|
[[Image:Sirius A and B Hubble photo.jpg|thumb|[[Hubble kosmose teleskoobi|Hubble]] tehtud pilt [[Sirius]]e kaksiksüsteemist, Sirius B on selgelt eristatav (all vasakul)]]
'''Kaksiktäht''' on kahest gravitatsiooniliselt seotud [[täht (astronoomia)|tähest]] koosnev süsteem, kus mõlemad tähed on orbiidil ümber nende ühise massikeskme. Heledamat tähte kahest nimetatakse peatäheks või primaartäheks. Teist tähtdetähte kutsutakse üldiselt kaaslaseks või sekundaariks. Teadusuurimused alates varajasest 19.sajandist tänapäevanisajandist osutavadnäitavad, et paljud tähed on osa kaksik- või mitmiktähest.
Kaksiktähed on astronoomiliselt väga tähtsad objektid, sest nende orbiitide järgi saab määrata komponentide massid., Massidmida saab seada vastavusse teiste tähtede parameetritega, ning seeläbi võib saadud seoseid saab kasutada üksikute tähtede masside määramiseks.
Tihti leitakse kaksiktähedkaksiktähti optilise vaatluse teel, misjuhulmispuhul kutsutakse neid visuaalseteks kaksiktähtedeks ( visuaalselt võivad kaksiktähtedena paista ka tähed, mis tegelikult ei ole gravitatsiooniliselt seotud ). Kaksiktähti võib detekteeridaavastada ka kaudsete meetodite abil, näiteks spektroskoopiliselt või astromeetriliselt. Kui kaksiktähede orbiidid juhtuvad olema tasandistasandil, mis on meie vaatetasandisvaatetasandil, siis varjutavad perioodiliselt tähed perioodiliselt teineteist. Selliseid kaksiktähti nimetatakse varjutavateks kaksiktähtedeks või fotomeetrilisteks kaksiktähtedeks (kuna tihti avastatakse neid kasutadesfotomeetriliste fotomeetrilisi vahendeid,vahenditega ehk uurides süsteemi valguskõverat).
Kui kaksiktähed on teineteisele küllalt lähedal, võivad nad gravitatsiooniliselt mõjutada kaaslase atmosfääri. MõningatelMõnedel juhtudel võib toimuda isegi massi ülekandumine. Seega võib kaksiktähtede evolutsioonevolutsioonis omadaolla faase, mida üksikud tähed läbida ei saa. ▼
▲Kui kaksiktähed on teineteisele küllalt lähedal, võivad nad gravitatsiooniliselt mõjutada kaaslase atmosfääri. Mõningatel juhtudel võib toimuda isegi massi ülekandumine. Seega võib kaksiktähtede evolutsioon omada faase, mida üksikud tähed läbida ei saa.
==Teke==
Kuigi kaksiktähtede teket viisil, kus kaks üksikut tähte muutuvad gravitatsiooniliselt seotuks, ei saa kõrvale jätta, on see äärmiselt väikese tõenäosusega. ÜheltpooltÜhelt poolt üksikute tähtede suhteliselt suure distantsilise eralduse tõttu. Teisaltja teiselt poolt, kunasest [[energia jäävus]] nõuab ka kolmanda keha olemasolu. Kaksiktähtede suhteliselt suur sagedus ja kaksiksüsteemide vaatlused, kus mõlemad komponendid on suhteliselt noored, osutavad,tõestavad et kaksiktähed tekivad juba tähetekkeprotsessi käigus. Molekulaarudu frakmenteerubmureneb ja tekib mitu suhteliselt lähestikku asuvat [[prototäht]]e.
==Orbiidid==
Dünaamilistel põhjustel pole kõik mitme keha süsteemid stabiilsed. Näiteks kolme keha süsteemis, kus kõik kehad on ligilähedaste massidega ja omavahelised kaugused väikesed, heidetakse ebastabiilsuste tõttu üks keha suhteliselt kiiresti välja, ning alles jääb enamasti stabiilne kaksiksüsteem. Kaksiktähe komponentide orbiidid sõltuvad peamiselt primaar- ja sekunaartähesekundaartähe masside suhtest. Tiirlemisperioodid ulatuvad mõnedest tundidest, peaaegu kontaktis olevad tähed, kuni tuhandete aastateni.
==Esinemissagedus==
On hinnatudArvatakse, et ligikaudu 1/3 tähesüsteemidest Linnutees on mitmiksüsteemid ning ülejäänud 2/3 on üksikud tähed. EtKuna kaksiksüsteemide tekke tõenäosus on otseselt seotud algse molekulaarudu massiga, on kaksiktähtede komponentide seas vähe väikse massiga tähti. Suurem osa tähtedest - ligikaudu poo l- on aga väikese massiga punased kääbused, ligikaudu pool, mis on üldjuhul ka üksikud.
==Süsteemi konfiguratsioon==
| 