聯星

现代定义

根据现代的定义，双星一词一般只限于围绕一个共同的质量中心旋转的一对恒星。可以用望远镜或干涉测量方法解决的双星被称为视觉双星。对于大多数已知的视觉双星来说，一整圈（完整的圆）还没有被观察到，它们被认为是沿着一条弯曲的路径或部分弧线行驶的。

有些恒星似乎是在围绕着空旷的空间运行，似乎没有伴星。在这种情况下，伴星要么是非常小和微弱的，要么是一颗中子星或一个黑洞。拥有不可见伴星的最著名的例子是天鹅座X-1，其中可见的恒星的伴星似乎是一个黑洞。

更加普遍的说法是双星，指的是在天空中被看成是紧密相连的一对星星。在英语以外的语言中，这种区别很少被提及。双星可能是双星系统，也可能仅仅是两颗在天空中看起来很近的恒星，但它们与太阳的真实距离却相差甚远。后者被称为光学双星或光学对。

视觉二进制文件

视觉双星是指用望远镜可以看到两颗星的分离。较亮的恒星是主星，较暗的恒星是副星。视觉双星需要很长的时间来相互运行，在数百甚至数千年的时间里。

分光镜双星

分光双星是指即使用望远镜也无法单独看到这两颗恒星。它们靠得很近，并且在几周甚至几天的时间里围绕着对方移动，速度非常快。然而，通过使用光谱仪可以看到它们是两颗独立的恒星，光谱仪能够记录恒星快速向地球或远离地球时发出的光线颜色的多普勒变化。

黯然失色的双星

一些光谱双星的轨道是对着地球的。当这种情况发生时，这些恒星会轮流经过伙伴恒星的前面并使其黯然失色，这就是所谓的黯然失色的双星。在这种情况下，我们从双星上看到的光量在一颗星在另一颗星前面的时候会稍微变暗。

天体测量双星

天文测量双星是指只有一个同伴可以被看到的双星。对于离地球相当近的天体测量双星（最多约10帕秒），可能会看到可见的伴星在围绕其不可见的伴星移动时的 "摇摆"。通过长时间的测量，有可能计算出可见星体的质量和它的轨道所需时间。这种方法也被用来探测围绕恒星运行的大型行星的存在；截至2007年，已经有两百多颗行星通过这种方式被发现。

系统属性

大多数双星是分离式双星。除了它们对彼此的引力，它们对彼此没有任何影响。

有些双星彼此之间非常接近，以至于一个或两个恒星都能从另一个恒星上拉出物质。接触型双星共享相同的恒星大气，随着摩擦在很长一段时间内使它们变慢，它们可能会合并成一颗星。这一暴力事件暂时使它们的光芒更加耀眼，比新星更亮，但比超新星更不亮。

形成

尽管当一颗恒星非常接近另一颗恒星时有可能形成双星，但这是非常不可能的（因为实际上需要三颗恒星相互接近，然后两颗恒星才能结合），而且只发生在恒星密集的地方。我们目前的理解是，几乎所有的双星都是在恒星诞生的稠密气体云中一起形成的。

流浪者和新星

有可能（尽管不太可能），一颗经过的恒星会扰乱一个双星系统，并提供足够的引力来分裂双星。这种分离的恒星会继续作为普通的单星生活。但有时，有足够的引力参与其中，使两个同伴以极快的速度远离对方，从而产生了所谓的失控恒星。

有时，一颗恒星会围绕着一颗白矮星运行。如果它足够大，并且离白矮星足够近，白矮星可能会从其同伴的大气层中吸取气体。在一段时间内，大量的气体可能聚集在白矮星上。当这些气体被白矮星的引力压实时，它最终会发生核聚变，导致非常明亮的光爆发，被称为新星。在某些情况下，白矮星可能会聚集如此多的气体，以至于爆炸完全摧毁了它，这就是所谓的超新星。这样的事件也可能导致失控的恒星，因为较大的恒星不再有一个保持其轨道的重型同伴。

X-射线二进制

X-射线双星产生大量的X射线辐射。它们是由一颗大质量的恒星吃掉一颗质量较小的恒星造成的。质量较小的恒星成为供体，它的物质被排出来，落入质量更大（但更紧凑）的恒星，即吸积体。这释放出高能量的光子，例如在X射线的波长范围内。X射线也来自于更大质量恒星表面物质的消耗，这个过程称为热核燃烧。这可以产生10秒的爆发。