Kaksiktäht: erinevus redaktsioonide vahel

Kuigi kaksiktähtede teket viisil, kus kaks üksikut tähte muutuvad gravitatsiooniliselt seotuks, ei saa kõrvale jätta, on see äärmiselt väikese tõenäosusega. Ühelt poolt üksikute tähtede suhteliselt suure distantsilise eralduse tõttu ja teiselt poolt, sest energia jäävus nõuab ka kolmanda keha olemasolu. Kaksiktähtede suhteliselt suur sagedus ja kaksiksüsteemide vaatlused, kus mõlemad komponendid on suhteliselt noored, tõestavad et kaksiktähed tekivad juba tähetekkeprotsessi käigus. [[Molekulaarudu]] mureneb ja tekib mitu suhteliselt lähestikku asuvat [[prototäht]]e.<ref>{{cite book | first name= A.P. | last = "Boss | chapter = Formation of Binary Stars | title = The Realm of Interacting Binary Stars | editor = (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo | year = 1992 | page = 355 | isbn = 0-7923-1675-4 | publisher = Kluwer Academic | location = Dordrecht}}<"/ref><ref>{{cite web | url name= http://www."phys.lsu.edu"/astro/nap98/bf.final.html | title = The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars | first = J.E. | last = Tohline | coauthors = J.E. Cazes, H.S. Cohl | publisher = Louisiana State University}}</ref>

Arvatakse, et ligikaudu 1/3 tähesüsteemidest [[Linnutee]]s on mitmiksüsteemid ning ülejäänud 2/3 on üksikud tähed<ref>[http://www.cfa. name="harvard.edu/press/pr0611.html Most Milky Way Stars Are Single], Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics<"/ref> Kuna kaksiksüsteemide tekke tõenäosus on otseselt seotud algse molekulaarudu massiga, on kaksiktähtede komponentide seas vähe väikse massiga tähti. Suurem osa tähtedest - ligikaudu pool - on aga väikese massiga punased kääbused, mis on üldjuhul ka üksikud.

Kaksiksüsteemi konfiguratsiooni tüübi määrab komponendtidekomponentide omavahelise kauguse suhe komponentide suurusesse.<ref>{{cite web | url name= http://"mintaka.sdsu.edu"/faculty/quyen/node10.html | title = Roche model | first = Q | last = Nguyen | publisher = San Diego State University}}</ref>

Kontakt-kaksiktähtedes täidavad mõlemad komponendid endi Roche regioone. Täheatmosfääride ülemised osad moodustavad ühise atmosfääri, mis ümbritesebümbritseb mõlemat komponenti. Sedamööda, kuidas ühise atmosfääri hõõrdumine pidurdab komponente, võivad tähed lõpuks ühineda.<ref>{{cite journal | arxiv name= 0705.3444 | title = Galactic distribution of merging neutron stars and black holes | first = R. | last = Voss | coauthors = T.M. "Tauris | journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 342 | issue = 4 | pages = 1169–1184 | year = 2003 | doi = 10.1046"/j.1365-8711.2003.06616.x|bibcode = 2003MNRAS.342.1169V }}</ref>

[[ImagePilt:Triple-star sunset.jpg|thumbpisi|Kunstniku ettekujutus loojanguhetkest hüpoteetilisel kuul, mis on orbiidil ümber planeedi [[HD 188753 Ab]] (ülal vasakul) ,mis on orbiitil ümber kolmiktähe. Heledaim täht kolmest on vahetult horisondi all.]]

Ulmest on tuttav kujutlus mitme tähega [[planeet|planeedist]]. Reaalsuses on mitmed orbiidid aga dünaamilistel põhjustel välistatud. Ebastabiilselt orbiidil asuv planeet heidetakse kiiresti kas süsteemist välja või sunnitakse ta stabiilsemale orbiidile. Mõned orbiidid, kuigi stabiilsed, esitaksid [[biosfäär|biosfäärile]] väga suuri väljakutseid, tulenevalt pinnatemperatuuri suurest erinevusest orbiidi erinevates punktides. Planeete, mis on orbiidil ümber ühe kaksiktähe komponendi nimetatakse S-tüüpi orbiidiga planeetideks ning planeete, mis on orbiidil ümber mõlema komponendi nimetatakse P-tüüpi orbiidiga planeetideks. Hinnanguliselt 50-6050–60% kaksiktähti omab stabiilseid orbiite, mis on biosfäärile potentsiaalselt sobivad.

{{Reflistviited|colwidth=30em|refsallikad=

<ref>{{cite web | url name= http://www.phys.lsu.edu/astro/nap98/bf.final.html | title = The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars | first = J.E. | last = Tohline | coauthors = J.E. Cazes, H.S. Cohl | publisher = Louisiana State University}}</ref><ref>[http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html Most Milky Way Stars Are Single], Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics</ref><ref>{{cite web | url = http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/public/chalabae/ylu/ylu_web/ylu_proceedings/hubber.pdf | title = Binary Star Formation from Rotational Fragmentation | format = PDF | first = D.A. | last = Hubber | coauthors = A.P. Whitworth | publisher = School of Physics and Astronomy, Cardiff}}{{dead link|date=August 2011}}</ref><ref>{{cite web | url = http://mintaka.sdsu.edu/faculty/quyen/node10.html | title = Roche model | first = Q | last = Nguyen | publisher = San Diego State University}}</ref><ref"Tauris">{{cite journal | arxiv = 0705.3444 | title = Galactic distribution of merging neutron stars and black holes | first = R. | last = Voss | coauthors = T.M. Tauris | journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 342 | issue = 4 | pages = 1169–1184 | year = 2003 | doi = 10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x|bibcode = 2003MNRAS.342.1169V }}</ref>