É importante diferenciar estrelas binárias reais das estrelas duplas aparentes, ou binárias aparentes, em que duas estrelas estão próximas no céu, mas a distâncias diferentes da Terra e parecem duplas somente por efeito de projeção.
* 1783 - John Goodricke (1764-1786) viu a estrela Algol ( Persei), que normalmente é de magnitude, diminuir para 1/3 do seu brilho, por algumas horas. Trata-se de uma binária eclipsante, com um período de 2d20h49m. Geminiano Montanari (1632-1687) já tinha notado alguma variabilidade em 1669.
* 1804 - William Herschel (1738-1822) descobriu uma companheira fraca da estrela Castor ( Geminorum) e mediu o período como sendo de 342 anos, usando uma medida feita por James Bradley (1693-1792), terceiroastrônomo real da Inglaterra, em 1759, que já catalogava estrelas duplas. Herschel foi o primeiro a estabelecer que se tratavam de corpos interagindo gravitacionalmente, isto é, de binárias físicas.
O sistema binário Castor, a estrela mais brilhante da constelação de Gemeos (1,6 mag), que está a 45 anos-luz da Terra e é composto de duas estrelas separadas de 6 segundos de arco e com um período orbital de 350 anos.
* 1827 - Felix Savary (1797-1841) mostrou que Ursae Majoris tinha uma órbita elíptica, com um período de 60 anos.
Tipos de sistemas binários:
* Binárias Visuais: é um par de estrelas associadas gravitacionalmente que podem ser observadas ao telescópio como duas estrelas. A separação usual é de centenas de unidades astronômicas.
* Binárias Astrométricas: quando um dos membros do sistema é muito fraco para ser observado, mas é detectado pelas ondulações no movimento da companheira mais brilhante. Exemplo: Sírius era binária astrométrica até 31 de janeiro de 1862, quando Alvan G. Clarck Jr. detectou sua companheira fraca, uma anã branca, pela primeira vez.
* Binárias Espectroscópicas: quando a natureza binária da estrela é conhecida pela variação de sua velocidade radial, medida através das linhas espectrais da estrela, que variam em comprimento de onda com o tempo. A separação média é da ordem de 1 UA. Como o período é curto, sua velocidade orbital é grande. Esta também é a forma que planetas em torno de estrela têm sido detectados no últimos anos.
* Binárias Eclipsantes: quando a órbita do sistema está de perfil para nós, de forma que as estrelas eclipsam uma á outra.
Cada estrela descreve um movimento ondular em torno do centro de massa. Em vez de observar o movimento seguido pelas duas estrelas, é mais simples observar apenas uma delas (normalmente a mais fraca) em torno da mais brilhante. O movimento observado mostra a órbita relativa aparente. A órbita relativa tem a mesma forma das órbitas individuais, e o tamanho é igual à soma dos tamanhos das órbitas individuais. A estrela mais massiva fica no foco da órbita relativa. Somente para aqueles sistemas com períodos menores que poucas centenas de anos, as órbitas relativas podem ser determinadas com precisão. Os parâmetros observados são a separação aparente e o período.
A órbita relativa observada em geral não coincide com a órbita relativa verdadeira, uma vez que esta em geral não está no plano do céu. Os focos das órbitas aparentes não coincidem com os focos das órbitas verdadeiras, e portanto a estrela mais brilhante (chamada primária) vai aparecer fora do foco da órbita aparente. A distância da estrela ao foco permite saber a inclinação da órbita verdadeira em relação ao plano do céu, e assim determinar os parâmetros da órbita verdadeira.
A soma das massas das duas estrelas, em massas solares, é dada pela 3a. Lei de Kepler:
Para conhecer a massa de cada estrela, é necessário investigar o movimento individual de cada estrela para saber a distância de cada uma ao centro de massa.
Exemplo: Sírius A e Sírius B formam um sistema binário cuja órbita relativa verdadeira tem semi-eixo maior de 7,5". A distância do Sol a Sírius é de 2,67 pc (1 pc = 206 265 UA). O período orbital do sistema é de 50 anos.
Algumas estrelas são binárias interagentes, como Algol, a binária eclipsante descoberta pelo alemão John Goodricke (1764-1786) em 1782, que a cada 2,867315 dias reduz seu brilho em uma magnitude por aproximadamente 10 horas e têm uma separação média de 10,5 milhões de km a uma distância de 100 anos-luz; as variáveis cataclísmicas, binárias próximas compostas de uma estrela vermelha e uma anã branca, as variáveis simbióticas, também compostas de uma estrela vermelha e uma anã, mas mais distantes, e as binárias de raio-X, em que a companheira vermelha orbita uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
A velocidade radial é medida através do efeito Doppler. A primeira medida de velocidade radial foi feita visualmente pelo astrônomo americano James E. Keeler (1857 - 1900) em 1890-1891, utilizando um espectroscópio com rede de dispersão no telescópio de 1m do Observatório Lick, mas as primeiras medidas confiáveis foram obtidas entre 1888 e 1892 pelos alemães Hermann Carl Vogel (1841-1907) e Julius Scheiner (1858-1913), com o 80 cm de Postdam, com o desenvolvimento do espectro fotográfico.
