Внутри огромной звездной системы — Галактики мно­гие звезды объединены в системы меньшей численности. Каждая из этих систем может рассматриваться как кол­лективный член Галактики, Самые маленькие коллективные члены Галактики — это двойные и кратные звезды. Так называются группы из двух, трех, четырех и т. д. до десяти звезд, в кото­рых звезды удерживаются близко друг к другу благо­даря взаимному притяжению согласно закону всемирно­го тяготения. В Солнечной системе притяжение огром­ного массивного тела, Солнца, удерживает планеты и другие тела системы, заставляет их двигаться по замк­нутым орбитам, не позволяет системе распасться. В двойных и кратных звездах таких огромных тел — звезд (солнц) два или несколько. Они притягивают друг друга, удерживают друг друга и, возможно, другие тел меньших масс (подобные планетам Солнечной системы) внутри сравнительно небольшого объема,, Следовательно, это физические системы тел, связанных между- собой силами тяготения.

Доля двойных и кратных звезд сре­ди всех звезд значительна. Правда, наша звезда — Солнце, хотя и окружено системой планет, не является двойной или кратной звездой. Солнце — одиночная звез­да. Но уже следующая ближайшая к нам звезда, а Центавра, является тройной звездой. Если в этой трой­ной звезде имеются и планеты о развитой на них жизнью, то обитатели планет должны видеть на своем небе три солнца — одно желтое и яркое, как наше, вто­рое — несколько менее яркое, оранжевое, и третье — красноватое, сильно уступающее первым двум в блеске, но все-таки это солнце, согревающее и освещающее все кругом.

Расстояния, разделяющие компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. У тесных двойных они так близки друг к другу, что происходят сложные физиче­ские процессы взаимодействия, связанные с явлениями приливов и перетеканием газовых масс от одного ком­понента к другому. Периоды обращений в таких систе­мах измеряются часами или сутками. В широких же парах расстояния между компонента­ми составляют десятки тысяч астрономических «единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тыся­челетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удается обнаружить. Связанность компонент в таких си­стемах определяют по их относительной близости на небе и по общности собственного движения. У пар, в которых расстояния между компонентами не так велики, орбитальное движение уверенно обнару­живается: за прошедшее время наблюдений компонен­ты прошли заметные дуги по своим орбитам. Такие двой­ные звезды называют визуальными двойными.

Если пройденные дуги составляют значительную часть всей орбиты — эллипса, то можно достаточно надежно вычис­лить все характеристики орбиты, так называемые эле­менты ее: величину большой оси, эксцентриситет, пери­од обращения, наклон плоскости орбиты к лучу зрения, положение периастрия — точки, в которой компоненты максимально сближаются. Можно также определить массы компонентов. В настоящее время элементы ор­бит вычислены для более чем 500 визуальных двойных звезд. А общее число зарегистрированных визуальных Двойных превзошло 60 тысяч. У тесных двойных звезд компоненты настолько близ­ко расположены друг к другу, что блеск их сливается в общий блеск и они не различимы отдельно даже в сильные телескопы. Двойственнность такой звезды об­наруживается (если плоскость орбиты не перпендику­лярна лучу зрения) благодаря тому, что вследствие ор­битального движения изменяется лучевая скорость ком­понентов.

Линии в спектрах таких звезд, называемых спектроскопическими двойными, смещаются то в одну, то в другую сторону. Измеряя эти смещения, исследуя, как они изменяются в зависимости от времени, можно определить элементы орбит. В настоящее время известны элементы орбит у более чем 750 спектроскопических двойных, а общее число об­наруженных спектроскопических двойных превзошло 2500. Наконец, еще у более тесных двойных звезд, если плоскость  орбиты составляет небольшой угол с лучом зрения, компоненты при орбитальном движении перио­дически затмевают друг друга. Блеск такой звезды все время меняется. Кривая блеска, т. е. кривая, показы­вающая, как меняется блеск со временем, имеет обыч­но два минимума: один более глубокий, когда затмева­ется компонент, имеющий более высокую температуру поверхности, и другой менее глубокий, когда затмевает­ся менее горячий компонент. По форме кривой блеска также можно определить элементы орбиты в двойной системе. В настоящее время открыто более 4000 затменных двойных звезд. Среди ,30 ближайших к нам звезд 13 входят в состав двойных и тройных систем. Специальные наблюдения двойных и кратных звезд ведутся уже более 150 лет. За это время во многих из этих маленьких систем звезды успели совершить значительный путь по орбитам друг около друга. Эти орбиты и движения по ним изучены; установлено, что движение происходит под действием силы взаимного тяготения звезд, т. е. так же, как про­исходит движение планет под действием силы тяготения Солнца.

Измерение скорости движения звезд по их ор­битам позволило оценить массу звезд, входящих в двой­ные системы. Оказалось, что и в этом отношении звез­ды различны. Некоторые из них по массе уступают Солнцу, а другие превосходят его. При этом для всех звезд, в том числе и для Солнца,  выполняется  условие — чем больше светимость звезды, т. е. чем больше звезда излучает в единицу времени энергии в простран­ство, тем больше и ее масса. Вдвое большей массе соот­ветствует приблизительно, вдесятеро большая светимость, так что различие в светимостях у звезд гораздо боль­шее, чем различие в массах. Двойные и кратные звезды часто состоят из звезд различных типов, например, звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом, или желтая звез­да средней светимости — с красным гигантом.