Binary star
بائنری اسٹار یا بائنری اسٹار سسٹم دو ستاروں کا ایک ایسا نظام ہے جو کشش ثقل سے جڑے ہوئے ہیں اور ایک دوسرے کے گرد مدار میں ہیں۔ رات کے آسمان میں بائنری ستارے جو ننگی آنکھوں کے لیے ایک واحد شے کے طور پر دیکھے جاتے ہیں اکثر دوربین کا استعمال کرتے ہوئے علیحدہ ستاروں کے طور پر حل کیے جاتے ہیں، ایسی صورت میں انہیں بصری بائنری کہا جاتا ہے۔ بہت سے بصری بائنریوں میں کئی صدیوں یا ہزار سالوں کے طویل مداری ادوار ہوتے ہیں اور اس وجہ سے ان کے مدار ایسے ہوتے ہیں جو غیر یقینی یا ناقص طور پر معلوم ہوتے ہیں۔ ان کا پتہ بالواسطہ تکنیکوں سے بھی لگایا جا سکتا ہے، جیسے کہ سپیکٹروسکوپی (سپیکٹروسکوپک بائنری) یا ایسٹرومیٹری (ایسٹرومیٹرک بائنری)۔ اگر کوئی بائنری ستارہ ہماری نظر کی لکیر کے ساتھ کسی ہوائی جہاز میں مدار میں آتا ہے، تو اس کے اجزاء ایک دوسرے کو گرائیں گے اور ایک دوسرے کو منتقل کریں گے۔ ان جوڑوں کو ایکلپسنگ بائنری کہا جاتا ہے، یا، دوسرے بائنری کے ساتھ مل کر جو مدار میں چمک بدلتے ہیں، فوٹو میٹرک بائنری۔ اگر بائنری اسٹار سسٹمز میں اجزاء کافی قریب ہیں تو وہ کشش ثقل سے اپنے باہمی بیرونی تارکیی ماحول کو مسخ کر سکتے ہیں۔ بعض صورتوں میں، یہ قریبی بائنری نظام کمیت کا تبادلہ کر سکتے ہیں، جو ان کے ارتقاء کو ان مراحل تک پہنچا سکتے ہیں جو واحد ستارے حاصل نہیں کر سکتے۔ بائنری کی مثالیں سیریس، اور سگنس ایکس-1 (سگنس ایکس-1 ایک معروف بلیک ہول ہے) ہیں۔ بائنری ستارے بہت سے سیاروں کے نیبولا کے مرکزے کے طور پر بھی عام ہیں، اور نووا اور ٹائپ آئی اے سپرنووا دونوں کے پروجینیٹر ہیں۔ دریافت شدہ دو ستارے، ستاروں کا ایک جوڑا جو ایک دوسرے کے قریب نظر آتا ہے، دوربین کی ایجاد کے بعد سے مشاہدہ کیا گیا ہے۔ ابتدائی مثالوں میں میزر اور ایکروکس شامل ہیں۔ میجر، بگ ڈپر (ارسا میجر) میں، جیووانی بٹسٹا ریکیولی نے 1650 میں (اور شاید اس سے پہلے بینیڈیٹو کاسٹیلی اور گیلیلیو نے) دوگنا دیکھا تھا۔ جنوبی کراس میں روشن جنوبی ستارہ ایکروکس کو 1685 میں فادر فونٹینے نے دوگنا دریافت کیا تھا۔ اس بات کا ثبوت کہ جوڑوں میں ستارے محض نظری صف بندی سے زیادہ تھے 1767 میں اس وقت سامنے آیا جب انگریزی قدرتی فلسفی اور پادری جان مشیل ستاروں کے مطالعہ میں اعداد و شمار کی ریاضی کا اطلاق کرنے والے پہلے شخص بن گئے، جس نے ایک مقالے میں یہ ظاہر کیا کہ بہت سے ستارے جوڑوں یا گروہوں میں پائے جاتے ہیں اس سے کہیں زیادہ کہ بالکل بے ترتیب تقسیم اور اتفاق صف بندی کا سبب بن سکتا ہے۔ انہوں نے اپنی تحقیقات کو پلیئڈز کلسٹر پر مرکوز کیا، اور حساب لگایا کہ ستاروں کی اتنی قریب سے گروہ بندی تلاش کرنے کا امکان تقریبا نصف ملین میں سے ایک تھا۔ انہوں نے یہ نتیجہ اخذ کیا کہ ان دوہرے یا متعدد ستاروں کے نظام میں ستارے کشش ثقل کے ذریعے ایک دوسرے کی طرف کھینچے جا سکتے ہیں، اس طرح بائنری ستاروں اور ستاروں کے جھنڈوں کے وجود کا پہلا ثبوت فراہم ہوتا ہے۔ ولیم ہرشل نے 1779 میں دوہرے ستاروں کا مشاہدہ کرنا شروع کیا، اس امید پر کہ وہ ایک دور کے ستارے کے ساتھ جوڑا بنا ہوا ایک قریب کا ستارہ تلاش کرے گا تاکہ وہ قریب کے ستارے کی بدلتی ہوئی پوزیشن کی پیمائش کر سکے جب زمین سورج کے گرد چکر لگا رہی تھی (اس کے پارلاکس کی پیمائش)، جس سے وہ قریب کے ستارے کے فاصلے کا حساب لگا سکے۔ وہ جلد ہی تقریبا 700 دوہرے ستاروں کے کیٹلاگ شائع کریں گے۔ 1803 تک، اس نے 25 سالوں کے دوران متعدد دوہرے ستاروں میں متعلقہ پوزیشنوں میں تبدیلیوں کا مشاہدہ کیا تھا، اور یہ نتیجہ اخذ کیا تھا کہ، متوازی تبدیلیاں ظاہر کرنے کے بجائے، وہ بائنری سسٹم میں ایک دوسرے کے گرد چکر لگا رہے تھے۔ بائنری اسٹار کا پہلا مدار 1827 میں شمار کیا گیا تھا، جب فیلکس ساوری نے ژی ارسی میجرس کے مدار کا حساب لگایا تھا۔ برسوں کے دوران، بہت سے اور دوہرے ستاروں کی فہرست اور پیمائش کی گئی ہے۔ جون 2017 تک، واشنگٹن ڈبل اسٹار کیٹلاگ، جو کہ یونائیٹڈ سٹیٹس نیول آبزرویٹری کے مرتب کردہ بصری ڈبل ستاروں کا ایک ڈیٹا بیس ہے، میں ڈبل ستاروں کے 100,000 سے زیادہ جوڑے شامل ہیں، جن میں آپٹیکل ڈبلز کے ساتھ ساتھ بائنری ستارے بھی شامل ہیں۔ مدار ان دوہرے ستاروں میں سے صرف چند ہزار کے لیے جانے جاتے ہیں۔ بائنری کی اصطلاح سب سے پہلے 1802 میں سر ولیم ہرشل نے اس تناظر میں استعمال کی تھی، جب انہوں نے لکھا تھا: جدید تعریف کے مطابق، بائنری اسٹار کی اصطلاح عام طور پر ستاروں کے جوڑوں تک محدود ہے جو کمیت کے مشترکہ مرکز کے گرد گھومتے ہیں۔ بائنری ستارے جنہیں دوربین یا انٹرفیرومیٹرک طریقوں سے حل کیا جا سکتا ہے، بصری بائنری کے نام سے جانے جاتے ہیں۔ زیادہ تر معروف بصری بائنری ستاروں کے لیے ابھی تک ایک مکمل انقلاب کا مشاہدہ نہیں کیا گیا ہے ؛ بلکہ، مشاہدہ کیا جاتا ہے کہ وہ ایک مڑے ہوئے راستے یا جزوی آرک کے ساتھ سفر کرتے ہیں۔ زیادہ عام اصطلاح ڈبل اسٹار ستاروں کے جوڑوں کے لیے استعمال ہوتی ہے جو آسمان میں ایک دوسرے کے قریب نظر آتے ہیں۔ یہ فرق انگریزی کے علاوہ دوسری زبانوں میں شاذ و نادر ہی کیا جاتا ہے۔ دوہرے ستارے بائنری نظام ہو سکتے ہیں یا محض دو ستارے ہو سکتے ہیں جو آسمان میں ایک دوسرے کے قریب دکھائی دیتے ہیں لیکن سورج سے ان کا حقیقی فاصلہ بہت مختلف ہے۔ مؤخر الذکر کو آپٹیکل ڈبلز یا آپٹیکل جوڑے کہا جاتا ہے۔ مشاہدے کے طریقوں کی درجہ بندی بائنری ستاروں کو ان کے مشاہدے کے طریقے کے مطابق چار اقسام میں درجہ بند کیا جاتا ہے: بصری طور پر، مشاہدے کے ذریعے ؛ سپیکٹروسکوپی طور پر، سپیکٹرم لائنوں میں وقتا فوقتا ہونے والی تبدیلیوں کے ذریعے ؛ فوٹو میٹرک طور پر، چاند گرہن کی وجہ سے ہونے والی چمک میں ہونے والی تبدیلیوں کے ذریعے ؛ یا فلکیاتی طور پر، کسی غیر مرئی ساتھی کی وجہ سے ستارے کی پوزیشن میں ہونے والے انحراف کی پیمائش کے ذریعے۔ کوئی بھی بائنری اسٹار ان میں سے کئی کلاسوں سے تعلق رکھ سکتا ہے ؛ مثال کے طور پر، کئی سپیکٹروسکوپک بائنری بھی بائنریوں کو گرہن لگا رہے ہیں۔ بصری بائنری اسٹار ایک بائنری اسٹار ہے جس کے لیے دونوں اجزاء کے درمیان کونیی علیحدگی اتنی بڑی ہے کہ انہیں دوربین، یا یہاں تک کہ اعلی طاقت والے دوربین میں ڈبل اسٹار کے طور پر مشاہدہ کیا جا سکتا ہے۔ دوربین کا کونیی ریزولوشن بصری بائنریوں کا پتہ لگانے میں ایک اہم عنصر ہے، اور جیسے جیسے بائنری اسٹار کے مشاہدات پر بہتر کونیی ریزولوشن کا اطلاق ہوتا ہے، بصری بائنریوں کی بڑھتی ہوئی تعداد کا پتہ لگایا جائے گا۔ دونوں ستاروں کی نسبتا چمک بھی ایک اہم عنصر ہے، کیونکہ ایک روشن ستارے کی چمک سے کسی کمزور جزو کی موجودگی کا پتہ لگانا مشکل ہو سکتا ہے۔ بصری بائنری کا روشن ستارہ بنیادی ستارہ ہے، اور مدھم کو ثانوی سمجھا جاتا ہے۔ کچھ اشاعتوں میں (خاص طور پر پرانے)، ایک بے ہوش ثانوی کو آتا ہے (جمع کومیٹس ؛ ساتھی) کہا جاتا ہے۔ اگر ستارے ایک ہی چمک کے ہیں، تو بنیادی کے لیے دریافت کرنے والے کا عہدہ روایتی طور پر قبول کیا جاتا ہے۔ پرائمری کے حوالے سے ثانوی کا پوزیشن اینگل دونوں ستاروں کے درمیان کونیی فاصلے کے ساتھ ماپا جاتا ہے۔ مشاہدے کا وقت بھی درج کیا جاتا ہے۔ ایک مدت کے دوران کافی تعداد میں مشاہدات ریکارڈ کیے جانے کے بعد، انہیں ابتدا میں بنیادی ستارے کے ساتھ قطبی نقاط میں پلاٹ کیا جاتا ہے، اور سب سے زیادہ ممکنہ ایلیپس ان نکات کے ذریعے اس طرح کھینچا جاتا ہے کہ کیپلرین کے علاقوں کا قانون مطمئن ہو جائے۔ اس ایلیپس کو ظاہری ایلیپس کے نام سے جانا جاتا ہے، اور یہ آسمان کے سطح پر پرائمری کے حوالے سے ثانوی کے حقیقی ایلیپٹیکل مدار کا پروجیکشن ہے۔ اس متوقع الپس سے مدار کے مکمل عناصر کا حساب لگایا جا سکتا ہے، جہاں نیم بڑے محور کو صرف کونیی اکائیوں میں ظاہر کیا جا سکتا ہے جب تک کہ تارکیی پارلاکس، اور اس وجہ سے نظام کا فاصلہ معلوم نہ ہو۔ سپیکٹروسکوپک بائنری بعض اوقات، بائنری اسٹار کا واحد ثبوت اس کی خارج شدہ روشنی پر ڈوپلر اثر سے آتا ہے۔ ان صورتوں میں، بائنری ستاروں کے ایک جوڑے پر مشتمل ہوتا ہے جہاں ہر ستارے سے خارج ہونے والی روشنی میں سپیکٹرم لائنیں پہلے نیلے رنگ کی طرف، پھر سرخ کی طرف منتقل ہوتی ہیں، جب ہر ایک پہلے ہماری طرف بڑھتا ہے، اور پھر ہم سے دور ہوتا ہے، اپنی حرکت کے دوران اپنے مشترکہ مدار کی مدت کے ساتھ اپنے مشترکہ مرکز کے بارے میں۔ ان نظاموں میں ستاروں کے درمیان علیحدگی عام طور پر بہت کم ہوتی ہے، اور مداری رفتار بہت زیادہ ہوتی ہے۔ جب تک کہ مدار کا طیارہ نظر کی لکیر سے عمودی نہ ہو، مداری رفتار کے اجزاء نظر کی لکیر میں ہوتے ہیں، اور نظام کی مشاہدہ شدہ شعاعی رفتار وقتا فوقتا مختلف ہوتی ہے۔ چونکہ شعاعی رفتار کو ستاروں کی سپیکٹرم لائنوں کی ڈوپلر شفٹ کا مشاہدہ کرکے سپیکٹرومیٹر سے ماپا جا سکتا ہے، اس طریقے سے پائے جانے والے بائنری کو سپیکٹروسکوپک بائنری کہا جاتا ہے۔ ان میں سے زیادہ تر کو بصری بائنری کے طور پر حل نہیں کیا جا سکتا، یہاں تک کہ سب سے زیادہ موجودہ حل کرنے والی طاقت کی دوربینوں کے ساتھ بھی۔ کچھ سپیکٹروسکوپک بائنریوں میں، دونوں ستاروں سے سپیکٹرم لائنیں نظر آتی ہیں، اور لائنیں باری باری ڈبل اور سنگل ہوتی ہیں۔ اس طرح کے نظام کو ڈبل لائنڈ سپیکٹروسکوپک بائنری (اکثر "ایس بی 2" کے طور پر ظاہر کیا جاتا ہے) کے نام سے جانا جاتا ہے۔ دوسرے نظاموں میں، ستاروں میں سے صرف ایک کا سپیکٹرم نظر آتا ہے، اور سپیکٹرم میں لکیریں وقتا فوقتا نیلے رنگ کی طرف، پھر سرخ کی طرف اور پھر پیچھے کی طرف منتقل ہوتی ہیں۔ ایسے ستاروں کو سنگل لائنڈ سپیکٹروسکوپک بائنری ("ایس بی 1") کہا جاتا ہے۔ سپیکٹروسکوپک بائنری کے مدار کا تعین نظام کے ایک یا دونوں اجزاء کی شعاعی رفتار کے مشاہدات کا ایک طویل سلسلہ بنا کر کیا جاتا ہے۔ مشاہدات کو وقت کے خلاف ترتیب دیا جاتا ہے، اور نتیجے میں آنے والے منحنی خطوط سے ایک مدت کا تعین کیا جاتا ہے۔ اگر مدار سرکلر ہے، تو وکر ایک سائن وکر ہے۔ اگر مدار انڈاکار ہے، تو منحنی خطوط کی شکل انڈاکار کی سنکیتا اور نظر کی لکیر کے حوالے سے بڑے محور کی سمت پر منحصر ہوتی ہے۔ انفرادی طور پر نیم بڑے محور a اور مدار کے جہاز i کے جھکاؤ کا تعین کرنا ناممکن ہے۔ تاہم، نیم بڑے محور کا پروڈکٹ اور جھکاؤ کا سائن (یعنی) براہ راست لکیری اکائیوں میں تعین کیا جا سکتا ہے (مثال کے طور پر۔ کلومیٹر)۔ اگر a یا i کا تعین دوسرے ذرائع سے کیا جا سکتا ہے، جیسا کہ چاند گرہن بائنری کے معاملے میں، مدار کے لیے ایک مکمل حل تلاش کیا جا سکتا ہے۔ بائنری ستارے جو بصری اور سپیکٹروسکوپک بائنری دونوں ہوتے ہیں نایاب ہوتے ہیں اور پائے جانے پر معلومات کا ایک قیمتی ذریعہ ہوتے ہیں۔ تقریبا 40 معلوم ہیں۔ بصری بائنری ستاروں میں اکثر بڑی حقیقی علیحدگی ہوتی ہے، جس کے ادوار کو دہائیوں سے صدیوں میں ماپا جاتا ہے۔ اس کے نتیجے میں، ان کی مداری رفتار عام طور پر بہت کم ہوتی ہے جسے سپیکٹروسکوپی سے ناپا نہیں جا سکتا۔ اس کے برعکس، سپیکٹروسکوپک بائنری ستارے اپنے مداروں میں تیزی سے حرکت کرتے ہیں کیونکہ وہ ایک دوسرے کے قریب ہوتے ہیں، عام طور پر بصری بائنری کے طور پر پتہ لگانے کے لیے بہت قریب ہوتے ہیں۔ بائنری جو بصری اور سپیکٹروسکوپک دونوں پائے جاتے ہیں اس لیے زمین کے نسبتا قریب ہونے چاہئیں۔ چاند گرہن والا بائنری اسٹار ایک بائنری اسٹار سسٹم ہے جس میں دونوں ستاروں کا مداری طیارہ مبصر کی نظر کی لکیر میں اتنا قریب ہوتا ہے کہ اجزاء باہمی چاند گرہن سے گزرتے ہیں۔ اس صورت میں جہاں بائنری بھی ایک سپیکٹروسکوپک بائنری ہے اور نظام کا پارلاکس معلوم ہے، بائنری تارکیی تجزیہ کے لیے کافی قیمتی ہے۔ الگول، برج پرسیوس میں ایک تین ستاروں کا نظام، ایک گرہن بائنری کی سب سے مشہور مثال پر مشتمل ہے۔ چاند گرہن بائنری متغیر ستارے ہوتے ہیں، اس لیے نہیں کہ انفرادی اجزاء کی روشنی مختلف ہوتی ہے بلکہ چاند گرہن کی وجہ سے۔ چاند گرہن والے بائنری کے ہلکے منحنی خطوط کی خصوصیت عملی طور پر مستقل روشنی کے ادوار ہوتے ہیں، جس کی شدت میں وقتا فوقتا کمی آتی ہے جب ایک ستارہ دوسرے کے سامنے سے گزرتا ہے۔ مدار کے دوران چمک دو بار کم ہو سکتی ہے، ایک بار جب ثانوی پرائمری کے سامنے سے گزرتا ہے اور ایک بار جب پرائمری ثانوی کے سامنے سے گزرتا ہے۔ دو چاند گرہنوں میں سے جو گہرا ہوتا ہے اسے پرائمری کہا جاتا ہے اس سے قطع نظر کہ کون سا ستارہ پوشیدہ ہو رہا ہے، اور اگر اتلی دوسرا چاند گرہن بھی ہوتا ہے تو اسے ثانوی چاند گرہن کہا جاتا ہے۔ چمک کے قطرے کے سائز کا انحصار دونوں ستاروں کی نسبتا چمک، پوشیدہ ستارے کے تناسب اور سطح کی چمک (یعنی۔ ستاروں کا موثر درجہ حرارت)۔ عام طور پر گرم ستارے کا پوشیدہ ہونا بنیادی چاند گرہن کا سبب بنتا ہے۔ چاند گرہن والے بائنری کے مدار کی مدت کا تعین اس کی روشنی کے منحنی خطوط کے مطالعے سے کیا جا سکتا ہے، اور انفرادی ستاروں کے نسبتا سائز کا تعین مدار کے رداس کے لحاظ سے کیا جا سکتا ہے، یہ مشاہدہ کر کے کہ قریب ترین ستارے کی ڈسک کے دوسرے ستارے کی ڈسک پر پھسلتے ہی چمک کتنی تیزی سے بدلتی ہے۔ اگر یہ بھی ایک سپیکٹروسکوپک بائنری ہے، تو مداری عناصر کا تعین بھی کیا جا سکتا ہے، اور ستاروں کی کمیت کا تعین نسبتا آسانی سے کیا جا سکتا ہے، جس کا مطلب ہے کہ اس صورت میں ستاروں کی نسبتا کثافت کا تعین کیا جا سکتا ہے۔ تقریبا 1995 سے، 8 میٹر کلاس دوربینوں کے ساتھ ماورائے کہکشاں گرہن بائنری کے بنیادی پیرامیٹرز کی پیمائش ممکن ہو گئی ہے۔ اس سے بیرونی کہکشاؤں کے فاصلے کی براہ راست پیمائش کے لیے ان کا استعمال ممکن ہو جاتا ہے، یہ ایک ایسا عمل ہے جو معیاری موم بتیوں کے استعمال سے زیادہ درست ہے۔ 2006 تک، انہیں ایل ایم سی، ایس ایم سی، اینڈرومیڈا کہکشاں، اور مثلث کہکشاں کو براہ راست فاصلے کے تخمینے دینے کے لیے استعمال کیا گیا تھا۔ چاند گرہن بائنری کہکشاؤں کے فاصلے کا اندازہ لگانے کے لیے ایک براہ راست طریقہ پیش کرتے ہیں جس کی درستگی 5 فیصد بہتر ہوتی ہے۔ غیر خارج ہونے والے بائنری جن کا پتہ فوٹومیٹری کے ذریعے لگایا جا سکتا ہے قریب کے غیر خارج ہونے والے بائنریوں کا بھی فوٹو میٹرک طور پر یہ مشاہدہ کرکے پتہ لگایا جا سکتا ہے کہ ستارے ایک دوسرے کو تین طریقوں سے کیسے متاثر کرتے ہیں۔ پہلا اضافی روشنی کا مشاہدہ کرنا ہے جس کی عکاسی ستارے اپنے ساتھی سے کرتے ہیں۔ دوسرا ایلیپسائڈل روشنی کے تغیرات کا مشاہدہ کرنا ہے جو ان کے ساتھیوں کے ذریعہ ستارے کی شکل کی اخترتی کی وجہ سے ہوتے ہیں۔ تیسرا طریقہ یہ دیکھنا ہے کہ رشتہ دار روشنی ستاروں کی ظاہری شدت کو کس طرح متاثر کرتی ہے۔ ان طریقوں سے بائنری کا پتہ لگانے کے لیے درست فوٹومیٹری کی ضرورت ہوتی ہے۔ ماہرین فلکیات نے کچھ ستارے دریافت کیے ہیں جو بظاہر ایک خالی جگہ کے گرد چکر لگاتے ہیں۔ ایسٹرومیٹرک بائنری نسبتا قریبی ستارے ہیں جنہیں خلا میں ایک نقطہ کے ارد گرد ہلتے ہوئے دیکھا جا سکتا ہے، جس کا کوئی دکھائی دینے والا ساتھی نہیں ہے۔ عام بائنری کے لیے استعمال ہونے والی وہی ریاضی لاپتہ ساتھی کی کمیت کا اندازہ لگانے کے لیے استعمال کی جا سکتی ہے۔ ساتھی بہت مدھم ہو سکتا ہے، تاکہ اس وقت اس کا پتہ نہ چل سکے یا اس کی بنیادی چمک سے نقاب پوش ہو، یا یہ ایسی چیز ہو سکتی ہے جو برقی مقناطیسی تابکاری کا بہت کم یا کوئی اخراج نہیں کرتی، مثال کے طور پر ایک نیوٹران ستارہ۔ نظر آنے والے ستارے کی پوزیشن کو احتیاط سے ماپا جاتا ہے اور اس کے ہم منصب کے کشش ثقل کے اثر کی وجہ سے اس میں فرق پایا جاتا ہے۔ ستارے کی پوزیشن کو بار بار زیادہ دور کے ستاروں کے مقابلے میں ماپا جاتا ہے، اور پھر پوزیشن میں وقتا فوقتا ہونے والی تبدیلیوں کی جانچ کی جاتی ہے۔ عام طور پر اس قسم کی پیمائش صرف قریبی ستاروں پر کی جا سکتی ہے، جیسے کہ 10 پارسیک کے اندر۔ قریبی ستاروں میں اکثر نسبتا زیادہ مناسب حرکت ہوتی ہے، اس لیے فلکیاتی بائنری آسمان کے پار ایک ہلکے راستے پر چلتے نظر آئیں گے۔ اگر ساتھی اتنا بڑا ہے کہ ستارے کی پوزیشن میں قابل مشاہدہ تبدیلی کا سبب بنتا ہے، تو اس کی موجودگی کا اندازہ لگایا جا سکتا ہے۔ کافی طویل عرصے تک نظر آنے والے ستارے کی حرکت کی عین مطابق فلکیاتی پیمائش سے، ساتھی کی کمیت اور اس کے مداری دور کے بارے میں معلومات کا تعین کیا جا سکتا ہے۔ اگرچہ ساتھی نظر نہیں آتا ہے، نظام کی خصوصیات کا تعین کیپلر کے قوانین کا استعمال کرتے ہوئے مشاہدات سے کیا جا سکتا ہے۔ بائنری کا پتہ لگانے کا یہ طریقہ ستارے کے گرد چکر لگانے والے ماورائے شمسی سیاروں کا پتہ لگانے کے لیے بھی استعمال ہوتا ہے۔ تاہم، بڑے پیمانے کے تناسب میں بڑے فرق اور سیارے کے مدار کی عام طور پر طویل مدت کی وجہ سے اس پیمائش کو انجام دینے کے تقاضے بہت درست ہیں۔ ستارے کی پوزیشن شفٹ کا پتہ لگانا ایک بہت ہی درست سائنس ہے، اور ضروری درستگی حاصل کرنا مشکل ہے۔ خلائی دوربین زمین کے ماحول کے دھندلے اثر سے بچ سکتی ہیں، جس کے نتیجے میں زیادہ درست حل ہوتا ہے۔ نظام کی تشکیل ایک اور درجہ بندی ستاروں کے درمیان فاصلے پر مبنی ہے، ان کے سائز کے لحاظ سے: علیحدہ بائنری بائنری ستارے ہیں جہاں ہر جزو اپنے روچے لوب کے اندر ہوتا ہے، یعنی۔ وہ علاقہ جہاں ستارے کی کشش ثقل خود دوسرے جزو سے بڑی ہوتی ہے۔ جبکہ مرکزی ترتیب پر ستاروں کا ایک دوسرے پر کوئی بڑا اثر نہیں ہوتا ہے، اور بنیادی طور پر الگ الگ ارتقا ہوتا ہے۔ زیادہ تر بائنری اس طبقے سے تعلق رکھتے ہیں۔ نیم الگ تھلگ بائنری ستارے بائنری ستارے ہیں جہاں اجزاء میں سے ایک بائنری اسٹار کے روچے لوب کو بھرتا ہے اور دوسرا نہیں۔ روچ-لوب بھرنے والے جزو (ڈونر) کی سطح سے گیس دوسرے، جمع ہونے والے ستارے میں منتقل ہو جاتی ہے۔ بڑے پیمانے پر منتقلی نظام کے ارتقاء پر حاوی ہے۔ بہت سے معاملات میں، بہتی ہوئی گیس ایکریٹر کے ارد گرد ایک ایکریشن ڈسک بناتی ہے۔ کانٹیکٹ بائنری بائنری اسٹار کی ایک قسم ہے جس میں بائنری کے دونوں اجزاء اپنے روچے لوبز کو بھرتے ہیں۔ تارکیی ماحول کا سب سے اوپری حصہ ایک مشترکہ لفافہ بناتا ہے جو دونوں ستاروں کو گھیرے ہوئے ہے۔ جیسے ہی لفافے کا رگڑ مداری حرکت کو روکتا ہے، ستارے آخر کار ضم ہو سکتے ہیں۔ ڈبلیو ارسی میجرس ایک مثال ہے۔ تباہ کن متغیرات اور ایکس رے بائنری جب بائنری سسٹم میں کوئی کمپیکٹ آبجیکٹ جیسے وائٹ ڈوارف، نیوٹران اسٹار یا بلیک ہول ہوتا ہے، تو دوسرے (ڈونر) اسٹار سے گیس کمپیکٹ آبجیکٹ پر جمع ہو سکتی ہے۔ اس سے کشش ثقل کی ممکنہ توانائی خارج ہوتی ہے، جس کی وجہ سے گیس زیادہ گرم ہو جاتی ہے اور تابکاری خارج ہوتی ہے۔ تباہ کن متغیر ستارے، جہاں کمپیکٹ آبجیکٹ ایک سفید بونے ہے، ایسے نظاموں کی مثالیں ہیں۔ ایکس رے بائنری میں، کمپیکٹ آبجیکٹ یا تو نیوٹران اسٹار یا بلیک ہول ہو سکتا ہے۔ ان بائنریوں کو ڈونر اسٹار کی کمیت کے مطابق کم کمیت یا زیادہ کمیت کے طور پر درجہ بند کیا جاتا ہے۔ ہائی ماس ایکس رے بائنری میں ایک نوجوان، ابتدائی قسم کا، ہائی ماس ڈونر اسٹار ہوتا ہے جو اپنی تارکیی ہوا کے ذریعے ماس کو منتقل کرتا ہے، جبکہ کم ماس ایکس رے بائنری نیم الگ تھلگ بائنری ہوتی ہیں جس میں دیر سے قسم کے ڈونر اسٹار یا سفید بونے سے گیس روچے لوب سے بہہ جاتی ہے اور نیوٹران اسٹار یا بلیک ہول کی طرف گرتی ہے۔ شاید ایکس رے بائنری کی سب سے مشہور مثال ہائی ماس ایکس رے بائنری سگنس ایکس-1 ہے۔ سگنس ایکس-1 میں، غیر مرئی ساتھی کی کمیت کا تخمینہ سورج سے تقریبا نو گنا زیادہ ہے، جو کہ نیوٹران ستارے کی زیادہ سے زیادہ نظریاتی کمیت کے لیے ٹولمین-اوپن ہائیمر-وولکوف کی حد سے کہیں زیادہ ہے۔ اس لیے یہ خیال کیا جاتا ہے کہ یہ ایک بلیک ہول ہے۔ یہ وہ پہلی چیز تھی جس کے بارے میں بڑے پیمانے پر یقین کیا جاتا تھا۔ آربیٹل پیریڈ ایک گھنٹے سے بھی کم (اے ایم سی وی این ستاروں کے لیے)، یا چند دن (بیٹا لائرا کے اجزاء) ہو سکتے ہیں، بلکہ سیکڑوں ہزاروں سال بھی ہو سکتے ہیں (الفا سینٹوری اے بی کے ارد گرد پراکسیما سینٹوری)۔ مدت میں تغیرات ایپلگیٹ میکانزم بعض چاند گرہن بائنریوں میں دیکھے جانے والے طویل مدتی مداری دور کے تغیرات کی وضاحت کرتا ہے۔ جیسا کہ ایک مرکزی ترتیب والا ستارہ ایک سرگرمی کے چکر سے گزرتا ہے، ستارے کی بیرونی پرتیں مقناطیسی ٹارک کے تابع ہوتی ہیں جو کونیی رفتار کی تقسیم کو تبدیل کرتی ہیں، جس کے نتیجے میں ستارے کی عدم استحکام میں تبدیلی آتی ہے۔ بائنری جوڑے میں ستاروں کا مدار کشش ثقل کے لحاظ سے ان کی شکل میں ہونے والی تبدیلیوں کے ساتھ جڑا ہوا ہے، تاکہ مدت اسی وقت کے پیمانے پر (عام طور پر 10−5 کی ترتیب پر) سرگرمی کے چکروں (عام طور پر دہائیوں کی ترتیب پر) ماڈیولیشنز کو ظاہر کرے۔ کچھ الگول بائنریوں میں مشاہدہ کیا گیا ایک اور رجحان مونوٹونک پیریڈ میں اضافہ ہے۔ یہ ایپلگیٹ میکانزم کے ذریعہ بیان کردہ باری باری مدت میں اضافے اور کمی کے کہیں زیادہ عام مشاہدات سے بالکل مختلف ہے۔ یک سنگی دور کے اضافے کو بڑے پیمانے پر منتقلی سے منسوب کیا گیا ہے، عام طور پر (لیکن ہمیشہ نہیں) کم بڑے سے زیادہ بڑے ستارے کے ناموں A اور B بائنری ستاروں کے اجزاء کو نظام کے عہدہ سے منسلک لاحقہ A اور B سے ظاہر کیا جاتا ہے، A بنیادی اور B ثانوی کی نشاندہی کرتا ہے۔ جوڑی کی نشاندہی کرنے کے لیے لاحقہ AB استعمال کیا جا سکتا ہے (مثال کے طور پر، بائنری اسٹار α سینٹوری AB ستاروں α سینٹوری A اور α سینٹوری B پر مشتمل ہے۔) اضافی حروف، جیسے سی، ڈی، وغیرہ، دو سے زیادہ ستاروں والے نظاموں کے لیے استعمال کیے جا سکتے ہیں۔ ایسے معاملات میں جہاں بائنری اسٹار کو بایر کا عہدہ حاصل ہے اور یہ وسیع پیمانے پر الگ ہے، یہ ممکن ہے کہ جوڑے کے اراکین کو سپر اسکرپٹ کے ساتھ نامزد کیا جائے۔ ایک مثال زیٹا ریٹیکولی ہے، جس کے اجزاء ζ1 ریٹیکولی اور ζ2 ریٹیکولی ہیں۔ دریافت کنندہ کا عہدہ دوہرے ستاروں کو بھی ایک مخفف کے ذریعے نامزد کیا جاتا ہے جو دریافت کنندہ کو ایک انڈیکس نمبر کے ساتھ دیتا ہے۔ مثال کے طور پر α سینٹوری کو فادر ریچاؤد نے 1689 میں دوگنا پایا تھا، اور اسی لیے اسے آر ایچ ڈی 1 نامزد کیا گیا ہے۔ یہ دریافت کرنے والے کوڈ واشنگٹن ڈبل اسٹار کیٹلاگ میں مل سکتے ہیں۔ گرم اور سرد بائنری اسٹار سسٹم کے اجزاء کو ان کے متعلقہ درجہ حرارت کے لحاظ سے گرم ساتھی اور ٹھنڈے ساتھی کے طور پر نامزد کیا جا سکتا ہے۔ مثال: اینٹیرس (الفا سکورپی) بائنری نظام میں ایک سرخ سپرجیئنٹ ستارہ ہے جس میں ایک گرم نیلے مرکزی ترتیب والا ستارہ اینٹیرس بی ہے۔ اس لیے اینٹیرس بی کو ٹھنڈے سپرجیئنٹ کا گرم ساتھی کہا جا سکتا ہے۔ سمبیوٹک ستارے بائنری اسٹار سسٹم ہیں جو ایک دیر سے قسم کے وشال ستارے اور ایک گرم ساتھی شے پر مشتمل ہیں۔ چونکہ ساتھی کی نوعیت تمام معاملات میں اچھی طرح سے قائم نہیں ہے، اس لیے اسے "گرم ساتھی" کہا جا سکتا ہے۔ برائٹ نیلے متغیر ایٹا کیرینے کا حال ہی میں بائنری اسٹار سسٹم ہونے کا تعین کیا گیا ہے۔ ثانوی کا درجہ حرارت پرائمری سے زیادہ معلوم ہوتا ہے اور اس لیے اسے "گرم ساتھی" ستارہ قرار دیا گیا ہے۔ یہ ایک ولف ریئٹ ستارہ ہو سکتا ہے۔ آر ایکویری ایک سپیکٹرم دکھاتا ہے جو بیک وقت ٹھنڈے اور گرم دستخط دونوں کو ظاہر کرتا ہے۔ یہ امتزاج ایک ٹھنڈے سرخ سپرجیئنٹ کا نتیجہ ہے جس کے ساتھ ایک چھوٹا، گرم ساتھی ہوتا ہے۔ مادہ سپرجیئنٹ سے چھوٹے، گھنے ساتھی کی طرف بہتا ہے۔ ناسا کے کیپلر مشن نے بائنری ستاروں کو گرانے کی مثالیں دریافت کی ہیں جہاں ثانوی جزو زیادہ گرم ہے۔ KOI-74b KOI-74 () کا ایک 12,000 K سفید بونے ساتھی ہے، جو 9,400 K ابتدائی A قسم کا مرکزی ترتیب ستارہ ہے۔ KOI-81b KOI-81 () کا 13,000 K سفید بونے ساتھی ہے، جو 10,000 K دیر سے B قسم کا مرکزی ترتیب ستارہ ہے۔ ارتقاء کی تشکیل اگرچہ یہ ناممکن نہیں ہے کہ دو واحد ستاروں کے درمیان کشش ثقل کی گرفت کے ذریعے کچھ بائنریوں کی تخلیق کی جا سکتی ہے، اس طرح کے واقعے کے بہت کم امکان کو دیکھتے ہوئے (تین اشیاء کی حقیقت میں ضرورت ہے، کیونکہ توانائی کا تحفظ ایک کشش ثقل والے جسم کو دوسرے پر قبضہ کرنے سے روکتا ہے) اور اس وقت موجود بائنریوں کی زیادہ تعداد، یہ بنیادی تشکیل کا عمل نہیں ہو سکتا۔ ستاروں پر مشتمل بائنریوں کا مشاہدہ جو ابھی تک مرکزی ترتیب پر نہیں ہے اس نظریہ کی تائید کرتا ہے کہ ستاروں کی تشکیل کے دوران بائنری تیار ہوتے ہیں۔ پروٹوسٹار کی تشکیل کے دوران سالماتی بادل کا ٹکڑا ہونا بائنری یا ایک سے زیادہ ستاروں کے نظام کی تشکیل کے لیے ایک قابل قبول وضاحت ہے۔ تین اجسام کے مسئلے کا نتیجہ، جس میں تین ستارے موازنہ کمیت کے ہیں، یہ ہے کہ بالآخر تین ستاروں میں سے ایک نظام سے باہر نکل جائے گا اور یہ فرض کرتے ہوئے کہ مزید کوئی اہم خلل نہیں پڑے گا، باقی دو ایک مستحکم بائنری نظام تشکیل دیں گے۔ بڑے پیمانے پر منتقلی اور اضافہ جیسے جیسے ایک مرکزی ترتیب والا ستارہ اپنے ارتقاء کے دوران سائز میں بڑھتا ہے، یہ کسی وقت اپنے روچے لوب سے تجاوز کر سکتا ہے، جس کا مطلب ہے کہ اس کا کچھ مادہ اس خطے میں داخل ہوتا ہے جہاں اس کے ساتھی ستارے کی کشش ثقل اس کے اپنے سے بڑی ہوتی ہے۔ نتیجہ یہ ہے کہ مادہ ایک ستارے سے دوسرے ستارے میں روچے لوب اوور فلو (آر ایل او ایف) کے نام سے جانے والے عمل کے ذریعے منتقل ہوگا، جو یا تو براہ راست اثر سے یا ایکریشن ڈسک کے ذریعے جذب ہوتا ہے۔ جس ریاضیاتی نقطہ کے ذریعے یہ منتقلی ہوتی ہے اسے پہلا لاگرانجین نقطہ کہا جاتا ہے۔ یہ کوئی غیر معمولی بات نہیں ہے کہ ایکریشن ڈسک بائنری اسٹار کا سب سے روشن (اور اس طرح بعض اوقات واحد نظر آنے والا) عنصر ہے۔ اگر کوئی ستارہ اپنے روچے لوب سے باہر اتنی تیزی سے بڑھتا ہے کہ تمام وافر مادے کو دوسرے جزو میں منتقل نہیں کیا جا سکتا، تو یہ بھی ممکن ہے کہ مادہ نظام کو دوسرے لگرینج پوائنٹس یا تارکیی ہوا کے طور پر چھوڑ دے، اس طرح مؤثر طریقے سے دونوں اجزاء سے محروم ہو جائے۔ چونکہ ستارے کے ارتقاء کا تعین اس کی کمیت سے ہوتا ہے، اس لیے یہ عمل دونوں ساتھیوں کے ارتقاء کو متاثر کرتا ہے، اور ایسے مراحل پیدا کرتا ہے جو ایک ستارے کے ذریعے حاصل نہیں کیے جا سکتے۔ چاند گرہن والے سہ رخی الگول کے مطالعے سے تارکیی ارتقاء کے نظریہ میں الگول پیراڈوکس پیدا ہوا: اگرچہ بائنری ستارے کے اجزاء ایک ہی وقت میں تشکیل پاتے ہیں، اور بڑے ستارے کم بڑے ستاروں کے مقابلے میں بہت تیزی سے تیار ہوتے ہیں، لیکن یہ مشاہدہ کیا گیا ہے کہ زیادہ بڑے اجزاء الگول اے اب بھی مرکزی ترتیب میں ہے، جبکہ کم بڑے پیمانے پر الگول بی بعد کے ارتقائی مرحلے میں ایک سبجیئنٹ ہے۔ اس تضاد کو بڑے پیمانے پر منتقلی کے ذریعے حل کیا جا سکتا ہے: جب زیادہ بڑا ستارہ ایک سبجیئنٹ بن گیا تو اس نے اپنے روچے لوب کو بھر دیا، اور زیادہ تر کمیت دوسرے ستارے میں منتقل ہو گئی، جو اب بھی مرکزی ترتیب میں ہے۔ الگول سے ملتی جلتی کچھ بائنریوں میں دراصل گیس کا بہاؤ دیکھا جا سکتا ہے۔ بھاگنے والے راستے اور نووا یہ بھی ممکن ہے کہ وسیع پیمانے پر الگ الگ بائنریوں کے لیے بیرونی خلل کے نتیجے میں ان کی زندگی کے دوران ایک دوسرے کے ساتھ کشش ثقل کا رابطہ ختم ہو جائے۔ اس کے بعد اجزاء ایک ستارے کے طور پر تیار ہونے کے لیے آگے بڑھیں گے۔ دو بائنری نظاموں کے درمیان قریبی تصادم کے نتیجے میں دونوں نظاموں کی کشش ثقل میں خلل بھی پڑ سکتا ہے، جس میں کچھ ستارے تیز رفتار سے خارج ہوتے ہیں، جس کی وجہ سے ستارے بھاگ جاتے ہیں۔ اگر کسی سفید بونے کا کوئی قریبی ساتھی ستارہ ہے جو اس کے روچے لوب سے بہتا ہے، تو سفید بونے ستارے کے بیرونی ماحول سے گیسوں کو مستقل طور پر جمع کرے گا۔ یہ سفید بونے کی سطح پر اس کی شدید کشش ثقل سے کمپیکٹ ہوتے ہیں، کمپریسڈ ہوتے ہیں اور بہت زیادہ درجہ حرارت پر گرم ہوتے ہیں کیونکہ اضافی مواد کھینچ لیا جاتا ہے۔ سفید بونا انحطاطی مادے پر مشتمل ہوتا ہے اور اسی طرح زیادہ تر گرمی کے لیے غیر ذمہ دار ہوتا ہے، جبکہ جمع شدہ ہائیڈروجن نہیں ہوتا ہے۔ ہائیڈروجن فیوژن سی این او سائیکل کے ذریعے سطح پر مستحکم انداز میں ہو سکتا ہے، جس کی وجہ سے اس عمل سے آزاد ہونے والی توانائی کی بہت زیادہ مقدار باقی گیسوں کو سفید بونے کی سطح سے دور اڑا دیتی ہے۔ نتیجہ روشنی کا ایک انتہائی روشن پھٹنا ہے، جسے نووا کہا جاتا ہے۔ انتہائی صورتوں میں یہ واقعہ سفید بونے کو چندر شیکھر کی حد سے تجاوز کرنے کا سبب بن سکتا ہے اور ایک سپرنووا کو متحرک کر سکتا ہے جو پورے ستارے کو تباہ کر دیتا ہے، جو بھاگنے کی ایک اور ممکنہ وجہ ہے۔ اس طرح کے واقعے کی ایک مثال سپرنووا ایس این 1572 ہے، جس کا مشاہدہ ٹائکو براہی نے کیا تھا۔ ہبل خلائی دوربین نے حال ہی میں اس واقعے کی باقیات کی تصویر لی ہے۔ فلکی طبیعیات بائنری ماہرین فلکیات کو دور کے ستارے کی کمیت کا تعین کرنے کا بہترین طریقہ فراہم کرتی ہے۔ ان کے درمیان کشش ثقل کی کشش انہیں اپنے مشترکہ مرکز کے گرد چکر لگانے کا سبب بنتی ہے۔ بصری بائنری کے مداری نمونے، یا سپیکٹروسکوپک بائنری کے سپیکٹرم کے وقت کے تغیر سے، اس کے ستاروں کی کمیت کا تعین کیا جا سکتا ہے، مثال کے طور پر بائنری ماس فنکشن کے ساتھ۔ اس طرح ستارے کی ظاہری شکل (درجہ حرارت اور رداس) اور اس کی کمیت کے درمیان تعلق پایا جا سکتا ہے، جو غیر بائنریوں کی کمیت کے تعین کی اجازت دیتا ہے۔ چونکہ بائنری نظاموں میں ستاروں کا ایک بڑا تناسب موجود ہے، اس لیے بائنری خاص طور پر ان عملوں کے بارے میں ہماری سمجھ کے لیے اہم ہیں جن کے ذریعے ستارے بنتے ہیں۔ خاص طور پر، بائنری کی مدت اور کمیت ہمیں نظام میں کونیی مومنٹم کی مقدار کے بارے میں بتاتی ہے۔ چونکہ یہ طبیعیات میں ایک محفوظ مقدار ہے، اس لیے بائنری ہمیں ان حالات کے بارے میں اہم اشارے دیتی ہیں جن کے تحت ستارے بنے تھے۔ بائنری ستاروں میں کمیت کے مرکز کا حساب لگانا ایک سادہ بائنری صورت میں، پہلے ستارے کے مرکز سے کمیت یا باریسینٹر کے مرکز تک کا فاصلہ r1 اس طرح دیا جاتا ہے جہاں a دو ستاروں کے مراکز کے درمیان کا فاصلہ ہے، اور m1 اور m2 دونوں ستاروں کی کمیت ہیں۔ اگر a کو دوسرے کے ارد گرد ایک جسم کے مدار کا سیمی میجر محور سمجھا جاتا ہے، تو r1 بڑے پیمانے پر یا بیری سینٹر کے مرکز کے ارد گرد پہلے جسم کے مدار کا سیمی میجر محور ہے، اور دوسرے جسم کے مدار کا سیمی میجر محور ہے۔ جب کمیت کا مرکز زیادہ بڑے جسم کے اندر واقع ہوتا ہے، تو وہ جسم ایک قابل فہم مدار کی پیروی کرنے کے بجائے ہلتا ہوا ظاہر ہوتا ہے۔ سینٹر آف ماس حرکت پذیری ریڈ کراس نظام کے بڑے پیمانے کے مرکز کو نشان زد کرتا ہے۔ یہ تصاویر کسی مخصوص حقیقی نظام کی نمائندگی نہیں کرتی ہیں۔ تحقیقی نتائج یہ اندازہ لگایا گیا ہے کہ آکاشگنگا میں ستاروں کے نظام کا تقریبا ایک تہائی حصہ بائنری یا متعدد ہے، باقی دو تہائی ایک ستارے ہیں۔ عام ستاروں کی مجموعی کثرت تعدد تارکی کمیت کا یکسانیت سے بڑھتا ہوا فعل ہے۔ یعنی، بائنری یا ملٹی اسٹار سسٹم میں ہونے کا امکان مستقل طور پر بڑھتا ہے جیسے جیسے اجزاء کی کمیت میں اضافہ ہوتا ہے۔ بائنری ستارے کے انقلاب کی مدت اور اس کے مدار کی سنکیتا کے درمیان براہ راست تعلق ہے، جس میں مختصر مدت کے نظاموں میں سنکیتا کم ہوتی ہے۔ بائنری ستارے کسی بھی قابل تصور علیحدگی کے ساتھ پائے جا سکتے ہیں، جوڑے اتنے قریب سے چکر لگا رہے ہیں کہ وہ عملی طور پر ایک دوسرے کے ساتھ رابطے میں ہیں، جوڑے اتنے دور سے الگ ہو گئے ہیں کہ ان کا تعلق صرف خلا کے ذریعے ان کی مشترکہ مناسب حرکت سے ظاہر ہوتا ہے۔ کشش ثقل سے جڑے بائنری ستاروں کے نظاموں میں، ادوار کی ایک نام نہاد لاگ نارمل تقسیم موجود ہے، جن میں سے زیادہ تر نظام تقریبا 100 سال کی مدت کے ساتھ چکر لگاتے ہیں۔ یہ اس نظریہ کے لیے معاون ثبوت ہے کہ بائنری نظام ستاروں کی تشکیل کے دوران تشکیل پاتے ہیں۔ جوڑوں میں جہاں دونوں ستارے مساوی چمک کے ہوتے ہیں، وہ بھی ایک ہی سپیکٹرم قسم کے ہوتے ہیں۔ ایسے نظاموں میں جہاں چمک مختلف ہوتی ہے، اگر روشن ستارہ ایک بڑا ستارہ ہے تو دھندلا ستارہ نیلا ہوتا ہے، اور اگر روشن ستارہ مرکزی ترتیب سے تعلق رکھتا ہے تو سرخ ہوتا ہے۔ ستارے کی کمیت کا تعین براہ راست اس کی کشش ثقل سے ہی کیا جا سکتا ہے۔ سورج اور ستاروں کے علاوہ جو کشش ثقل کے عینک کے طور پر کام کرتے ہیں، یہ صرف بائنری اور متعدد ستاروں کے نظام میں کیا جا سکتا ہے، جس سے بائنری ستارے ستاروں کی ایک اہم کلاس بن جاتے ہیں۔ بصری بائنری ستارے کے معاملے میں، مدار اور نظام کے تارکیی پارلاکس کا تعین ہونے کے بعد، دونوں ستاروں کی مشترکہ کمیت کیپلرین ہارمونک قانون کے براہ راست اطلاق سے حاصل کی جا سکتی ہے۔ بدقسمتی سے، سپیکٹروسکوپک بائنری کا مکمل مدار حاصل کرنا ناممکن ہے جب تک کہ یہ ایک بصری یا ایککلپسنگ بائنری بھی نہ ہو، اس لیے ان اشیاء سے صرف کمیت کے مشترکہ پروڈکٹ اور لکیر کے نسبت جھکاؤ کے زاویے کا تعین ممکن ہے۔ چاند گرہن بائنریوں کے معاملے میں جو کہ سپیکٹروسکوپک بائنری بھی ہیں، نظام کے دونوں اراکین کی وضاحتیں (کمیت، کثافت، سائز، روشنی اور لگ بھگ شکل) کے لیے ایک مکمل حل تلاش کرنا ممکن ہے۔ اگرچہ بائنری ستاروں کے متعدد نظام ماورائے شمسی سیاروں کو پناہ دینے کے لیے پائے گئے ہیں، لیکن ایسے نظام واحد ستاروں کے نظام کے مقابلے میں نسبتا کم ہی پائے جاتے ہیں۔ کیپلر خلائی دوربین کے مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ سورج کی طرح ایک ہی قسم کے زیادہ تر واحد ستاروں میں بہت سارے سیارے ہیں، لیکن بائنری ستاروں میں سے صرف ایک تہائی ہیں۔ نظریاتی تخروپن کے مطابق، یہاں تک کہ وسیع پیمانے پر الگ ہونے والے بائنری ستارے بھی اکثر چٹانی دانے کی ڈسکوں کو متاثر کرتے ہیں جن سے پروٹوپلانیٹ بنتے ہیں۔ دوسری طرف، دیگر تخروپن سے پتہ چلتا ہے کہ بائنری ساتھی کی موجودگی دراصل مستحکم مداری علاقوں کے اندر سیارے کی تشکیل کی شرح کو پروٹوپلانیٹری ڈسک کو "ہلا کر" بہتر بنا سکتی ہے، جس سے اندر موجود پروٹوپلانیٹس کے جمع ہونے کی شرح میں اضافہ ہوتا ہے۔ متعدد ستاروں کے نظام میں سیاروں کا پتہ لگانے سے اضافی تکنیکی مشکلات پیدا ہوتی ہیں، یہی وجہ ہو سکتی ہے کہ وہ شاذ و نادر ہی پائے جاتے ہیں۔ مثالوں میں وائٹ ڈوارف-پلسار بائنری پی ایس آر بی 1620-26، سبجیئنٹ-ریڈ ڈوارف بائنری گاما سیفئی، اور وائٹ ڈوارف-ریڈ ڈوارف بائنری این این سرپینٹس شامل ہیں۔ پہلے سے معلوم چودہ سیاروں کے نظاموں کے مطالعے سے پتہ چلا کہ ان میں سے تین نظام بائنری نظام ہیں۔ تمام سیارے بنیادی ستارے کے ارد گرد ایس قسم کے مدار میں پائے گئے۔ ان تینوں صورتوں میں ثانوی ستارہ بنیادی ستارے کے مقابلے میں بہت زیادہ مدھم تھا اور اس لیے اس کا پہلے پتہ نہیں چلا تھا۔ اس دریافت کے نتیجے میں سیارے اور بنیادی ستارے دونوں کے لیے پیرامیٹرز کا دوبارہ حساب لگایا گیا۔ سائنس فکشن میں اکثر بائنری یا ٹرنیری ستاروں کے سیاروں کو ایک ترتیب کے طور پر پیش کیا گیا ہے، مثال کے طور پر، سٹار وارز سے جارج لوکاس کی ٹیٹوائن، اور ایک قابل ذکر کہانی، "نائٹ فال"، یہاں تک کہ اسے چھ ستاروں کے نظام میں لے جاتی ہے۔ حقیقت میں، کچھ مداری حدود متحرک وجوہات کی بناء پر ناممکن ہیں (سیارہ نسبتا جلدی اپنے مدار سے نکال دیا جائے گا، یا تو نظام سے مکمل طور پر خارج ہو جائے گا یا زیادہ اندرونی یا بیرونی مداری رینج میں منتقل ہو جائے گا)، جبکہ دوسرے مدار مدار کے مختلف حصوں کے دوران سطح کے درجہ حرارت میں ممکنہ طور پر انتہائی تغیرات کی وجہ سے حتمی حیاتیاتی شعبوں کے لیے سنگین چیلنجز پیش کرتے ہیں۔ بائنری نظام میں صرف ایک ستارے کے گرد چکر لگانے والے سیاروں کے بارے میں کہا جاتا ہے کہ ان میں "ایس قسم" کے مدار ہوتے ہیں، جبکہ جو دونوں ستاروں کے گرد چکر لگاتے ہیں ان میں "پی قسم" یا "گردشی" مدار ہوتے ہیں۔ یہ اندازہ لگایا گیا ہے کہ بائنری نظاموں کے 50-60% مستحکم مداری حدود میں قابل رہائش زمینی سیاروں کی مدد کرنے کی صلاحیت رکھتے ہیں۔ اجزاء کے درمیان بڑا فاصلہ، نیز ان کے رنگ میں فرق، البیوریو کو سب سے آسان قابل مشاہدہ بصری بائنری میں سے ایک بناتا ہے۔ سب سے روشن ترین رکن، جو کہ برج سگنس کا تیسرا روشن ترین ستارہ ہے، دراصل ایک قریبی بائنری ہے۔ سگنس نکشتر میں بھی سگنس ایکس-1 ہے، جو ایک ایکس رے ماخذ ہے جسے بلیک ہول سمجھا جاتا ہے۔ یہ ایک ہائی ماس ایکس رے بائنری ہے، جس میں آپٹیکل ہم منصب ایک متغیر ستارہ ہے۔ سیریس ایک اور بائنری اور رات کے وقت آسمان کا روشن ترین ستارہ ہے، جس کی بصری ظاہری شدت −1.46 ہے۔ یہ برج کینس میجر میں واقع ہے۔ 1844 میں فریڈرک بیسیل نے اندازہ لگایا کہ سیریس بائنری ہے۔ 1862 میں الون گراہم کلارک نے ساتھی کو دریافت کیا (سیریس بی ؛ نظر آنے والا ستارہ سیریس اے ہے)۔ 1915 میں ماؤنٹ ولسن آبزرویٹری کے ماہرین فلکیات نے طے کیا کہ سیریس بی ایک سفید بونا تھا، جو دریافت ہونے والا پہلا تھا۔ 2005 میں، ہبل خلائی دوربین کا استعمال کرتے ہوئے، ماہرین فلکیات نے سیریس بی کے قطر کا تعین کیا، جس کی کمیت سورج کا 98 فیصد ہے۔ چاند گرہن بائنری کی ایک مثال برج اوریگا میں ایپسیلون اوریگا ہے۔ نظر آنے والا جزو سپیکٹرم کلاس F0 سے تعلق رکھتا ہے، دوسرا (چاند گرہن) جزو نظر نہیں آتا ہے۔ اس طرح کا آخری چاند گرہن 2009 سے 2011 تک ہوا تھا، اور امید ہے کہ جو وسیع مشاہدات کیے جائیں گے وہ اس نظام کی نوعیت کے بارے میں مزید بصیرت فراہم کر سکتے ہیں۔ ایک اور چاند گرہن والا بائنری بیٹا لیرا ہے، جو لیرا کے برج میں ایک نیم الگ بائنری اسٹار سسٹم ہے۔ دیگر دلچسپ بائنریوں میں 61 سگنی (برج سگنس میں ایک بائنری، جو دو کے کلاس (نارنجی) مین سیکوینس ستاروں پر مشتمل ہے، 61 سگنی اے اور 61 سگنی بی، جو اپنی بڑی مناسب حرکت کے لیے جانا جاتا ہے)، پروسیئن (برج کینس مائنر کا روشن ترین ستارہ اور رات کے وقت آسمان کا آٹھواں روشن ترین ستارہ، جو ایک بائنری ہے جو مرکزی ستارے پر مشتمل ہے جس میں ایک دھندلا سفید بونے ساتھی ہے)، ایس ایس لیسرٹا (ایک چاند گرہن بائنری جس نے گرہن لگنا بند کر دیا)، وی 907 سکو (ایک چاند گرہن بائنری جو رک گیا، دوبارہ شروع ہوا، پھر رک گیا)، بی جی جیمینورم (ایک چاند گرہن بائنری جس کے بارے میں سوچا جاتا ہے) شامل ہیں۔ متعدد ستاروں کی مثالیں دو سے زیادہ ستاروں والے نظام کو متعدد ستارے کہا جاتا ہے۔ الگول سب سے زیادہ مشہور سہ رخی (طویل عرصے سے بائنری سمجھا جاتا ہے) ہے، جو پرسیس برج میں واقع ہے۔ نظام کے دو اجزاء ایک دوسرے کو گرہن لگاتے ہیں، الگول کی شدت میں تغیر سب سے پہلے 1670 میں جیمینیانو مونٹاناری نے ریکارڈ کیا تھا۔ الگول نام کا مطلب ہے "شیطان کا ستارہ" (الغول سے)، جو شاید اس کے مخصوص رویے کی وجہ سے دیا گیا تھا۔ ایک اور نظر آنے والا تثلیث الفا سینٹوری ہے، جو سینٹورس کے جنوبی نکشتر میں ہے، جو رات کے آسمان میں تیسرا روشن ترین ستارہ ہے، جس کی ظاہری بصری شدت − 0.1 ہے۔ یہ نظام اس حقیقت کی بھی نشاندہی کرتا ہے کہ اگر بائنری کو چھوٹ دی جائے تو قابل رہائش سیاروں کی کوئی تلاش مکمل نہیں ہوتی ہے۔ الفا سینٹوری اے اور بی کا قریب ترین نقطہ نظر پر 11 اے یو فاصلہ ہے، اور دونوں میں مستحکم رہائش پزیر زون ہونے چاہئیں۔ تثلیثوں سے باہر کے نظاموں کی مثالیں بھی موجود ہیں: کاسٹر ایک سیکسٹپل اسٹار سسٹم ہے، جو برج جیمنی کا دوسرا روشن ترین ستارہ ہے اور رات کے وقت آسمان کے روشن ترین ستاروں میں سے ایک ہے۔ فلکیاتی لحاظ سے، کاسٹر کو 1719 میں ایک بصری بائنری کے طور پر دریافت کیا گیا تھا۔ کاسٹر کے اجزاء میں سے ہر ایک خود ایک سپیکٹروسکوپک بائنری ہے۔ کاسٹر کا ایک بے ہوش اور وسیع پیمانے پر الگ الگ ساتھی بھی ہوتا ہے، جو کہ ایک سپیکٹروسکوپک بائنری بھی ہے۔ ارسا میجرس میں الکور-میزر بصری بائنری بھی چھ ستاروں پر مشتمل ہے: چار میزر پر مشتمل ہیں اور دو الکور پر مشتمل ہیں۔ 104 ایکویری، ممکنہ بائنری 107 ایکویری، "ڈبل اسٹار"، زمین سے تقریبا 240 ہلکے سال کے فاصلے پر بیٹا سینٹوری بائنری بلیک ہول بائنری براؤن ڈوارفس بائنری اسٹار سسٹمز کی رہائش گاہ ایچ ڈی 30453، تیسرے جزو کے ساتھ ایک سپیکٹروسکوپک بائنری ہلز میکانزم ہارٹ بیٹ اسٹار، ایک قسم کا بائنری اسٹار سسٹم گردش براؤنین حرکت (فلکیات) عمومی اضافیت میں دو جسم کا مسئلہ نوٹ اور حوالہ جات بیرونی روابط آئی اے یو کمیشن جی 1: بائنری اور ملٹی پل اسٹار سسٹمز شوقیہ افراد کے لیے بہترین بصری بائنری کی فہرست، مداری عناصر کے ساتھ تصاویر اور بائنری کی خبروں کے ساتھ Hubblesite.org چندر ایکس رے آبزرویٹری منتخب کردہ بصری ڈبل اسٹارز اور ان کی متعلقہ پوزیشن بطور فنکشن