stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Supernova

Nimeäminen · Luokittelu
Kehitys · HR-kaavio · Nukleosynteesi

Tähtijärjestelmä · Eksoplaneetta

Luettelot tähdistä
Synty ja kehitys
Synty · Prototähti · Esipääsarja · Pääsarja
Horisontaalihaara · Asymptoottihaara
Esiplanetaarinen sumu · Planetaarinen sumu
Wolfin–Rayetin tähti · Valesupernova
Supernova · Hypernova
Luminositeettiluokitus
Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Keltainen · Sininen)
Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen)
Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen)
Hyperjättiläinen
Spektriluokitus
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Jäänteet
Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö · Heliumplaneetta
Neutronitähti (Pulsari · Magnetar) · Musta aukko
Nukleosynteesi
Alfareaktio · Kolmialfareaktio · Heliumleimahdus
Hiilisykli · Hiilen fuusio · Neutronisieppaus · Nova
Yleiset ominaisuudet
Ikä · Magnitudi · Metallisuus · Luminositeetti
Aiheeseen liittyvää
Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Planeetta
Tähtijoukko (Avoin · Pallomainen) · Tähdistö
Auringon ominaisuudet
n
k
Jäänne Keplerin Supernovasta, SN 1604.
Supernova on tähden räjähdys, joka voi syntyä kahdella eri tavalla. Massiivinen tähti voi luhistua fuusion loputtua oman painovoimansa johdosta neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi tai kaksoistähdissä valkoinen kääpiö voi kasvattaa massaansa yli Chandrasekharin rajan. Supernovia esiintyy keskimäärin 50 vuoden välein linnunradan kokoisissa galakseissa. Kun ennen havaittiin vuosittain yhteensä satoja supernovia eri galakseissa, niin vuonna 2013 löydettiin jo 1 454 supernovaa, ja määrä on kasvanut siitäkin.
Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä, kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Uusien tähtien ja aurinkokuntien oletetaan syntyvän supernovien jäänteistä.
Linnunratamme tähdistä tuleviksi supernovakandidaateiksi ovat ehdolla mm. jättiläistähdet Rho Cassiopeiae, Eta Carinae ja Orionin Betelgeuze, joilla ei ole enää kovin paljon elinikää jäljellä. Käytännössä kuitenkin seuraava oman galaksimme supernova saattaa olla jokin muu miljardeista galaksimme tähdistä, edellä mainittujen sijaan.
Supernovatyyppejä

Spektrin mukaan supernovat jaotellaan tyyppeihin I (lue: 'yksi') ja II ('kaksi'). Kriteerit ovat seuraavat:
Tyyppi I
Ei vedyn Balmer-viivoja
Tyyppi Ia (lue 'yksi aa')
Piin Si-II -viiva 615,0 nm
Tyyppi Ib
Heliumin He I -viiva 587,6 nm
Tyyppi Ic
Heikot tai puuttuvat He-viivat
Tyyppi II
Vedyn Balmer-viivat
Tyyppi II-P
Tasainen valokäyrä
Tyyppi II-L
Lineaarisesti laskeva valokäyrä
Supernovatyyppejä > Tyypin I supernova

Tyypin I supernovat ovat tyypillisesti vanhoja tähtiä. Tyypissä Ia räjähtävä tähti on kaksoistähtijärjestelmään kuuluva valkoinen kääpiö, kun taas tyypeissä Ib ja Ic kyseessä on elinkaarensa loppupäässä oleva massiivinen Wolfin–Rayetin tähti.
Supernovatyyppejä > Tyypin I supernova > Tyypin Ia supernova

Elinkaarensa päähän tullut valkoinen kääpiötähti voi räjähtää supernovana, mikäli sillä on kumppanitähti josta valuu vetykaasua valkoisen kääpiön pinnalle. Tähden massan lähestyessä Chandrasekharin rajaa (noin 1,4 Auringon massaa), tähden sisuksissa happi- ja hiiliatomit alkavat fuusioitua raskaammiksi alkuaineiksi. Tavallisissa pääsarjan tähdissä tähtien keskuksten ydinreaktiot tapahtuvat kontrolloidustiselvennä, sillä reaktioissa vapautuvan energian säteilypaine estää ketjureaktion syntymisen työntämällä kaasuja erilleen. Valkoinen kääpiö on kuitenkin paljon tiheämpi kuin pääsarjan tähti, ja säteilypaineen sijasta sitä kannattelee elektronien Fermi-paine, jolloin säteilypaine ei riitä säätelemään ydinreaktioiden määrää aikayksikköä kohden. Fuusioliekin sytyttyä se leviää nopeasti turbulenssi-ilmiöiden ja erityisesti Rayleigh-Taylorin epästabiiliuden vuoksi.
Pitkän kytemisajan jälkeen, lämpötilan noustessa yli kriittisen rajan, ydinreaktiot kiihtyvät niin, että huomattava osa tähden hiili- ja happivaroista fuusioituu raskaammiksi alkuaineiksi muutaman sekunnin sisällä. Tällöin vapautuva energiamäärä on valtava, noin  10^{44}J, joka riittää helposti tähden gravitaatiosidosten rikkomiseen. Tähti räjähtää äkillisesti, synnyttäen shokkiaallon joka puskee ainetta valonnopeuden murto-osalla ulospäin. Vapautuva energia myös aiheuttaa suuren muutoksen tähden luminositeetissa (säteilyteho).  Tyypin Ia supernova on tyypillisesti noin 5 miljardia kertaa Aurinkoa kirkkaampi.
Supernovatyyppejä > Tyypin I supernova > Tyypin Ib ja Ic supernova

Tyypin Ib supernovana räjähtävä tähti on elinkaarensa päähän tullut Wolfin–Rayetin tähti, joka useimmiten on menettänyt aurinkotuulen takia liki 90 % alkuperäisestä massastaan. Tällaisen räjähdyksen seurauksena syntyy tähden massasta riippuen joko neutronitähti tai musta aukko. Tyypin Ib supernova tuottaa noin 0,3 Auringon massaa rautaa emogalaksiin. Tyyppi Ic on hyvin harvinainen, ja eroaa tyypistä Ib vain helium-viivojen suhteen.
Supernovatyyppejä > Tyypin II supernova

Tyypin II supernovassa räjähtävä tähti on valtava, yli 10 Auringon massainen tähti, joka on 'polttanut' (ydinfuusio) vetypolttoaineensa loppuun, ja jossa heliumfuusiovaihe on loppumassa. Raskaammat tähdet kehittyvät tavallisesti punaisen jättiläisvaiheen kautta tilaan, jossa keskustan rautaydin on ydinenergeettisessä energiakuopassa, kun rautaa raskaampien alkuaineiden fuusioituminen ei enää tuo energiaa, vaan kuluttaa sitä, niin fuusioreaktiot keskustassa tyrehtyvät ja säteilypaine romahtaa. Tällöin kehittyy salamannopeasti tilanne, jossa rautaydin ei yksin pysty vastustamaan enää gravitaatiovoimien luomaa painetta, vaan tapahtuu luhistuminen keskustan massan ylittäessä Chandrasekharin rajan. Keskustan luhistuessa se kuumenee tuottaen korkeaenergiaista gammasäteilyä, jonka takia  rauta hajoaa heliumytimiksi ja vapaiksi neutroneiksi (moisessa kuumuudessa ja paineessa on vain plasmaa, eikä elektronit edes ollut rautaytimessälähde?). Tähden keskus luhistuu tuottaen valtavan shokkiaallon, jolloin ulkokerrokset (noin 90 prosenttia tähden massasta) räjähtävät ympäröivään avaruuteen. Keskukseen syntyy neutronitähti. Valon spektriviivoissa näkyy vetyviivat. Tyypin II supernovia esiintyy yleisimmin galaksihaaroissa ja nuoremmissa tähtiryhmissä. Tyypin II supernovassa ytimen luhistuminen pysähtyy lopulta neutronitilan luhistumispaineeseen, jossa tiheys on sama kuin atomiytimessä. Mikäli tähden massa on riittävä, voi käydä niin, että keskustan luhistuessa syntyvä shokkiaalto repii myös itse keskustan kappaleiksi, eikä supernovasta jää jäljelle mitään, vaan koko tähti kirjaimellisesti leviää ympäri avaruutta. Mikäli kuitenkin tähden massa on riittävän suuri (noin 25–50 Auringon massaa) ja mikäli shokkiaalto ei pääse purkautumaan ja repimään keskustaa hajalle, keskusta romahtaa neutronitähtitilan jälkeen mustaksi aukoksi. Mutta välttämättä edes tuo massa ei riitä mustan aukon syntymiseen, vaan tuloksena voi olla magnetari.
Supernovatyyppejä > Hypernova

Teorian mukaan supermassiivinen tähti (yli 40 Auringon massaa) saattaa päättää päivänsä hypernovana. Tähden ydin romahtaa suoraan mustaksi aukoksi, muu osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen ja samalla kaksi hyvin voimakasta energeettistä plasmasuihkua purkautuu tähden navoilta lähes valonnopeudella. Hypernovia on ehdotettu selitykseksi gammasädepurkauksille. Minuutin aikana tällaisessa purkauksessa voi (näennäisesti) vapautua miljoonan galaksin säteilyenergiaselvennä. On myös esitetty, että kahden neutronitähden törmäyksessä voi syntyä hypernova, ja lopputuloksena musta aukko. Mahdollisesti samalla syntyy niin voimakkaita Gravitaatioaaltoja, että ne voidaan havaita Maassa herkillä mittalaitteilla.
On esitetty, että hypernovan laukaisema energiamäärä voisi olla riittävä hävittämään elämän Maasta. NASAn ja Kansasin yliopiston 2005 julkaiseman tutkimuksen mukaan ns. ordovikikauden massasukupuutto 450 miljoonaa vuotta sitten on voinut johtua Maahan osuneesta hypernovan gammasädepurkauksesta. Vain kymmenen sekunnin purkaus on riittänyt hävittämään Maan suojaavan otsonikerroksen. Otsonikerroksen tuhoutuessa Auringon ultraviolettisäteily on voinut surmata suuren osan maanpinnan ja meren pintakerroksen eliöstöstä, ja sotkea ravintoketjut niin, että seurauksena on ollut massasukupuutto.
Hypernovapurkaus saattaa olla elämälle vahingollinen vielä 6 500 valovuoden päässä, jos Maa on tähden pyörimisakselin suunnassa.
Hypernovia arvioidaan tapahtuvan galaksissamme vain noin kerran 230 miljoonassa vuodessa. Lähin hypernovakandidaatti, Eta Carinae, on yli 7 500 valovuoden päässä Maasta.
Supernovatyyppejä > Valesupernova

Valesupernova on tapahtuma, jossa supermassiivinen tähti räjähtää vain osittain synnyttäen supernovalle tyypillisen paineaallon kuitenkin kirkastuen vain vähän verrattuna supernovaan. Valesupernovassa tähti ei myöskään tuhoudu kokonaan. Berkeleyn yliopiston tutkijat arvelevat että vuonna 1843 tapahtunut Eta Carinaen supernovaräjähdystä huomattavasti vaisumpi räjähdys olisi ollut valesupernova pintapurkauksen sijaan. Tutkijaryhmä myös arvelee että yli 30 auringon massaisten supermassiivisten tähtien loppuhetkiin saattaa kuulua useampia pienempiä räjähdyksiä ennen tähden luhistumista mustaksi aukoksi.
Supernovien nimeäminen

Supernovat nimetään tietyn kaavan mukaan. Nimen alussa ovat kirjaimet SN (SuperNova), joita seuraa vuosiluku ja lopuksi kirjain tai kirjainpari, joka identifioi sen, monesko kyseisenä vuonna havaittu supernova on kyseessä. Tammikuun 1. päivästä lukien käytetään ensin isot kirjaimet A-Z, jonka jälkeen jatketaan pienillä kirjainpareilla aa, ab, ac,..., az, ba,... vuoden loppuun asti.
Supernovien nimeämisestä vastaa Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin 
(IAU) Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT), joka sijaitsee Harvardin observatorion yhteydessä. IAU muutti nimeämiskäytäntöä 1.1.2016 lähtien niin että mahdolliset supernovat nimetään ensin väliaikaisella nimellä joka alkaa kirjaimilla AT, esimerkiksi AT 2018bki ja sen jälkeen kun löytö on varmistettu spektroskooppisesti supernovaksi etuliite muutetaan SN:ksi.
Tunnettuja supernovia

Tarkimmat muistiinpanot Linnunratamme historiallisista supernovista on kiinalaisilla, jotka ovat merkinneet muistiin kaikkiaan seitsemän varmaa räjähdystä ajanlaskun alun jälkeen. Kaikkien näiden räjähdysten jäännökset ovat edelleen havaittavissa.
Tunnettuja supernovia > Rapusumu (M1)

Rapusumu, Äyriäissumunakin tunnettu, on supernovajäänne Härän tähtikuviossa, jossa havaittiin räjähtävä tähti 4. heinäkuuta 1054. Tuolloin kiinalaiset kirjasivat ylös nähneensä sen jopa keskellä päivää 23 päivän ajan, jonka jälkeen se alkoi hiipua näkyen kuitenkin yötaivaalla vielä parin vuoden ajan. Nyt paikalla nähdään äyriäistä muistuttava sumu, joka säteilee valoa, radioaaltoja; lähes koko sähkömagneettisen spektrin kattaen. Keskellä sumua on nopeasti pyörivä pulsari, neutronitähti, jonka kiertoaika akselinsa ympäri on edelleen huikeat 0,03 sekuntia. Sumu laajenee n. 1 000 km/s nopeudella. 1900-luvun ensimmäisiin valokuviin verrattuna sumun havaitaan selvästi laajentuneen.
Tunnettuja supernovia > SN 1572 ja SN 1604

Tanskalainen Tyko Brahe havaitsi SN 1572ksi nimetyn supernovan vuonna 1572. Viimeisin nähty oman galaksimme  supernovaräjähdys oli Keplerin sekä kiinalaisten, japanilaisten ja korealaisten tähtitieteilijöiden vuonna 1604 Käärmeenkantajan tähtikuviossa havaittu supernova SN 1604. Se oli kirkkaimmillaan jonkin verran Siriusta kirkkaampi, ja sen pystyi näkemään yötaivaalta paljain silmin noin vuoden ajan.
Tunnettuja supernovia > SN 1987A

Supernova SN 1987A on viime aikojen kuuluisin ja yksi tutkituimmista supernovista. Kyseessä oli 23. helmikuuta 1987 vajaan 170 000 valovuoden päässä  Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) räjähtänyt supernova, joka näkyi eteläisellä pallonpuoliskolla paljain silmin. Alun perin Auringon tarkkailuun rakennetut neutriinoilmaisimet eri puolilla maapalloa havaitsivat jo noin 3 tuntia ennen visuaalista supernovan havaintoa noin parinkymmenen neutriinon ryöpyn iskeytyneen lyhyessä ajassa, mikä oli ensimmäinen kerta, kun kaukaa aurinkokunnan ulkopuolelta ja vieläpä supernovasta havaittiin neutriinoja. Tapaus oli ensimmäinen, jossa räjähti tunnettu tähti.
Tunnettuja supernovia > SN 2006gy

Supernova SN 2006gy oli supernova, joka havaittiin ensimmäiseksi McDonaldin observatoriossa 18. syyskuuta 2006. Räjähdys tapahtui Perseuksen tähdistöön kuuluvassa galaksissa NGC 1260, joka sijaitsee 72 megaparsekin päässä Maasta. SN 2006gy:n absoluuttinen magnitudi on −22, mikä tekee siitä kirkkaimman tunnetun supernovan. Räjähtäneen tähden massa on yli 100 auringon massaa, mahdollisesti jopa 130–150 auringon massaa.
Tunnettuja supernovia > SN 2007ae

Markku Nissinen ja Veli-Pekka Hentunen löysivät 19. helmikuuta 2007 Härkämäen observatoriolla uuden supernovan, joka tunnetaan luettelotunnuksella SN2007ae. Supernova SN2007ae sijaitsi galaksissa, joka tunnetaan luettelotunnuksella UGC 10704 ja jonka tarkemmat koordinaatit ovat R.A = 17h01m51s.95 ja deklinaatio = +79°01'54.6. Kyseessä oli tyypin 1a supernova ja kirkkautta sillä oli kuvaushetkellä noin 17,4 magnitudia. Tämä supernova on ensimmäinen, joka on löydetty ja kuvattu Suomessa. Tähtitieteilijä Seppo Mattila on aiemmin löytänyt supernovia, mutta hänen löytönsä on tehty Kanariansaarilla ja Chilessä.
Kirjallisuutta

Maalampi, Jukka (toim.): Minne menet, maailmankaikkeus? Kirjoituksia kosmoksesta.  Helsinki:  Fysiikan kustannus, 2000.  ISBN 951-97790-0-0
Aiheesta muualla

Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta .
Supernovan väläyksen ensi hetket havaittu ensimmäistä kertaa (video) (Arkistoitu – Internet Archive)
Cohen, Julie: Death-defying supernova kept exploding over 50 years Universal-Sci.  14.11.2017. Arkistoitu 13.5.2018. Viitattu 13.05.2018.
Star exploded, survived, and exploded again more than 50 years later PHYS.org.  8.11.2017. Viitattu 13.05.2018.
Andew, Elisa: Could a supernova be visible from Earth in the next 50 years? IFLScience.  4.11.2013. Viitattu 13.05.2018.
Yksi kaikkien aikojen kirkkaimmista supernovaräjähdyksistä ehkä löydetty Suomen akatemia.  13.11.2017. Arkistoitu 14.5.2018. Viitattu 13.05.2018.
McCray, Richard & Fransson, Claes: Supernova 1987A at 10,000 Days chem.tufts.edu. Arkistoitu 15.11.2017. Viitattu 13.05.2018.
Vasemmalla galaksi NGC 3370, jossa näkyy supernova SN 1994ae. Oikealla sama galaksi vuonna 2003. Supernovan paikka on merkitty renkaalla. Huomaa, kuinka kirkas supernova on muuhun galaksiin verrattuna.
Nasan piirros tyypin Ia supernovan synnystä
Rapusumu
SN 1987A
Kaksoistähti

Hubble-teleskoopin kuva Siriuksen kaksoistähtijärjestelmästä. Kuvassa Sirius B näkyy alempana vasemmalla.
Kaksoistähti on tähtijärjestelmä, jossa kaksi tähteä kiertää yhteisen painopisteen ympäri ellipsiradalla. Näitä tähtiä kutsutaan kaksoistähtijärjestelmän komponenteiksi. Nykyisen käsityksen mukaan suuri tai suurin osa havaittavista tähdistä on osa vähintään kahden tähden järjestelmää. Kaksoistähtijärjestelmät ovat hyvin tärkeitä astrofysiikan kannalta, sillä tähtien massa voidaan määrittää tarkkailemalla kahden tähden jakamaa kiertorataa. Kaksoistähtijärjestelmistä saatujen tulosten kanssa vertailemalla voidaan selvittää monien yksittäistenkin tähtien massa.
Kaksoistähtijärjestelmän tähtien ratojen säteet r1 ja r2 ovat kääntäen verrannolliset tähtien massoihin m1 ja m2.
{\frac {r_{1}}{r_{2}}}={\frac {m_{2}}{m_{1}}}
Vaikka maan pinnalta katsottuna jotkin tähdet näyttävät suunnattoman etäisyyden vuoksi olevan lähekkäin, niitä ei tule sekoittaa kaksoistähtiin, sillä niiden painovoima vaikuttaa toisiinsa vain hyvin vähän. Kaksoistähtijärjestelmät voidaan erottaa joko optisesti tai epäsuorilla keinoilla, kuten spektroskopialla. Jos kaksoistähdet kiertävät toisiaan maasta nähden suorassa, ne näyttävät kulkevat toistensa ylitse.
Tähtijärjestelmät, joissa on useampia kuin kaksi tähteä, eli moninkertaiset tähtijärjestelmät, eivät myöskään ole harvinaisia ja niihin viitataan usein samalla termillä kuin kahden tähden järjestelmiinkin. Kaksoistähtien komponentit nimetään siten, että kirkkaampi on A ja himmeämpi B. Kaksoistähtijärjestelmissä olevien tähtien massat voivat siirtyä tähdestä toiseen mikä johtaa yksittäisille tähdille epätavanomaiseen kehitykseen. Tunnettuja esimerkkejä kaksoistähtijärjestelmistä ovat Algol, Sirius ja Cygnus X-1 (jonka yksi komponentti saattaa olla musta aukko).
Terminologia

Kaksoistähti-sanaa käytti ensimmäisen kerran Sir William Herschel 1802 kuvaamaan kahden lähekkäin olevan tähden muodostamaa yhteistä järjestelmää. Kaikki toisiaan kiertävät tähdet ovat kaksoistähtiä. On kuitenkin mahdollista, että "kaksoistähti" muodostuukin todellisuudessa kahdesta täysin erillisestä tähdestä, jotka sattuvat näkymään Maahan lähes samassa suunnassa, vaikka todellisuudessa ovatkin hyvin suurten etäisyyksien erottamia. Tällöin puhutaan optisesta kaksoistähdestä. Tunnettu optinen kaksoistähti sijaitsee Otavan varressa, jossa Mizar ja Alcor näyttävät muodostavan parin. Optisia kaksoistähtiä löytyi hyvin paljon kaukoputken keksimisen jälkeen. Herschel mittasi 1780 yli 700 tähden muodostaman parin asemien muutoksia ja havaitsi, että noin 50 pareista muutti keskinäistä asemaansa kahden vuosikymmenen tarkkailun kuluessa.
Aito kaksoistähti on kahden (tai useamman) painovoiman toisiinsa sitoman tähden ryhmä. Toisinaan pelkkä optinen tarkennus riittävän vahvalla kaukoputkella, mahdollisesti interferometrin avustamana riittää erottamaan kaksoistähden, jolloin puhutaan visuaalisesta kaksoistähdestä. Muissa tapauksissa ainoa tapa tunnistaa kaksoistähti on Doppler-siirtymä tähden valossa. Näissä niin sanotuissa spektroskooppisissa kaksoistähdissä lähekkäin olevien tähtien spektrissä näkyy muutoksia valon liikkuessa ensin kohti sinistä ja sitten kohti punaista, tähden liikkuessa ensin Maata kohti ja sitten poispäin tähden kiertäessä kaksoistähtijärjestelmän yhteistä painopistettä. Jos tähdet ovat tietystä näkökulmasta katsottuna samassa linjassa, on mahdollista nähdä osittainen tai kokonainen tähdenpeitto eli okkultaatio, jossa toinen tähti peittää toisen. Algol on tunnetuin esimerkki juuri tällaista kaksoistähteä edustavasta järjestelmästä.
Tähtitieteilijät ovat havainneet joitakin tähtiä, jotka näyttävät kiertävät tyhjän avaruuden ympärillä. "Astrometriset kaksoistähdet" ovat lähellä maata olevia tähtiä, jotka kiertävät keskipisteen ympärillä mutta ilman näkyvillä olevaa toista komponenttia. Myös joillakin spektroskooppisilla kaksoistähdillä on havaittu olevan vain yksi spektri, joka liikkuu edestakaisin. Vaikka toista komponenttia ei olisikaan näkyvillä, sen massan laskemiseksi voidaan käyttää samoja matemaattisia kaavoja kuin tavanomaisen kaksoistähden komponenttien. Astrometrisen kaksoistähden näkymättömän komponentin on oltava hyvin himmeä, niin että se on luultavasti kirkkaamman komponentin loiston peittämä. On myös mahdollista, että kumppani on jokin hyvin heikosti säteilevä kappale, kuten neutronitähti. Joissain tapauksessa on myös vahvasti syytä epäillä, että puuttuva tähti onkin todellisuudessa musta aukko. Cygnus X-1 on tunnettu esimerkki tällaisesta kaksoistähtijärjestelmästä: näkymättömän komponentin on arveltu olevan massaltaan yhdeksän kertaa suurempi kuin Aurinko. Näin suuri massa on paljon suurempi kuin Tolmanin-Oppenheimerin-Volkoffin rajan eli neutronitähden massan teoreettisen ylärajan. Cygnus X-1 oli ensimmäinen kohde joka yleisesti hyväksyttiin mustaksi aukoksi.
Kaksoistähtien havainnointimenetelmistä

Monet kaksoistähdet havaitaan suoraan seuraamalla lähekkäisten tähtien liikkeitä taivaalla. Hyvin lähekkäisiä kaksoistähtiä ei suoraan havaita. Tähtien pitää olla yli 0,2 " (kaarisekunnin) päässä toisistaan. Joissain tapauksissa tähdet eivät näy erillisenä, mutta tähden kuva on soikea. Jos komponentit ovat hyvin kaukana toistaan, on joskus vaikea todistaa, kiertävätkö tähdet toisiaan vai eivät, koska liike on niin hidasta ja lähellä mittaustarkkuutta.
Astrometrinen kaksoistähti havaitaan mittaamalla tarkasti tähden paikka taivaalla, kun vain toinen tähti havaitaan kieppuvan tähtien yhteisen painopisteen ympäri. Tällä tavoin on väitetty havaitun joittenkin kevyiden tähtien läheltä raskaita planeettoja, mutta tätä ei ole voitu todistaa.
Interferometrinen kaksoistähti havaitaan monin keinoin: interferometrilla jopa 0,2 millikaarisekunnin päässä toisistaan olevat tähdet erottuvat. Interferometri vaatii aina melko kirkkaita kohteita havaittavaksi. Tarkkuus paranee kaukoputkien kehittyessä. Interferometri yhdistää kahden kaukoputken valovirrat. Täpläinterferometrialla nähdään jopa 0,03 " (30 mas, millikaarisekuntia) laikkuja, kohteiden on oltava kirkkaita. Kuun peittäessä kaksoistähden havaitaan jopa 3 mas yksityiskohtia peittyvän tähden lähiympäristössä.
Spektroskooppinen kaksoistähti: tähtiä ei näy erillisenä millään keinolla, mutta havaitaan joko molempien tähtien spektrit päällekkäin tai Dopplerin siirtymä kiertoajan tahdissa.  Monelta tähdeltä on havaittu planeetanmassaisia seuralaisia, eksoplaneettoja spektroskooppisella keinolla.
Fotometrinen kaksoistähti eli pimennysmuuttuja: Kaksi tähteä kiertävät toisiaan lähellä ja pimentävät toisiaan. Mittaamalla fotometrisesti tähden kirkkaus, saadaan valokäyrä, jonka muutoksista voidaan laskea kaksoistähtijärjestelmän ominaisuuksia. Voidaan havaita myös toisen tähden kuumentavan toista jne. Tunnetuin pimennysmuuttuja on Algol.
Useampikertaiset tähdet

Mikäli tähtiä on useampia, puhutaan moninkertaisesta tähdestä. Tällöin lisätään komponentteja tähtien lukumäärän mukaan: C, D, E, ...
Voidaan lisätä myös komponentteja näin: Jos jonkin kaksoistähden A-komponentti paljastuu kaksoistähdeksi, lisätään Aa ja Ab.
Usein moninkertaiset tähdet muodostuvat kaksoistähdistä, jolloin esimerkiksi kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertää toisiaan. Tunnettuja moninkertaisia tähtiä ovat mm. kolmoistähti Zeta Cancri ja kuusinkertainen tähti Castor.
Yleensä moninkertaiset kaksoistähdet ovat hierarkkisia. Jos kaksi komponenttia kiertää lähekkäin toisiaan, kolmas on kauempana. Nelostähden rakenne voi olla kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertämässä toisiaan. Hierarkkisuuden arvellaan liittyvän tähtien syntytapoihin.
Kolmen kappaleen probleemasta tiedetään, että kolme kovin lähekkäistä tähteä eivät viihdy pitkään vakailla radoilla: usein käy niin, että kaksi tähteä jää kiertämään toisiaan ja kolmas sinkoutuu pois suurella vauhdilla.
Kaksoistähtien luokittelu

Kaksoistähtiä on luokiteltu monella tavalla:
Astrometrinen kaksoistähti on kaksoistähti, jossa toinen tähti näkyy ja toinen ei. Näkymätön tähti havaitaan, koska se huojuttaa vetovoimallaan näkyvää tähteä, joka näyttää pitkän ajan kuluessa liikkuvan taivaalla.
Spektroskooppisissa kaksoistähdissä ainakin toisen komponentin liike voidaan havaita Dopplerin ilmiön aiheuttamasta spektriviivojen aallonpituuden muutoksista.
Erillisissä kaksoistähdissä ei tapahdu massan siirtoa.
Puoliksi erillisissä kaksoistähdissä yhdestä komponentista siirtyy massaa toiseen. Tyypillisesti kiertoajat ovat muutamia päiviä tai vähemmän.
Kontaktikaksoistähdissä tähtien pintaosat ovat yhdistyneet, mutta ytimet erilliset.
Optinen kaksoistähti ei ole todellinen kaksoistähti, vaan sen komponentit saattavat olla hyvinkin kaukana toisistaan. Maasta katsottuna tähdet näyttävät sattumalta olevan hyvin lähellä toisiaan, mutta todellisuudessa tähdet eivät vaikuta vetovoimallaan toisiinsa.
Pimennysmuuttujat ovat kaksoistähtiä, jotka havaitaan tähden säteilemän valon muutoksista. Pimennysmuuttujat ovat samalla myös spektroskooppisia kaksoistähtiä.