Bei den visuellen Doppelsternen, kann man beide Komponenten ohne optische Hilfsmittel wie Feldstecher oder Teleskop voneinander trennen.

Bei den astrometrischen Doppelsternen ist der schwächere Partner nicht mehr direkt nachweisbar. Man sieht dennoch eine periodische Veränderung der Hauptkomponente, die sich mit dem Partner, der nicht nachweisbar ist um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegt. Die Bahn von astrometrischen Doppelsternen ist schwerer zu berechnen, als bei den visuellen Doppelsternen.

Ein großes Problem ist, dass man bei aufgelösten Doppelsternen nur dann wirklich nur die Primärkomponente beobachtet, wenn die Sekundärkomponente sehr viel schwächer ist und zum Gesamtlicht kaum mehr beiträgt. Wenn dies nicht der Fall ist, beobachtet man den Schwerpunkt des Gesamtlichts, das Photozentrum, das sich natürlich anders bewegt, als einzelne hellere Komponenten, das Photozentrum beschreibt eine kleinere Bahn, denn das Photozentrum liegt immer zwischen den beiden Sternen.

Am hellsten Stern des Nordhimmels "Sirius" wurde 1844 von Bessel als astrometrischer Doppelstern entdeckt, und nach über 100 Jahren Beobachtungszeit wurde seine Bahn um den Schwerpunkt bestimmt.

Etwas später, wurde sein Begleiter, der zu der Sorte der weißen Zwerge gehört wirklich gefunden.

Die Grenzen zwischen Planetenbahnen und Doppelsternen ist letztlich sachte.

Der Doppelstern macht sich hier im Spektrum bemerkbar. Man beobachtet eine periodische Verschiebung der Spektrallinien, den sogenannten Dopplereffekt. Manchmal kommt es sogar vor, das sich zwei unterschiedliche Sternspektren überlagern.

Wenn eine Doppelsternkomponente sich auf uns zu bewegt, so verschiebt sich das Spektrum ins Blaue, wenn sich der Stern von uns entfernt, so verschiebt sich das Spektrum in den roten Bereich.

Wenn die Spektren beider Komponenten sichtbar sind, so spricht man von „Zwei-Spektren-Systemen“. Die Spektren der beiden Sterne scheinen zu tanzen, denn wenn sich ein Stern von uns entfernt, so kommt der andere Stern auf uns zu. Es sieht so aus, als würden sich die Spektrallinien der beiden Sterne verdoppeln.

Meistens ist aber eine Komponente so viel Stärker, das das Spektrum der schwachen Komponente nicht sichtbar ist. So kann man nur das Spektrum der helleren Komponente erkennen, man von einem "Ein-Spektren-System".

Die Anzahl der Sterne, mit variabler Radialgeschwindigkeit ist sehr groß. Es sind ca. 20 – 30% aller genauer untersuchten Sterne spektroskopische Doppelsterne. Wenn man alle Doppelsterne bis hin zur 9. Größenklasse untersuchen würde, käme man auf rund 30.000 Sterne. Wirklich bekannt sind aber nur ca. 5000 spektroskopische Doppelsterne, und von nur 1.000 liegen Bahnberechnungen vor. Die Perioden der Sterne liegen zwischen einem und 100 Tagen.

Aus der Radialgeschwindigkeitskurve also dem Verlauf der Radialgeschwindigkeit während eines Umlaufs, lässt sich die Bahn eines solchen Doppelsterns bestimmen. Wenn man direkt von oben auf ein Doppelsternsystem blickt, so verschwinden alle Radialgeschwindigkeiten, und der Stern kann gar nicht als Spektroskopischer Stern erkannt werden.

Wenn eine Doppelsternbahn zufällig so verläuft, dass der irdische Beobachter genau von der Seite in die Bahnebene schaut, dann bedecken sich beiden Sterne bei jedem Umlauf gegenseitig. Damit kann man von der Erde aus eine vorübergehende Helligkeitsabnahme beobachten. Wenn die kleinere Doppelsternkomponente vorne ist, bedeckt sie einen Teil der größeren Komponente, wenn allerdings die größere Komponente vorne ist, so kann die größere Komponente die kleine Komponente vollständig bedecken. Die Helligkeit der beiden Sternkomponenten ändern sich also zweimal pro Umlauf des Doppelsternsystems. Man muss dabei beachten, das die hellere Komponente des Doppelsternsystems nicht immer unbedingt die größere sein muss. Ein heißer blauer Stern ist heller aber sehr viel kleiner als ein roter Riese.

Wegen der periodischen Helligkeitsveränderung werden die photometrischen Doppelsterne auch als Bedeckungsveränderliche bezeichnet und als solche in den Katalogen veränderlicher Sterne aufgeführt. Heutzutage kennt man ca. 5000 photometrische Doppelsterne, von etwas über 200 liegen bisher genaue Bahnen vor. Der allererste bedeckungsveränderliche Stern ist Algol im Sternbild Perseus. Seine Periode wurde im Jahre 1670 entdeckt, erst gut 100 Jahre später, erkannte L. Goodrike die Periode und gab auch gleich die richtige Erklärung.

Dabei muss man auch beachten, das die meisten photometrischen Doppelsterne auch gleichzeitig spektroskopische Doppelsterne sind, so kann man meistens eine Radialgeschwindigkeitkurve und eine Lichtkurve beobachten.

Es gibt mehr als genug interessante Doppelsterne.

Röntgendoppelsterne

Diese Doppelsterne bilden eine neue Gruppe von Doppelsternen, bei denen die eine Komponente ein kompakter Stern ist, wie z.B. ein Weißer Zwerg oder ein Neutronenstern. Diese haben eine starke Röntgenstrahlung.

Es gibt einen starken Massefluss vom normalen Stern über den Librationspunkt zur kompakteren Komponente. Wegen des hohen Drehimpulses bildet sich eine Akkretionsscheibe um das kompaktere Objekt. Bei der Röntgenquelle Cyg- X-1 (das ist die erste Röntgenquelle im Sternbild Cygnus) ergibt sich aus der Bahnbewegung, dass die kompaktere Komponente gar ein Schwarzes Loch sein muss.

Bis jetzt ist aber immer noch die Anzahl der Röntgendoppelsterne sehr gering.