્વોની ગણતરી કરી શકાય છે, જ્યાં અર્ધ-મુખ્ય અક્ષને માત્ર કોણીય એકમોમાં જ વ્યક્ત કરી શકાય છે સિવાય કે તારાકીય લંબન, અને તેથી પ્રણાલીનું અંતર જાણીતું હોય. કેટલીકવાર, દ્વિસંગી તારાનો એકમાત્ર પુરાવો તેના ઉત્સર્જિત પ્રકાશ પર ડોપ્લર અસરમાંથી આવે છે. આ કિસ્સાઓમાં, દ્વિસંગીમાં તારાઓની જોડીનો સમાવેશ થાય છે જ્યાં દરેક તારામાંથી ઉત્સર્જિત પ્રકાશમાં વર્ણપટ રેખાઓ પહેલા વાદળી તરફ, પછી લાલ તરફ જાય છે, કારણ કે દરેક પહેલા આપણી તરફ આગળ વધે છે, અને પછી આપણી પાસેથી દૂર જાય છે, તેમની સામાન્ય ભ્રમણકક્ષાના સમયગાળા સાથે તેમના સામૂહિક કેન્દ્ર વિશેની ગતિ દરમિયાન. આ પ્રણાલીઓમાં, તારાઓ વચ્ચેનું અંતર સામાન્ય રીતે ખૂબ નાનું હોય છે, અને ભ્રમણકક્ષાનો વેગ ખૂબ ઊંચો હોય છે. જ્યાં સુધી ભ્રમણકક્ષાનું સમતલ દૃષ્ટિની રેખાને લંબરૂપ ન હોય ત્યાં સુધી, ભ્રમણકક્ષાના વેગમાં દૃષ્ટિની રેખામાં ઘટકો હોય છે, અને પ્રણાલીનો અવલોકન કરેલ રેડિયલ વેગ સમયાંતરે બદલાય છે. રેડિયલ વેગને તારાઓની સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓના ડોપ્લર શિફ્ટનું નિરીક્ષણ કરીને સ્પેક્ટ્રોમીટરથી માપી શકાય છે, તેથી આ રીતે શોધાયેલ દ્વિસંગીઓને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. આમાંના મોટા ભાગનાને દ્રશ્ય દ્વિસંગી તરીકે ઉકેલી શકાતા નથી, સૌથી વધુ હાલની રિઝોલ્યુશન પાવરના ટેલીસ્કોપ સાથે પણ. કેટલાક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગીમાં, બંને તારાઓમાંથી વર્ણપટ રેખાઓ દેખાય છે, અને રેખાઓ વારાફરતી બમણી અને એકલી હોય છે. આવી પ્રણાલીને ડબલ-લાઇન સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી (ઘણીવાર "SB2" તરીકે સૂચવવામાં આવે છે) તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. અન્ય પ્રણાલીઓમાં, માત્ર એક જ તારાનું વર્ણપટ જોવા મળે છે, અને વર્ણપટની રેખાઓ સમયાંતરે વાદળી તરફ, પછી લાલ તરફ અને ફરીથી પાછું ફરે છે. આવા તારાઓને સિંગલ-લાઇન સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક બાઈનરીઝ ("SB1") તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગીની ભ્રમણકક્ષા પ્રણાલીના એક અથવા બંને ઘટકોના રેડિયલ વેગના અવલોકનોની લાંબી શ્રેણી બનાવીને નક્કી કરવામાં આવે છે. અવલોકનોને સમયની સામે ગોઠવવામાં આવે છે, અને પરિણામી વળાંકમાંથી સમયગાળો નક્કી થાય છે. જો ભ્રમણકક્ષા ગોળાકાર હોય, તો વળાંક એ સાઇન વળાંક છે. જો ભ્રમણકક્ષા લંબગોળ હોય, તો વળાંકનો આકાર લંબગોળની વિષમતા અને દૃષ્ટિની રેખાના સંદર્ભમાં મુખ્ય અક્ષની દિશા પર આધાર રાખે છે. અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ a અને ભ્રમણકક્ષાના સમતલ i નો ઝોક વ્યક્તિગત રીતે નક્કી કરવો અશક્ય છે. જો કે, અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ અને ઝોકના સાઇનનું ગુણાકાર (એટલે કે) સીધી રીતે રેખીય એકમોમાં નક્કી કરી શકાય છે (દા. ત. કિલોમીટર). જો a અથવા i અન્ય માધ્યમો દ્વારા નક્કી કરી શકાય, જેમ કે ગ્રહણ દ્વૈતીઓના કિસ્સામાં, ભ્રમણકક્ષા માટે સંપૂર્ણ ઉકેલ શોધી શકાય છે. દ્વિસંગી તારાઓ કે જે દ્રશ્ય અને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી બંને છે તે દુર્લભ છે અને જ્યારે મળી આવે ત્યારે તે માહિતીનો મૂલ્યવાન સ્રોત છે. લગભગ 40 જાણીતા છે. દ્રશ્ય દ્વિસંગી તારાઓ ઘણીવાર મોટા સાચા વિભાજન ધરાવે છે, જેનો સમયગાળો દાયકાઓથી સદીઓમાં માપવામાં આવે છે; પરિણામે, તેઓ સામાન્ય રીતે ભ્રમણકક્ષાની ઝડપ ખૂબ ઓછી હોય છે જેને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક રીતે માપી શકાય નહીં. તેનાથી વિપરીત, સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી તારાઓ તેમની ભ્રમણકક્ષામાં ઝડપથી આગળ વધે છે કારણ કે તેઓ એકબીજાની નજીક હોય છે, સામાન્ય રીતે દ્રશ્ય દ્વિસંગી તરીકે શોધવાની ખૂબ નજીક હોય છે. દ્વિસંગીઓ કે જે દ્રશ્ય અને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક બંને જોવા મળે છે, તેથી તે પૃથ્વીની પ્રમાણમાં નજીક હોવી જોઈએ. ગ્રહણ કરતો દ્વિસંગી તારો એક દ્વિસંગી તારામંડળ છે જેમાં બે તારાઓનું ભ્રમણકક્ષા સ્તર નિરીક્ષકની દૃષ્ટિની રેખામાં એટલું નજીક આવેલું છે કે ઘટકો પરસ્પર ગ્રહણમાંથી પસાર થાય છે. એવા કિસ્સામાં કે જ્યાં દ્વિસંગી પણ એક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી છે અને પ્રણાલીનું લંબન જાણીતું છે, દ્વિસંગી તારાકીય વિશ્લેષણ માટે ખૂબ મૂલ્યવાન છે. આલ્ગોલ, પર્સિયસ નક્ષત્રમાં ત્રિપલ તારામંડળ, ગ્રહણ દ્વિસંગીનું સૌથી જાણીતું ઉદાહરણ ધરાવે છે. ગ્રહણ કરતી દ્વિસંગીઓ પરિવર્તનશીલ તારાઓ છે, એટલા માટે નહીં કે વ્યક્તિગત ઘટકોનો પ્રકાશ બદલાય છે, પરંતુ ગ્રહણને કારણે. ગ્રહણ દ્વિસંગીનો પ્રકાશ વળાંક વ્યવહારીક રીતે સતત પ્રકાશના સમયગાળા દ્વારા વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે, જ્યારે એક તારો બીજાની સામેથી પસાર થાય છે ત્યારે તીવ્રતામાં સમયાંતરે ઘટાડો થાય છે. ભ્રમણકક્ષા દરમિયાન તેજ બે વાર ઘટી શકે છે, એકવાર જ્યારે ગૌણ પ્રાથમિકની સામેથી પસાર થાય છે અને એકવાર જ્યારે પ્રાથમિક ગૌણની સામેથી પસાર થાય છે. બે ગ્રહણની ઊંડાઈને પ્રાથમિક કહેવામાં આવે છે, પછી ભલે તે તારો છુપાયેલો હોય, અને જો છીછરું બીજું ગ્રહણ પણ થાય તો તેને ગૌણ ગ્રહણ કહેવામાં આવે છે. તેજના ઘટાડાનું કદ બે તારાઓની સાપેક્ષ ચમક, છુપાયેલા ગુપ્ત તારાનું પ્રમાણ અને સપાટીની ચમક (એટલે કે. તારાઓનું અસરકારક તાપમાન). સામાન્ય રીતે ગરમ તારાનું ગુપ્તતા પ્રાથમિક ગ્રહણનું કારણ બને છે. ગ્રહણ પામતા દ્વિસંગીની ભ્રમણકક્ષાનો સમયગાળો તેના પ્રકાશ વળાંકના અભ્યાસ પરથી નક્કી કરી શકાય છે, અને નજીકના તારાની ડિસ્ક અન્ય તારાની ડિસ્ક પર સ્લાઇડ કરતી વખતે તેજ કેટલી ઝડપથી બદલાય છે તેનું નિરીક્ષણ કરીને, વ્યક્તિગત તારાઓના સંબંધિત કદને ભ્રમણકક્ષાની ત્રિજ્યાના સંદર્ભમાં નક્કી કરી શકાય છે. જો તે સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી પણ હોય, તો ભ્રમણકક્ષાના ઘટકો પણ નક્કી કરી શકાય છે, અને તારાઓનું દળ પ્રમાણમાં સરળતાથી નક્કી કરી શકાય છે, જેનો અર્થ છે કે આ કિસ્સામાં તારાઓની સંબંધિત ઘનતા નક્કી કરી શકાય છે. આશરે 1995 થી, 8-મીટર વર્ગના ટેલીસ્કોપ સાથે એક્સ્ટ્રાગેલેક્ટિક ગ્રહણ દ્વિસંગીના મૂળભૂત પરિમાણોનું માપન શક્ય બન્યું છે. આનાથી બાહ્ય તારાવિશ્વો વચ્ચેનું અંતર સીધું માપવા માટે તેનો ઉપયોગ કરવો શક્ય બને છે, જે પ્રક્રિયા પ્રમાણભૂત મીણબત્તીઓનો ઉપયોગ કરતાં વધુ સચોટ છે. 2006 સુધીમાં, તેનો ઉપયોગ એલ. એમ. સી., એસ. એમ. સી., એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી અને ત્રિકોણાકાર ગેલેક્સીને સીધા અંતરના અંદાજો આપવા માટે કરવામાં આવ્યો હતો. ગ્રહણ દ્વિસંગી તારાવિશ્વો 5 ટકાના સુધારેલા સ્તરની ચોકસાઈ સુધી તારાવિશ્વો વચ્ચેનું અંતર માપવા માટે સીધી પદ્ધતિ પ્રદાન કરે છે. નજીકના બિન-ગ્રહણ દ્વૈતીઓ દ્વારા ફોટોમેટ્રી દ્વારા શોધી શકાય તેવા બિન-ગ્રહણ દ્વૈતીઓ પણ તારાઓ એકબીજાને ત્રણ રીતે કેવી રીતે અસર કરે છે તેનું નિરીક્ષણ કરીને ફોટોમેટ્રિક રીતે શોધી શકાય છે. પ્રથમ એ છે કે તારાઓ તેમના સાથી પાસેથી પ્રતિબિંબિત કરતા વધારાના પ્રકાશનું નિરીક્ષણ કરે છે. બીજું છે લંબગોળ પ્રકાશની વિવિધતાઓનું નિરીક્ષણ કરવું જે તેમના સાથીઓ દ્વારા તારાના આકારની વિકૃતિને કારણે થાય છે. ત્રીજી પદ્ધતિ એ જોવાની છે કે કેવી રીતે સાપેક્ષ પ્રકાશ તારાઓની સ્પષ્ટ તીવ્રતાને અસર કરે છે. આ પદ્ધતિઓ સાથે દ્વિસંગીઓને શોધવા માટે સચોટ ફોટોમેટ્રીની જરૂર પડે છે. એસ્ટ્રોમેટ્રિક દ્વિસંગી ખગોળશાસ્ત્રીઓએ કેટલાક તારાઓ શોધી કાઢ્યા છે જે ખાલી જગ્યાની આસપાસ ભ્રમણ કરે છે. એસ્ટ્રોમેટ્રિક દ્વિસંગી પ્રમાણમાં નજીકના તારાઓ છે જે અવકાશમાં એક બિંદુની આસપાસ ધ્રુજતા જોઈ શકાય છે, જેમાં કોઈ દૃશ્યમાન સાથી નથી. સામાન્ય દ્વિસંગી માટે ઉપયોગમાં લેવાતા સમાન ગણિતને ગુમ થયેલ સાથીના દળનું અનુમાન કરવા માટે લાગુ કરી શકાય છે. સાથી ખૂબ મંદ હોઈ શકે છે, જેથી તે હાલમાં શોધી શકાતો નથી અથવા તેના પ્રાથમિક ઝગઝગાટ દ્વારા ઢંકાયેલો છે, અથવા તે એવી વસ્તુ હોઈ શકે છે જે ઓછા અથવા કોઈ વિદ્યુતચુંબકીય કિરણોત્સર્ગને બહાર કાઢે છે, ઉદાહરણ તરીકે ન્યુટ્રોન તારો. દૃશ્યમાન તારાની સ્થિતિ કાળજીપૂર્વક માપવામાં આવે છે અને તેના સમકક્ષના ગુરુત્વાકર્ષણીય પ્રભાવને કારણે બદલાતી જોવા મળે છે. તારાની સ્થિતિ વારંવાર વધુ દૂરના તારાઓની તુલનામાં માપવામાં આવે છે, અને પછી સ્થિતિમાં સમયાંતરે ફેરફારો માટે તપાસ કરવામાં આવે છે. સામાન્ય રીતે આ પ્રકારનું માપન માત્ર નજીકના તારાઓ પર જ કરી શકાય છે, જેમ કે 10 પાર્સેકની અંદર. નજીકના તારાઓ ઘણીવાર પ્રમાણમાં ઊંચી યોગ્ય ગતિ ધરાવે છે, તેથી એસ્ટ્રોમેટ્રિક દ્વિસંગી આકાશમાં અસ્થિર માર્ગને અનુસરતા દેખાશે. જો સાથી તારાની સ્થિતિમાં અવલોકનક્ષમ પરિવર્તન લાવવા માટે પૂરતો વિશાળ હોય, તો તેની હાજરીનો અંદાજ લગાવી શકાય છે. પૂરતા પ્રમાણમાં લાંબા સમય સુધી દૃશ્યમાન તારાની હિલચાલના ચોક્કસ એસ્ટ્રોમેટ્રિક માપમાંથી, સાથીના દળ અને તેના ભ્રમણકક્ષાના સમયગાળા વિશેની માહિતી નક્કી કરી શકાય છે. સાથી દૃશ્યમાન ન હોવા છતાં, કેપ્લરના નિયમોનો ઉપયોગ કરીને અવલોકનો પરથી પ્રણાલીની લાક્ષણિકતાઓ નક્કી કરી શકાય છે. દ્વિસંગીઓ શોધવાની આ પદ્ધતિનો ઉપયોગ તારાની પરિભ્રમણ કરતા એક્સ્ટ્રાસોલર ગ્રહોને શોધવા માટે પણ થાય છે. જો કે, દળ ગુણોત્તરમાં મોટા તફાવત અને ગ્રહની ભ્રમણકક્ષાના સામાન્ય રીતે લાંબા સમયગાળાને કારણે આ માપ કરવાની જરૂરિયાતો ખૂબ જ ચોક્કસ છે. તારાની સ્થિતિ બદલવાની શોધ એ ખૂબ જ સચોટ વિજ્ઞાન છે, અને જરૂરી ચોકસાઇ પ્રાપ્ત કરવી મુશ્કેલ છે. અવકાશ ટેલીસ્કોપ પૃથ્વીના વાતાવરણની ઝાંખી પડતી અસરને ટાળી શકે છે, જેના પરિણામે વધુ ચોક્કસ રિઝોલ્યુશન મળે છે. પ્રણાલીનું રૂપરેખાંકન અન્ય વર્ગીકરણ તારાઓ વચ્ચેના અંતર પર આધારિત છે, જે તેમના કદના સંબંધમાં છેઃ અલગ થયેલ દ્વિસંગી તારાઓ દ્વિસંગી તારાઓ છે જ્યાં દરેક ઘટક તેના રોશ લોબમાં હોય છે, એટલે કે. તે વિસ્તાર જ્યાં તારાનું ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ અન્ય ઘટક કરતાં મોટું હોય છે. જ્યારે મુખ્ય ક્રમ પર તારાઓ એકબીજા પર કોઈ મોટી અસર કરતા નથી, અને અનિવાર્યપણે અલગથી વિકસિત થાય છે. મોટાભાગની દ્વિસંગી આ વર્ગની છે. અર્ધ-અલગ દ્વિસંગી તારાઓ દ્વિસંગી તારાઓ છે જ્યાં એક ઘટક દ્વિસંગી તારાના રોશ લોબને ભરે છે અને બીજો નથી. રોશ-લોબ-ભરણ ઘટક (દાતા) ની સપાટીમાંથી ગેસ બીજા, વૃદ્ધિ પામતા તારામાં સ્થાનાંતરિત થાય છે. સમૂહ સ્થાનાંતરણ પ્રણાલીના ઉત્ક્રાંતિ પર પ્રભુત્વ ધરાવે છે. ઘણા કિસ્સાઓમાં, વહેતો ગેસ એક્રિટરની આસપાસ એક્રીશન ડિસ્ક બનાવે છે. સંપર્ક દ્વિસંગી એ દ્વિસંગી તારાનો એક પ્રકાર છે જેમાં દ્વિસંગીના બંને ઘટકો તેમના રોશ લોબ્સને ભરે છે. તારાઓના વાતાવરણનો સૌથી ઉપરનો ભાગ એક સામાન્ય પરબિડીયું બનાવે છે જે બંને તારાઓને ઘેરી લે છે. જેમ જેમ પરબિડીયુંનું ઘર્ષણ ભ્રમણકક્ષાની ગતિને અટકાવે છે, તારાઓ આખરે ભળી શકે છે. ડબલ્યુ ઉર્સે મેજરિસ એક ઉદાહરણ છે. વિનાશક ચલ અને એક્સ-રે દ્વિસંગી જ્યારે દ્વિસંગી પ્રણાલીમાં સફેદ દ્વાર્ફ, ન્યુટ્રોન સ્ટાર અથવા બ્લેક હોલ જેવી સઘન વસ્તુ હોય છે, ત્યારે અન્ય (દાતા) તારામાંથી ગેસ સઘન વસ્તુ પર પ્રવેશી શકે છે. આ ગુરુત્વાકર્ષણીય સંભવિત ઊર્જાને મુક્ત કરે છે, જેના કારણે ગેસ વધુ ગરમ બને છે અને કિરણોત્સર્ગ બહાર કાઢે છે. વિનાશક ચલ તારાઓ, જ્યાં સઘન પદાર્થ સફેદ દ્વાર્ફ છે, તે આવી પ્રણાલીઓના ઉદાહરણો છે. એક્સ-રે દ્વિસંગીમાં, સઘન પદાર્થ ન્યુટ્રોન તારો અથવા બ્લેક હોલ હોઈ શકે છે. આ દ્વિસંગીઓને દાતા તારાના દળ અનુસાર નીચા દળ અથવા ઉચ્ચ દળ તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે. ઉચ્ચ દળના એક્સ-રે દ્વિસંગીમાં એક યુવાન, પ્રારંભિક પ્રકારનો, ઉચ્ચ દળનો દાતા તારો હોય છે જે તેના તારાકીય પવન દ્વારા દળને સ્થાનાંતરિત કરે છે, જ્યારે ઓછા દળના એક્સ-રે દ્વિસંગી અર્ધ-વિચ્છેદિત દ્વિસંગી હોય છે જેમાં અંતમાં પ્રકારનાં દાતા તારામાંથી ગેસ અથવા સફેદ દ્વિસંગી રોશ લોબને ઓવરફ્લો કરે છે અને ન્યુટ્રોન તારો અથવા બ્લેક હોલ તરફ પડે છે. સંભવતઃ એક્સ-રે દ્વિસંગીનું સૌથી જાણીતું ઉદાહરણ હાઇ-માસ એક્સ-રે દ્વિસંગી સિગ્નસ એક્સ-1 છે. સિગ્નસ એક્સ-1 માં, અદ્રશ્ય સાથીનું દળ સૂર્ય કરતાં લગભગ નવ ગણું હોવાનો અંદાજ છે, જે ન્યુટ્રોન તારાના મહત્તમ સૈદ્ધાંતિક દળ માટે ટોલમેન-ઓપનહેઇમર-વોલ્કોફની મર્યાદા કરતાં ઘણી વધારે છે. તેથી તે બ્લેક હોલ હોવાનું માનવામાં આવે છે; તે પ્રથમ પદાર્થ હતો જેના માટે આ વ્યાપકપણે માનવામાં આવતું હતું. ભ્રમણકક્ષાનો સમયગાળો એક કલાકથી ઓછો (એ. એમ. સી. વી. એન. તારાઓ માટે) અથવા થોડા દિવસો (બીટા લાયરેના ઘટકો) હોઈ શકે છે, પણ સેંકડો હજારો વર્ષ (આલ્ફા સેન્ટોરી એબીની આસપાસ પ્રોક્સિમા સેન્ટોરી) હોઈ શકે છે. સમયગાળામાં ફેરફારો એપલગેટ મિકેનિઝમ ચોક્કસ ગ્રહણ દ્વિસંગીમાં જોવા મળતી લાંબા ગાળાની ભ્રમણકક્ષા સમયગાળાની વિવિધતાઓને સમજાવે છે. જેમ જેમ મુખ્ય અનુક્રમ તારો પ્રવૃત્તિ ચક્રમાંથી પસાર થાય છે, તારાના બાહ્ય સ્તરો કોણીય વેગના વિતરણને બદલતા ચુંબકીય ટોર્કને આધિન હોય છે, પરિણામે તારાની અસ્પષ્ટતામાં ફેરફાર થાય છે. દ્વિસંગી જોડીમાં તારાઓની ભ્રમણકક્ષા ગુરુત્વાકર્ષણીય રીતે તેમના આકારના ફેરફારો સાથે જોડાયેલી હોય છે, જેથી આ સમયગાળો પ્રવૃત્તિ ચક્ર (સામાન્ય રીતે દાયકાઓના ક્રમમાં) જેવા જ સમયના સ્કેલ પર ફેરફાર (સામાન્ય રીતે પી/પી ~ 10−5 ના ક્રમમાં) દર્શાવે છે. કેટલીક આલ્ગોલ દ્વિસંગીઓમાં જોવા મળતી અન્ય ઘટના એકવિધ સમયગાળો વધારો છે. આ એપલગેટ મિકેનિઝમ દ્વારા સમજાવવામાં આવેલા વૈકલ્પિક સમયગાળાના વધારા અને ઘટાડાના વધુ સામાન્ય અવલોકનોથી તદ્દન અલગ છે. મોનોટોનિક સમયગાળામાં વધારો સામૂહિક સ્થાનાંતરણને આભારી છે, સામાન્ય રીતે (પરંતુ હંમેશા નહીં) ઓછા વિશાળથી વધુ વિશાળ તારાઓ A અને B પદનામ દ્વિસંગી તારાઓના ઘટકોને પ્રણાલીના હોદ્દામાં જોડાયેલા પ્રત્યય A અને B દ્વારા સૂચવવામાં આવે છે, A પ્રાથમિક અને B ગૌણ સૂચવે છે. એબી પ્રત્યયનો ઉપયોગ જોડી દર્શાવવા માટે થઈ શકે છે (ઉદાહરણ તરીકે, દ્વિસંગી તારો α સેન્ટાઉરી એબીમાં તારાઓ α સેન્ટાઉરી એ અને α સેન્ટાઉરી બીનો સમાવેશ થાય છે.) વધારાના અક્ષરો, જેમ કે સી, ડી, વગેરેનો ઉપયોગ બેથી વધુ તારાઓ ધરાવતી સિસ્ટમો માટે થઈ શકે છે. એવા કિસ્સાઓમાં કે જ્યાં દ્વિસંગી તારાને બેયર હોદ્દો હોય અને તે વ્યાપક રીતે અલગ હોય, તે શક્ય છે કે જોડીના સભ્યોને સુપરસ્ક્રિપ્ટ્સ સાથે નિયુક્ત કરવામાં આવશે; એક ઉદાહરણ ઝેટા રેટિકુલી છે, જેના ઘટકો ζ1 રેટિકુલી અને ζ2 રેટિકુલી છે. શોધક હોદ્દો બેવડા તારાઓને પણ એક સંક્ષિપ્ત નામ દ્વારા નિયુક્ત કરવામાં આવે છે જે શોધકને અનુક્રમણિકા સંખ્યા સાથે એકસાથે આપે છે. ઉદાહરણ તરીકે, ફાધર રિચાઉડ દ્વારા 1689માં α સેન્ટોરી બમણી હોવાનું જાણવા મળ્યું હતું, અને તેથી તેને આરએચડી 1 નામ આપવામાં આવ્યું છે. આ શોધક કોડ વોશિંગ્ટન ડબલ સ્ટાર કેટલોગમાં મળી શકે છે. ગરમ અને ઠંડા દ્વિસંગી તારામંડળના ઘટકોને તેમના સંબંધિત તાપમાન દ્વારા ગરમ સાથી અને ઠંડા સાથી તરીકે નિયુક્ત કરી શકાય છે. ઉદાહરણોઃ એન્ટેર્સ (આલ્ફા સ્કોર્પી) એ દ્વિસંગી પ્રણાલીમાં એક લાલ સુપરજાયન્ટ તારો છે, જેમાં ગરમ વાદળી મુખ્ય અનુક્રમ તારો એન્ટેર્સ બી છે. તેથી એન્ટેર્સ બી ને ઠંડા સુપરજાયન્ટનો ગરમ સાથી કહી શકાય. સહજીવી તારાઓ દ્વિસંગી તારા પ્રણાલીઓ છે જે અંતમાં પ્રકારના વિશાળ તારા અને ગરમ સાથી પદાર્થથી બનેલી છે. સાથીનો સ્વભાવ તમામ કિસ્સાઓમાં સારી રીતે સ્થાપિત ન હોવાથી, તેને "ગરમ સાથી" કહી શકાય. તેજસ્વી વાદળી ચલ ઇટા કારીને તાજેતરમાં દ્વિસંગી તારામંડળ હોવાનું નક્કી કરવામાં આવ્યું છે. ગૌણ પ્રાથમિક કરતાં વધુ તાપમાન ધરાવે છે તેવું લાગે છે અને તેથી તેને "ગરમ સાથી" તારો તરીકે વર્ણવવામાં આવ્યો છે. તે વુલ્ફ-રાયેટ તારો હોઈ શકે છે. આર એક્વેરી એક સ્પેક્ટ્રમ દર્શાવે છે જે વારાફરતી કૂલ અને હોટ સિગ્નેચર બંને પ્રદર્શિત કરે છે. આ સંયોજન એક નાના, ગરમ સાથી સાથે ઠંડા લાલ સુપરજાયન્ટનું પરિણામ છે. દ્રવ્ય સુપરજાયન્ટથી નાના, ગાઢ સાથી તરફ વહે છે. નાસાના કેપ્લર મિશને દ્વિસંગી તારાઓના ગ્રહણના ઉદાહરણો શોધી કાઢ્યા છે જ્યાં ગૌણ ગરમ ઘટક છે. KOI-74b એ KOI-74 () નો 12,000 K સફેદ દ્વાર્ફ સાથી છે, જે 9,400 K પ્રારંભિક A-પ્રકારનો મુખ્ય અનુક્રમ તારો છે. KOI-81b એ KOI-81 () નો 13,000 K સફેદ દ્વાર્ફ સાથી છે, જે 10,000 K અંતમાં B-પ્રકારનો મુખ્ય અનુક્રમ તારો છે. ઉત્ક્રાંતિ રચના જોકે તે અશક્ય નથી કે બે એક તારાઓ વચ્ચે ગુરુત્વાકર્ષણીય કેપ્ચર દ્વારા કેટલાક દ્વિસંગીઓ બનાવવામાં આવી શકે, આવી ઘટનાની ખૂબ જ ઓછી સંભાવનાને ધ્યાનમાં રાખીને (ત્રણ પદાર્થો ખરેખર જરૂરી છે, કારણ કે ઊર્જાનું સંરક્ષણ એક ગુરુત્વાકર્ષણીય પદાર્થ બીજાને કબજે કરે છે) અને હાલમાં અસ્તિત્વમાં છે તેવી દ્વિસંગીઓની મોટી સંખ્યાને નકારી કાઢે છે, આ પ્રાથમિક રચના પ્રક્રિયા ન હોઈ શકે. મુખ્ય ક્રમ પર હજી સુધી ન હોય તેવા તારાઓ ધરાવતા દ્વિસંગીઓનું નિરીક્ષણ એ સિદ્ધાંતને સમર્થન આપે છે કે તારાઓની રચના દરમિયાન દ્વિસંગી વિકસે છે. પ્રોટોસ્ટારની રચના દરમિયાન પરમાણુ વાદળનું વિભાજન એ દ્વિસંગી અથવા બહુવિધ તારામંડળની રચના માટે સ્વીકાર્ય સમજૂતી છે. થ્રી-બોડી સમસ્યાનું પરિણામ, જેમાં ત્રણ તારાઓ તુલનાત્મક દળના છે, તે છે કે આખરે ત્રણ તારાઓમાંથી એક તારો પ્રણાલીમાંથી બહાર નીકળી જશે અને, કોઈ નોંધપાત્ર વધુ વિક્ષેપ નહીં ધારીને, બાકીના બે સ્થિર દ્વિસંગી પ્રણાલી બનાવશે. સામૂહિક સ્થાનાંતરણ અને વૃદ્ધિ જેમ જેમ મુખ્ય-અનુક્રમ તારાનું કદ તેની ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન વધે છે, તે અમુક સમયે તેના રોશ લોબને વટાવી શકે છે, જેનો અર્થ છે કે તેના કેટલાક દ્રવ્ય એવા પ્રદેશમાં સાહસ કરે છે જ્યાં તેના સાથી તારાનું ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ તેના પોતાના કરતા મોટું હોય છે. પરિણામ એ છે કે પદાર્થ રોશ લોબ ઓવરફ્લો (આર. એલ. ઓ. એફ.) તરીકે ઓળખાતી પ્રક્રિયા દ્વારા એક તારામાંથી બીજા તારામાં સ્થાનાંતરિત થશે, જે કાં તો સીધી અસર દ્વારા અથવા એક્રીશન ડિસ્ક દ્વારા શોષાય છે. જે ગાણિતિક બિંદુ દ્વારા આ સ્થાનાંતરણ થાય છે તેને પ્રથમ લગ્રેન્જિયન બિંદુ કહેવામાં આવે છે. તે અસામાન્ય નથી કે સંચય ડિસ્ક દ્વિસંગી તારાનું સૌથી તેજસ્વી (અને આમ કેટલીકવાર એકમાત્ર દૃશ્યમાન) તત્વ છે. જો તારો તેના રોશ લોબની બહાર ખૂબ ઝડપથી વધે છે જેથી તમામ વિપુલ પદાર્થો અન્ય ઘટકમાં સ્થાનાંતરિત ન થઈ શકે, તો તે પણ શક્ય છે કે દ્રવ્ય અન્ય લેગ્રેન્જ બિંદુઓ દ્વારા અથવા તારાઓની પવન તરીકે પ્રણાલીને છોડી દેશે, આમ અસરકારક રીતે બંને ઘટકોમાં ખોવાઈ જશે. તારાની ઉત્ક્રાંતિ તેના સમૂહ દ્વારા નક્કી થતી હોવાથી, આ પ્રક્રિયા બંને સાથીઓની ઉત્ક્રાંતિને પ્રભાવિત કરે છે, અને એવા તબક્કાઓ બનાવે છે જે એક તારા દ્વારા પ્રાપ્ત કરી શકાતા નથી. ગ્રહણ પામતા ત્રિકોણીય અલ્ગોલના અભ્યાસો તારાકીય ઉત્ક્રાંતિના સિદ્ધાંતમાં અલ્ગોલ વિરોધાભાસ તરફ દોરી ગયાઃ જોકે દ્વિસંગી તારાના ઘટકો એક જ સમયે રચાય છે, અને મોટા તારાઓ ઓછા વિશાળ તારાઓ કરતાં વધુ ઝડપથી વિકસિત થાય છે, એવું જોવા મળ્યું હતું કે વધુ વિશાળ ઘટક અલ્ગોલ એ હજુ પણ મુખ્ય ક્રમમાં છે, જ્યારે ઓછા વિશાળ અલ્ગોલ બી એ પછીના ઉત્ક્રાંતિના તબક્કે એક ઉપગણ છે. આ વિરોધાભાસને સામૂહિક સ્થાનાંતરણ દ્વારા ઉકેલી શકાય છેઃ જ્યારે વધુ વિશાળ તારો ઉપગણ બની ગયો, ત્યારે તેણે તેના રોશ લોબને ભરી દીધો, અને મોટાભાગનું દળ અન્ય તારામાં સ્થાનાંતરિત થઈ ગયું, જે હજુ પણ મુખ્ય ક્રમમાં છે. આલ્ગોલ જેવી કેટલીક દ્વિસંગીઓમાં, ખરેખર ગેસનો પ્રવાહ જોઈ શકાય છે. ભાગેડુ માર્ગો અને નોવા બાહ્ય વિક્ષેપોના પરિણામે વ્યાપક રીતે અલગ થયેલા દ્વિસંગીઓ માટે તેમના જીવનકાળ દરમિયાન એકબીજા સાથે ગુરુત્વાકર્ષણીય સંપર્ક ગુમાવવો પણ શક્ય છે. ઘટકો પછી એક તારા તરીકે વિકસિત થવા માટે આગળ વધશે. બે દ્વિસંગી પ્રણાલીઓ વચ્ચે ગાઢ અથડામણ પણ બંને પ્રણાલીઓના ગુરુત્વાકર્ષણીય વિક્ષેપમાં પરિણમી શકે છે, જેમાં કેટલાક તારાઓ ઊંચા વેગથી બહાર નીકળે છે, જે ભાગેડુ તારાઓ તરફ દોરી જાય છે. જો સફેદ દ્વાર્ફ પાસે નજીકનો સાથી તારો હોય જે તેના રોશ લોબને ઓવરફ્લો કરે છે, તો સફેદ દ્વાર્ફ તારાના બાહ્ય વાતાવરણમાંથી સતત વાયુઓ એકત્ર કરશે. આ સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પર તેના તીવ્ર ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા સંકુચિત થાય છે, સંકુચિત થાય છે અને ખૂબ ઊંચા તાપમાને ગરમ થાય છે કારણ કે વધારાની સામગ્રી અંદર ખેંચાય છે. સફેદ દ્વાર્ફમાં અધોગતિ પામેલા પદાર્થનો સમાવેશ થાય છે અને તેથી તે મોટે ભાગે ગરમીને પ્રતિભાવ આપતો નથી, જ્યારે સંવર્ધિત હાઇડ્રોજન નથી. સી. એન. ઓ. ચક્ર દ્વારા સપાટી પર હાઇડ્રોજન ફ્યુઝન સ્થિર રીતે થઈ શકે છે, જેના કારણે આ પ્રક્રિયા દ્વારા મુક્ત થતી ઊર્જાનો પ્રચંડ જથ્થો બાકીના વાયુઓને સફેદ દ્વાર્ફની સપાટીથી દૂર ઉડાવી દે છે. પરિણામ એ પ્રકાશનો અત્યંત તેજસ્વી વિસ્ફોટ છે, જેને નોવા તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. આત્યંતિક કિસ્સાઓમાં આ ઘટના સફેદ દ્વાર્ફને ચંદ્રશેખરની મર્યાદાને વટાવી શકે છે અને એક સુપરનોવાને ટ્રિગર કરી શકે છે જે સમગ્ર તારાનો નાશ કરે છે, જે ભાગેડુ માટેનું અન્ય સંભવિત કારણ છે. આવી ઘટનાનું ઉદાહરણ સુપરનોવા એસ. એન. 1572 છે, જેનું નિરીક્ષણ ટાયકો બ્રાહે દ્વારા કરવામાં આવ્યું હતું. હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપે તાજેતરમાં આ ઘટનાના અવશેષોની તસવીર લીધી હતી. એસ્ટ્રોફિઝિક્સ દ્વિસંગી ખગોળશાસ્ત્રીઓને દૂરના તારાનું દળ નક્કી કરવા માટે શ્રેષ્ઠ પદ્ધતિ પ્રદાન કરે છે. તેમની વચ્ચેનું ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ તેમને તેમના દળના સામાન્ય કેન્દ્રની આસપાસ પરિભ્રમણ કરવા માટેનું કારણ બને છે. દ્રશ્ય દ્વિસંગીની ભ્રમણકક્ષાની પેટર્ન અથવા સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગીના વર્ણપટની સમયની વિવિધતા પરથી, તેના તારાઓનું દળ નક્કી કરી શકાય છે, ઉદાહરણ તરીકે દ્વિસંગી દળ કાર્ય સાથે. આ રીતે, તારાના દેખાવ (તાપમાન અને ત્રિજ્યા) અને તેના દળ વચ્ચેનો સંબંધ શોધી શકાય છે, જે બિન-દ્વૈતીઓના દળના નિર્ધારણ માટે પરવાનગી આપે છે. દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં તારાઓનો મોટો હિસ્સો અસ્તિત્વમાં હોવાથી, તારાઓ કઈ પ્રક્રિયાઓ દ્વારા રચાય છે તેની આપણી સમજણ માટે દ્વિસંગી તારાઓ ખાસ કરીને મહત્વપૂર્ણ છે. ખાસ કરીને, દ્વિસંગીનો સમયગાળો અને દળ આપણને પ્રણાલીમાં કોણીય વેગની માત્રા વિશે જણાવે છે. કારણ કે ભૌતિકશાસ્ત્રમાં આ એક સંરક્ષિત જથ્થો છે, દ્વિસંગી આપણને તે પરિસ્થિતિઓ વિશે મહત્વપૂર્ણ સંકેતો આપે છે કે જેના હેઠળ તારાઓની રચના થઈ હતી. દ્વિસંગી તારાઓમાં દળના કેન્દ્રની ગણતરી સરળ દ્વિસંગી કિસ્સામાં, પ્રથમ તારાના કેન્દ્રથી દળ અથવા બેરિસેન્ટરના કેન્દ્ર સુધીનું અંતર r1 એ બે તારાકીય કેન્દ્રો વચ્ચેનું અંતર છે અને m1 અને m2 એ બે તારાઓના દળો છે. જો a ને બીજાની આસપાસ એક પદાર્થની ભ્રમણકક્ષાની અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ તરીકે લેવામાં આવે, તો r1 એ સમૂહ અથવા બેરિસેન્ટરના કેન્દ્રની આસપાસ પ્રથમ પદાર્થની ભ્રમણકક્ષાની અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ છે, અને તે બીજા પદાર્થની ભ્રમણકક્ષાની અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ છે. જ્યારે દળનું કેન્દ્ર વધુ વિશાળ પદાર્થની અંદર સ્થિત હોય છે, ત્યારે તે પદાર્થ સ્પષ્ટ ભ્રમણકક્ષાને અનુસરવાને બદલે ધ્રુજતો દેખાય છે. સેન્ટર-ઓફ-માસ એનિમેશન રેડ ક્રોસ સિસ્ટમના માસના કેન્દ્રને ચિહ્નિત કરે છે. આ છબીઓ કોઈ ચોક્કસ વાસ્તવિક પ્રણાલીનું પ્રતિનિધિત્વ કરતી નથી. સંશોધનના તારણો એવો અંદાજ છે કે આકાશગંગામાં લગભગ એક તૃતીયાંશ તારા પ્રણાલીઓ દ્વિસંગી અથવા બહુવિધ છે, બાકીના બે તૃતીયાંશ એક તારા છે. સામાન્ય તારાઓની એકંદર બહુમતી આવર્તન એ તારાકીય દળનું એકવિધ રીતે વધતું કાર્ય છે. એટલે કે, ઘટકોના જથ્થામાં વધારો થતાં દ્વિસંગી અથવા બહુ-તારામંડળ પ્રણાલીમાં હોવાની સંભાવના સતત વધે છે. દ્વિસંગી તારાની ક્રાંતિનો સમયગાળો અને તેની ભ્રમણકક્ષાની વિષમતા વચ્ચે સીધો સંબંધ છે, જેમાં ટૂંકા ગાળાની પ્રણાલીઓ નાની વિષમતા ધરાવે છે. દ્વિસંગી તારાઓ કોઈપણ કલ્પનીય અલગતા સાથે મળી શકે છે, જોડીઓ એટલી નજીકથી પરિભ્રમણ કરે છે કે તેઓ વ્યવહારીક રીતે એકબીજાના સંપર્કમાં હોય છે, જોડીઓ એટલી દૂરથી અલગ થાય છે કે તેમનું જોડાણ માત્ર અવકાશમાં તેમની સામાન્ય યોગ્ય ગતિ દ્વારા સૂચવવામાં આવે છે. ગુરુત્વાકર્ષણથી બંધાયેલી દ્વિસંગી તારા પ્રણાલીઓમાં, સમયગાળાનું કહેવાતા લોગ નોર્મલ વિતરણ અસ્તિત્વમાં છે, જેમાં મોટાભાગની પ્રણાલીઓ લગભગ 100 વર્ષના સમયગાળા સાથે પરિભ્રમણ કરે છે. તારાઓની રચના દરમિયાન દ્વિસંગી પ્રણાલીઓની રચના થાય છે તે સિદ્ધાંત માટે આ સહાયક પુરાવા છે. જોડીમાં જ્યાં બે તારાઓ સમાન તેજના હોય છે, તેઓ પણ સમાન વર્ણપટ પ્રકારના હોય છે. પ્રણાલીઓમાં જ્યાં તેજ અલગ હોય છે, જો તેજસ્વી તારો વિશાળ તારો હોય તો મંદ તારો વાદળી હોય છે, અને જો તેજસ્વી તારો મુખ્ય ક્રમમાં હોય તો લાલ હોય છે. તારાનું દળ તેના ગુરુત્વાકર્ષણથી જ સીધું નક્કી કરી શકાય છે. સૂર્ય અને તારાઓ જે ગુરુત્વાકર્ષણીય લેન્સ તરીકે કામ કરે છે તે સિવાય, આ માત્ર દ્વિસંગી અને બહુવિધ તારા પ્રણાલીઓમાં જ કરી શકાય છે, જે દ્વિસંગી તારાઓને તારાઓનો એક મહત્વપૂર્ણ વર્ગ બનાવે છે. દ્રશ્ય દ્વિસંગી તારાના કિસ્સામાં, પ્રણાલીની ભ્રમણકક્ષા અને તારાકીય લંબન નક્કી થયા પછી, બે તારાઓનું સંયુક્ત દળ કેપ્લેરિયન હાર્મોનિક કાયદાના સીધા ઉપયોગ દ્વારા મેળવી શકાય છે. કમનસીબે, સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગીની સંપૂર્ણ ભ્રમણકક્ષા પ્રાપ્ત કરવી અશક્ય છે સિવાય કે તે દ્રશ્ય અથવા ગ્રહણ કરતી દ્વિસંગી હોય, તેથી આ પદાર્થોમાંથી માત્ર દળના સંયુક્ત ઉત્પાદન અને દૃષ્ટિની રેખાને સંબંધિત ઝોકના કોણનું નિર્ધારણ શક્ય છે. ગ્રહણ દ્વિસંગીઓના કિસ્સામાં, જે સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી પણ હોય છે, સિસ્ટમના બંને સભ્યોની વિશિષ્ટતાઓ (દળ, ઘનતા, કદ, તેજસ્વીતા અને અંદાજિત આકાર) માટે સંપૂર્ણ ઉકેલ શોધવો શક્ય છે. ગ્રહો જ્યારે સંખ્યાબંધ દ્વિસંગી તારા પ્રણાલીઓ સૌર બહારના ગ્રહોને આશ્રય આપતી હોવાનું જાણવા મળ્યું છે, ત્યારે આવી પ્રણાલીઓ એકલ તારા પ્રણાલીઓની તુલનામાં તુલનાત્મક રીતે દુર્લભ છે. કેપ્લર સ્પેસ ટેલિસ્કોપ દ્વારા કરવામાં આવેલા અવલોકનો દર્શાવે છે કે સૂર્ય જેવા જ પ્રકારના મોટાભાગના એકલ તારાઓમાં પુષ્કળ ગ્રહો છે, પરંતુ દ્વિસંગી તારાઓમાંથી માત્ર એક તૃતીયાંશ જ છે. સૈદ્ધાંતિક સિમ્યુલેશન મુજબ, વ્યાપક રીતે અલગ થયેલા દ્વિસંગી તારાઓ પણ ઘણીવાર ખડકાળ કણની ડિસ્કને વિક્ષેપિત કરે છે જેમાંથી પ્રોટોપ્લેનેટ રચાય છે. બીજી બાજુ, અન્ય સિમ્યુલેશન સૂચવે છે કે દ્વિસંગી સાથીની હાજરી વાસ્તવમાં પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કને "હલાવીને" સ્થિર ભ્રમણકક્ષાના ઝોનમાં ગ્રહની રચનાના દરમાં સુધારો કરી શકે છે, જે અંદર પ્રોટોપ્લેનેટના સંચય દરમાં વધારો કરે છે. બહુવિધ તારા પ્રણાલીઓમાં ગ્રહોને શોધવાથી વધારાની તકનીકી મુશ્કેલીઓ આવે છે, જેના કારણે તેઓ ભાગ્યે જ જોવા મળે છે. ઉદાહરણોમાં સફેદ દ્વાર્ફ-પલ્સર દ્વિસંગી PSR B 1620-26, સબજાયન્ટ-લાલ દ્વિસંગી ગામા સેફેઈ અને સફેદ દ્વિસંગી-લાલ દ્વિસંગી NN સર્પેન્ટિસનો સમાવેશ થાય છે. અગાઉ જાણીતી ચૌદ ગ્રહોની પ્રણાલીઓના અભ્યાસમાં આમાંથી ત્રણ પ્રણાલીઓ દ્વિસંગી પ્રણાલીઓ હોવાનું જાણવા મળ્યું હતું. તમામ ગ્રહો પ્રાથમિક તારાની આસપાસ એસ-પ્રકારની ભ્રમણકક્ષામાં હોવાનું જાણવા મળ્યું હતું. આ ત્રણ કિસ્સાઓમાં ગૌણ તારો પ્રાથમિક કરતાં ઘણો ધૂંધળો હતો અને તેથી અગાઉ શોધાયો ન હતો. આ શોધના પરિણામે ગ્રહ અને પ્રાથમિક તારો બંને માટે પરિમાણોની પુનઃગણતરી થઈ. વિજ્ઞાન સાહિત્યમાં ઘણીવાર દ્વિસંગી અથવા ત્રિકોણીય તારાઓના ગ્રહોને સેટિંગ તરીકે દર્શાવવામાં આવ્યા છે, ઉદાહરણ તરીકે, સ્ટાર વોર્સની જ્યોર્જ લુકાસની ટેટૂઇન, અને એક નોંધપાત્ર વાર્તા, "નાઇટફોલ", આને છ-તારાની પ્રણાલીમાં પણ લઈ જાય છે. વાસ્તવમાં, કેટલીક ભ્રમણકક્ષાની શ્રેણીઓ ગતિશીલ કારણોસર અશક્ય છે (ગ્રહ તેની ભ્રમણકક્ષામાંથી પ્રમાણમાં ઝડપથી બહાર નીકળી જશે, ક્યાં તો સિસ્ટમમાંથી સંપૂર્ણપણે બહાર નીકળી જશે અથવા વધુ આંતરિક અથવા બાહ્ય ભ્રમણકક્ષાની શ્રેણીમાં સ્થાનાંતરિત થઈ જશે), જ્યારે અન્ય ભ્રમણકક્ષાઓ ભ્રમણકક્ષાના વિવિધ ભાગો દરમિયાન સપાટીના તાપમાનમાં સંભવિત આત્યંતિક ફેરફારોને કારણે અંતિમ જૈવક્ષેત્રો માટે ગંભીર પડકારો રજૂ કરે છે. દ્વિસંગી પ્રણાલીમાં માત્ર એક તારાની પરિક્રમા કરતા ગ્રહોમાં "એસ-પ્રકાર" ભ્રમણકક્ષાઓ હોવાનું કહેવાય છે, જ્યારે બંને તારાઓની આસપાસ પરિભ્રમણ કરતા ગ્રહોમાં "પી-પ્રકાર" અથવા "ભ્રમણકક્ષા" ભ્રમણકક્ષાઓ હોય છે. એવો અંદાજ છે કે દ્વિસંગી પ્રણાલીઓની 50-60% સ્થિર ભ્રમણકક્ષાની શ્રેણીઓમાં વસવાટયોગ્ય પાર્થિવ ગ્રહોને ટેકો આપવા સક્ષમ છે. ઉદાહરણો ઘટકો વચ્ચેનું મોટું અંતર, તેમજ તેમના રંગમાં તફાવત, આલ્બિરિયોને સૌથી સરળ અવલોકનક્ષમ દ્રશ્ય દ્વિસંગી બનાવે છે. સૌથી તેજસ્વી સભ્ય, જે સિગ્નસ નક્ષત્રમાં ત્રીજો સૌથી તેજસ્વી તારો છે, તે વાસ્તવમાં એક નજીકના દ્વિસંગી છે. સિગ્નસ નક્ષત્રમાં સિગ્નસ એક્સ-1 પણ છે, જે એક એક્સ-રે સ્રોત છે જેને બ્લેક હોલ માનવામાં આવે છે. તે એક ઉચ્ચ-દળ એક્સ-રે દ્વિસંગી છે, જેમાં ઓપ્ટિકલ પ્રતિરૂપ એક ચલ તારો છે. સિરિયસ એ અન્ય દ્વિસંગી અને રાત્રિના સમયે આકાશમાં સૌથી તેજસ્વી તારો છે, જેની દ્રશ્ય સ્પષ્ટ તીવ્રતા −1.46 છે. તે કેનિસ મેજર નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. 1844માં ફ્રેડરિક બેસેલે અનુમાન લગાવ્યું કે સિરિયસ દ્વિસંગી છે. 1862 માં એલ્વન ગ્રેહામ ક્લાર્કે સાથીની શોધ કરી (સિરિયસ બી; દૃશ્યમાન તારો સિરિયસ એ છે). 1915માં માઉન્ટ વિલ્સન ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે ખગોળશાસ્ત્રીઓએ નક્કી કર્યું હતું કે સિરિયસ બી એક સફેદ દ્વાર્ફ છે, જેની શોધ સૌપ્રથમ કરવામાં આવી હતી. 2005માં, હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ નક્કી કર્યું હતું કે સિરિયસ બી વ્યાસમાં છે, જેનું દળ સૂર્યના 98 ટકા જેટલું છે. ગ્રહણ દ્વિસંગીનું ઉદાહરણ ઔરિગા નક્ષત્રમાં એપ્સિલોન ઔરિગા છે. દૃશ્યમાન ઘટક વર્ણપટ વર્ગ F0 નો છે, અન્ય (ગ્રહણ) ઘટક દૃશ્યમાન નથી. આ પ્રકારનું છેલ્લું ગ્રહણ 2009 થી 2011 દરમિયાન થયું હતું અને એવી આશા છે કે જે વ્યાપક અવલોકનો હાથ ધરવામાં આવશે તે આ પ્રણાલીની પ્રકૃતિમાં વધુ આંતરદૃષ્ટિ આપી શકે છે. અન્ય ગ્રહણ દ્વિસંગી બીટા લાયરા છે, જે લાયરા નક્ષત્રમાં અર્ધ-અલગ દ્વિસંગી તારામંડળ છે. અન્ય રસપ્રદ દ્વિસંગી નક્ષત્રોમાં 61 સિગની (સિગ્નસ નક્ષત્રમાં દ્વિસંગી, બે કે વર્ગ (નારંગી) મુખ્ય અનુક્રમ તારાઓથી બનેલો, 61 સિગની એ અને 61 સિગની બી, જે તેની મોટી યોગ્ય ગતિ માટે જાણીતો છે), પ્રોસિઓન (કેનિસ માઇનોર નક્ષત્રમાં સૌથી તેજસ્વી તારો અને રાત્રિના સમયે આકાશમાં આઠમો તેજસ્વી તારો, જે અસ્પષ્ટ સફેદ દ્વિસંગી સાથી સાથે મુખ્ય તારાનો બનેલો દ્વિસંગી તારો છે), એસ. એસ. લેસર્ટે (ગ્રહણ કરતી દ્વિસંગી કે જેણે ગ્રહણ કરવાનું બંધ કરી દીધું), વી907 સ્કો (ગ્રહણ કરતી દ્વિસંગી કે જે બંધ થઈ ગઈ, ફરી શરૂ થઈ ગઈ, પછી ફરીથી બંધ થઈ ગઈ), બીજી જેમિનોરમ (ગ્રહણ કરતી દ્વિસંગી જે માનવામાં આવે છે) નો સમાવેશ થાય છે. બહુવિધ તારાઓના ઉદાહરણો બેથી વધુ તારાઓ ધરાવતી પ્રણાલીઓને બહુવિધ તારાઓ કહેવામાં આવે છે. આલ્ગોલ એ સૌથી વધુ જાણીતું ત્રિકોણ છે (લાંબા સમયથી દ્વિસંગી માનવામાં આવે છે), જે પર્સિયસ નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. પ્રણાલીના બે ઘટકો એકબીજાને ગ્રહણ કરે છે, એલ્ગોલની તીવ્રતામાં તફાવત સૌપ્રથમ 1670 માં જેમિનીઆનો મોન્ટાનારી દ્વારા નોંધવામાં આવ્યો હતો. આલ્ગોલ નામનો અર્થ "રાક્ષસ તારો" (અલ-ગુલમાંથી) થાય છે, જે કદાચ તેના વિશિષ્ટ વર્તનને કારણે આપવામાં આવ્યો હતો. અન્ય દૃશ્યમાન ત્રિભુજ આલ્ફા સેન્ટોરી છે, જે સેન્ટોરસના દક્ષિણ નક્ષત્રમાં છે, જે રાત્રિના આકાશમાં ત્રીજો સૌથી તેજસ્વી તારો ધરાવે છે, જેની સ્પષ્ટ દ્રશ્ય તીવ્રતા-0.01 છે. આ પ્રણાલી એ હકીકતને પણ રેખાંકિત કરે છે કે જો દ્વિસંગીને છૂટ આપવામાં આવે તો વસવાટયોગ્ય ગ્રહોની કોઈ શોધ પૂર્ણ થતી નથી. આલ્ફા સેન્ટોરી એ અને બી સૌથી નજીકના અભિગમ પર 11 એયુ અંતર ધરાવે છે, અને બંનેમાં સ્થિર વસવાટયોગ્ય ઝોન હોવા જોઈએ. ત્રિકોણોની બહારની પ્રણાલીઓના ઉદાહરણો પણ છેઃ કેસ્ટર એક સેક્સ્ટુપલ સ્ટાર સિસ્ટમ છે, જે મિથુન નક્ષત્રમાં બીજો સૌથી તેજસ્વી તારો છે અને રાત્રિના આકાશમાં સૌથી તેજસ્વી તારાઓમાંનો એક છે. ખગોળીય રીતે, કેસ્ટર 1719 માં દ્રશ્ય દ્વિસંગી હોવાનું જાણવા મળ્યું હતું. કેસ્ટરના દરેક ઘટકો પોતે એક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી છે. કેસ્ટરમાં એક મંદ અને વ્યાપક રીતે અલગ થયેલ સાથી પણ હોય છે, જે એક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી પણ છે. ઉર્સા મેજરિસમાં અલ્કોર-મિઝાર દ્રશ્ય દ્વિસંગીમાં પણ છ તારાઓનો સમાવેશ થાય છેઃ ચારમાં મિઝાર અને બેમાં અલ્કોરનો સમાવેશ થાય છે. 104 એક્વેરી, સંભવિત દ્વિસંગી 107 એક્વેરી, "ડબલ સ્ટાર", પૃથ્વીથી આશરે 240 પ્રકાશ વર્ષ દૂર બીટા સેન્ટાઉરી દ્વિસંગી બ્લેક હોલ દ્વિસંગી બદામી દ્વિસંગી ગ્રહ દ્વિસંગી તારામંડળની આવાસો એચડી 30453, ત્રીજા ઘટક સાથે સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક દ્વિસંગી હિલ્સ મિકેનિઝમ હાર્ટબીટ સ્ટાર, દ્વિસંગી તારામંડળની એક પ્રકારની રોટેશનલ બ્રાઉનિયન ગતિ (ખગોળશાસ્ત્ર) સામાન્ય સાપેક્ષતામાં બે-શરીરની સમસ્યા નોંધો અને સંદર્ભો બાહ્ય કડીઓ આઇએયુ કમિશન જી1: દ્વિસંગી અને બહુવિધ તારામંડળો શોખીનો માટે શ્રેષ્ઠ દ્રશ્ય દ્વિસંગીઓની સૂચિ, ભ્રમણકક્ષાના તત્વો સાથે ચિત્રો અને દ્વિસંગીના સમાચારો Hubblesite.org ચંદ્ર એક્સ-રે ઓબ્ઝર્વેટરી પસંદ કરેલા દ્રશ્ય ડબલ તારાઓ અને તેમના સંબંધિત સ્થિતિ