Sono formate da due stelle intrinsecamente vicine tra loro e generalmente distanti dalla Terra tanto che non è possibile osservarle individualmente. Il loro moto avviene lungo orbite più piccole di quelle delle binarie visuali e quindi con periodo inferiore. Salvo i rari casi in cui le orbite giacciono sulla sfera celeste in un piano perpendicolare alla visuale dell'osservatore, le due stelle rivelano la loro natura binaria per una periodica variazione della velocità radiale delle righe spettrali. Se le due componenti del sistema hanno luminosità paragonabili, si osservano, soprattutto in certe fasi le righe spettrali sdoppiate; se invece, come accade più spesso, una componente è molto più luminosa dell'altra l'osservazione si limita a rivelare una periodica oscillazione della velocità radiale della stella primaria.

Lo studio di questa classe di binarie non permette di ricavare le masse M e m delle due componenti, ma solo il limite inferiore delle masse vere nel caso che è visibile lo spettro di entrambe le stelle,  e o, nel caso di binarie a spettro singolo, la cosiddetta funzione di massa, relazione che lega la massa delle due stelle

Per conoscere il valore della massa delle stelle sarebbe necessario conoscere l'angolo di inclinazione i del piano orbitale, ma questo è possibile solo quando tale angolo è prossimo a 90°: in tal caso il piano orbitale del sistema contiene o quasi la visuale e il sistema si presenta come sistema doppio a eclisse.