Ewolucja gwiazd podwójnych przebiega odmiennie niż u gwiazd pojedynczych. Zazwyczaj większy ze składników gwiazdy podwójnej, wcześniej kończy etap życia. Początkowo ma on postać czerwonego olbrzyma. Jednak z czasem kurczy się i przeistacza w białego olbrzyma. W tym samym czasie, druga z gwiazd (początkowo mniejsza), zmienia swoje rozmiary stając się czerwonym, rozrzedzonym olbrzymem, którego gazy zaczyna przyciągać towarzyszący mu biały karzeł. Następnie wokół białego karła gromadzi się coraz więcej zwartej i gorącej substancji. Przepływ części masy pomiędzy gwiazdami, jest możliwy dzięki oddziaływaniom grawitacyjnym. Materia, która wypływa z gwiazdy bardziej zaawansowanej ewolucyjnie nie musi spaść na drugi składnik tego układu. Istnieje także możliwość, że stworzy ona wokół niego pierścień lub też po prostu opuści układ gwiazd podwójnych, w którym się wcześniej znajdowała. Szacuje się, że po około stu tysiącach lat, temperatura oraz ciśnienie gromadzącej się materii jest wystarczająco wysokie, aby mógł nastąpić początek łańcucha reakcji jądrowych. Dochodzi tutaj do zjawiska nazywanego narodzinami gwiazdy, tzw. „nowej”. Polega ono na gwałtownych eksplozjach gazów otaczających białego karła. Na skutek tych reakcji następuje zwiększenie jasności gwiazdy, nawet sto tysięcy razy. Wydaje się, że jest to znacznie duża różnica. Ale jak się okazuje, niektóre gwiazdy potrafią zwiększyć swoja jasność nawet do 100 milionów razy. Takie ciała niebieskie dla odróżnienia od „nowych” nazywa się „supernowymi”.
Tagi: biały karzeł, biały olbrzym, czerwony olbrzym, Ewolucja gwiazd podwójnych, supernowa