Un sistema binario è costituito da due stelle vicine tra loro che si muovono
intorno al comune centro di massa. Il loro moto reciproco avviene in genere
lungo orbite ellittiche, seguendo le leggi di Keplero enunciate parlando del
sistema solare. Un sistema binario costituisce il più semplice tipo di
quell'aggregazione tra corpi celesti così diffusa nell'universo, della quale
esempi più complessi sono dati dagli ammassi, dalle galassie e dagli ammassi
di galassie.
Il numero dei sistemi binari conosciuti costituisce più del
venti
per cento delle stelle, ma le stelle doppie sono sicuramente in percentuale
più alta; solo a causa della grande distanza che li separa da noi molti
sistemi binari non sono ancora stati scoperti. L'importanza di questa classe
di corpi celesti è dovuta al fatto che sono le sole stelle per le quali è
possibile determinare i valori del raggio, della densità e della massa; la
conoscenza di queste quantità ha un'importanza fondamentale nello studio
dell'astrofisica stellare.
Il tipo di interazione tra le stelle che compongono un sistema binario dipende dalla distanza che separa le due stelle l'interazione può limitarsi alla semplice attrazione gravitazionale o essere assai più cospicua. Quanto minore è tale distanza, tanto più le interazioni sono importanti; esistono stelle per cui la distanza reciproca è così ridotta rispetto ai loro raggi, che può instaurarsi un regime di scambio di massa tra le due stelle.
A parte casi sporadici di doppie ottiche, cioè di stelle che solo apparentemente sono vicine, perché si proiettano nella stessa direzione del cielo pur essendo in realtà assai distanti e senza alcun legame fisico tra loro, le stelle doppie vengono suddivise nei tre gruppi di doppie visuali, doppie spettroscopiche e doppie fotometriche o binarie a eclisse. Queste ultime si possono considerare in realtà come un sottogruppo delle binarie spettroscopiche. In alcuni casi la duplicità di una stella viene rivelata solo da misure astrometriche: queste binarie prendono il nome di doppie astrometriche.
I periodi di rivoluzione sono anch'essi legati alla distanza tra le due componenti e variano da un minimo di poche ore a valori massimi calcolabili in alcune migliaia di anni.
La distinzione tra i vari gruppi e sottogruppi non è però rigida, perché i
periodi e quindi anche
i semiassi maggiori delle orbite ad essi legati dalla
terza legge di Keplero variano da un sistema all'altro in modo omogeneo e
continuo. La suddivisione operata dagli astronomi nelle diverse classi di
oggetti riflette le modalità con cui avvengono le osservazioni della duplicità
di una stella e queste sono legate sia alla distanza del sistema che a quella
che separa le due componenti; solo in casi estremi di doppie a contatto o
quasi intervengono anche diversi problemi fisici.
Le stelle doppie o sistemi binari comprendono anche sistemi più complessi, formati da tre o più stelle: in questo caso una stella può essere al tempo stesso, ad esempio, la componente di un sistema binario visuale e spettroscopico. Alcuni esempi di sistemi multipli riguardano stelle brillanti visibili ad occhio nudo, che si rivelano sempre più complesse al crescere delle prestazioni dello strumento con cui le si osserva.
Mizar, la stella centrale del timone del Gran Carro (la parte più cospicua
della costellazione dell'orsa Maggiore), è un test dell'acuità visiva di un
osservatore che ad occhio nudo può scorgere una piccola compagna, la stella
Alcor. Mizar e Alcor sono un esempio di doppia ottica: esse ci appaiono vicine
solo in prospettiva ma non costituiscono un reale sistema binario. Ma se
osserviamo Mizar anche solo con un piccolo telescopio, essa appare composta da
due stelle: si tratta infatti della prima stella doppia ad essere scoperta,
sembra dall'astronomo e geografo gesuita Giovanni Battista Riccioli
(1598-1671) nel 1650. La stella più brillante di questa doppia visuale, Mizar
A, è di seconda magnitudine, la compagna Mizar B di quarta; entrambe sono due
stelle di color bianco e di tipo spettrale A2. L'analisi spettroscopica sia di
Mizar A sia di Mizar
B ha rivelato che in realtà queste due stelle sono
entrambe doppie spettroscopiche; a intervalli regolari le righe del loro
spettro ci appaiono sdoppiate in corrispondenza delle fasi in cui il moto
delle due componenti il sistema binario spettroscopico avviene in direzioni
opposte per un osservatore sulla Terra.
Un'altra doppia famosa è Castore (α Geminorum), una delle due stelle più brillanti della costellazione dei Gemelli, distante dalla Terra circa 44 anni luce. Osservata al telescopio appare sdoppiata e composta da due stelle, Castore A e Castore B, che distano tra loro di 2"; entrambe di tipo spettrale Al, differiscono in luminosità di una magnitudine e ruotano una intorno all'altra in un periodo di circa 500 anni. A distanza angolare di poco superiore a un primo di arco si osserva una terza componente del sistema, molto più debole (m = 9,5) e di tipo spettrale più avanzato (K6). Tutte e tre queste stelle sono a loro volta doppie spettroscopiche. Castore C è inoltre doppia fotometrica ad eclisse. La stella Castore è, in conclusione, un complesso sistema sestuplo.
Un esempio diverso ma altrettanto famoso di stella doppia ci è offerto da
Algol (β Persei). Anche la semplice osservazione ad occhio nudo permette di
scoprire che la sua luminosità è variabile; la stella, normalmente di
magnitudine 2,2, a intervalli regolari di due giorni, 20 ore e 49 minuti
diventa di magnitudine 3,5. Il fenomeno era già noto nell'antichità ed è
all'origine del nome stesso della stella: esso deriva da ra's al-ghūl, in
arabo: la testa del mostro. Da due secoli sappiamo con esattezza ciò che
succede: nessun mostro tenta di inghiottire periodicamente la stella, ma più
semplicemente ciò che osserviamo è un sistema binario ad eclisse. La periodica
diminuzione di splendore si verifica ogniqualvolta la stella compagna più
fredda passa davanti alla principale, oscurandola parzialmente. Intorno a
queste due componenti ruota, con periodo di 23 mesi, una terza compagna, più
debole e meno interessante.