Binary star
பைனரி நட்சத்திரம் அல்லது பைனரி நட்சத்திர அமைப்பு என்பது ஈர்ப்பு விசையால் பிணைக்கப்பட்டு ஒருவருக்கொருவர் சுற்றுப்பாதையில் இருக்கும் இரண்டு நட்சத்திரங்களின் அமைப்பாகும். இரவு வானத்தில் உள்ள பைனரி நட்சத்திரங்கள், வெறும் கண்ணுக்கு ஒரு பொருளாகக் காணப்படுகின்றன, அவை பெரும்பாலும் ஒரு தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்தி தனித்தனி நட்சத்திரங்களாகத் தீர்க்கப்படுகின்றன, இந்த விஷயத்தில் அவை காட்சி பைனரிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. பல காட்சி பைனரிகள் பல நூற்றாண்டுகள் அல்லது ஆயிரம் ஆண்டுகளின் நீண்ட சுற்றுப்பாதைக் காலங்களைக் கொண்டுள்ளன, எனவே அவை நிச்சயமற்ற அல்லது மோசமாக அறியப்பட்ட சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன. ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபி (ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகள்) அல்லது ஆஸ்ட்ரோமெட்ரி (ஆஸ்ட்ரோமெட்ரிக் பைனரிகள்) போன்ற மறைமுக நுட்பங்களாலும் அவை கண்டறியப்படலாம். ஒரு பைனரி நட்சத்திரம் நமது பார்வைக் கோடு வழியாக ஒரு விமானத்தில் சுற்றுப்பாதையில் இருந்தால், அதன் கூறுகள் கிரகணம் செய்து ஒருவருக்கொருவர் கடந்து செல்லும்; இந்த ஜோடிகள் கிரகணம் பைனரிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன, அல்லது, அவை சுற்றுப்பாதையில் பிரகாசத்தை மாற்றும் பிற பைனரிகளுடன் சேர்ந்து, ஃபோட்டோமெட்ரிக் பைனரிகள். பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகளில் உள்ள கூறுகள் போதுமான நெருக்கமாக இருந்தால் அவை ஈர்ப்பு விசையால் அவற்றின் பரஸ்பர வெளிப்புற விண்மீன் வளிமண்டலங்களை சிதைக்கலாம். சில சந்தர்ப்பங்களில், இந்த நெருக்கமான பைனரி அமைப்புகள் வெகுஜனத்தை பரிமாறிக்கொள்ளலாம், இது அவற்றின் பரிணாமத்தை ஒற்றை நட்சத்திரங்கள் அடைய முடியாத நிலைகளுக்கு கொண்டு வரக்கூடும். பைனரிகளின் எடுத்துக்காட்டுகள் சிரியஸ் மற்றும் சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 (சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 நன்கு அறியப்பட்ட கருந்துளை) ஆகும். பைனரி நட்சத்திரங்கள் பல கிரக நெபுலாவின் கருக்களாகவும் பொதுவானவை, மேலும் அவை நோவா மற்றும் வகை ஐஏ சூப்பர்நோவா ஆகிய இரண்டின் மூதாதையர்களாகும். கண்டுபிடிப்பு இரட்டை நட்சத்திரங்கள், ஒருவருக்கொருவர் நெருக்கமாக தோன்றும் ஒரு ஜோடி நட்சத்திரங்கள், தொலைநோக்கி கண்டுபிடிக்கப்பட்டதிலிருந்து காணப்படுகின்றன. ஆரம்பகால உதாரணங்களில் மிஸார் மற்றும் அக்ரக்ஸ் அடங்கும். பிக் டிப்பர் (உர்சா மேஜர்) இல் உள்ள மிஸார், 1650 ஆம் ஆண்டில் ஜியோவானி பாட்டிஸ்டா ரிச்சியோலியால் (அநேகமாக இதற்கு முன்பு பெனெடெட்டோ காஸ்டெல்லி மற்றும் கலிலியோ ஆகியோரால்) இரட்டிப்பாகக் காணப்பட்டது. தெற்கு சிலுவையில் உள்ள பிரகாசமான தெற்கு நட்சத்திரமான அக்ரக்ஸ், 1685 ஆம் ஆண்டில் தந்தை ஃபோன்டெனேயால் இரட்டை என்று கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. ஜோடிகளில் உள்ள நட்சத்திரங்கள் வெறும் ஒளியியல் சீரமைப்புகளை விட அதிகமாக இருந்தன என்பதற்கான சான்றுகள் 1767 ஆம் ஆண்டில் ஆங்கில இயற்கை தத்துவஞானியும் மதகுருவுமான ஜான் மைக்கேல், நட்சத்திரங்களைப் பற்றிய ஆய்வுக்கு புள்ளிவிவரங்களின் கணிதத்தைப் பயன்படுத்திய முதல் நபராக ஆனார், ஒரு காகிதத்தில் பல நட்சத்திரங்கள் ஜோடியாகவோ அல்லது குழுக்களாகவோ நிகழ்கின்றன என்பதை நிரூபித்தது. அவர் தனது விசாரணையில் பிளேயட்ஸ் கிளஸ்டர் மீது கவனம் செலுத்தினார், மேலும் இவ்வளவு நெருக்கமான நட்சத்திரக் குழுவைக் கண்டுபிடிப்பதற்கான சாத்தியக்கூறுகள் அரை மில்லியனில் ஒன்று என்று கணக்கிட்டார். இந்த இரட்டை அல்லது பல நட்சத்திர அமைப்புகளில் உள்ள நட்சத்திரங்கள் ஈர்ப்பு விசை மூலம் ஒருவருக்கொருவர் இழுக்கப்படலாம் என்று அவர் முடிவு செய்தார், இதனால் பைனரி நட்சத்திரங்கள் மற்றும் நட்சத்திரக் கொத்துகள் இருப்பதற்கான முதல் ஆதாரத்தை வழங்குகிறது. வில்லியம் ஹெர்ஷல் 1779 ஆம் ஆண்டில் இரட்டை நட்சத்திரங்களைக் கவனிக்கத் தொடங்கினார், தொலைதூர நட்சத்திரத்துடன் ஜோடியாக ஒரு அருகிலுள்ள நட்சத்திரத்தைக் கண்டுபிடிப்பார் என்ற நம்பிக்கையில், பூமி சூரியனைச் சுற்றி வரும்போது அருகிலுள்ள நட்சத்திரத்தின் மாறிவரும் நிலையை அளவிட முடியும் (அதன் சமநிலையை அளவிடுகிறது), இது அருகிலுள்ள நட்சத்திரத்திற்கான தூரத்தை கணக்கிட அனுமதிக்கிறது. அவர் விரைவில் சுமார் 700 இரட்டை நட்சத்திரங்களின் பட்டியல்களை வெளியிடுவார். 1803 வாக்கில், 25 ஆண்டுகளில் பல இரட்டை நட்சத்திரங்களில் ஒப்பீட்டு நிலைகளில் ஏற்படும் மாற்றங்களை அவர் கவனித்தார், மேலும் அவை இணையான மாற்றங்களைக் காண்பிப்பதற்குப் பதிலாக, பைனரி அமைப்புகளில் ஒருவருக்கொருவர் சுற்றுவது போல் தோன்றியது என்று முடிவு செய்தார்; பைனரி நட்சத்திரத்தின் முதல் சுற்றுப்பாதை 1827 இல் கணக்கிடப்பட்டது, ஃபெலிக்ஸ் சவாரி ஜி உர்சே மேஜரின் சுற்றுப்பாதையை கணக்கிடும்போது. பல ஆண்டுகளாக, இன்னும் பல இரட்டை நட்சத்திரங்கள் பட்டியலிடப்பட்டு அளவிடப்பட்டுள்ளன. ஜூன் 2017 நிலவரப்படி, யுனைடெட் ஸ்டேட்ஸ் கடற்படை ஆய்வகத்தால் தொகுக்கப்பட்ட காட்சி இரட்டை நட்சத்திரங்களின் தரவுத்தளமான வாஷிங்டன் டபுள் ஸ்டார் கேட்டலாக், ஆப்டிகல் டபுள்ஸ் மற்றும் பைனரி நட்சத்திரங்கள் உட்பட 100,000 ஜோடி இரட்டை நட்சத்திரங்களைக் கொண்டுள்ளது. இந்த இரட்டை நட்சத்திரங்களில் சில ஆயிரங்களுக்கு மட்டுமே சுற்றுப்பாதைகள் அறியப்படுகின்றன. பைனரி என்ற சொல் முதன்முதலில் 1802 ஆம் ஆண்டில் சர் வில்லியம் ஹெர்ஷல் என்பவரால் இந்த சூழலில் பயன்படுத்தப்பட்டது, அவர் இவ்வாறு எழுதினார்ஃ நவீன வரையறையின்படி, பைனரி நட்சத்திரம் என்ற சொல் பொதுவாக ஒரு பொதுவான வெகுஜன மையத்தைச் சுற்றி வரும் ஜோடி நட்சத்திரங்களுக்கு மட்டுப்படுத்தப்பட்டுள்ளது. தொலைநோக்கி அல்லது இன்டர்ஃபெரோமெட்ரிக் முறைகள் மூலம் தீர்க்கக்கூடிய பைனரி நட்சத்திரங்கள் காட்சி பைனரிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அறியப்பட்ட பெரும்பாலான காட்சி பைனரி நட்சத்திரங்களுக்கு ஒரு முழு சுழற்சி இன்னும் காணப்படவில்லை; மாறாக, அவை ஒரு வளைந்த பாதை அல்லது ஒரு பகுதி வளைவு வழியாக பயணித்திருப்பதைக் காணலாம். மிகவும் பொதுவான சொல் இரட்டை நட்சத்திரம் வானத்தில் ஒன்றாக நெருக்கமாக இருக்கும் நட்சத்திரங்களின் ஜோடிகளுக்கு பயன்படுத்தப்படுகிறது. இந்த வேறுபாடு ஆங்கிலம் தவிர வேறு மொழிகளில் அரிதாகவே செய்யப்படுகிறது. இரட்டை நட்சத்திரங்கள் பைனரி அமைப்புகளாக இருக்கலாம் அல்லது வானத்தில் ஒன்றாகத் தோன்றும் இரண்டு நட்சத்திரங்களாக இருக்கலாம், ஆனால் சூரியனில் இருந்து மிகவும் மாறுபட்ட உண்மையான தூரங்களைக் கொண்டிருக்கலாம். பிந்தையவை ஒளியியல் இரட்டையர்கள் அல்லது ஒளியியல் ஜோடிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அவதானிப்பு முறைகள் பைனரி நட்சத்திரங்கள் அவை கவனிக்கப்படும் விதத்தின்படி நான்கு வகைகளாக வகைப்படுத்தப்படுகின்றனஃ பார்வை மூலம், அவதானிப்பு மூலம்; நிறமாலை ரீதியாக, நிறமாலை கோடுகளில் அவ்வப்போது ஏற்படும் மாற்றங்களால்; ஒளி அளவீட்டில், கிரகணத்தால் ஏற்படும் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களால்; அல்லது வானியற்பியல் ரீதியாக, காணப்படாத கூட்டாளியால் ஏற்படும் ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிலையில் ஏற்படும் விலகலை அளவிடுவதன் மூலம். எந்த பைனரி நட்சத்திரமும் இந்த வகுப்புகளில் பலவற்றைச் சேர்ந்ததாக இருக்கலாம்; எடுத்துக்காட்டாக, பல ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகளும் கிரகணம் செய்யும் பைனரிகள் ஆகும். ஒரு காட்சி பைனரி நட்சத்திரம் என்பது ஒரு பைனரி நட்சத்திரமாகும், இதற்காக இரண்டு கூறுகளுக்கு இடையிலான கோணப் பிரிப்பு ஒரு தொலைநோக்கியில் இரட்டை நட்சத்திரமாக அல்லது அதிக சக்திவாய்ந்த தொலைநோக்கிகளாக கூட பார்க்க அனுமதிக்கும் அளவுக்கு பெரியது. தொலைநோக்கியின் கோணத் தீர்மானம் காட்சி பைனரிகளைக் கண்டறிவதில் ஒரு முக்கிய காரணியாகும், மேலும் பைனரி நட்சத்திர அவதானிப்புகளுக்கு சிறந்த கோணத் தீர்மானங்கள் பயன்படுத்தப்படுவதால், அதிக எண்ணிக்கையிலான காட்சி பைனரிகள் கண்டறியப்படும். இரண்டு நட்சத்திரங்களின் ஒப்பீட்டு பிரகாசமும் ஒரு முக்கியமான காரணியாகும், ஏனெனில் ஒரு பிரகாசமான நட்சத்திரத்தின் ஒளி ஒரு மங்கலான கூறுகளின் இருப்பைக் கண்டறிவது கடினம். ஒரு காட்சி பைனரியின் பிரகாசமான நட்சத்திரம் முதன்மை நட்சத்திரமாகும், மேலும் மங்கலானது இரண்டாம் நிலை நட்சத்திரமாக கருதப்படுகிறது. சில வெளியீடுகளில் (குறிப்பாக பழையவற்றில்), ஒரு மங்கலான இரண்டாம் நிலை வருகிறது (பன்மை கொமைட்டுகள்; துணை) என்று அழைக்கப்படுகிறது. நட்சத்திரங்கள் ஒரே பிரகாசமாக இருந்தால், முதன்மைக்கான கண்டுபிடிப்பாளர் பெயர் வழக்கமாக ஏற்றுக்கொள்ளப்படுகிறது. இரண்டு நட்சத்திரங்களுக்கிடையிலான கோண தூரத்துடன் முதன்மையானதைப் பொறுத்து இரண்டாம் நிலை நிலை கோணம் அளவிடப்படுகிறது. கண்காணிப்பு நேரமும் பதிவு செய்யப்படுகிறது. ஒரு குறிப்பிட்ட காலப்பகுதியில் போதுமான எண்ணிக்கையிலான அவதானிப்புகள் பதிவு செய்யப்பட்ட பிறகு, அவை தோற்றத்தில் உள்ள முதன்மை நட்சத்திரத்துடன் துருவ ஆயத்தொகுப்புகளில் திட்டமிடப்படுகின்றன, மேலும் கெப்லேரியன் பகுதிகளின் விதி திருப்தி அடையும் வகையில் இந்த புள்ளிகள் வழியாக மிகவும் சாத்தியமான நீள்வட்டமானது வரையப்படுகிறது. இந்த நீள்வட்டமானது வெளிப்படையான நீள்வட்டமாக அழைக்கப்படுகிறது, மேலும் இது வானத்தின் தளத்தில் உள்ள முதன்மைப் பகுதியைப் பொறுத்தவரை இரண்டாம் நிலையின் உண்மையான நீள்வட்ட சுற்றுப்பாதையின் திட்டமாகும். இந்த திட்டமிடப்பட்ட நீள்வட்டத்திலிருந்து சுற்றுப்பாதையின் முழுமையான கூறுகள் கணக்கிடப்படலாம், அங்கு விண்மீன் முடக்கு, எனவே அமைப்பின் தூரம் அறியப்படாவிட்டால் அரை-பெரிய அச்சை கோண அலகுகளில் மட்டுமே வெளிப்படுத்த முடியும். ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகள் சில நேரங்களில், பைனரி நட்சத்திரத்தின் ஒரே ஆதாரம் அதன் உமிழப்பட்ட ஒளியில் டாப்ளர் விளைவிலிருந்து வருகிறது. இந்த சந்தர்ப்பங்களில், பைனரி ஒரு ஜோடி நட்சத்திரங்களைக் கொண்டுள்ளது, அங்கு ஒவ்வொரு நட்சத்திரத்திலிருந்தும் வெளிப்படும் ஒளியில் உள்ள நிறமாலை கோடுகள் முதலில் நீல நிறத்தை நோக்கி, பின்னர் சிவப்பு நிறத்தை நோக்கி, ஒவ்வொன்றும் முதலில் நம்மை நோக்கி நகரும்போது, பின்னர் நம்மிடமிருந்து விலகி, அவற்றின் பொதுவான வெகுஜன மையத்தைப் பற்றிய இயக்கத்தின் போது, அவற்றின் பொதுவான சுற்றுப்பாதையின் காலத்துடன். இந்த அமைப்புகளில், நட்சத்திரங்களுக்கிடையேயான பிரிப்பு பொதுவாக மிகவும் சிறியதாகவும், சுற்றுப்பாதை வேகம் மிக அதிகமாகவும் இருக்கும். சுற்றுப்பாதையின் தளம் பார்வைக் கோட்டிற்கு செங்குத்தாக இல்லாவிட்டால், சுற்றுப்பாதை வேகங்கள் பார்வைக் கோட்டில் கூறுகளைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் அமைப்பின் கவனிக்கப்பட்ட ரேடியல் திசைவேகம் அவ்வப்போது மாறுபடும். ரேடியல் வேகத்தை ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோமீட்டர் மூலம் நட்சத்திரங்களின் நிறமாலை கோடுகளின் டாப்ளர் மாற்றத்தைக் கவனிப்பதன் மூலம் அளவிட முடியும் என்பதால், இந்த முறையில் கண்டறியப்பட்ட பைனரிகள் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. இவற்றில் பெரும்பாலானவற்றை ஒரு காட்சி பைனரியாக தீர்க்க முடியாது, தற்போதுள்ள மிக உயர்ந்த தீர்க்கும் சக்தியின் தொலைநோக்கிகளுடன் கூட. சில ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகளில், இரு நட்சத்திரங்களிலிருந்தும் நிறமாலை கோடுகள் காணப்படுகின்றன, மேலும் கோடுகள் மாறி மாறி இரட்டை மற்றும் ஒற்றை. இத்தகைய அமைப்பு இரட்டை-வரிசை ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரி என்று அழைக்கப்படுகிறது (பெரும்பாலும் "SB2" என்று குறிக்கப்படுகிறது). மற்ற அமைப்புகளில், ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறமாலை மட்டுமே காணப்படுகிறது, மேலும் நிறமாலையில் உள்ள கோடுகள் அவ்வப்போது நீல நிறத்தை நோக்கி மாறுகின்றன, பின்னர் சிவப்பு நிறத்தை நோக்கி மீண்டும் திரும்புகின்றன. இத்தகைய நட்சத்திரங்கள் ஒற்றை-வரிசை ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகள் ("SB1") என்று அழைக்கப்படுகின்றன. ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரியின் சுற்றுப்பாதை அமைப்பின் ஒன்று அல்லது இரண்டு கூறுகளின் ரேடியல் வேகத்தின் நீண்ட தொடர் அவதானிப்புகளைச் செய்வதன் மூலம் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. அவதானிப்புகள் நேரத்திற்கு எதிராக திட்டமிடப்படுகின்றன, இதன் விளைவாக வரும் வளைவிலிருந்து ஒரு காலம் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. சுற்றுப்பாதை வட்டமாக இருந்தால், வளைவு ஒரு சைன் வளைவு ஆகும். சுற்றுப்பாதை நீள்வட்டமாக இருந்தால், வளைவின் வடிவம் நீள்வட்டத்தின் விசித்திரத்தன்மை மற்றும் பார்வைக் கோட்டைக் குறிக்கும் முக்கிய அச்சின் நோக்குநிலையைப் பொறுத்தது. அரை முக்கிய அச்சு a மற்றும் சுற்றுப்பாதை தளத்தின் சாய்வு ஆகியவற்றை தனித்தனியாக தீர்மானிக்க முடியாது. இருப்பினும், அரை-பெரிய அச்சு மற்றும் சாய்வின் சைன் ஆகியவற்றின் பெருக்கல் (அதாவது) நேரியல் அலகுகளில் நேரடியாக தீர்மானிக்கப்படலாம் (எ. கா. கிலோமீட்டர்). கிரகணம் பைனரிகளைப் போலவே, a அல்லது i ஐ வேறு வழிகளால் தீர்மானிக்க முடிந்தால், சுற்றுப்பாதைக்கு ஒரு முழுமையான தீர்வைக் காணலாம். காட்சி மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகளாக இருக்கும் பைனரி நட்சத்திரங்கள் அரிதானவை மற்றும் கண்டுபிடிக்கப்படும்போது தகவல்களின் மதிப்புமிக்க ஆதாரமாக உள்ளன. சுமார் 40 பேர் அறியப்படுகிறார்கள். காட்சி பைனரி நட்சத்திரங்கள் பெரும்பாலும் பெரிய உண்மையான பிரிவினைகளைக் கொண்டுள்ளன, தசாப்தங்கள் முதல் நூற்றாண்டுகள் வரை அளவிடப்படும் காலங்களுடன்; இதன் விளைவாக, அவை பொதுவாக ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் முறையில் அளவிட முடியாத அளவுக்கு சிறிய சுற்றுப்பாதை வேகத்தைக் கொண்டுள்ளன. மாறாக, ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரி நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் சுற்றுப்பாதைகளில் வேகமாக நகர்கின்றன, ஏனெனில் அவை ஒன்றோடொன்று நெருக்கமாக இருப்பதால், பொதுவாக காட்சி பைனரிகளாக கண்டறிய முடியாத அளவுக்கு நெருக்கமாக உள்ளன. காட்சி மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் ஆகிய இரண்டிலும் காணப்படும் பைனரிகள் பூமியுடன் ஒப்பீட்டளவில் நெருக்கமாக இருக்க வேண்டும். கிரகணம் செய்யும் பைனரி நட்சத்திரம் என்பது ஒரு பைனரி நட்சத்திர அமைப்பாகும், இதில் இரண்டு நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதை தளம் பார்வையாளரின் பார்வைக் கோட்டில் மிகவும் நெருக்கமாக இருப்பதால் கூறுகள் பரஸ்பர கிரகணங்களுக்கு உட்படுகின்றன. பைனரி ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரி மற்றும் அமைப்பின் பாரலாக்ஸ் அறியப்பட்ட விஷயத்தில், பைனரி விண்மீன் பகுப்பாய்விற்கு மிகவும் மதிப்புமிக்கது. பெர்சியஸ் விண்மீன் குழுவில் உள்ள மூன்று நட்சத்திர அமைப்பான அல்கோல், கிரகண பைனரியின் சிறந்த அறியப்பட்ட உதாரணத்தைக் கொண்டுள்ளது. கிரகணம் பைனரிகள் மாறுபட்ட நட்சத்திரங்கள், தனிப்பட்ட கூறுகளின் ஒளி மாறுபடுவதால் அல்ல, ஆனால் கிரகணங்கள் காரணமாக. ஒரு கிரகணம் பைனரியின் ஒளி வளைவு நடைமுறையில் நிலையான ஒளியின் காலங்களால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது, ஒரு நட்சத்திரம் மற்றொன்றுக்கு முன்னால் செல்லும்போது தீவிரத்தில் குறிப்பிட்ட கால வீழ்ச்சியுடன். சுற்றுப்பாதையின் போது பிரகாசம் இரண்டு முறை குறையக்கூடும், ஒரு முறை இரண்டாம் நிலை முதன்மைக்கு முன்னால் செல்லும் போது மற்றும் ஒரு முறை முதன்மை இரண்டாம் நிலைக்கு முன்னால் செல்லும் போது. இரண்டு கிரகணங்களில் ஆழமானது எந்த நட்சத்திரம் மறைக்கப்படுகிறது என்பதைப் பொருட்படுத்தாமல் முதன்மை என்று அழைக்கப்படுகிறது, மேலும் ஒரு ஆழமற்ற இரண்டாவது கிரகணமும் ஏற்பட்டால் அது இரண்டாம் கிரகணம் என்று அழைக்கப்படுகிறது. பிரகாச வீழ்ச்சியின் அளவு இரண்டு நட்சத்திரங்களின் ஒப்பீட்டு பிரகாசம், மறைந்திருக்கும் மறைக்கப்பட்ட நட்சத்திரத்தின் விகிதம் மற்றும் மேற்பரப்பு பிரகாசம் (அதாவது. நட்சத்திரங்களின் பயனுள்ள வெப்பநிலை). பொதுவாக வெப்பமான நட்சத்திரத்தின் மறைவு முதன்மை கிரகணத்தை ஏற்படுத்துகிறது. ஒரு கிரகணம் பைனரியின் சுற்றுப்பாதையின் காலத்தை அதன் ஒளி வளைவைப் பற்றிய ஆய்விலிருந்து தீர்மானிக்க முடியும், மேலும் தனிப்பட்ட நட்சத்திரங்களின் ஒப்பீட்டு அளவுகளை சுற்றுப்பாதையின் ஆரத்தின் அடிப்படையில் தீர்மானிக்க முடியும், அருகிலுள்ள நட்சத்திரத்தின் வட்டு மற்ற நட்சத்திரத்தின் வட்டு மீது சறுக்கும்போது பிரகாசம் எவ்வளவு விரைவாக மாறுகிறது என்பதைக் கவனிப்பதன் மூலம். இது ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரியாக இருந்தால், சுற்றுப்பாதை கூறுகளையும் தீர்மானிக்க முடியும், மேலும் நட்சத்திரங்களின் வெகுஜனத்தை ஒப்பீட்டளவில் எளிதாக தீர்மானிக்க முடியும், அதாவது இந்த விஷயத்தில் நட்சத்திரங்களின் ஒப்பீட்டு அடர்த்திகளை தீர்மானிக்க முடியும். சுமார் 1995 முதல், 8 மீட்டர் வகுப்பு தொலைநோக்கிகள் மூலம் விண்மீன் கிரகணம் பைனரிகளின் அடிப்படை அளவுருக்களை அளவிடுவது சாத்தியமாகிவிட்டது. இது வெளிப்புற விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தை நேரடியாக அளவிட அவற்றைப் பயன்படுத்துவதை சாத்தியமாக்குகிறது, இது நிலையான மெழுகுவர்த்திகளைப் பயன்படுத்துவதை விட மிகவும் துல்லியமானது. 2006 வாக்கில், அவை எல்எம்சி, எஸ்எம்சி, ஆண்ட்ரோமெடா விண்மீன் மண்டலம் மற்றும் முக்கோண விண்மீன் மண்டலத்திற்கு நேரடி தூர மதிப்பீடுகளை வழங்க பயன்படுத்தப்பட்டன. கிரகணம் பைனரிகள் விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தை மேம்படுத்தப்பட்ட 5 சதவீத துல்லியத்திற்கு அளவிட ஒரு நேரடி முறையை வழங்குகின்றன. ஃபோட்டோமெட்ரி மூலம் கண்டறியக்கூடிய புறக்கணிக்காத பைனரிகள் அருகிலுள்ள புறக்கணிக்காத பைனரிகள் மூலம் நட்சத்திரங்கள் ஒருவருக்கொருவர் மூன்று வழிகளில் எவ்வாறு பாதிக்கப்படுகின்றன என்பதைக் கவனிப்பதன் மூலம் ஃபோட்டோமெட்ரிக் ரீதியாகக் கண்டறிய முடியும். முதலாவது, நட்சத்திரங்கள் தங்கள் தோழரிடமிருந்து பிரதிபலிக்கும் கூடுதல் ஒளியைக் கவனிப்பதன் மூலம். இரண்டாவதாக, அவற்றின் தோழர்களால் நட்சத்திரத்தின் வடிவம் சிதைந்ததால் ஏற்படும் நீள்வட்ட ஒளி மாறுபாடுகளைக் கவனிப்பதன் மூலம். மூன்றாவது முறை என்னவென்றால், சார்பியல் ஒளிரும் நட்சத்திரங்களின் வெளிப்படையான அளவை எவ்வாறு பாதிக்கிறது என்பதைப் பார்ப்பது. இந்த முறைகளால் பைனரிகளைக் கண்டறிவதற்கு துல்லியமான ஃபோட்டோமெட்ரி தேவைப்படுகிறது. வானியற்பியல் பைனரிகள் வானியலாளர்கள் வெற்று இடத்தை சுற்றி வரும் சில நட்சத்திரங்களை கண்டுபிடித்துள்ளனர். ஆஸ்ட்ரோமெட்ரிக் பைனரிகள் ஒப்பீட்டளவில் அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்கள், அவை புலப்படும் துணை இல்லாமல், விண்வெளியில் ஒரு புள்ளியைச் சுற்றி அசைவதைக் காணலாம். சாதாரண பைனரிகளுக்கு பயன்படுத்தப்படும் அதே கணிதத்தை காணாமல் போன தோழரின் வெகுஜனத்தை ஊகிக்க பயன்படுத்தலாம். துணை மிகவும் மங்கலாக இருக்கலாம், இதனால் அது தற்போது கண்டறிய முடியாதது அல்லது அதன் முதன்மை ஒளிரும் ஒளியால் மறைக்கப்பட்டுள்ளது, அல்லது இது சிறிய அல்லது மின்காந்த கதிர்வீச்சை வெளியிடும் ஒரு பொருளாக இருக்கலாம், எடுத்துக்காட்டாக ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம். புலப்படும் நட்சத்திரத்தின் நிலை கவனமாக அளவிடப்பட்டு, அதன் எதிரியின் ஈர்ப்பு விசை காரணமாக மாறுபடுவது கண்டறியப்படுகிறது. விண்மீனின் நிலை மேலும் தொலைதூர விண்மீன்களுடன் ஒப்பிடுகையில் மீண்டும் மீண்டும் அளவிடப்படுகிறது, பின்னர் நிலையின் குறிப்பிட்ட கால மாற்றங்களுக்கு சரிபார்க்கப்படுகிறது. பொதுவாக இந்த வகை அளவீட்டை அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்களில் மட்டுமே செய்ய முடியும், அதாவது 10 பார்செக்குகளுக்குள் உள்ளவை. அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்கள் பெரும்பாலும் ஒப்பீட்டளவில் அதிக சரியான இயக்கத்தைக் கொண்டுள்ளன, எனவே ஆஸ்ட்ரோமெட்ரிக் பைனரிகள் வானத்தின் குறுக்கே ஒரு தடுமாற்ற பாதையைப் பின்பற்றுவதாகத் தோன்றும். நட்சத்திரத்தின் நிலையில் கவனிக்கத்தக்க மாற்றத்தை ஏற்படுத்துவதற்கு துணை போதுமான அளவு பெரியதாக இருந்தால், அதன் இருப்பைக் கணக்கிட முடியும். போதுமான நீண்ட காலத்திற்கு புலப்படும் நட்சத்திரத்தின் இயக்கத்தின் துல்லியமான வானியற்பியல் அளவீடுகளிலிருந்து, துணை நட்சத்திரத்தின் நிறை மற்றும் அதன் சுற்றுப்பாதை காலம் பற்றிய தகவல்களை தீர்மானிக்க முடியும். துணையை காண முடியாவிட்டாலும், கெப்லரின் விதிகளைப் பயன்படுத்தி அவதானிப்புகளிலிருந்து அமைப்பின் பண்புகளை தீர்மானிக்க முடியும். பைனரிகளைக் கண்டறிவதற்கான இந்த முறை ஒரு நட்சத்திரத்தைச் சுற்றி வரும் சூரியனுக்கு அப்பாற்பட்ட கிரகங்களைக் கண்டறியவும் பயன்படுத்தப்படுகிறது. இருப்பினும், வெகுஜன விகிதத்தில் பெரும் வேறுபாடு மற்றும் பொதுவாக கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதையின் நீண்ட காலம் காரணமாக இந்த அளவீட்டைச் செய்வதற்கான தேவைகள் மிகவும் துல்லியமானவை. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிலை மாற்றங்களைக் கண்டறிவது மிகவும் துல்லியமான அறிவியலாகும், மேலும் தேவையான துல்லியத்தை அடைவது கடினம். விண்வெளி தொலைநோக்கிகள் பூமியின் வளிமண்டலத்தின் மங்கலான விளைவைத் தவிர்க்கலாம், இதன் விளைவாக மிகவும் துல்லியமான தீர்மானம் கிடைக்கும். அமைப்பின் அமைப்பு மற்றொரு வகைப்பாடு நட்சத்திரங்களுக்கு இடையிலான தூரத்தை அடிப்படையாகக் கொண்டது, அவற்றின் அளவுகளுடன் ஒப்பிடுகையில்ஃ பிரிக்கப்பட்ட பைனரிகள் பைனரி நட்சத்திரங்கள், அங்கு ஒவ்வொரு கூறுகளும் அதன் ரோச் லோபுக்குள் உள்ளன, அதாவது. நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு விசை மற்ற கூறுகளை விட பெரியதாக இருக்கும் பகுதி. முக்கிய வரிசையில் நட்சத்திரங்கள் ஒருவருக்கொருவர் பெரிய தாக்கத்தை ஏற்படுத்தாது, அடிப்படையில் தனித்தனியாக உருவாகின்றன. பெரும்பாலான பைனரிகள் இந்த வகுப்பைச் சேர்ந்தவை. அரை பிரிக்கப்பட்ட பைனரி நட்சத்திரங்கள் பைனரி நட்சத்திரங்களாகும், அங்கு கூறுகளில் ஒன்று பைனரி நட்சத்திரத்தின் ரோச் லோப்பை நிரப்புகிறது, மற்றொன்று இல்லை. ரோச்-லோப்-நிரப்புதல் கூறுகளின் (நன்கொடையாளர்) மேற்பரப்பில் இருந்து வாயு மற்றொரு, சேர்க்கும் நட்சத்திரத்திற்கு மாற்றப்படுகிறது. வெகுஜன பரிமாற்றம் அமைப்பின் பரிணாம வளர்ச்சியில் ஆதிக்கம் செலுத்துகிறது. பல சந்தர்ப்பங்களில், உட்செலுத்தும் வாயு அக்ரெட்டரைச் சுற்றி ஒரு சேர்க்கை வட்டை உருவாக்குகிறது. ஒரு தொடர்பு பைனரி என்பது ஒரு வகை பைனரி நட்சத்திரமாகும், இதில் பைனரியின் இரண்டு கூறுகளும் அவற்றின் ரோச் லோப்களை நிரப்புகின்றன. விண்மீன் வளிமண்டலத்தின் மேற்பகுதி இரு நட்சத்திரங்களையும் சுற்றியுள்ள ஒரு பொதுவான உறையை உருவாக்குகிறது. உறையின் உராய்வு சுற்றுப்பாதை இயக்கத்தை உடைப்பதால், நட்சத்திரங்கள் இறுதியில் ஒன்றிணையக்கூடும். டபிள்யூ உர்சே மேஜ்ரிஸ் ஒரு எடுத்துக்காட்டு. பேரழிவு மாறிகள் மற்றும் எக்ஸ்ரே பைனரிகள் ஒரு பைனரி அமைப்பில் வெள்ளை குள்ளன், நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை போன்ற ஒரு சிறிய பொருள் இருக்கும்போது, மற்ற (நன்கொடையாளர்) நட்சத்திரத்திலிருந்து வரும் வாயு சிறிய பொருளின் மீது சேரலாம். இது ஈர்ப்பு ஆற்றலை வெளியிடுகிறது, இதனால் வாயு வெப்பமடைந்து கதிர்வீச்சை வெளியிடுகிறது. சிறிய பொருள் ஒரு வெள்ளை குள்ளமாக இருக்கும் பேரழிவு மாறுபடும் நட்சத்திரங்கள், அத்தகைய அமைப்புகளுக்கு எடுத்துக்காட்டுகளாகும். எக்ஸ்-ரே பைனரிகளில், சிறிய பொருள் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகவோ அல்லது கருந்துளையாகவோ இருக்கலாம். இந்த பைனரிகள் நன்கொடையாளர் நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்திற்கு ஏற்ப குறைந்த நிறை அல்லது அதிக நிறை என வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. உயர்-நிறை எக்ஸ்ரே பைனரிகள் ஒரு இளம், ஆரம்ப-வகை, உயர்-நிறை நன்கொடையாளர் நட்சத்திரத்தைக் கொண்டுள்ளன, இது அதன் விண்மீன் காற்று மூலம் வெகுஜனத்தை மாற்றுகிறது, அதே நேரத்தில் குறைந்த-நிறை எக்ஸ்ரே பைனரிகள் அரை பிரிக்கப்பட்ட பைனரிகள் ஆகும், இதில் தாமதமாக-வகை நன்கொடையாளர் நட்சத்திரத்திலிருந்து வாயு அல்லது ஒரு வெள்ளை குள்ளன் ரோச் லோபில் நிரம்பி நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளையை நோக்கி விழுகிறது. எக்ஸ்ரே பைனரியின் சிறந்த அறியப்பட்ட எடுத்துக்காட்டு உயர்-நிறை எக்ஸ்ரே பைனரி சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 ஆகும். சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 இல், காணப்படாத துணையின் நிறை சூரியனை விட ஒன்பது மடங்கு அதிகமாக இருக்கும் என்று மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது, இது ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அதிகபட்ச கோட்பாட்டு வெகுஜனத்திற்கான டோல்மேன்-ஓப்பன்ஹைமர்-வோல்காஃப் வரம்பை விட மிக அதிகமாக உள்ளது. எனவே இது ஒரு கருந்துளை என்று நம்பப்படுகிறது; இது பரவலாக நம்பப்பட்ட முதல் பொருள். சுற்றுப்பாதை காலம் சுற்றுப்பாதை காலங்கள் ஒரு மணி நேரத்திற்கும் குறைவாக இருக்கலாம் (ஏஎம் சிவிஎன் நட்சத்திரங்களுக்கு), அல்லது ஒரு சில நாட்கள் (பீட்டா லைரேவின் கூறுகள்), ஆனால் நூறாயிரக்கணக்கான ஆண்டுகள் (ஆல்பா சென்டாரி ஏபி சுற்றி ப்ராக்ஸிமா சென்டாரி). காலத்தின் மாறுபாடுகள் ஆப்பிள்கேட் பொறிமுறை சில கிரகணம் பைனரிகளில் காணப்படும் நீண்ட கால சுற்றுப்பாதை கால மாறுபாடுகளை விளக்குகிறது. ஒரு முக்கிய-வரிசை நட்சத்திரம் ஒரு செயல்பாட்டு சுழற்சியின் வழியாகச் செல்லும்போது, நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் கோண உந்தத்தின் விநியோகத்தை மாற்றும் காந்த முறுக்குக்கு உட்பட்டவை, இதன் விளைவாக நட்சத்திரத்தின் மறைவில் மாற்றம் ஏற்படுகிறது. பைனரி ஜோடியில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதை ஈர்ப்பு விசையுடன் அவற்றின் வடிவ மாற்றங்களுடன் இணைக்கப்பட்டுள்ளது, இதனால் காலம் செயல்பாட்டு சுழற்சிகளின் அதே நேர அளவில் (பொதுவாக தசாப்தங்களின் வரிசையில்) பண்பேற்றங்களைக் காட்டுகிறது (பொதுவாக ωP/P ~ 10−5 வரிசையில்). சில அல்கோல் பைனரிகளில் காணப்பட்ட மற்றொரு நிகழ்வு மோனோடோனிக் கால அதிகரிப்பு ஆகும். ஆப்பிள்கேட் பொறிமுறையால் விளக்கப்பட்ட மாற்றுக் கால அதிகரிப்பு மற்றும் குறைப்பு பற்றிய மிகவும் பொதுவான அவதானிப்புகளிலிருந்து இது மிகவும் வேறுபட்டது. மோனோடோனிக் கால அதிகரிப்புகள் வெகுஜன பரிமாற்றத்திற்கு காரணமாகின்றன, பொதுவாக (ஆனால் எப்போதும் அல்ல) குறைவான வெகுஜனத்திலிருந்து மிகப் பெரிய நட்சத்திர பெயர்கள் ஏ மற்றும் பி பைனரி நட்சத்திரங்களின் கூறுகள் அமைப்பின் பெயருடன் இணைக்கப்பட்ட ஏ மற்றும் பி பின்னொட்டுகளால் குறிக்கப்படுகின்றன, ஏ முதன்மை மற்றும் பி இரண்டாம் நிலை குறிக்கிறது. ஏபி பின்னொட்டு இந்த ஜோடியைக் குறிக்கப் பயன்படுத்தப்படலாம் (எடுத்துக்காட்டாக, பைனரி நட்சத்திரம் α சென்டாரி ஏபி என்பது α சென்டாரி ஏ மற்றும் α சென்டாரி பி ஆகிய நட்சத்திரங்களைக் கொண்டுள்ளது). சி, டி போன்ற கூடுதல் எழுத்துக்கள் இரண்டுக்கும் மேற்பட்ட நட்சத்திரங்களைக் கொண்ட அமைப்புகளுக்கு பயன்படுத்தப்படலாம். பைனரி நட்சத்திரம் ஒரு பேயர் பெயரைக் கொண்டிருப்பதற்கும், பரவலாக பிரிக்கப்பட்டிருப்பதற்கும் சந்தர்ப்பங்களில், இந்த ஜோடியின் உறுப்பினர்கள் சூப்பர்ஸ்கிரிப்ட்களுடன் நியமிக்கப்படலாம்; ஒரு எடுத்துக்காட்டு ஜீட்டா ரெடிகுலி, அதன் கூறுகள் ζ1 ரெடிகுலி மற்றும் ζ2 ரெடிகுலி ஆகும். கண்டுபிடிப்பாளர் பெயர்கள் இரட்டை நட்சத்திரங்களும் ஒரு குறியீட்டு எண்ணுடன் கண்டுபிடிப்பாளரைக் கொடுக்கும் சுருக்கத்தால் குறிப்பிடப்படுகின்றன. உதாரணமாக, α சென்டாரி 1689 ஆம் ஆண்டில் தந்தை ரிச்சாட் என்பவரால் இரட்டிப்பாகக் கண்டறியப்பட்டது, எனவே இது ஆர். எச். டி 1 என அழைக்கப்படுகிறது. இந்த கண்டுபிடிப்பாளர் குறியீடுகளை வாஷிங்டன் இரட்டை நட்சத்திர அட்டவணையில் காணலாம். சூடான மற்றும் குளிர் ஒரு பைனரி நட்சத்திர அமைப்பின் கூறுகள் அவற்றின் ஒப்பீட்டு வெப்பநிலையால் சூடான துணை மற்றும் குளிர்ந்த துணை என்று குறிப்பிடப்படலாம். எடுத்துக்காட்டுகள்ஃ அன்டாரெஸ் (ஆல்பா ஸ்கார்பி) என்பது இரும மண்டலத்தில் உள்ள ஒரு சிவப்பு சூப்பர்ஜான்ட் நட்சத்திரமாகும், இது ஒரு சூடான நீல பிரதான-வரிசை நட்சத்திரமான அன்டாரெஸ் பி. எனவே அன்டாரெஸ் பி குளிர்ந்த சூப்பர்ஜான்ட்டின் சூடான துணை என்று அழைக்கப்படலாம். சிம்பயாடிக் நட்சத்திரங்கள் ஒரு தாமதமான வகை மாபெரும் நட்சத்திரம் மற்றும் ஒரு சூடான துணை பொருள் ஆகியவற்றைக் கொண்ட பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகள் ஆகும். துணையின் இயல்பு எல்லா சந்தர்ப்பங்களிலும் நன்கு நிறுவப்படாததால், அது ஒரு "சூடான துணை" என்று அழைக்கப்படலாம். ஒளிரும் நீல மாறுபாடு ஈட்டா கரினே சமீபத்தில் ஒரு பைனரி நட்சத்திர அமைப்பு என்று தீர்மானிக்கப்பட்டுள்ளது. இரண்டாம் நிலை முதன்மையானதை விட அதிக வெப்பநிலையைக் கொண்டிருப்பதாகத் தோன்றுகிறது, எனவே இது "சூடான துணை" நட்சத்திரம் என்று விவரிக்கப்பட்டுள்ளது. இது ஒரு ஓநாய்-ரேயட் நட்சத்திரமாக இருக்கலாம். ஆர் அக்வாரி ஒரு நிறமாலையைக் காட்டுகிறது, இது ஒரே நேரத்தில் குளிர் மற்றும் சூடான கையொப்பத்தைக் காட்டுகிறது. இந்த கலவையானது ஒரு சிறிய, வெப்பமான தோழருடன் ஒரு குளிர்ந்த சிவப்பு சூப்பர்ஜெயிண்டின் விளைவாகும். பொருள் சூப்பர்ஜெயிண்டிலிருந்து சிறிய, அடர்த்தியான துணைக்கு பாய்கிறது. நாசாவின் கெப்ளர் பணி பைனரி நட்சத்திரங்களை கிரகணம் செய்வதற்கான எடுத்துக்காட்டுகளைக் கண்டறிந்துள்ளது, அங்கு இரண்டாம் நிலை வெப்பமான கூறு ஆகும். KOI-74b என்பது KOI-74 இன் 12,000 K வெள்ளை குள்ள துணை நட்சத்திரமாகும், இது 9,400 K ஆரம்பகால A-வகை பிரதான-வரிசை நட்சத்திரமாகும். KOI-81b என்பது KOI-81 () இன் 13,000 K வெள்ளை குள்ள நட்சத்திரமாகும், இது 10,000 K பி-வகை பிரதான வரிசை நட்சத்திரமாகும். பரிணாம உருவாக்கம் இரண்டு ஒற்றை நட்சத்திரங்களுக்கிடையேயான ஈர்ப்பு விசையைப் பிடிப்பதன் மூலம் சில பைனரிகளை உருவாக்குவது சாத்தியமற்றது அல்ல என்றாலும், அத்தகைய நிகழ்வின் மிகக் குறைந்த சாத்தியக்கூறுகளைக் கருத்தில் கொண்டு (மூன்று பொருள்கள் உண்மையில் தேவைப்படுகின்றன, ஏனெனில் ஆற்றலைப் பாதுகாப்பது ஒரு ஈர்ப்பு விசை மற்றொரு ஒன்றைப் பிடிப்பதை நிராகரிக்கிறது) மற்றும் தற்போது இருக்கும் அதிக எண்ணிக்கையிலான பைனரிகள், இது முதன்மை உருவாக்கம் செயல்முறையாக இருக்க முடியாது. முக்கிய வரிசையில் இன்னும் இல்லாத நட்சத்திரங்களைக் கொண்ட பைனரிகளின் அவதானிப்பு, நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் போது பைனரிகள் உருவாகின்றன என்ற கோட்பாட்டை ஆதரிக்கிறது. புரோட்டோஸ்டார்கள் உருவாகும் போது மூலக்கூறு மேகத்தின் துண்டுப்பிரசுரம் ஒரு பைனரி அல்லது பல நட்சத்திர அமைப்பு உருவாவதற்கு ஏற்றுக்கொள்ளக்கூடிய விளக்கமாகும். மூன்று நட்சத்திரங்கள் ஒப்பிடக்கூடிய வெகுஜனத்தைக் கொண்ட மூன்று உடல் சிக்கலின் விளைவு என்னவென்றால், இறுதியில் மூன்று நட்சத்திரங்களில் ஒன்று அமைப்பிலிருந்து வெளியேற்றப்படும், மேலும் குறிப்பிடத்தக்க கூடுதல் இடையூறுகள் எதுவும் இல்லை என்று கருதி, மீதமுள்ள இரண்டு நிலையான பைனரி அமைப்பை உருவாக்கும். வெகுஜன பரிமாற்றம் மற்றும் அதிகரிப்பு ஒரு முக்கிய-வரிசை நட்சத்திரம் அதன் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது அளவு அதிகரிக்கும் போது, அது ஒரு கட்டத்தில் அதன் ரோச் மடலை விட அதிகமாக இருக்கலாம், அதாவது அதன் சில பொருட்கள் அதன் துணை நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு விசை அதன் சொந்தத்தை விட பெரியதாக இருக்கும் ஒரு பகுதிக்குள் நுழைகின்றன. இதன் விளைவாக, ரோச் லோப் ஓவர்ஃப்ளோ (ஆர். எல். ஓ. எஃப்) எனப்படும் ஒரு செயல்முறையின் மூலம் ஒரு நட்சத்திரத்திலிருந்து மற்றொரு நட்சத்திரத்திற்கு பொருள் மாற்றப்படும், இது நேரடி தாக்கத்தால் அல்லது ஒரு திரட்டல் வட்டு மூலம் உறிஞ்சப்படுகிறது. இந்த பரிமாற்றம் நிகழும் கணிதப் புள்ளி முதல் லாக்ராஞ்சியன் புள்ளி என்று அழைக்கப்படுகிறது. ஒரு பைனரி நட்சத்திரத்தின் பிரகாசமான (எனவே சில நேரங்களில் காணக்கூடிய ஒரே) உறுப்பு சேர்க்கை வட்டு என்பது வழக்கத்திற்கு மாறானது அல்ல. ஒரு நட்சத்திரம் அதன் ரோச் லோபுக்கு வெளியே மிக வேகமாக வளர்ந்தால், அனைத்து ஏராளமான பொருட்களும் மற்ற கூறுகளுக்கு மாற்றப்படுவதற்கு, பொருள் மற்ற லாக்ரேஞ்ச் புள்ளிகள் வழியாக அல்லது விண்மீன் காற்றாக அமைப்பை விட்டு வெளியேறக்கூடும், இதனால் இரண்டு கூறுகளுக்கும் திறம்பட இழக்கப்படலாம். ஒரு நட்சத்திரத்தின் பரிணாமம் அதன் வெகுஜனத்தால் தீர்மானிக்கப்படுவதால், இந்த செயல்முறை இரு தோழர்களின் பரிணாம வளர்ச்சியையும் பாதிக்கிறது, மேலும் ஒற்றை நட்சத்திரங்களால் அடைய முடியாத நிலைகளை உருவாக்குகிறது. கிரகணம் நிகழும் முப்பரிமாண அல்கோல் பற்றிய ஆய்வுகள் விண்மீன் பரிணாமக் கோட்பாட்டில் அல்கோல் முரண்பாட்டிற்கு வழிவகுத்தனஃ அதே நேரத்தில் ஒரு பைனரி நட்சத்திரத்தின் கூறுகள் உருவாகின்றன, மேலும் பெரிய நட்சத்திரங்கள் குறைவான பெரியவற்றை விட மிக வேகமாக உருவாகின்றன என்றாலும், அதிக பெரிய கூறு அல்கோல் ஏ இன்னும் முக்கிய வரிசையில் உள்ளது, அதே நேரத்தில் குறைவான பெரிய அல்கோல் பி பிற்கால பரிணாம கட்டத்தில் ஒரு துணைக்கோள் ஆகும். வெகுஜன பரிமாற்றத்தின் மூலம் முரண்பாட்டைத் தீர்க்க முடியும்ஃ மிகப் பெரிய நட்சத்திரம் ஒரு துணை நட்சத்திரமாக மாறியபோது, அது அதன் ரோச் மடலை நிரப்பியது, மேலும் வெகுஜனத்தின் பெரும்பகுதி மற்ற நட்சத்திரத்திற்கு மாற்றப்பட்டது, இது இன்னும் முக்கிய வரிசையில் உள்ளது. அல்கோல் போன்ற சில பைனரிகளில், ஒரு வாயு ஓட்டத்தை உண்மையில் காணலாம். ஓடுபாதைகள் மற்றும் புதியவை பரவலாக பிரிக்கப்பட்ட பைனரிகள் தங்கள் வாழ்நாளில் ஒருவருக்கொருவர் ஈர்ப்பு விசையை இழக்க நேரிடலாம், வெளிப்புற இடையூறுகளின் விளைவாக. கூறுகள் பின்னர் ஒற்றை நட்சத்திரங்களாக உருவாகும். இரண்டு பைனரி அமைப்புகளுக்கு இடையிலான நெருக்கமான மோதல் இரு அமைப்புகளிலும் ஈர்ப்பு விசைக்கு இடையூறு விளைவிக்கும், சில நட்சத்திரங்கள் அதிக வேகத்தில் வெளியேற்றப்பட்டு, ஓடிப்போன நட்சத்திரங்களுக்கு வழிவகுக்கும். ஒரு வெள்ளை குள்ளன் அதன் ரோச் லோபில் நிரம்பி வழியும் ஒரு நெருங்கிய துணை நட்சத்திரத்தைக் கொண்டிருந்தால், வெள்ளை குள்ளன் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற வளிமண்டலத்திலிருந்து வாயுக்களை சீராக சேர்க்கும். இவை வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பில் அதன் தீவிர ஈர்ப்பு விசையால் சுருக்கப்பட்டு, கூடுதல் பொருள் இழுக்கப்படுவதால் மிக அதிக வெப்பநிலையில் சுருக்கப்பட்டு வெப்பப்படுத்தப்படுகின்றன. வெள்ளை குள்ளன் சீரழிந்த பொருளைக் கொண்டுள்ளது, எனவே வெப்பத்திற்கு பெரும்பாலும் பதிலளிக்காது, அதே நேரத்தில் சேர்க்கப்பட்ட ஹைட்ரஜன் இல்லை. ஹைட்ரஜன் இணைவு சிஎன்ஓ சுழற்சியின் மூலம் மேற்பரப்பில் ஒரு நிலையான முறையில் நிகழலாம், இதனால் இந்த செயல்முறையால் விடுவிக்கப்பட்ட மகத்தான ஆற்றல் மீதமுள்ள வாயுக்களை வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பில் இருந்து தூக்கி எறிகிறது. இதன் விளைவாக நோவா என்று அழைக்கப்படும் ஒளியின் மிகவும் பிரகாசமான வெடிப்பு ஆகும். தீவிர நிகழ்வுகளில் இந்த நிகழ்வு வெள்ளை குள்ளன் சந்திரசேகர் வரம்பை மீறுவதற்கும், முழு நட்சத்திரத்தையும் அழிக்கும் ஒரு சூப்பர்நோவாவைத் தூண்டுவதற்கும் காரணமாக இருக்கலாம், இது ஓடுவதற்கான மற்றொரு சாத்தியமான காரணமாகும். அத்தகைய நிகழ்வுக்கு ஒரு எடுத்துக்காட்டு சூப்பர்நோவா எஸ்என் 1572 ஆகும், இது டைகோ பிராஹேவால் அவதானிக்கப்பட்டது. ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கி சமீபத்தில் இந்த நிகழ்வின் எச்சங்களின் படத்தை எடுத்தது. வானியற்பியல் பைனரிகள் வானியலாளர்களுக்கு தொலைதூர நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தை தீர்மானிக்க சிறந்த முறையை வழங்குகின்றன. அவற்றுக்கிடையேயான ஈர்ப்பு விசை இழுக்கப்படுவதால் அவை அவற்றின் பொதுவான வெகுஜன மையத்தைச் சுற்றி வருகின்றன. ஒரு காட்சி பைனரியின் சுற்றுப்பாதை வடிவத்திலிருந்து, அல்லது ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரியின் நிறமாலையின் நேர மாறுபாட்டிலிருந்து, அதன் நட்சத்திரங்களின் வெகுஜனத்தை தீர்மானிக்க முடியும், எடுத்துக்காட்டாக பைனரி வெகுஜன செயல்பாடு. இந்த வழியில், ஒரு நட்சத்திரத்தின் தோற்றத்திற்கும் (வெப்பநிலை மற்றும் ஆரம்) அதன் வெகுஜனத்திற்கும் இடையிலான உறவைக் காணலாம், இது பைனரிகள் அல்லாத வெகுஜனத்தை தீர்மானிக்க அனுமதிக்கிறது. பைனரி அமைப்புகளில் அதிக எண்ணிக்கையிலான நட்சத்திரங்கள் இருப்பதால், நட்சத்திரங்கள் உருவாகும் செயல்முறைகளைப் பற்றிய நமது புரிதலுக்கு பைனரிகள் குறிப்பாக முக்கியம். குறிப்பாக, பைனரியின் காலம் மற்றும் வெகுஜனங்கள் அமைப்பில் கோண உந்தத்தின் அளவைப் பற்றி நமக்குச் சொல்கின்றன. இயற்பியலில் இது ஒரு பாதுகாக்கப்பட்ட அளவு என்பதால், பைனரிகள் எந்த நிலைமைகளின் கீழ் நட்சத்திரங்கள் உருவாக்கப்பட்டன என்பது பற்றிய முக்கியமான தடயங்களை நமக்குத் தருகின்றன. பைனரி நட்சத்திரங்களில் வெகுஜன மையத்தைக் கணக்கிடுவது ஒரு எளிய பைனரி வழக்கில், முதல் நட்சத்திரத்தின் மையத்திலிருந்து வெகுஜன அல்லது பாரிசெண்டர் மையத்திற்கு r1 தூரம் இரண்டு நட்சத்திர மையங்களுக்கிடையேயான தூரம் மற்றும் m1 மற்றும் m2 ஆகியவை இரண்டு நட்சத்திரங்களின் வெகுஜனங்கள். ஒரு பொருளை மற்றொன்றைச் சுற்றியுள்ள சுற்றுப்பாதையின் அரை முக்கிய அச்சாக a எடுத்துக் கொள்ளப்பட்டால், r1 என்பது வெகுஜன மையத்தைச் சுற்றியுள்ள முதல் பொருளின் சுற்றுப்பாதையின் அரை முக்கிய அச்சாகும், மேலும் இது இரண்டாவது பொருளின் சுற்றுப்பாதையின் அரை முக்கிய அச்சாகும். வெகுஜன மையம் மிகப் பெரிய உடலுக்குள் அமைந்திருக்கும் போது, அந்த உடல் ஒரு தெளிவான சுற்றுப்பாதையைப் பின்பற்றுவதை விட தடுமாறுவதாகத் தோன்றுகிறது. சென்டர்-ஆஃப்-மாஸ் அனிமேஷன்கள் சிவப்பு குறுக்கு அமைப்பின் வெகுஜனத்தின் மையத்தைக் குறிக்கிறது. இந்த படங்கள் எந்த குறிப்பிட்ட உண்மையான அமைப்பையும் பிரதிநிதித்துவப்படுத்தவில்லை. ஆராய்ச்சி கண்டுபிடிப்புகள் பால்வீதியில் உள்ள நட்சத்திர அமைப்புகளில் சுமார் மூன்றில் ஒரு பங்கு பைனரி அல்லது பல, மீதமுள்ள மூன்றில் இரண்டு பங்கு ஒற்றை நட்சத்திரங்கள் என்று மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது. சாதாரண நட்சத்திரங்களின் ஒட்டுமொத்த பெருக்க அதிர்வெண் என்பது விண்மீன் வெகுஜனத்தின் சலிப்பான முறையில் அதிகரிக்கும் செயல்பாடாகும். அதாவது, ஒரு பைனரி அல்லது பல நட்சத்திர அமைப்பில் இருப்பதற்கான சாத்தியக்கூறுகள் கூறுகளின் நிறை அதிகரிக்கும் போது சீராக அதிகரிக்கிறது. ஒரு பைனரி நட்சத்திரத்தின் சுழற்சி காலத்திற்கும் அதன் சுற்றுப்பாதையின் விசித்திரத்திற்கும் இடையே ஒரு நேரடி தொடர்பு உள்ளது, குறுகிய கால அமைப்புகள் சிறிய விசித்திரத்தன்மையைக் கொண்டுள்ளன. பைனரி நட்சத்திரங்கள் எந்தவொரு கற்பனை செய்யக்கூடிய பிரிவினையுடனும் காணப்படலாம், அவை நடைமுறையில் ஒருவருக்கொருவர் தொடர்பில் இருக்கும் அளவுக்கு நெருக்கமாக சுற்றிவரும் ஜோடிகளிலிருந்து, அவற்றின் இணைப்பு விண்வெளியில் அவற்றின் பொதுவான சரியான இயக்கத்தால் மட்டுமே குறிக்கப்படும் அளவுக்கு தொலைவில் பிரிக்கப்பட்ட ஜோடிகள் வரை. ஈர்ப்பு விசையால் பிணைக்கப்பட்ட பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகளில், காலங்களின் பதிவு இயல்பான விநியோகம் என்று அழைக்கப்படுகிறது, இந்த அமைப்புகளில் பெரும்பாலானவை சுமார் 100 ஆண்டுகள் காலத்துடன் சுற்றுகின்றன. விண்மீன் உருவாவதன் போது பைனரி அமைப்புகள் உருவாகின்றன என்ற கோட்பாட்டிற்கு இது ஆதாரமாக உள்ளது. இரண்டு நட்சத்திரங்களும் சமமான பிரகாசத்தைக் கொண்ட ஜோடிகளில், அவை ஒரே நிறமாலை வகையைச் சேர்ந்தவை. பிரகாசங்கள் வேறுபட்டிருக்கும் அமைப்புகளில், பிரகாசமான நட்சத்திரம் ஒரு மாபெரும் நட்சத்திரமாக இருந்தால் மங்கலான நட்சத்திரம் நீல நிறமாகவும், பிரகாசமான நட்சத்திரம் முக்கிய வரிசையைச் சேர்ந்ததாக இருந்தால் சிவப்பு நிறமாகவும் இருக்கும். ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறையை அதன் ஈர்ப்பு விசையால் மட்டுமே நேரடியாக தீர்மானிக்க முடியும். ஈர்ப்பு லென்ஸ்களாக செயல்படும் சூரியன் மற்றும் நட்சத்திரங்களைத் தவிர, இது பைனரி மற்றும் பல நட்சத்திர அமைப்புகளில் மட்டுமே செய்ய முடியும், இது பைனரி நட்சத்திரங்களை ஒரு முக்கியமான வகை நட்சத்திரங்களாக ஆக்குகிறது. ஒரு காட்சி பைனரி நட்சத்திரத்தைப் பொறுத்தவரை, சுற்றுப்பாதை மற்றும் அமைப்பின் விண்மீன் முடக்கு தீர்மானிக்கப்பட்ட பிறகு, இரண்டு நட்சத்திரங்களின் ஒருங்கிணைந்த நிறை கெப்லேரியன் ஹார்மோனிக் சட்டத்தின் நேரடி பயன்பாட்டின் மூலம் பெறப்படலாம். துரதிர்ஷ்டவசமாக, ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரியின் முழுமையான சுற்றுப்பாதையை அது ஒரு காட்சி அல்லது கிரகண பைனரியாக இல்லாவிட்டால் பெற முடியாது, எனவே இந்த பொருட்களிலிருந்து வெகுஜனத்தின் கூட்டு தயாரிப்பு மற்றும் பார்வைக் கோட்டுடன் தொடர்புடைய சாய்வு கோணத்தின் சைன் ஆகியவற்றை மட்டுமே தீர்மானிக்க முடியும். ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரிகளாக இருக்கும் கிரகணம் பைனரிகளின் விஷயத்தில், அமைப்பின் இரு உறுப்பினர்களின் விவரக்குறிப்புகளுக்கும் (நிறை, அடர்த்தி, அளவு, ஒளிரும் தன்மை மற்றும் தோராயமான வடிவம்) ஒரு முழுமையான தீர்வை கண்டுபிடிக்க முடியும். பல பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகள் சூரியனுக்கு வெளியே உள்ள கிரகங்களை வைத்திருப்பது கண்டறியப்பட்டாலும், ஒற்றை நட்சத்திர அமைப்புகளுடன் ஒப்பிடும்போது இத்தகைய அமைப்புகள் ஒப்பீட்டளவில் அரிதானவை. கெப்ளர் விண்வெளி தொலைநோக்கியின் அவதானிப்புகள், சூரியனைப் போன்ற ஒரே வகையான பெரும்பாலான ஒற்றை நட்சத்திரங்கள் ஏராளமான கிரகங்களைக் கொண்டுள்ளன என்பதைக் காட்டுகின்றன, ஆனால் பைனரி நட்சத்திரங்களில் மூன்றில் ஒரு பங்கு மட்டுமே உள்ளன. கோட்பாட்டு உருவகப்படுத்துதல்களின்படி, பரவலாக பிரிக்கப்பட்ட பைனரி நட்சத்திரங்கள் கூட பெரும்பாலும் புரோட்டோபிளானெட்டுகள் உருவாகும் பாறை தானியங்களின் வட்டுகளை சீர்குலைக்கின்றன. மறுபுறம், பிற உருவகப்படுத்துதல்கள் ஒரு பைனரி துணை இருப்பது உண்மையில் புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டை "கிளறி" வைப்பதன் மூலம் நிலையான சுற்றுப்பாதை மண்டலங்களுக்குள் கிரகம் உருவாகும் விகிதத்தை மேம்படுத்த முடியும் என்று கூறுகின்றன. பல நட்சத்திர அமைப்புகளில் கிரகங்களைக் கண்டறிவது கூடுதல் தொழில்நுட்ப சிக்கல்களை அறிமுகப்படுத்துகிறது, அதனால்தான் அவை அரிதாகவே காணப்படுகின்றன. எடுத்துக்காட்டுகளில் வெள்ளை குள்ள-பல்சர் பைனரி பிஎஸ்ஆர் பி 1620-26, துணை-சிவப்பு குள்ள பைனரி காமா செஃபீ மற்றும் வெள்ளை குள்ள-சிவப்பு குள்ள பைனரி என்என் செர்பென்டிஸ் ஆகியவை அடங்கும். முன்பு அறியப்பட்ட பதினான்கு கிரக அமைப்புகளின் ஆய்வில் இந்த அமைப்புகளில் மூன்று பைனரி அமைப்புகளாக இருப்பதைக் கண்டறிந்தது. அனைத்து கிரகங்களும் முதன்மை நட்சத்திரத்தைச் சுற்றி எஸ்-வகை சுற்றுப்பாதைகளில் இருப்பது கண்டறியப்பட்டது. இந்த மூன்று நிகழ்வுகளிலும் இரண்டாம் நிலை நட்சத்திரம் முதன்மை நட்சத்திரத்தை விட மிகவும் மங்கலாக இருந்தது, எனவே முன்பு கண்டறியப்படவில்லை. இந்த கண்டுபிடிப்பின் விளைவாக கிரகம் மற்றும் முதன்மை நட்சத்திரம் ஆகிய இரண்டிற்கும் அளவுருக்களின் மறுபரிசீலனை ஏற்பட்டது. அறிவியல் புனைகதை பெரும்பாலும் பைனரி அல்லது முப்பரிமாண நட்சத்திரங்களின் கிரகங்களை ஒரு அமைப்பாகக் கொண்டுள்ளது, எடுத்துக்காட்டாக, ஸ்டார் வார்ஸிலிருந்து ஜார்ஜ் லூகாஸின் டாட்டூயின், மற்றும் ஒரு குறிப்பிடத்தக்க கதை, "நைட்ஃபால்", இதை ஆறு நட்சத்திர அமைப்புக்கு கூட அழைத்துச் செல்கிறது. உண்மையில், சில சுற்றுப்பாதை வரம்புகள் மாறும் காரணங்களுக்காக சாத்தியமற்றவை (கிரகம் அதன் சுற்றுப்பாதையிலிருந்து ஒப்பீட்டளவில் விரைவாக வெளியேற்றப்படும், இது அமைப்பிலிருந்து முழுவதுமாக வெளியேற்றப்படும் அல்லது மிகவும் உள் அல்லது வெளிப்புற சுற்றுப்பாதை வரம்பிற்கு மாற்றப்படும்), அதே நேரத்தில் மற்ற சுற்றுப்பாதைகள் சுற்றுப்பாதையின் வெவ்வேறு பகுதிகளில் மேற்பரப்பு வெப்பநிலையில் தீவிர மாறுபாடுகள் இருப்பதால் இறுதியில் உயிர்க்கோளங்களுக்கு கடுமையான சவால்களை முன்வைக்கின்றன. பைனரி அமைப்பில் ஒரு நட்சத்திரத்தை மட்டுமே சுற்றிவரும் கிரகங்கள் "எஸ்-வகை" சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன, அதேசமயம் இரண்டு நட்சத்திரங்களையும் சுற்றி வரும் கிரகங்கள் "பி-வகை" அல்லது "சுற்றுப்பாதை" சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன. பைனரி அமைப்புகளின் 50-60% நிலையான சுற்றுப்பாதை வரம்புகளுக்குள் வாழக்கூடிய நிலப்பரப்பு கிரகங்களை ஆதரிக்கும் திறன் கொண்டவை என்று மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது. எடுத்துக்காட்டுகள் கூறுகளுக்கு இடையிலான பெரிய தூரம், அதே போல் அவற்றின் நிற வேறுபாடு, அல்பிரியோவை எளிதில் கவனிக்கக்கூடிய காட்சி இருமைகளில் ஒன்றாக ஆக்குகிறது. சிக்னஸ் விண்மீன் குழுவில் மூன்றாவது பிரகாசமான நட்சத்திரமான பிரகாசமான உறுப்பினர், உண்மையில் ஒரு நெருக்கமான பைனரி ஆகும். சிக்னஸ் விண்மீன் குழுவில் சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 உள்ளது, இது ஒரு கருந்துளையாகக் கருதப்படும் எக்ஸ்-ரே மூலமாகும். இது ஒரு உயர்-நிறை எக்ஸ்-ரே பைனரி ஆகும், ஒளியியல் எதிர் ஒரு மாறி நட்சத்திரமாக உள்ளது. சிரியஸ் என்பது மற்றொரு பைனரி மற்றும் இரவு நேர வானத்தில் பிரகாசமான நட்சத்திரமாகும், இதன் காட்சி வெளிப்படையான அளவு-1.46 ஆகும். இது கேனிஸ் மேஜர் விண்மீன் குழுவில் அமைந்துள்ளது. 1844 ஆம் ஆண்டில் பிரெட்ரிக் பெசல் சிரியஸ் ஒரு பைனரி என்று அனுமானித்தார். 1862 ஆம் ஆண்டில் ஆல்வன் கிரஹாம் கிளார்க் துணை (சிரியஸ் பி; புலப்படும் நட்சத்திரம் சிரியஸ் ஏ) ஐக் கண்டுபிடித்தார். 1915 ஆம் ஆண்டில் மவுண்ட் வில்சன் ஆய்வகத்தின் வானியலாளர்கள் சிரியஸ் பி ஒரு வெள்ளை குள்ளன் என்று தீர்மானித்தனர், இது முதன்முதலில் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. 2005 ஆம் ஆண்டில், ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்தி, வானியலாளர்கள் சிரியஸ் பி விட்டம் கொண்டதாகவும், சூரியனின் 98 சதவீதம் நிறை கொண்டதாகவும் தீர்மானித்தனர். கிரகணம் நிகழும் பைனரிக்கு ஒரு எடுத்துக்காட்டு ஆரிகா விண்மீன் குழுவில் உள்ள எப்சிலான் ஔரிகா ஆகும். புலப்படும் கூறு நிறமாலை வகுப்பு F0 க்கு சொந்தமானது, மற்ற (கிரகணம்) கூறு புலப்படுவதில்லை. இதுபோன்ற கிரகணம் கடைசியாக 2009 முதல் 2011 வரை நிகழ்ந்தது, மேலும் மேற்கொள்ளப்படக்கூடிய விரிவான அவதானிப்புகள் இந்த அமைப்பின் தன்மை குறித்து மேலும் நுண்ணறிவுகளைத் தரக்கூடும் என்று நம்பப்படுகிறது. மற்றொரு கிரகணம் பைனரி பீட்டா லைரா ஆகும், இது லைரா விண்மீன் குழுவில் அரை பிரிக்கப்பட்ட பைனரி நட்சத்திர அமைப்பு ஆகும். பிற சுவாரஸ்யமான பைனரிகளில் 61 சிக்னி (சிக்னஸ் விண்மீன் குழுவில் ஒரு பைனரி, இரண்டு கே வகுப்பு (ஆரஞ்சு) முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களால் ஆனது, 61 சிக்னி ஏ மற்றும் 61 சிக்னி பி, இது அதன் பெரிய சரியான இயக்கத்திற்கு பெயர் பெற்றது), புரோசியன் (கேனிஸ் மைனர் விண்மீன் குழுவில் பிரகாசமான நட்சத்திரம் மற்றும் இரவு நேர வானத்தில் எட்டாவது பிரகாசமான நட்சத்திரம், இது ஒரு மங்கலான வெள்ளை குள்ள துணையுடன் முக்கிய நட்சத்திரத்தைக் கொண்ட பைனரி ஆகும்), எஸ். எஸ். லேசெர்டே (கிரகணம் செய்வதை நிறுத்திய ஒரு கிரகணம் பைனரி), வி907 ஸ்கோ (ஒரு கிரகணம் பைனரி, இது நிறுத்தப்பட்டது, மறுதொடக்கம் செய்யப்பட்டது, பின்னர் நிறுத்தப்பட்டது), பி. ஜி. ஜெமினோரம் (ஒரு கிரகணம் பைனரி என்று கருதப்படுகிறது) ஆகியவை அடங்கும். பல நட்சத்திர எடுத்துக்காட்டுகள் இரண்டுக்கும் மேற்பட்ட நட்சத்திரங்களைக் கொண்ட அமைப்புகள் பல நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. பெர்சியஸ் விண்மீன் குழுவில் அமைந்துள்ள அல்கோல் மிகவும் குறிப்பிடத்தக்க முப்பரிமாணமாகும் (நீண்ட காலமாக ஒரு பைனரி என்று கருதப்படுகிறது). அமைப்பின் இரண்டு கூறுகள் ஒருவருக்கொருவர் கிரகணம் செய்கின்றன, அல்கோலின் தீவிரத்தில் உள்ள மாறுபாடு முதன்முதலில் 1670 ஆம் ஆண்டில் ஜெமினியானோ மொன்டனாரியால் பதிவு செய்யப்பட்டது. அல்கோல் என்ற பெயருக்கு "அரக்க நட்சத்திரம்" (அல்-குல் என்பதிலிருந்து) என்று பொருள், இது அதன் விசித்திரமான நடத்தை காரணமாக கொடுக்கப்பட்டிருக்கலாம். சென்டாரஸின் தெற்கு விண்மீன் குழுவில் உள்ள ஆல்பா சென்டாரி மற்றொரு புலப்படும் முப்பரிமாணமாகும், இது இரவு வானத்தில் மூன்றாவது பிரகாசமான நட்சத்திரத்தைக் கொண்டுள்ளது, இது வெளிப்படையான காட்சி அளவு-0.01 ஆகும். பைனரிகள் தள்ளுபடி செய்யப்பட்டால் வாழக்கூடிய கிரகங்களைத் தேடுவது முழுமையடையாது என்ற உண்மையையும் இந்த அமைப்பு அடிக்கோடிட்டுக் காட்டுகிறது. ஆல்பா சென்டாரி ஏ மற்றும் பி ஆகியவை மிக நெருக்கமான அணுகுமுறையில் 11 ஏ. யூ தூரத்தைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் இரண்டும் நிலையான வாழக்கூடிய மண்டலங்களைக் கொண்டிருக்க வேண்டும். முக்கோணங்களுக்கு அப்பால் உள்ள அமைப்புகளுக்கு எடுத்துக்காட்டுகள் உள்ளனஃ காஸ்டர் ஒரு செக்ஸ்டுபில் நட்சத்திர அமைப்பு, இது ஜெமினி விண்மீன் குழுவில் இரண்டாவது பிரகாசமான நட்சத்திரம் மற்றும் இரவு நேர வானத்தில் பிரகாசமான நட்சத்திரங்களில் ஒன்றாகும். வானியல் ரீதியாக, காஸ்டர் 1719 ஆம் ஆண்டில் ஒரு காட்சி பைனரி என்று கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. காஸ்டரின் ஒவ்வொரு கூறுகளும் ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரி ஆகும். காஸ்டருக்கு ஒரு மங்கலான மற்றும் பரவலாக பிரிக்கப்பட்ட துணை உள்ளது, இது ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரியாகும். உர்சா மேஜோரிஸில் உள்ள அல்கோர்-மிஸார் காட்சி பைனரியும் ஆறு நட்சத்திரங்களைக் கொண்டுள்ளதுஃ மிஸாரை உள்ளடக்கிய நான்கு மற்றும் அல்கோரை உள்ளடக்கிய இரண்டு. மேலும் காண்கஃ 104 அக்வாரி, சாத்தியமான பைனரி 107 அக்வாரி, "இரட்டை நட்சத்திரம்", பூமியிலிருந்து சுமார் 240 ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் பீட்டா சென்டாரி பைனரி கருந்துளை பைனரி பழுப்பு குள்ளர்கள் பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகளின் சுற்றுப்பாதை எச். டி. 30453,3 வது கூறு கொண்ட ஒரு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரி ஹில்ஸ் மெக்கானிசம் ஹார்ட்பீட் ஸ்டார், ஒரு வகை பைனரி நட்சத்திர அமைப்பு சுழற்சி பிரவுனியன் இயக்கம் (வானியல்) பொது சார்பியலில் இரண்டு உடல் சிக்கல்கள் குறிப்புகள் மற்றும் குறிப்புகள் வெளிப்புற இணைப்புகள் ஐ. ஏ. யூ கமிஷன் ஜி1: பைனரி மற்றும் பல நட்சத்திர அமைப்புகள் ஆர்வமுள்ளவர்களுக்கான சிறந்த காட்சி பைனரிகளின் பட்டியல், சுற்றுப்பாதை கூறுகளுடன் படங்கள் மற்றும் பைனரிகளின் செய்திகளுடன் Hubblesite.org சந்திர எக்ஸ்-ரே ஆய்வகத்தில் தேர்ந்தெடுக்கப்பட்ட காட்சி இரட்டை நட்சத்திரங்கள் மற்றும் அவற்றின் தொடர்புடைய நிலை