Много звезди имат необичайно движение: те орбитират една около друга, удържани заедно като звездни спътници от общото им гравитационно привличане (фиг.1). Астрономите наричат тези звездни двойки двойни звезди и ги ценят високо, защото те предлагат един от няколкото начина за измерване на звездните маси. За да разберем как става това трябва да си спомним, че гравитационната сила между две тела зависи от масите им. Гравитационната сила, от своя страна, определя орбиталното движение на звездите. Ако измерим това движение, ще можем да тръгнем отзад-напред за да намерим масата.

фиг. 1
Две звезди обикалят една около друга, удържани като двойка от общото им гравитационно привличане

    Масата на една звезда контролира съществуването й, определяйки и дължината на съществуването й, и структурните промени, настъпващи с възрастта. Затова, ако искаме да разберем природата на звездите, трябва да знаем масата им. За щастие е лесно да я определим за двойни системи, а тези звезди въобще не са рядкост. Поне 40% от всички звезди имат спътници, а процентът може да е и много по-голям. Досега говорихме само за звездни двойки, но трябва да се отбележи, че има звездни системи с повече от две звезди. Някои звезди са тройни, други четворни, а в един случай имаме шесторна звезда.
    Разстоянието между звездите от една двойна система, в повечето случаи, е само няколко астрономически единици. Някои, обаче, са толкова близко, че се "докосват" обикаляйки една около друг в общa газова обвивка. Докосващите се двойни системи и другите близки двойки вероятно са се образували от един и същ газов облак; от облака не се образувала звезда, обкръжена от планети, подобно на Слънцето, а близка двойна система. По-отдалечените двойки вероятно са се образували когато една звезда е пленила друга, преминаваща наблизо, но астрономите имат много неотговорени въпроси относно формирането на двойните звезди.
    Няколко двойни системи могат лесно да се видят дори с малък телескоп. Мицар - средната звезда от дръжката на Голямата Мечка - е добър пример. Ако погледнете тази звезда, дори с просто око, ще видите и една слаба звезда - Алкор, която не е истински бинарен спътник, а просто звезда, лежаща в същото направление. Ако погледнете с телескоп, обаче, Мицар може да бъде видян като две много близки звезди - истинска двойна система.

Визуално и спектрално двойни звезди

При някои двойни звезди (като Мицар например) можем пряко да видим орбиталното им движение като сравним снимки, направени през различни години. Тези звезди наричаме визуално двойни, защото можем да видим двете звезди и индивидуалното им движение.
    Някои двойни звезди, обаче, може да са толкова близки, че светлината им се слива в единично петно, което не може да бъде разделено дори и с най-мощните телескопи. В тези случаи не можем пряко да видим орбиталното движение, но то може да бъде заключено от комбинираните спектри на звездите. Фиг. 2А показва точно такава звезда - спектрално двойна. При движението си около общия  център на масата, всяка от звездите периодично се приближава и отдалечава спрямо Земята. Това движение създава доплерово отмествне. Спектърът на звездната двойка показва два чифта линии - по един от всяка звезда (фиг. 2В). Спектърът на всяка от звездите отначало се отмества към червения (при отдалечаването на звездата от нас), а после към синия край (при приближаването на звездата към нас). Като сравнят доплеровото отместване от серия спектри астрономите могат да измерят орбиталната скорост, а от наблюденията на пълния цикъл на движение - орбиталния период. Като използват орбиталните скорост и период, учените могат да намерят масите на звездите посредством прилагане на модифицирания вид на третия закон на Кеплер.

фиг. 2
Спектрално двойна звезда
А, Двете звезди са прекалено близо и не могат да бъдат разделени дори с най-мощните телескопи. В, Орбиталното им движение създава доплерово отместване на светлината от всяка звезда. Спектърът е съдъра два чифта линии - по един от всяка звезда

Измерване на масите на двойни звезди

В началото на 17 век Кеплер показал, че времето, за което планета обикаля около Слънцето е свързано с отдалечеността от него. Ако Р е орбиталния период, а "а" е главната полуос на орбитата на планетата, то Р² = а³ - релация, която наричаме трети закон на Кеплер.
    Нютон открил, че обобщения вид на третия закон на Кеплер важи за всяка двойка тела, в орбита едно около друго. Ако масите са съответно m и M, и следват елиптичен път с полуглавна ос, а, при орбитален период Р, то

    За измерят масата на звездите от визуално двойна звезда, астрономите първо скицират орбиталното им движение (фиг. 3). Може да е необходимо много време за да се наблюдава цялото орбитално движение, но накрая ще можем да определим времето, необходимо за извършване на една орбита, Р. От скицата на орбитата и с данниете за отдалечеността на звездата от Слънцето, астрономите измерват главната полуос, "а", на орбитата на едната звезда около другата. Да предположим, че Р и "а" са съответно 10 години и 6 AU. Можем да намерим общата им маса, m + M, като използваме модифицирания вид на третия закон на Кеплер:

m + M = a³/P²

да поставим получените стойности

m + M = 6³/10² d

= 216/100

= 2.16 М☼

комбинираната маса на звездите е 2.16 пъти тази на Слънцето.

фиг .3
Измерване на комбинираната маса на две звезди от двойна система, чрез модифицирани вид на третия закон на Кеплер

    Допълнителни наблюдения на орбитите на звездите ни позволяват да намерим индивидуалните им маси, но за да не усложняваме прекалено много нещата тук ще пропуснем подробностите. От анализирането на много звездни двойки, астрономите са открили, че звездните маси варират между около 30 и 0.1 М☼. Следователно излиза, че Слънцето не е в никоя от крайностите - има звезди няколко десетки пъти по-масивни и други, няколко десетки пъти по-леки.
    При горните изчисления предположихме, че виждаме двете звезди като отделни обекти - визуално двойна звезда. Ако имаме спектрално двойна звезда, периодът и разстоянието могат да бъдат намерени като се изучи серия спектри.

Затъмнително двойни звезди

В редки случаи орбиталната равнина на бинарна звезда е обърната с ръба си към Земята. Тогава при движението на звездите, едната ще затъмнява другата в "момента" на преминаване между спътника си и Земята. Такива системи наричаме затъмнително двойни звезди, а при наблюдение светлината от тях перидоично отслабва. По време на по-голямата част от орбиталното движение виждаме комбинираната светлина на двете звезди, но при затъмненията - когато едната звезда покрива другата - яркостта на системата намалява, създавайки вариационен цикъл, наречен светлинна крива. Фиг. 4А показва точно такава промяна на яркостта във времето.

фиг. 4
Затъмнително двойна звезда и светлинната й крива. От продължителността на затъмнението можем да намерим радиусите на звездите.

    Затъмнително двойните звезди са полезни на астрономите, защото продължителността на затъмненията зависи от звездните радиуси. Фиг. 4В обяснява защо.
    Oсвен за масите, светлинните криви на затъмнителни двойки могат да дадат информация и за формата на звездите и разпределението на яркостта по дисковете им. Например "звездни петна" - аналог на слънчевите петна - могат да се открият на някои звезди с помощта на този метод.