En majoritet av alla stjärnor är dubbla eller multipla, dvs ingår i system av två eller flera stjärnor som rör sig i banor kring varandra. Detta grundläggande faktum glöms ofta bort, eftersom de flesta stjärnor ser enkla ut. När vi talar om dubbelstjärnor kan t.ex. avståndet mellan komponenterna variera från några få stjärnradier till ett halvt ljusår, och den ena komponenten kan vara hundratals gånger ljusstarkare än den andra. De dubbelstjärnor man direkt kan se som två ljusprickar bredvid varandra på himlen är bara den lilla minoriteten med stor separation och liten skillnad i ljusstyrka, s.k. visuella dubbelstjärnor.

Den statistiska fördelningen av separationerna är ganska nära konstant på en logaritmisk skala, dvs det finns lika många dubblar med 1-10″ separation som med 0,1-1″ eller 10-100″. Går man mycket över 10″  får man dock också en sammanblandning med slumpartade par, där två stjärnor bara råkar ligga i samma riktning sett från oss. Jordatmosfären är oftast så orolig att en dubbelstjärna med mindre än 1 bågsekunds separation inte upptäcks på ett foto. Traditionellt var det visuella observationer under korta glimtar med god seeing som upptäckte paren ner till ungefär en tiondels bågsekund. Sedan kom man på sätt att med mycket korta exponeringar ”frysa” seeingvariationerna, s.k. ”speckle”-teknik, och man kan från rymdinstrument slippa seeingen helt. Numera finns också avancerade system som kan kompensera för jordamosfärens inverkan i realtid, så att man med stora jordbundna teleskop kan obseervera även i intervallet 0,01-0,1″. Nästa nivå, 0,001-0,01″ kräver interferometerteknik, hopkopplade teleskop med hundratals meter mellan sig. Att man gör så stora ansträngningar för att se dessa täta par beror på att deras rörelser säger något om deras massor.

De två stjärnorna i paret antas ha massorna M1 resp. M2 i enheter av solens massa. Som ett perfekt isolerat tvåkroppssystem rör de sig i likformiga ellipser runt sin gemensamma tyngdpunkt med konstant period P. Ser man på på den relativa banan, den ena stjärnans läge i förhållande till den andra, blir den också en ellips, vars halva storaxel vi kan kalla a. Om vi mäter a i astronomiska enheter (=jordens avstånd från solen) och P i år gäller (exakt!) Keplers enkla lag a^3/P^2=M1+M2. Med a-värden som lätt kan variera 6 tiopotenser (0,01-10000) får vi alltså perioder som kan variera över 9 storleksordningar, från tusendels till miljontals år, och alltså motsvarande helt olika typer av dubbelstjärnor.

Trots att det alltså bara är en liten bråkdel av dubbelstjärnorna som ”ser ut som dubbelstjärnor” finns det ett antal redan bland himlens ljusaste stjärnor. En av dem är Albireo, beta i Svanen, där en ljusstarkare röd jätte ligger drygt 30″ från en blåare huvudseriestjärna. Eftersom separationen är så stor, och färgskillnaden så tydlig, är detta ett favoritobjekt för små teleskop. Bilden nedan är tagen med ett Newtonteleskop med f=1000 mm, där de dekorativa spetsarna bildas genom diffraktion mot sekundärspegelhållaren. Det finns en tredje komponent i en ’kortperiodisk’ (ca 200 år) bana kring primärstjärnan, medan omloppstiden i den stora banan är minst 100000 år.

När separationen är bara några få bågsekunder fungerar det inte med en direktbild, utan då är det filmning som gäller, många bilder i serie där man sedan kan kombinera bara de bästa. Resultatet blir inte alls så dekorativt, men man kan se två komponenter. Här först stjärnan gamma i Lejonet, där separationen bara är omkring 4″. Systemet består av två jättestjärnor ganska långt från varandra och den ännu ganska obestämda perioden är minst 500 år.

Stjärnan gamma i Jungfrun, Porrima, är ännu intressantare. Här går två huvudseriestjärnor i en bana med omloppsperiod omkring 170 år. Banan är så excentrisk att stjärnorna vid periastron är bara 0,3″ från varandra medan separationen vid apastron är ca 6 bågsekunder. Senaste periastronpassage ägde rum 2005, men på bilden från 2016 har separationen redan växt till omkring 2,5″.

En välkänd multipelstjärna är Castor, alfa i Tvillingarna. Här syns den (filmad 2014) som två komponenter 5 bågsekunder från varandra i en bana med 420 års period. Det intressanta är dock att var och en av dessa också är mer kortperiodiska dubblar, med perioder 9 resp 3 dygn.

På en direktbild flyter de två komponenterna ihop, men man ser en tredje ljussvag stjärna (YY Gem) som också går i bana kring huvudparet, med en period av storleksordningen 10000 år. Lustigt nog är även denna en tät dubbelstjärna med bara 0,8 dygns period. Dessutom ligger banplanet så att de två komponenterna varje varv tycks passera över varandra, vilket då minskar den totala ljusstyrkan. Stjärnan är en s.k. förmörkelsevariabel, därav variabelnamnet (YY Gem). Castor som vi ser som en stjärna på himlen är alltså minst sexdubbel…

Kortperiodiska dubbelstjärnor som växelvis förmörkar varandra kallas alltså förmörkelsevariabler, och de har ett eget avsnitt under huvudrubriken variabla stjärnor nedan.