Nyota maradufu
Nyota maradufu (kwa Kiingereza: "binary star", "double star" au "multiple star system") ni nyota mbili au zaidi zinazokaa karibu kwenye anga ya ulimwengu kiasi cha kuvutana kwa graviti yake hadi kuzungukana. Kwa lugha nyingine ni mfumo wa nyota mbili au zaidi(Multiple Star System). Idadi yake ni kubwa, zikizidi kutambuliwa kutokana na matumizi ya darubini za kisasa. Sehemu kubwa ya nyota angavu ni nyota maradufu au sehemu ya mfumo wa nyota zaidi ya mbili.
Nyota zinazoonekana Duniani kuwa karibu si nyota maradufu halisi. Hali hii inaweza kutokea kama nyota mbili zinabahatika kuonekana karibu sana kwa mtazamaji kwenye Dunia ingawa hali halisi kuna umbali mkubwa kati yao na haziathiriani kwa graviti yake.
Nyota maradufu nyingi hutambuliwa kwa darubini kama mfumo wa nyota mbili zinazoshikamana. Zinazungukana au kwa lugha kamili zaidi zinazunguka kitovu cha graviti cha pamoja (ing. "") .
Kama kuna nyota nyingine zilizo sehemu ya mfumo uleule ambazo hazitambuliwi kwa njia ya kuonekana kwa darubini bali mara nyingi hutambuliwa kutokana na kera za miendo ya zile zinazoonekana. Uchunguzi wa spektra unasaidia hapa.
Kutokana na namna za utambuzi aina zifuatazo hutofautishwa:
Vipimo vilivyoweza kuthebitshwa vinaleta picha ifuatayo:
Nyota huaminiwa kuzaliwa katika wingu la gesi linalozunguka na kujikaza. Nadharia inayokubaliwa na wanaastronomia wengi ni mata inajikusanya kwenye sehemu mbili au zaidi ambapo mchakato wa myeyungano wa kinyuklia(Nuclear Fusion) unaanza na kuwa nyota. , 
Inawezekana ya kwamba katika mchakato huu nyota moja inaondoka katika uga la gravity la mfumo na kuendelea na njia yake ya pekee.
Kuna ngazi ya kawaida katika mageuko ya nyota nyingi ya kwamba nyota inapanuka. Hapa inaweza kutokea baina nyota maradufu zilizo karibu ya kwamba sehemu ya masi ya nyota inafika katika sehemu ambako gravity ya maradufu ni kubwa kuliko graviti ya nyota yenyewe. Umbali huu huitwa mpaka wa Roche (ing. Roche lobe au Roche limit). Hapa sehemu ya masi ya nyota moja inahamia upande wa nyota ya pili.
Kama kiwango cha masi kinachohama kutoka nyota kwenda nyingine ni kikubwa mno tabia ya nyota inayopokea inabadilika; hii hutazamiwa kuwa sababu mojawapo ya kutokea kwa milipuko ya nyota nova.
Watazamaji wa zamani hawakutambua nyota hizi ambazo kwa kawaida zinaonekana kama nyota moja kwa macho. Baada ya kupatikana kwa darubini watazamaji wengine pamoja na Galileo Galilei walitambua nyota ya Mizari kuwa nyota mbili lakini haikueleweka kama hii ilifuata utaratibu fulani. Padre Mjerumani Christian Mayer alikuwa mtaalamu wa kwanza aliyetambua mnamo 1779 ya kwamba nyota 72 zinashikamana kwa pamoja..
Baada yake Wilhelm Herschel (aliyefahamu tayari mafundisho ya Newton kuhusu graviti) alibuni nadharia ya kwanza kuhusu nyota maradufu (binary stars):
"Kama nyota mbili ziko karibu sana na kwa pamoja zina umbali wa kutosha na nyota nyingine ili zisiiathiriwe nazo, basi zinaunda mfumo wa pekee. Zinaendelea kushikwa kati yao na uvutano wa graviti ya kila upande kwa upande mwingine. Hali hii tunaweza kuita nyota maradufu halisi. Nyota mbili zinazoungwa hivyo zinafanya mfumo wa nyota maradufu tunazozijadili sasa."
Mnamo mwisho wa karne ya 19 kiasi cha nyota maradufu zinazozungukana kilikadiriwa kuwa takriban asilimia 20% za nyota zote. Leo hii kuna makadirio kuwa asilimia 60 hadi 70 za nyota angavu katika Njia Nyeupe ni sehemu ya mifumo ya nyota mbili au zaidi. Hata hivyo idadi kubwa zaidi ya nyota za Njia Nyeupe ni nyota ndogo na hafifu kushinda Jua letu na kati ya hizi, ambazo ni vibete vyekundu, nyota maradufu ni chache.