Man unterscheidet:

• Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne): zwei Sterne, die von der Erde aus in praktisch gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die sich aber gravitativ nicht gegenseitig beeinflussen. Diese Art ist für die Astronomie eher uninteressant.

Ein Beispiel sind die beiden Sterne Alkor, das Â»Reiterlein«, Entfernung 81 Lichtjahre, und Mizar, Entfernung 78 Lichtjahre, in der Mitte der Â»Deichsel« des Sternbilds Großer Wagen. Diese beiden Sterne liegen mit etwa drei Lichtjahren fast so weit voneinander entfernt wie die Sonne und ihr nächster Nachbarstern Proxima Centauri, sodass sie kein gebundenes Doppelsternsystem bilden. Dieser Doppelstern ist bei normalem Sehvermögen gut mit blossen Augen zu trennen.

• Physische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme: zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und sich nach den Keplerschen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Die meisten physischen Doppelsternsysteme haben sich bereits während der Sternentstehung gebildet. Andere haben sich erst später durch Einfang unter Einwirkung mindestens eines weiteren Sterns zu einem gebundenen Doppelsternsystem vereint. Eingefangene Doppelsterne haben in der Regel aufgrund ihrer voneinander unabhängigen Entstehung unterschiedliche Alter und Metallizitäten.

• Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne): Sterne, die einander räumlich nahe sind, aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind und eine gemeinsame hyperbolische Bahn um ihren gemeinsamen Schwerpunkt beschreiben.

Ein mögliches Beispiel für einen geometrischen Begleiter ist Proxima Centauri, der mit Alpha Centauri ein geometrisches Doppelsystem bildet, wobei Alpha Centauri seinerseits ein physischer Doppelstern ist. Daten der Position und Relativgeschwindigkeit nach Hipparcos und Gliese liefern eine in dem Vergleich zur Fluchtgeschwindigkeit um ein Vielfaches höhere Relativgeschwindigkeit von Proxima zu den Hauptkomponenten, wonach Proxima nicht an Alpha Centauri gebunden sein kann.

Im Folgenden werden die physischen Doppelsterne behandelt.

Über die Hälfte aller Sterne in dem Universum sind Teil eines Doppelsternsystems. Je nach Abstand der Sterne voneinander liegen die Umlaufzeiten von Doppelsternsystemen zwischen einigen Stunden (bei sehr nahen Sternen) oder vielen tausend Jahren. Der Abstand kann auch so klein sein, dass die Roche-Grenze überschritten wird, sodass die beiden Sterne in materiellem Kontakt stehen oder Materie vom einem zu dem anderen Stern strömen kann. Die Bedeutung der Doppelsterne für die Astronomie liegt darin, dass in ihrem Fall die Chance besteht, mit Hilfe der keplerschen Gesetze die Masse, den Durchmesser und die Dichte von Sternen zuverlässig zu ermitteln.

Der hellere der beiden Sterne eines Doppelsternsystems wird Hauptstern (oder Hauptkomponente) genannt und mit dem Buchstaben A genannt, die lichtschwächere ist der Begleiter und wird mit B genannt.== Mehrfachsterne ==

Ein physisches System aus mehr als zwei Sternen wird Mehrfachstern genannt.

Meist entdeckt man Mehrfachsterne zunächst als Doppelstern. Die häufig unsichtbaren Begleiter machen sich dann als Störungen der anderen Komponenten des Systems bemerkbar.

Mehrfachsterne bestehen aus Untersystemen, die immer paarweise angeordnet sind. Die Untersysteme bestehen ihrerseits wieder aus Einzel- oder Doppelsternen.

Beispiele für Mehrfachsterne sind:

• 3 Komponenten
  • η Orionis: ein spektroskopischer Doppelstern mit einem fernen Begleiter, Umlaufzeit des Doppelsterns 8 Tage, des Begleiters um den Doppelstern 3470 Tage.
• 4 Komponenten
  • ξ Ursae Majoris: erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 59,6 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von 4 und 699 Tagen).
• 6 Komponenten
  • α Geminorum (Castor): drei Spektroskopische Doppelsterne mit einem Bedeckungsveränderlichen.

Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit einteilen:

• Visuelle Doppelsterne
• Spektroskopische Doppelsterne
• Photometrische Doppelsterne (sie bilden eine Untergruppe) der spektroskopischen Doppelsterne)
• Astrometrische Doppelsterne (Sterne mit unsichtbarem Begleiter)

Visuelle Doppelsterne eignen sich gut, um das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs zu bestimmen. Dazu wählt man eine Reihe von Doppelsternen mit jeweils etwa gleich hellen Sternen, deren Winkelabstand abnimmt. Nach Beobachtung mit einem gegebenen Gerät kann man feststellen, ab welchem Winkelabstand die Sterne nicht mehr getrennt wahrgenommen werden können.

Spektroskopische Doppelsterne sind optisch nicht mehr zu trennen und werden über Anomalien des Spektrums als solche erkannt. Entweder überlagern sich die Spektren beider Sterne und bilden aufgrund unterschiedlichen Spektraltyps ein zusammengesetztes Spektrum. Ist der Helligkeitsunterschied beider Sterne größer als eine Größenklasse, so überstrahlt das Spektrum des Hauptsterns das Spektrum des Begleiters. Jedenfalls zeigen periodische Verschiebungen der Spektrallinien infolge der periodisch veränderten Radialgeschwindigkeit der Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt (Dopplereffekt) an, dass es sich um ein Doppelsternspektrum handelt.

Sie sind Bedeckungsveränderliche und verraten ihren Doppelsterncharakter durch periodischen Wechsel der Helligkeit. Die Bahnebene der Komponenten fällt also in die Sichtlinie zu dem Beobachter, sodass sich beide Sterne periodisch verdecken. Dieser Helligkeitswechsel lässt sich mit photometrischen Methoden messen.

Die astrometrischen Doppelsterne verraten ihre Natur infolge periodisch veränderter Positionen relativ zu anderen Sternen in der Sichtlinie. Diese Positionsänderungen überlagern sich der Eigenbewegung des beobachteten Sterns und werden durch den Umlauf um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einem nicht sichtbaren Begleiter verursacht. Mit dieser Methode werden auch extrasolare Planeten gefunden.

Mit dem Drehimpuls einer gravitativ kollabierenden interstellaren Wolke steigt auch die Wahrscheinlichkeit für die Bildung eines Doppelsternsystems anstelle eines Einzelsterns. Man vermutet heute, dass Sterne in größeren Wolken (»Brutgebiete«) gruppenweise entstehen. Es besteht dabei eine große Wahrscheinlichkeit, dass solche nahe beieinander befindlichen Sterne sich zu einem System verbinden.

Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, dass in dem Rahmen von Drei-Körper-Begegnungen, bei denen ein Stern einen Zuwachs an kinetischer Energie erfährt, die beiden anderen gravitativ gebunden zurückbleiben.

Bereits in dem Altertum waren Doppelsterne bekannt. Der Sternkatalog des Ptolemäus verzeichnet den Doppelstern ν₁ und ν₂ Sagittarii. Hierbei handelt es sich jedoch nicht um einen physischen Doppelstern.

Die Erfindung des Fernrohrs machte dann die Auflösung von Doppelsternen möglich. Erstmals beschreibt Johann Baptist Cysat 1619 eine entsprechende Beobachtung.

Der Mannheimer Hofastronom Christian Mayer beschreibt ab 1775 Doppelsterne als physikalisch zusammengehörige Objekte, die er Â»Fixsterntrabanten« bezeichnet, und veröffentlicht 1781 den ersten Doppelsternkatalog. In den folgenden Jahren ist auch die Nennung Â»Doppeltstern« gebräuchlich. Wilhelm Herschel bestätigt die Existenz physischer Doppelsterne um 1800 und führt den in der Astronomie gebräuchlichen Fachbegriff binary star ein. Für das Sternpaar 61 Cygni berechnete Friedrich Wilhelm Bessel 1812 erstmals eine Sternparallaxe.

• Röntgendoppelstern
• Sternbenennung

• H. M. Jeffers u.a.: Index Catalogue of Visual Double Stars 1961.0 (IDS)
• S. W. Burnham: General Catalogue of Double Stars. (BDS)

• R. E. Wilson: General Catalogue of Stellar Radial Velocities (Publ. Carnegie Inst., Washington 1953)

Viele dieser Doppelsterne werden in den Katalog für Veränderliche Sterne geführt.

• H. Schneller: Geschichte und Lichtwechsel der veränderlichen Sterne (Berlin 1963, 2. Ausg.)
• F. B. Wood: A Finding List for Observers of Eclipsing Variables (Univ. of Pennsylvania 1963, 9 Bde.).

• The Internet Stellar Database (http://www.stellar-database.com/)