多くのアルボウイルスと同様にデングウイルスは、吸血媒介動物や脊椎動物宿主の周りに自然と集まる。ウイルスは、メスのヤブカ（ネッタイシマカ以外の種）から、その子孫や下等霊長類へと伝播することで、東南アジアやアフリカの森林に留まる。ウイルスがいる農村部では、ネッタイシマカやヒトスジシマカなどその他のヤブカの種によって、ウイルスがヒトへと伝播する。都市部では、家屋に潜むネッタイシマカによって、主にウイルスがヒトへと伝播する。下等霊長類やヒトが感染した場合、伝播するデングウイルスの数は大幅に増加する。これを遺伝子増幅と呼ぶ。ヒトへの感染にとって、最も大きな脅威となっているのは、都市におけるデングウイルスの寄生と感染のサイクルであり、このため、デング熱感染症は、主に町や都市に限られている。ここ数十年で、流行地域の村、町、都市が拡大し、ヒトの移動が増加したことによって、ウイルスの流行と伝播するウイルスの数が増え続けている。デング熱は、かつて東南アジアに限定されていたが、現在は中国南部、太平洋やアメリカ諸国にまで広まっている。シンガポールでは毎年4000-5000件のデング熱、ないしデング出血熱が報告される。2004年にはデングショック症候群により7人が死亡した。2007年雨季にはアンコール遺跡観光拠点の町シェムリアプなどで主に子供を中心として流行が認められた。2007年10月、中華民国（台湾）南部の台南市において511人の感染が報告された。特に2010年はインドネシアが79例（うち51例がバリ島）で、その他インド、フィリピン、タイでの感染事例が多く報告された。ハワイ州では、1940年代にネッタイシマカが根絶されてデング熱も60年間発生していなかったが、2001から2002年にかけて流行し、122人の患者が発生した。2014年にはフィジーにおいても発症が広まり1万人以上が感染し11人が死亡した。他にもアメリカ合衆国の南部、ボリビア、ブラジル、パラグアイ、サモアなどで感染事例が報告されている。デング熱は、さらにヨーロッパにまで脅威をもたらす可能性がある。
デング熱の流行（デングねつのりゅうこう）は世界的に発生しており、発生率は1960年 - 2010年の間で30倍に増加した。これは、都市化、人口増加、海外旅行の増加、地球温暖化が原因とされている。デング熱が流行している地域は赤道付近に分布しており、そこに住んでいる人々は合計25億人にのぼり、このうち7割以上の約18億人がアジアと太平洋の流行地域に住んでいる。本項ではデング熱の世界的流行と各国の状況を解説する。
連星は、軌道計算から間接的に恒星の質量を求められるので、天体物理学において、とても重要な存在である。また、質量から、半径や密度などの他のパラメーターも得る事が出来る。また、この観測は、単一の恒星の質量光度関係（MLR）の分析にも役立つ。連星は、多くの場合、望遠鏡などの光学的手法で両星に分離して観測され、両星が公転運動している事が確認されている。このような連星を実視連星（英語: visual binary）という。しかし、実視連星の多くは、伴星が主星の周りを公転するのに、数百年から数千年という時間がかかる。そのため、軌道要素に関しては不明な点が多い。また、望遠鏡を使用しても分離出来ないほど接近した連星は、アストロメトリー法やスペクトルのドップラー効果などの間接的な手法で発見する。このような連星は分光連星（英語: spectroscopic binary）と呼ばれる。分光連星は星の軌道面が天球面に対して大きく傾いていて、2つの星が太陽系から見て近づいたり遠ざかったりするために、そのスペクトル線を継続的に調べると規則正しい周期で青い方にずれたり赤い方にずれたりする。分光連星ではスペクトル線の時間変化を観測することで、星の質量を決めることができる。そして、連星の中には、伴星が主星の手前を日食のように横断して、連星系全体の光度を周期的に変化させるものもある。このような連星は食連星（英語: eclipsing binary）と呼ばれる。主星と伴星が、非常に接近している場合、互いの重力で、伴星の形が扁平状になっている事がある。このような連星を近接連星（英語: close binary）と言い、双方の恒星の質量が変化する時がある。連星 (binary star) という言葉は1802年にウィリアム・ハーシェルによって最初に作られたとされている。1780年にハーシェルは700個以上の二重星について、星同士の離角と位置を測定した。その結果、そのうちの約50個が20年の観測期間の間に位置を変えており、互いに軌道運動をしている連星であることを発見した。また、何もない空間の周りを周回しているように見える恒星もいくつか発見されている。位置天文的連星と呼ばれる連星はこのような天体の一例である。この天体は比較的2星の距離が近い連星で、ある点の周りをふらつくような運動を見せるものの、伴星が見えないというものである。分光連星の中にも、前後に動くスペクトル線が1組しか存在しないものがある（通常の分光連星では近づく星と遠ざかる星による2組のスペクトル線が見える）。このような場合でも、普通の連星に用いるのと同じ手法を使うことによって、見えない伴星の質量を推定することができる。このような連星で伴星が見えないのは、伴星が非常に暗く主星の明るさに埋もれて検出できなかったり、中性子星のようにほとんど可視光を放出しない天体だったりするためである。場合によっては、見えない伴星がブラックホールである場合もある。このような例としてはくちょう座X-1がある。この連星系の見えない伴星の質量は太陽の約9倍である。不可視伴星の候補天体としては通常、中性子星も考えられるが、この質量は中性子星の質量の上限よりもはるかに重いため、ブラックホールである可能性が非常に高いと考えられている。また太陽系外惑星の捜索も、連星の不可視伴星と同じ手法で行われることが多い。連星は、天文学者が遠距離の恒星の質量を直接測定できる主な方法の一つであるため、特に重要である。連星では互いに引き合う重力によって2つの星が回り合っている。実視連星では軌道の形を観測することで、また分光連星ではスペクトル線の時間変化を観測することで、星の質量を決めることができる。恒星の多くは連星系を作って存在しているため、連星は我々が星形成の過程を理解する上でも重要な存在である。特に、連星の周期や質量を知ることによって連星系の角運動量の大きさが分かる。角運動量は保存量なので、連星の角運動量はその星が生まれた時点の状況についての重要な手がかりを含んでいる。