一般人總認為各個星星是宇宙的獨生子，互不相干，但其實滿天的小星星有些像是兄弟般牽連在一起，根據天文學家的觀察，天上的星星並不都是一胎化的結果，譗兩個恰恰好，三個不嫌少豃的小星星們比比皆是。

若是兩顆星星靠在一起，可稱之為雙星（binary star），但有些星星看起來走得很近，之間卻沒有任何血緣關係，就像長相神似的明星臉，稱之為光學雙星（optical double）或重星（double star）比較適當；因為雙星是指兩顆繞在一起的星星，光學雙星雖然在視覺上看起來非常靠近，卻是一前一後，二者之間的距離遙遠，沒有任何關連，著名的例子有北斗七星附近的M40。1764年，天文學家梅西爾首先發現M40，M40離北斗七星排名第4的天權很近（如圖1），用望遠鏡近看的話，兩顆星看起來很靠近，角距離只有51秒弧，大約是角度1度的72分之1，但直到最近，有人仔細測量它們的距離，發現其中1顆離我們約1900光年，另一顆550光年，這樣的距離不太像是雙星系統。並且從比較兩顆星的運動方向，也像是各走各的路，雙星的可能性很小。

在北斗七星靠近尾部的第6顆星開陽（Mizar）附近，也有1顆看似相鄰的輔（Alcor），兩顆星的角距離約12分弧（角度1度的5分之1），古時候的人常用開陽和輔作為視力的檢視，不過開陽和輔也是重星，開陽離我們78光年，輔離我們81光年，之間的實際距離約20萬天文單位（AU，即地球到太陽的平均距離），也不是真正的雙星系統。真正的雙星系統必須是兩顆星之間透過萬有引力的作用，互相繞在一起，就像雙人探戈，而不是在迪斯可舞廳，各跳各的調。

1617年，有人曾建議伽利略用望遠鏡觀測開陽，大約在1650年，義大利天文學家里西奧利（Giovanni Battista Riccioli）認為開陽應該是一個雙星系統（開陽A和開陽B），之間相距380AU，並且以數千年的時間相互公轉，屬於目視雙星（visual binaries），也就是說利用望遠鏡可以看出兩顆星的雙星系統。

如果雙星太過靠近，或者其中1顆非常暗，望遠鏡很難分辨出兩顆星的時候，就得靠其他方式尋找雙星。例如發現星星移動的軌跡像是喝了酒的醉漢，一路搖來晃去的，這就有可能是一個雙星系統，天狼星A就是典型的例子，這樣的雙星稱做天文測量雙星（astrometric binaries）。1844年，德國天文學家貝索首先發現天狼星A不尋常的運動軌跡，從它搖搖擺擺的軌跡發現天狼星A可能有1顆伴星（天狼星B），二者以50年的周期繞著共同的質量中心旋轉，不過當時並沒看到天狼星B。一直到1862年才由美國天文學家克拉克透過自製的18吋半望遠鏡看到昏暗的天狼星B，天狼星B是1顆白矮星，又小又暗，並不容易看到，但天狼星B的萬有引力仍會影響天狼星A，使其運動軌跡透露出它的存在。

另外天文學家會透過星星的光譜分析尋找雙星。如果兩顆星星相互環繞，星星就會有一段時間是向著我們移動，另一段時間則是遠離我們移動，這時都卜勒效應會讓光譜時有紅位移，時有藍位移，這種利用紅移、藍移的交互變換所找到的雙星稱做分光雙星（spectroscopic binaies），如果看到兩顆星星的光譜線，稱做雙線分光雙星，如果只看到1顆星星的光譜線，則稱做單線分光雙星。而開陽A和開陽B正好都是分光雙星（開陽Aa、開陽Ab以及開陽Ba、開陽Bb），開陽Aa和開陽Ab之間相距只有0.29AU，軌道周期只有20天左右，一直到1996年，天文學家利用高解析度的光學干涉儀看到兩顆星相互繞著公轉。

還有1種狀況也可能是雙星系統，稱之為食雙星（eclipse binaries）。雙星是會相互繞著質量中心旋轉，如果角度正好對向著我們，其中1顆星星會繞在前頭，擋到後頭的星光，此時整個雙星的亮度會變暗，當離開之後，亮度又會恢復，這種情況很類似日食，只不過是星星食星星。如果其中1顆是比較亮的星星，另1顆是比較暗的星星，當亮星擋到暗星，則整體的亮度減少，當亮星繞到暗星的後頭，也就是暗星擋到亮星，則整體的亮度減少更多，變得更暗。

雙星除了有趣，對天文學家而言，可以提供測量星星質量的工具。測量星星的質量是1件困難的事，尤其是單一星球，但若有另1顆星星繞著它轉，根據繞行的距離和速度，便有機會算出星星的質量。除此之外，雙星系統還可以作為驗證愛因斯坦廣義相對論的實驗場所，當兩顆非常緻密的雙星（例如兩顆中子星）相互繞在一起，根據廣義相對論，強大的萬有引力會擾動周圍的空間，並引起向外傳播的重力波，從測量緻密雙星系統的重力波，便可以驗證廣義相對論，美國普林斯頓大學教授赫爾斯和泰勒就是因為測量雙波霎系統的重力波（波霎是旋轉的中子星），榮獲1993年諾貝爾物理獎，對天文學的貢獻很大。