Entre las estrellas que el telescopio descubre existen muchas que, en lugar de ser sencillas como aparecen a simple vista, se observan dobles, triples o múltiples, ofreciendo en numerosos casos admirables asociaciones de soles de diversos colores. A veces, estos acoplamientos estelares permanecen fijos e inmutables en sus posiciones, sin revelar movimiento alguno, mientras que en otros casos forman sistemas en los cuales una estrella pequeña gira alrededor de una mayor, describiendo ambas una órbita más extensa en torno de otra principal, igual como lo hace la Luna alrededor de la Tierra y ésta alrededor del Sol.
El estudio de las estrellas dobles y múltiples constituye uno de los más importantes como apasionantes temas de la Astronomía contemporánea y también uno de los mayores atractivos para el aficionado a la astronomía, pues, al contemplar estos lejanos sistemas estelares no puede menos que considerar la belleza que envuelve a estos conjuntos en una fantástica algarabía de soles coloreados que constituyen una gran parte del sistema de la Vía Láctea. Cada estrella es un Sol que brilla con luz propia como el nuestro. Los hay gigantes y enanos, y una inmensa mayoría de ellos quizás sean atractivos centros de sistemas planetarios donde se agitarán seres pensantes. Naturalmente, es imposible imaginar un sistema de planetas comandado por dos soles. Los sistemas planetarios pertenecen a soles únicos, es decir, estrellas no acompañadas.
Albireo, considerada inicialmente como una binaria óptica (aparente), se ha demostrado finalmente que sí son una binaria verdadera a pesar de la gran distancia que hay entre ellas.
La inmensa distancia que nos separa de las estrellas es la única causa de que las componentes de los sistemas dobles y múltiples no se puedan distinguir a simple vista, pues, hasta con el mayor telescopio óptico del mundo a veces resulta imposible desdoblar un sistema más allá de que en realidad existan muchos millones de kilómetros entre ellas.
Ilustración de un sistema estelar triple. En el centro, la estrella principal, HD 188753 A (una enana amarilla). Alrededor de ella giran dos estrellas muy próximas entre sí. La estrella secundaria, HD 188753 B, es una enana amarillo-naranja y su acompañante, HD 188753 C, es una enana roja. Su período orbital es de 156 días y el sistema completo tiene una edad estimada de 5600 millones de años, algo más que nuestro Sol.
No todas las estrellas dobles o múltiples a simple vista lo son en realidad, es decir, no forman un sistema físico; muchas veces suelen manifestarse dobles por efectos de perspectiva. Si dos o más estrellas están verdaderamente asociadas formando un sistema físico, se conoce por sus movimientos de traslación por el espacio no solo porque son comunes, sino que ambas giran en torno de un centro común de gravedad. En cambio, si la unión fuese solo aparente, con el tiempo se comprueba que ambos astros no manifiestan movimiento común alguno, y acaban por separarse cada vez más.
Las órbitas de las estrellas binarias dependen de la relación de masas que haya entre las estrellas. Cuando sus masas son parecidas, como en el caso A, la órbita es circular y el centro de gravedad del sistema está en el centro. Cuando la masa de una es mucho mayor que la otra (figura B), la menor gira en torno a la mayor, que contiene el centro de gravedad. En este caso, si el centro de gravedad no coincide con la mayor, describen órbitas elípticas alrededor de un centro común.
