ler büyük kütle farkı oranı ve gezegenlerin yörüngedeki uzun periyotları dolayısıyla oldukça zahmetlidir. Bir yıldızın pozisyon vardiya tespiti çok zahmetli bir bilim dalıdır ve gerekli hassasiyeti sağlamak oldukça zordur. Daha fazla çözünürlükte üretilen uzay teleskopları Dünya’nın atmosferindeki bulanıklık etkisinden kaçınabilir.

Başka bir sınıflandırma boyutlarına göre yıldızlar arasındaki uzaklığa dayanır:
Bağımsız ikililer, her bileşenin Roche lobunun, yıldızın kendi yerçekiminin diğer bileşeninden büyük olduğu alan, içinde olduğu ikili yıldızdır. Yıldızlar birbirleri üzerinde büyük bir etkiye sahip değildirler ve esasen ayrı ayrı gelişirler. Birçok ikili bu sınıfa aittir.
Yarı bağımsız ikili yıldızlar, bileşenlerinden biri Roche lobunda iken öbür bileşene olmayan çift yıldızlardır. Roche lobundaki bileşenin (donör) yüzeyindeki gaz öbür bileşen transfer olur. Kütle transferi sistemin gelişmesinde hükmedici roldedir. Birçok durumda, içeriye akan gaz kütle alıcı etrafında toplanma diski oluşturur.
Temas ikili, bileşenleri Roche loblarını dolduran çift yıldızlardır. Yıldız atmosferinin en üstteki katmanı çevreleyen her iki yıldız tarafından gelişir. Gelişimden kaynaklanan sürtünme yörünge hareketini bozar ve yıldızlar sonunda birleşebilir.

İkili sistem yoğun bir obje içerdiğinde, örneğin beyaz cüce, nötron yıldızı ya da kara delik, diğer yıldızdaki (donör) gaz yoğun objeye doğru ilerler. Bu yerçekimsel potansiyel enerjiyi açığa çıkarır gazın daha sıcak ve radyasyon yaymasına neden olur. Sarsıntılı değişken yıldızlar, kompire objesi beyaz cüce olan, böyle sistemlere örnektir. X-ışını ikililerinde kompire obje nötron yıldızı ya da kara delikten herhangi biri olabilir. Bu tür ikililer donör yıldızın kütlesine bağlı olarak yüksek kütleli ya da düşük kütleli olarak sınıflandırılırlar. Yüksek kütleli X-ışını ikilileri genç, erken tip, yüksek kütleli donör yıldız rüzgarından transfer edilen kütle içerir. Düşük kütleli X-ışını ikilileri yarı tespit edilebilir ikililerdir ve gaz geç tip donör ya da beyaz cüceden Roche lobunun dışına doğru akar ve nötron yıldızı ve kara deliğe doğru düşer. Muhtemelen X-ışını ikilisi için bilinen en iyi örnek yüksek kütleli X-ışını ikilisi Cygnus X-1’dir. Cygnus X-1’de gözükmeyen yoldaşın kütlesinin Güneşin yaklaşık dokuz katı olduğu tahmin edilir. Maksimum teorik nötron yıldızı kütlesini çok aştığı için bunun kara delik olduğuna inanılır.

Yörünge periyotları bir saatten (AM CVn yıldızları için) ya da birkaç günden (Beta Lyrae bileşenleri) daha az olabilir ama ayrıca yüzlerce ya da binlerce yıl (Alpha Centauri AB etrafındaki Proxima Centauri) da olabilirler.

Applegate mekanizması, belirli örten ikililerin uzun dönem yörünge periyodu değişimini açıklar. Ana-dizi yıldızı bir faaliyet döngüsünden geçer gibi yıldızın dış katmanı açısal momentum dağılımından dolayı manyetik torka maruz kalır ve yıldızın basıklığının değişimi ile sonuçlanır. İkilinin yörüngesindeki yıldızlar yerçekimsel olarak şekil değişikliklerine göre eşlenirler. Böylece periyot modülasyonları (tipik olarak ∆P/P ∼ 10−5) aynı zaman dilimindeki etkinlik döngüsünde (tipik olarak on yıllık sistemde) gösterir. Bazı Algol ikililerde gözlenen bir diğer olgu monoton periyot artışı olmuştur. Bu çok yaygın gözlemlenen alternatif periyodun azalıp artmasından oldukça farklı Applegate mekanizması ile açıklanır. Monoton periyot artışları kütlenin transferine dayanır ve genellikle (her zaman değil) daha az büyük yıldızdan daha büyük yıldıza doğrudur.

İkili yıldızın bileşenleri A ve B ekleri ile sistemin numarandırılmasını, A ilk yıldız için ve B ikincil yıldız için, temsil edebilir. AB ekleri çiftleri belirtmek için de kullanılabilir. C ve D gibi başka harfler de iki yıldızdan fazla yıldız içeren sitemler için kullanılır. İkili yıldızın Bayer numaralandırması içeren ve oldukça ayrık olduğu durumlarda üyelerin numaralandırılması alt ve üst simgeler ile olur. Buna örnek olarak bileşenleri ζ1 Reticuli ve ζ2 Reticuli olan Zeta Reticuli verilebilir.

Çift yıldızlar ayrıca indeks numarası ile kaşifin kısaltması verilerek numaralandırılır. Örnek olarak a Centauri Father Richaud tarafından 1689 yılında ikili olarak bulunmuş ve RHD 1 olarak numaralandırılmıştır. Bu kaşif kodları Washington Çift Yıldız Kataloğu’nda bulunabilir.

İkili yıldız sistemi bileşenleri sıcaklığına göre sıcak yoldaş ve soğuk yoldaş olarak belirlenebilir.

Örnekler:

İmkansız olmasa da bazı ikili yıldızlar tek iki yıldızın birbiri arasındaki yerçekimsel yakalaması sonucu oluşabilir. Böyle bir olayın ihtimali az olsa da ikililerin sayısı çoktur. Bu ikililerin ilk oluşum süreci olamaz. Ayrıca gözlemlenen ikililer ön ana yıldızları içerir ve bu ikililerin çoktan yıldız formasyonunda oluştuğu teorisini destekler. Yıldızlar öncesi oluşu sırasındaki moleküler buluttaki parçalanma ikili ya da çoklu yıldız sistemlerinin oluşumunu açıklamak için kabul edilebilir.

Üç cisim problemi sonucu, üç yıldızın kütleleri karşılaştırılabildiği zaman, üç yıldızdan biri nihayetinde sistemden atılır ve başka önemli karışıklık olmadığı varsayılırsa kalan sabit iki yıldız ikili sistemde kalmayı sürdürürler.

Ana yıldız evrimi süresince boyutsal olarak artar, bu Roche lobunu geçtiği herhangi bir noktada olabilir. Bunun anlamı onun maddelerinden bazısı yerçekimsel çekimin yoldaşının kendinden büyük olduğu bölgeye geçiş yapar. Maddenin bir yıldızdan öbürüne transferi Roche lobu taşması (RLT) olarak bilinir. Bu transfer gerçekleştiğinde matematiksel olarak ilk Lagrangian noktası olarak adlandırılır. Büyüyen diskin ikili yıldızda daha parlak (bazen de tek gözüken) element olması nadir bir durum değildir.

Eğer yıldız Roche lobunun dışına çok hızlı büyürse, maddenin sistemden Lanrange noktalarına ya da yıldız rüzgarına doğru sistemi terk etmesi mümkündür. Böylece etkin bir şekilde tüm bileşenler kaybolur. Yıldızın evrimi kütlesi tarafından belirlenirken süreç her iki yoldaşın da evrimini etkiler ve tek yıldız tarafından elde edilemeyen aşamaları oluşturur.

Örten üçlü Algol çalışmaları yıldızlar evrimi teorisinde Algol paradoksuna yol açtı. İkili yıldızların bileşenleri aynı zamanda olmasına ve daha büyük yıldızın daha hızlı evrimleşmesine rağmen daha az büyük olan Algol B’nin daha sonraki evrimleşme aşamasında alt devde olduğu, daha büyük olan Algol A’nın hala ana dizide olduğu gözlemlendi. Paradoks kütle transferi ile çözülebilir: daha büyük olan yıldız alt dev olduğunda, Roche lobunu doldurduğunda, ve kütlenin çoğu diğer yıldıza transfer olduğunda hala ana dizide kalır. Bazı Algol ile benzer ikililerde gaz akışı görülebilir.

Oldukça ayrık yıldızların yaşamları sırasında dış karışıklıkların sonucu olarak yerçekimsel bağlantılarını kaybetmeleri mümkündür. Bileşenler daha sonra tek yıldızlar olarak evrimleşmeye devam ederler. İki ikili sistemin arasındaki yakın karşılaşma bazı yıldızların ani hızlanmasıyla kaçak yıldızlar olmaları ile bu durum yerçekimsel bozulma ile sonuçlanabilir.

Eğer beyaz cüce yakın bir yoldaş yıldıza sahip ve Roche lobundan taşıyor ise beyaz cüce sürekli yıldızın dış atmosferinden gazları arttırır. Bunlar beyaz cücenin yüzeyinde yerçekimi yoğunluğundan dolayı sıkıştırılmışlardır. Beyaz cüce dejenere maddeden oluşur ve artan hidrojen değilken beyaz cüce ısıya oldukça tepkisizdir. Hidrojen füzyonu büyük miktarda enerjiyi serbest bırakması sonucunda CNO döngüsü boyunca yüzeyi üzerinde istikrarlı bir şekilde oluşabilir. Sonuç ışığın oldukça parlak patlamasıdır ve bu nova olarak bilinir.

Ekstrem durumlarda bu olay beyaz cücenin Chandrasekhar limitini aşmasına sebep olabilir ve tüm yıldızı yok eden bir süpernovayı tetikleyebilir. Ayrıca bu da kaçak yıldızlara neden olan başka bir olaydır. Süpernovaya bir örnek SN 1572dir. Tycho Brahe tarafından gözlenmiştir. Son zamanlarda Hubble Uzay Teleskobu bu olayın kalıntılarının fotoğraflamıştır.

İkililer astronomların uzaktaki bir yıldızın kütlesini belirlemelerine olanak sağlayan en iyi yöntemdir. Birbirleri arasındaki yerçekimsel çekim ortak kütle merkezi yörüngesinde hareket etmelerine neden olur. Görsel ikilinin yörünge deseninden ya da spestroskopik ikilinin spektrum zaman değişimden kendi yıldızının kütlesi tespit edilebilir. Bu yöntemle yıldızın görünümü (sıcaklık ve yarıçap) ve kütlesi arasındaki ilişki bulunabilir. Bu ikili olmayanların kütlesini tespit etmeye olanak sağlar.

Yıldızların büyük çoğunluğunun ikili sistemlerde olması nedeniyle ikililer yıldızların nereden geldiği sürecini anlamamız için önemlidirler. Özellikle ikilinin periyot ve kütleleri bize sistemdeki açısal momentum miktarı hakkında bilgi verir. Bu fizikte korunan bir miktar olduğu için ikililer bize yıldızların hangi koşullarda oluştuğu konusunda önemli ipuçları verir.

basit bir ikili durumunda, r1, ilk yıldızın merkezi ile kütle merkezi arasındaki uzaklık:

a iki yıldızın merkezleri arasındaki mesafe ve
m1 ve m² iki yıldızın kütleleridir.
Eğer a yörüngedeki bir cismin diğeri etrafındaki yörüngesini yarı majör ekseni alınırsa, r1 kütle merkezi etrafında yörünge yapan ilk objenin yarı majör ekseni olur ve r2 = a – r1 ikinci cismin yörünge yarı majör eksini olur. Kütle merkezi daha büyük olan cismin içinde belirlendiğinde bu cismin ayırt edilebilir bir yörünge takip etmesi yerine yalpaladığı gözlenir.

Resimler temsilidir, simülasyon değildirler. Kırmızı artı işareti pozisyonu sisteminin kütle merkezini gösterir.

Samanyolundaki yıldız sistemlerinin yaklaşık 1/3 ünün ikili ya da çoklu olduğu kalan 2/3ün ise tek yıldız içerdiği tahmin ediliyor.

Yıldızın tam yörünge periyodu ile onun yörünge basıklığı arasında doğrudan ilişki vardır. Eğer sistemin periyodu az ise basıklığı da küçüktür. İkili yıldızlar herhangi makul ayırma ile bulunabilir: çiftler birbirine çok yakın yörüngede hareket ediyorlarsa kısmen birbirleri ile etkileşim halindedirler, aralarındaki mesafe çok ise onların bağlantısı uzayda sadece ortak hareket doğrusu gösterir. İkili yıldız sistemi yerçekimsel bağı içinde log normal dağılımı olarak adlandırılan periyot mevcuttur, bu sistemlerin genellik