در یک نگاه گذرا به آسمان شب می‌توان نقاط نورانی بی‌شماری را مشاهده کرد که پنداری بر یک صفحه متحرک متصل شده‌اند و نقش‌آفرینی شبانه خود را انجام می‌دهند و صحنه را برای ستاره داستان که همانا خورشید است خالی می‌کنند. اما اگر دقیق‌تر به این نمایش نگاه کنیم درمی‌یابیم که اغلب این بازیگران آن‌گونه که ما می‌پنداریم تنها نیستند و هماوردی دارند که حرکاتشان با وی تنظیم و تعیین می‌شود.
این هماورد‌ها سیستم‌هایی شکل می‌دهند که همانا با نام ستارگان دوتایی شناخته می‌شوند (که البته ممکن است از بیش از دو ستاره نیز تشکیل شده باشند). عبارت ستارگان دوتایی برای نخستین بار در سال 1802 و توسط "ویلیام هرشل" به کار گرفته شد، آنجا که وی در دست‌نوشته خود چنین نگاشت:
"در صورتی که دو ستاره در موقعیت بسیار نزدیک نسبت به هم قرار داشته باشند و در عین حال از نیروهای خارجی دیگر ایزوله بوده و تحت تاثیر نیروهای حاصله از سایر ستارگان همسایه قرار نگیرند، یک سیستم مجزا را تشکیل می‌دهند و در اثر نیروی گرانشی‌شان نسبت به دیگری یک سیستم مقید را شکل می‌دهند. سیستمی که از یک جفت ستاره تشکیل شده است و از این پس تحت عنوان دوتایی بررسی خواهند شد"
اما در تعریف نوین از ستارگان دوتایی اصولا به سیستمی از ستارگان، دوتایی می‌گویند که در آن دو ستاره به دور یک مرکز جرم معین گردش تناوبی داشته باشند.
در این مقال بر آنیم تا به بررسی اجمالی سیستم‌های دوتایی بپردازیم. بسیاری از ستارگان آسمان در سیستم‌های دوتایی و یا چندتایی قرار دارند که به هفت دسته اصلی تقسیم می‌شوند و در ادامه به آنها می‌پردازیم.
دوتایی‌های ظاهری یا نوری
فی‌الواقع این ستارگان، دوتایی‌های واقعی نیستند چرا که ارتباط فیزیکی با یکدیگر ندارند و تنها به واسطه این که از نظر ظاهری در یک خط دید قرار دارند مرتبط به نظر می‌رسد. این سیستم‌ها پس از بررسی‌های تکمیلی ناهماهنگی‌های خود را آشکار می‌کنند و به زودی مشخص می‌شود که ارتباطی با یکدیگر ندارند. دوتایی سهی و مئزر یک نمونه از این گونه سیستم‌ها هستند که تنها به دلیل قرابت ظاهری با یکدیگر به صورت سیستم دوتایی به نظر می‌رسند و در واقع هیچ ارتباط فیزیکی با یکدیگر ندارند. البته هنگامی‌که به بررسی عمیق تر این دو ستاره می‌پردازیم درمی‌یابیم که خود مئزر یک دوتایی مرئی است لکن ارتباطی با سهی ندارد. نکته جالب توجه این است که وقتی دو ستاره تشکیل‌دهنده دوتایی مئزر را مورد بررسی طیفی قرار می‌دهیم در می‌یابیم که هر یک از این دو ستاره، خود نیز در واقع دوتایی‌اند (البته دوتایی طیف‌سنجی) و این یافته تصویری بسیار پیچیده و البته شگفت‌انگیز را در برابر ما قرار می‌دهد.
دوتایی‌های مرئی
این ستارگان به اندازه کافی به ما نزدیک‌اند و در عین حال به قدر کافی از یکدیگر دور که ما می‌توانیم به طور عادی و با بهره‌گیری از تکنیک‌های بصری یا روش‌های تداخل‌سنجی حضور آنان را در یک سیستم دریابیم، به این سیستم‌ها دوتایی‌های مرئی می‌گویند. در این سیستم‌ها خط دید ما با صفحه مداری سیستم ستاره‌ای زاویه دارد و لذا ما به دلیل نزدیکی آنها می‌توانیم حرکت مجزای ستاره‌ها را تشخیص دهیم (البته به وسیله تلسکوپ). البته این تشخیص ساده مستلزم آن است که طول دوره تناوب گردش این دو ستاره به دور هم چندان طولانی (مثلا چندین قرن) نباشد. یکی از بهترین و مشهورترین نمونه از این ستارگان دوتایی، مزدوج شعرای یمانی است. این سیستم از یک ستاره در رشته اصلی و یک کوتوله سفید تشکیل شده است. البته به دلیل درخشندگی فوق‌العاده همدم جوان، کوتوله سفید مورد بحث چندان به چشم نمی‌آید. این دو ستاره با دوره تناوب نزدیک به 50 سال به دور یکدیگر می‌گردند.
دوتایی‌های گرفتی
در این سیستم‌ها، دو ستاره طوری به دور یکدیگر می‌گردند که به طور متناوب یکدیگر را می‌پوشانند و تغییرات ایجاد شده در روشنایی ظاهری که نتیجه این پوشش است، راه شناخت این سیستم‌هاست. ویژگی مهم این سیستم‌ها آن است که میل مداری‌شان نزدیک به 90 درجه است و این بدان معناست که خط دید تقریبا در صفحه مداری قرار دارد. لازم به ذکر است که این سیستم‌ها می‌توانند طیف سنجی یا مرئی نیز باشند که البته عمدتا طیف سنجی‌اند. ستاره راس‌الغول یا همان بتای برساووش یکی از بهترین نمونه‌های دوتایی‌های گرفتی است.
دوتایی‌های نجوم‌سنجی
این ستارگان دوتایی توسط تلسکوپ نیز به صورت یک ستاره واحد دیده می‌شوند و امکان تفکیک آنها از این طریق وجود ندارد، لکن حرکت‌های تناوبی آنها در آسمان نشان می‌دهد که گویی به دور یک همدم نامرئی می‌گردند. البته در واقع هیچ‌کدام از این دو ستاره به دور دیگری نمی‌گردد، بلکه هر دو به دور نقطه خاصی می‌گردند که مرکز جرم سیستم نام دارد اما از آنجا که ستاره همدم قابل مشاهده نیست در بررسی نوری این سیستم‌ها در آسمان مشاهده می‌شود که یک ستاره به ظاهر تنها، در طول سالیان در جای خود در آسمان تکان‌های خاصی می‌خورد و همین امر می‌تواند گواهی بر حضور یک همدم نامرئی باشد.
دوتایی‌های تماسی
هنگامی‌که دو ستاره آن‌قدر به یکدیگر نزدیک باشند که جو هریک در اثر گرانش دیگری دچار برآمدگی شود این دوتایی را نزدیک یا تماسی می‌نامند. در این موارد معمولا دو ستاره با یکدیگر تبادل جرم انجام می‌دهند و وضعیت‌های پیچیده و متغیری را پدید می‌آورند. وقوع چنین وضعیتی مستلزم آن است که یکی از ستارگان در رشته اصلی نباشد. منظور از رشته اصلی وضعیتی است که ستارگان در اواسط عمر خود دارند، خورشید ما یک نمونه از ستارگانی است که در رشته اصلی قرار دارند. در این وضعیت مثلا یکی از ستارگان سیستم تبدیل به یک غول سرخ می‌شود و با رشد حجمی بسیار زیاد، لبه خارجی خود را تا سرحدات ستاره همدم می‌رساند. این امر موجبات تبادل ماده در اثر نزدیکی و گرانش حاصل از آن را فراهم می‌آورد و موجب تحول در هر دو ستاره سیستم می‌شود. یکی از نمونه‌های چنین سیستمی، ستاره دجاجه X-1 است.
دوتایی‌های طیف سنجی
این نوع از سیستم‌های دوتایی معمولا نامرئی هستند و تنها از طریق نوسانات دوره ای در خطوط طیفی‌شان شناخته می‌شوند. در مواردی که دو ستاره قابل تشخیص باشند با مجموعه‌ای از اشکال طیفی برای هر ستاره سر و کار داریم (سیستم‌های دو خط) اما در برخی از این سیستم‌ها که یکی از ستارگان کم نور است و قابل تشخیص نیست تنها یک دسته از خطوط طیفی متغیر وجود خواهند داشت (سیستم‌های یک خط). البته لازم به ذکر است که عمدتا ما با سیستم‌های تک خط مواجه هستیم چرا که معمولا ستاره همدم آن‌قدر ضعیف است که اثر چندانی از آن در طیف مشترک مشاهده نمی‌شود.
دوتایی‌های طیفی
تفاوت این سیستم‌ها با مورد قبلی آن است که کل سیستم نامرئی است و تصاویر طیفی نیز در مسیر درک حرکت مداری ستاره به ما کمکی نمی‌کند. تنها راه تشخیص این سیستم‌ها آن است که دو طیف کاملا متفاوت بر روی یکدیگر قرار می‌گیرند و از این طریق ما درمی‌یابیم که این طیف ترکیبی توسط دو ستاره از یک سیستم دوتایی تولید شده است.
حال که به طور اجمالی به معرفی رده‌های مختلف سیستم‌های ستاره‌ای دوتایی پرداختیم می‌خواهیم بدانیم که منشا این سیستم‌ها کجاست و اصولا چطور این ستارگان پیوند ابدی خود را با یکدیگر شکل می‌دهند.
نخستین نظریه‌ای که در این‌باره مطرح می‌شود آن است که ستارگان دوتایی در اثر نزدیکی بیش از حد به یکدیگر در دام نیروی گرانشی هم افتاده‌اند و به دور یکدیگر می‌گردند. این نظریه از آنجا که شانس این‌گونه برخوردها در عالم واقع چندان زیاد نیست نمی‌تواند توجیه‌کننده این تعداد و تنوع از سیستم‌های دوتایی باشد.
نظریه دیگر آن است که ستارگان در چرخش‌های سریع وضعی خود، دو پاره یا چند پاره می‌شوند که این نظریه نیز چندان استوار نیست چرا که در هنگام چرخش‌های وضعی سریع، معمولا بخشی از ماده موجود در کمربند استوایی ستاره از آن جدا می‌شود و نه نیمی از جرم کل ستاره، در حالی که بسیاری از سیستم‌های دوتایی جرم‌های نزدیک به هم دارند.
اما نظریه‌ای که از تمامی‌موارد فوق قوی‌تر است بیان می‌دارد که اصولا هنگامی‌که یک ابر هیدروژنی به قدری متراکم می‌شود که آبستن تشکیل ستاره گردد، بیش از یک مرکز را در خود شکل می‌دهد و هریک از این مراکز به ستاره‌ای بدل می‌شوند که پس از تولد به دلیل نزدیکی با همدم خود، حرکات مداری را آغاز می‌کنند و سیستم‌های دوتایی را شکل می‌دهند.
بر اساس یک بررسی رصدی توسط "ابت و لوی" (Abt & Levy) در سیستم‌های دوتایی که دوره تناوب‌شان کوچک‌تر از 100 سال است معمولا جرم دو ستاره به یکدیگر نزدیک است اما در سیستم‌هایی که دوره تناوب شان بیشتر از 100 سال است عموما جرم ستاره اصلی و همدم با یکدیگر تفاوت فاحشی دارد. از این یافته‌ها چنین استنباط می‌شود که در سیستم‌هایی با دو ستاره تقریبا هم جرم مبدا سیستم از یک توده گازی واحد بوده و شکافت واقع شده در آن موجب شکل‌گیری دو ستاره شبیه به هم از نظر جرم شده است لکن در دسته دوم این سیستم‌ها، محل تولد هر ستاره در یک توده گازی مجزا بوده است که پس از تولد با یکدیگر جفت شده‌اند. البته این نظریات هنوز به طور قطع مورد تایید قرار نگرفته‌اند و نیاز به بررسی‌های بیشتری وجود دارد.
بسیاری از ستارگان دوتایی دوره تناوب کوتاهی دارند (یعنی تقریبا هر 10 روز یک بار به دور یکدیگر می‌گردند) در این نوع از سیستم‌ها مدار دورانی سیستم به شکل دایره است و نکته جالب آن است که حرکت وضعی دو ستاره به صورتی است که تقریبا همواره یک بخش خاص از سطح ستاره در برابر ستاره همدم قرار دارد. علتی که برای این مسئله مطرح می‌شود آن است که به دلیل نزدیکی این ستارگان به یکدیگر نیروهای کشندی بر یکدیگر وارد می‌کنند که این نیروها اگر حتی منتج به ایجاد وضعیت فوق‌الذکر نشود موجب می‌گردد که قسمتی از ستاره با سرعت متفاوتی از بقیه قسمت‌ها حرکت وضعی خود را انجام دهد.
به طور کلی مبحث ستارگان دوتایی یکی از مباحث بسیار جذاب و البته پیچیده در اختر‌‌شناسی است که می‌توان از وجوه مختلفی به بررسی آن پرداخت، از رصد و شکار دوتایی‌ها گرفته تا بررسی طیف ترکیبی سیستم‌های نامرئی.
