irler. İkililer örnek Sirius Ve Cygnus X-1 (Cygnus X-1 kara delik olarak bilinir) verilebilir.

İkili terimi ilk kez William Herschel’ın 1802’de yazdığı sözünde kullanıldı:

Modern tanımla, ikili yıldız terimi genellikle aynı kütle merkezi etrafında dönen çift yıldız ile sınırlıdır. Çift yıldızlar teleskop ve interferometrik yöntemlerle çözülebilen ikili görseller olarak bilinir. Birçok bilinen görsel çift yıldızın tüm devri henüz gözlenmemiştir. Kavisli ve kısmi bir yol boyunca seyahatleri gözlenmiştir.

Daha genel çift yıldız terimi gökyüzünde birbirine yakın gözlenen yıldızlar için kullanılmıştır. Bu ayrım nadiren İngilizce dışındaki dillerde yapılır. Çift yıldızlar çift sistemler olabilir. Gökyüzünde birbirine yakın gibi görünen, ancak Güneş'ten çok farklı gerçek mesafelerde olabilirler. İkincisi, optik çiftler ya da optik çiftleri olarak adlandırılır. 
Teleskobun icadından beri birçok çift yıldız bulundu. İlk örnekler Mizar ve Acrux’u içerir. Mizar, 1650’de Giovanni Battista Ricioli tarafından gözlemlendi. Güney parlak yıldızı Acrux, 1685 yılında Peder Fontenay tarafından keşfedildi.

John Michell çift yıldızların fiziksel olarak birbirini etkilediği önerisini 1767 yılında çift yıldızın şans ile uyumu olması olasılığının çok küçük olduğunu ilk savunan kişidir. William Herschel çift yıldızları 1779 yılında gözlemlemeye başladı ve daha sonra 700 çift yıldız ile ilgili katalog bastırdı. 1803’ten 25 yıl boyunca çift yıldızlı bir dizi göreli pozisyonlarında değişiklik gözlemlemişti ve çift sistemlerin olması gerektiği sonucuna vardı. Çift yıldızın ilk yörüngesi 1827 yılına kadar hesaplanamadı. Daha sonra Felix Savary, Xi Ursae Majoris yörüngesini hesapladı. Bu zamana kadar birçok çift yıldız ölçüldü ve kataloglandı. Amerika Birleşik Devletleri Gözlemevi tarafından Washington Çift Yıldız Kataloğu veri tabanı görsel çift yıldızlar derlendi ve bunlara optik çiftler ve çift yıldızlar da dahil olmak üzere 100,000 çifti aşkın çift yıldız içeriyordu. Bu binlerce çift yıldızın yörüngelerinden sadece birkaçı bilinmektedir ve birçoğunun gerçek ikililer veya optik çift yıldız olduğu tespit edilmemiştir. Bu çiftlerin hareketlerini gözlemleyerek karar verilebilir. Eğer hareket bir çeşit yörüngede ise ya da yıldızlar benzer açısal hıza sahip ve normal hareketlerine diğer yaygın uygun harekete kıyas ile ufak farklar varsa çift muhtemelen fizikseldir. Çift yıldızlı görsel gözlemciler için kalan görevlerden biri yer çekimi bağlantısı için yeterli gözlemler elde etmek ve bunu kanıtlamak veya çürütmektir.

Çift yıldızlar gözlemlenmelerine göre dört şekilde sınıflandırıldı: görsel olarak gözleme; spektroskopik, spektral çizgilerde periyodik değişiklik; fotometrik, tutulmadan dolayı parlaklık değişimi; atrometrik, görünmeyen bir eşi nedeniyle bir yıldızın konumundaki sapmayı ölçerek. Herhangi bir çift yıldız bu sınıflardan birkaçına sahip olabilir. Örnek olarak birkaç spektroskopik çift aynı zamanda tutulma çiftidir de.

Bir görsel ikili yıldız açısal olarak ayrıldığında bileşenleri oldukça büyük olduğunda çift yıldızlar teleskop ya da yüksek güçlü dürbün ile gözlemlenebilir. Teleskobun açısal çözünürlüğü görsel ikilileri saptamada önemli bir faktördür ve daha iyi açısal çözünürlük ile görsel ikililerin tespit edilme sayısı artacaktır. İki yıldızın bağıl parlaklığı da ayrıca önemli bir faktördür. Parlak bir yıldızdan gelen parlama, sönük bileşenin varlığını tespit etmeyi zorlaştırır.

Daha parlak olan yıldız ilk yıldız, daha sönük olan ise ikinci olarak hesaba katılır. Bazı yayınlarda (özellikle yaşlı olanlar) ise, soluk ikincil comes (çoğul olarak comites; yoldaş) olarak adlandırılır. Eğer yıldızlar eşit parlaklıkta ise, kaşif ilk yıldıza karar verir. 
Birincile göre ikincinin konum açısı, iki yıldızlı arasındaki açısal mesafe ile ölçülür. Ayrıca gözlem zamanı da kaydedilir. Yeterli sayıda gözlem kaydedildikten sonra birincil yıldız merkez olarak kutupsal koordinatları çizilir ve Kepler alanlar kanununa göre en mükemmel elips çizilir. Bu elips belirgin elips olarak bilinir ve gökyüzü düzleminde birincile göre ikincil gerçek eliptik yörüngede izdüşümüdür. Bu izdüşüm elipsinden yörüngedeki elementler hesaplanabilir.

Bazen, bir ikili yıldızın tek kanıtı yaydığı ışık Doppler etkisinden gelir. Bu durumlarda ikili her yıldızdan yayılan ışığın spektral çizgileri önce mavi daha sonra kırmızıya dönüşür. Ortak kütle merkezleri etrafındaki dönüşte önce bize doğru hareket ederler sonra bizden uzağa doğru.

Bu sistemlerde yıldızlar arasındaki aralık çok az ve yörüngesel hızları çok yüksektir. Yörünge düzlemi görüş hattına dik olmadığı sürece yörüngesel hız bileşenleri görüş çizgisinde olur ve sistemin radyal hızı periyodik olarak değişir. Radyal hız yıldızların spektral çizgilerinin Doppler kaymasını gözlemleyerek spektrometre ile ölçülebilir. Bu davranışı sergileyen çift yıldızlar spestrokopik ikililer olarak bilinir. Bunlardan birçoğu teleskop ile de olsa görsel ikili olarak düşünülemez.

Bazı spestrokopik ikililerde spektral çizgi her iki yıldız için de gözükür ve çizgiler çift ya da tek olabilir. Bu tür sistemler çift çizgili spektroskopik ikililer (Sİ2) olarak bilinir. Başka sistemlerde tek gözüken yıldızın spektrumu ve spektrumdaki çizgileri önce mavi sonra kırmızıya sonra eski haline dönüşür. Bu tür yıldızlar tek çizgili spestrokopik ikililer (Sİ1) olarak bilinir.

Spektroskopik ikili yörüngesi, sistemin bir ya da iki bileşeninin radyal hızını uzunca gözlem yaparak belirlenir. Gözlemler zamana karşı çizilir ve ortaya çıkan eğriden periyoduna karar verilir. Eğer yörünge dairesel ise eğri sinüs eğrisi olur. Eğer yörünge eliptik ise eğrinin şekli görüş çizgisini referans alarak elips eksantrikliği ve ana eksen yönü ile belirlenir. 
Yarı-majör eksen a ve yörünge düzleminin eğimini i tek olarak belirlemek imkansızdır. Fakat yatı-majör eksen ve sinüs eğimi çarpımı direkt olarak doğrusal birimi (ör. Kilometre) belirleyebilir. Eğer a ya da i farklı yollarla belirlenebilir ise, tutulma ikilisi durumunda olduğu gibi, yörünge için tam bir çözüm bulunabilir.

İkili yıldızların hem görsel hem spestroskopik ikili olması nadir bir durumdur ve bulunduklarında değerli bilgi kaynaklarıdırlar. Görsel ikili yıldızlar genellikle büyük gerçek ayrığa sahiptirler ve periyotları on yıllar ile yüzyıllar arasında ölçülmüştür. Genellikle yörüngesel hızları spestroskopik ölçmek için çok küçüktür. Bunun tersine spestroskopik ikili yıldızlar yörüngelerinde hızlı hareket ederler çünkü birbirlerine yakındırlar, genellikle görsel ikili olarak saptanmak için fazla yakındırlar. Hem görsel hem spestroskopik ikililer Dünya’ya yakın olmalıdırlar.

Örten ikili yıldız, yörünge düzleminde gözlemcinin görüş çizgisinde birbirlerine yakın dururlar ve bileşenleri karşılıklı tutulmaya neden olur. İkili hem spestroskopik ikili ve sistemin paralaks olduğu bilindiği durumlarda, ikili yıldız analizi için çok değerlidir. Algol örten ikilinin en çok bilinen örneğidir.

Son on yılda ekstra galaktik örten ikililerin temel parametrelerinin ölçümü 8 metre teleskoplar ile mümkün hale geldi. Bu ekstra galaktik mesafeleri direkt ölçmek için onları standart kullanılanlardan daha kullanışlı hale getirdi. Son zamanlarda LMC, SMC, Andromeda ve Triangulum’a direkt mesafe tahmininde kullanıldı. Örten ikililer %5 kesinlik ile galaksiler arası mesafeyi ölçmede yöntem sunarlar.

Öreten ikililer tek bileşenlerindeki ışık değiştiği için değil tutuldukları için değişken yıldızlardır. Bir örten ikili ışık eğrisi, hemen hemen sabit ışık dönemleri ve periyodundaki yoğunluk düşmesi ile karakterize edilir. Eğer bir yıldız diğerinden büyükse biri tamamen tutulurken diğeri halka şeklinde tutulur.

Örten ikilinin yörünge periyodu ışık eğrisi üzerinde çalışılarak bulunabilir ve her bir yıldızın kendi boyutu yörünge yarıçapınca parlaklığın nasıl değiştiğine göre değerlendirilebilir. Eğer spestroskopik ikili ise yörünge elementleri de saptanabilir ve yıldızların kütlesi ve yoğunlukları da bu durumda kolaylıkla saptanabilir.

Yakın örtmeyen ikililer fotometri tarafından yıldızların birbiri üzerindeki etkisi gözlemlenerek saptanabilir. İlk olarak yoldaşından yaydığı ekstra ışığı yansıtmasının gözlenmesidir. İkinci olarak yoldaşının şeklini deforme olmasından kaynaklanan elips ışık varyasyonlarının gözlenmesidir. Üçüncü etki ise göreli ışık saçan etkinin belli büyüklükteki yıldızları nasıl etkilediğini incelemektir. İkilileri bu yöntemler ile saptamak için doğru fotometri uzay teleskopları ile yapılmasını gerektirir.
Astronomlar boş uzay yörüngesinde gibi gözüken yıldızlar keşfettiler. Astrometrik ikililer birbirine yakın uzayda belli bir nokta etrafında yalpalayan ve görünür yoldaşı olmayan yıldızlardır. Sıradan ikili için kullanılan matematik kayıp yoldaş kütleyi de bulmak için kullanılabilir. Yoldaş çok sönük olabilir. Bu da onu hali hazırda saptanamaz ya da onun birincil parlaması tarafından maskelenmiş yapar ya da bu elektromanyetik radyasyon yaymayan ya da çok az yayan obje olabilir, örneğin nötron yıldızı.

Görünen yıldızın pozisyonu dikkatle ölçülmüş ve eşi tarafından gelen kütle çekimi etkisi ile değiştiği tespit edilmiştir. Yıldızın pozisyonu tekrar edilerek daha uzak yıldızlara göre ölçüldü ve periyodik vardiyası kontrol edildi. Tipik olarak bu tarz ölçüm sadece yakın yıldızlar için geçerlidir, örneğin 10 parsel içinde. Yakın yıldızlar genellikle nispeten yüksek harekette olurlar. Böylelikle astrometrik ikililerin gökyüzünde titrek bir yolu takip ettikleri gözlenir.

Eğer yoldaş yıldızın pozisyonunda gözlemlenebilir bir vardiyaya neden olabilecek kadar büyük ise varlığı çıkarılabilir. Görünen yıldızın hareketinin astrometrik tam ölçümü yeterince uzun zaman periyoduna sahip ise yoldaşın kütlesi ve yörünge periyodu hakkında bilgiye sahip olunabilir. Yoldaş gözükür halde değil ise bile sistem Kepler yasalarını kullanarak bunu belirleyebilir.

Ayrıca ikilileri saptayan bu yöntem yıldız yörüngesinde olan sistem dışı gezegenlerin yerini tespit etmede de kullanılır. Fakat bu yöntemin kullanılır olması için gereken