Thuật ngữ "binary" để chỉ sao đôi trong tiếng Anh có lẽ đã được Sir William Herschel đưa ra năm 1802 để chỉ "một sao đôi thực sự — sự kết hợp của hai ngôi sao được thành tạo cùng nhau trong một hệ thống tuân theo các định luật hấp dẫn". Bất kỳ hai ngôi sao nào nằm gần nhau trên thiên cầu đều có thể là một sao đôi, trường hợp hay được dẫn chứng nhất là Mizar và Alcor thuộc chòm sao Đại Hùng. Tuy nhiên, cũng có lúc cặp sao chỉ "nhìn" giống như một hệ sao đôi trên bầu trời, do chúng nằm cùng trên một hướng quan sát từ điểm quan sát của chúng ta, nhưng thực tế lại cách nhau rất xa. Những "hệ sao đôi giả" đó được gọi theo thuật ngữ sao đôi quang học. Khi kính viễn vọng được sáng chế ra, nhiều cặp sao như vậy đã được phát hiện. Năm 1780, Herschel đã đo đạc khoảng cách và các hướng của hơn 700 cặp sao hiện diện giống như những hệ sao đôi và thấy rằng khoảng 50 cặp đã có sự thay đổi về hướng sau hai thập kỷ quan sát, và do đó không phải là sao đôi thực sự.

Một sao đôi thực sự là một cặp sao được gắn kết nhau bởi lực hẫp dẫn. Khi chúng có thể được phân biệt bằng một kính viễn vọng đủ mạnh (nếu cần thiết sẽ được hỗ trợ của các biện pháp đo giao thoa) chúng được gọi là những sao đôi thị giác. Trong các trường hợp khác, dấu hiệu duy nhất của sao đôi là hiệu ứng Doppler của ánh sáng phát ra. Những hệ đó được gọi là những sao đôi quang phổ, gồm những cặp sao nằm gần nhau tới mức các đường quang phổ trong ánh sáng từ mỗi ngôi sao ban đầu bị dịch chuyển xanh, sau đó bị dịch chuyển đỏ khi nó đầu tiên di chuyển về phía chúng ta, rồi lại di chuyển ra xa chúng ta, trong khi chúng chuyển động quanh khối tâm chung, với chu kỳ quỹ đạo chung của chúng.

Nếu mặt phẳng quỹ đạo gần như dọc theo tầm quan sát của chúng ta, hai ngôi sao đó che khuất nhau một phần hay toàn phần theo chu kỳ và hệ đó được gọi là một sao đôi che nhau, Algol chính là trường hợp đặc trưng nhất của kiểu hệ này.

Các ngôi sao đôi vừa là sao đôi thị giác, vừa là sao đôi quang phổ thì rất hiếm, và nếu được phát hiện, chúng là những nguồn cung cấp thông tin quý giá. Những sao đôi thị giác thường cách nhau khá xa và thường có những tốc độ quỹ đạo quá nhỏ để có thể đo đạc được bằng quang phổ. Trái lại, những sao đôi quang phổ di chuyển nhanh trên quỹ đạo của chúng bởi vì chúng ở gần nhau—thường thường là quá gần để có thể phát hiện ra như những sao đôi thị giác. Do vậy, các sao đôi vừa là sao đôi thị giác vừa là sao đôi quang phổ thường khá gần Trái Đất.

Các nhà khoa học đã khám phá ra một số ngôi sao có vẻ đang quay quanh một không gian trống rỗng. Ví dụ, các sao đôi dao động astrometric binaries, thường là một ngôi sao nằm khá gần sao đồng hành và có thể được quan sát thấy đang dao động xung quanh một điểm chung nhưng lại không thấy được ngôi sao đồng hành của nó. Đối với một số sao đôi dao động, chỉ quan sát được một tập hợp những đường di chuyển tới lui. Các công thức toán học áp dụng cho những sao đôi thông thường cũng có thể đem áp dụng để tính ra khối lượng của ngôi sao đồng hành không quan sát thấy kia. Ngôi sao đồng hành có thể rất tối, vì vậy thực tế là không thể tìm ra hay bị che khuất bởi ánh sáng của ngôi sao thứ nhất kia, hay nó có thể là một vật thể không phát ra ánh sáng, thậm chí không phát ra bất kỳ một bức xạ điện từ nào, giống một sao neutron. Trong một số trường hợp, ta có thể đưa ra một giả thiết rằng trên thực tế ngôi sao đồng hành kia là một hố đen—một vật thể có sức hút hấp dẫn mạnh đến nỗi ánh sáng cũng không thể thoát khỏi nó. Có lẽ trường hợp ví dụ tốt nhất cho kiểu hệ này là Cygnus X-1, ở đó khối lượng của vật thể không thể thấy được kia gấp khoảng mười lần khối lượng Mặt Trời —vượt xa hơn rất nhiều so với khối lượng lý thuyết tối đa của một ngôi sao neutron, một ứng cử viên khác của ngôi sao đồng hành kia.

Các sao đôi cung cấp biện pháp tốt nhất cho các nhà thiên văn học để xác định khối lượng của một ngôi sao ở xa xôi. Lực hấp dẫn giữa chúng khiến chúng bay trên quỹ đạo quanh khối tâm chung. Từ mô hình quỹ đạo của một sao đôi thị giác, hay từ sự biến đổi thời gian của quang phổ của một sao đôi quang phổ, ta có thể xác định được khối lượng của những ngôi sao trong hệ đó.

Bởi vì đa số các ngôi sao tồn tại trong các hệ sao đôi, các sao đôi là rất quan trọng để chúng ta khám phá ra quá trình hình thành lên các ngôi sao. Đặc biệt, chu kỳ quỹ đạo và các khối lượng của sao đôi cho chúng ta biết về mô men động lượng của hệ. Do định luật bảo toàn mômen động lượng, các sao đôi cung cấp cho chúng ta những manh mối quan trọng về các điều kiện theo đó các ngôi sao được hình thành.

Trong một hệ sao đôi, ngôi sao có khối lượng lớn hơn thường được gọi là sao "A" và ngôi sao đồng hành kia được gọi là "B". Vì thế ngôi sao chính và sáng của hệ Sirius được gọi là Sirius A, trong khi ngôi sao lùn trắng đồng hành có khối lượng nhỏ hơn là Sirius B. Tuy nhiên, nếu hai sao này cách nhau xa, chúng có thể được đặt tên bằng những con số mũ như trường hợp Zeta Reticuli (ζ1 Ret and ζ2 Ret),