Un sistema binario è formato da due stelle che ruotano una attorno all’altra a causa della reciproca attrazione gravitazionale. Più della metà di tutte le stelle esistenti appartengono a sistemi binari o a sistemi multipli sino a sei stelle. Il periodo orbitale delle stelle binarie va da meno di un giorno fino a centinaia di anni, a seconda della loro massa e della distanza tra le singole stelle. Esistono due tipi di stelle doppie: le doppie fisiche e quelle apparenti. Le doppie fisiche sono effettivamente costituite da stelle vicine tra loro a tal punto che orbitano una attorno all’altra. Il moto orbitale è evidente osservando per alcuni anni le posizioni relative delle stelle che compongono il sistema: esse descriveranno delle orbite ellittiche intorno ad un comune centro di gravità. I periodi orbitali delle doppie fisiche osservabili con un telescopio sono nell’ordine dei secoli. Una “doppia apparente” è costituita da due stelle che appaiono vicine nel cielo, ma che in realtà si trovano a distanze molto differenti e che non sono fisicamente connesse l’una con l’altra.L’interesse che hanno quest’ultime(dette anche prospettiche), è puramente estetico: è infatti spesso possibile osservare un notevole contrasto cromatico tra le componenti. Il centro di massa di un sistema binario si muove nello spazio lungo una linea retta, mentre le stelle stesse ruotano attorno ad esso. Anche se un membro del sistema è troppo debole per essere visto, la sua presenza è rilevata dall’oscillazione del compagno più brillante e la sua posizione rispetto al centro di massa varia a seconda delle masse relative delle due stelle. Una stella che riveli in tal modo l’esistenza di una compagna viene chiamata binaria astrometrica.
Nella maggior parte dei sistemi binari le stelle sono così vicine l’una all’altra che un osservatore sulla Terra non ne vede la separazione. Si tratta in questo caso di un sistema che appare come una stella singola, ma il cui spettro è costituito dalla combinazione degli spettri delle due stelle. In questo caso il sistema prende il nome di “binaria spettroscopica”. Se la luce di una stella è troppo debole per essere registrata, il moto della stella visibile causerà variazioni periodiche nella lunghezza d’onda delle proprie righe spettrali, rivelando la presenza di una compagna. Queste stelle sono dette “doppie spettroscopiche a linee singole”. Se il piano orbitale di una stella binaria coincide o è vicino alla linea di visuale, ciascuna stella passerà davanti all’altra alternativamente, provocando delle eclissi: quella che sembra una stella singola mostra quindi variazioni regolari di luminosità e viene denominata “binaria ad eclissi”. Normalmente essa è anche una spettroscopica. Il tracciato della luminosità rispetto al tempo fornisce la “curva di luce”, la cui forma rivela se l’eclisse è totale o parziale. Inoltre, dato che le misurazioni dell’effetto Doppler negli spettri stellari forniscono le velocità orbitali, dalla durata delle eclissi e dal tempo che occorre per passare dal massimo al minimo di luminosità è possibile calcolare le dimensioni delle due stelle. Lo studio delle stelle doppie ha permesso di calcolare la massa delle stelle, e ha perciò storicamente gettato le basi per la formulazione fondamentale del diagramma di Hertzsprung-Russel. Nel diagramma HR è possibile inserire qualunque stella di cui siano note la magnitudine assoluta (ovvero la magnitudine che la stella avrebbe se osservata da una distanza di 10 parsec) ed il tipo spettrale. La maggior parte delle stelle disposte nel diagramma HR si troveranno in un’area attorno alla diagonale che va dall’angolo in alto a sinistra a quello in basso a destra; le stelle di quest’area appartengono alla cosiddetta sequenza principale. Il motivo per cui la sequenza principale è così popolata risiede nel fatto che il più significativo fattore che determina luminosità e tipo spettrale di una stella è la sua massa.
