Двойны́е звёзды, две звезды, связанные гравитацией в единую систему; компоненты этой системы обращаются вокруг общего центра масс по эллиптическим орбитам. Системы звёзд, имеющие несколько таких компонентов, называются кратными звёздами. Периоды обращения известных двойных звёзд составляют от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Большинство достаточно полно исследованных звёзд обнаруживают присутствие по крайней мере одного гравитационно связанного с ними компонента, т. е. являются двойными или кратными звёздами. В частности, ярчайшая звезда на ночном небе – Сириус – является двойной звездой, а ближайшая к нам звезда – α Кентавра – является кратной (тройной). Близко расположенные на небе звёзды, не связанные силой гравитации в единую систему, называются оптическими пáрами.

Причиной широкого распространения двойных звёзд является образование звёзд в результате гравитационного коллапса протяжённых вращающихся межзвёздных газово-пылевых облаков. Вращение препятствует аккумуляции всего вещества исходных облаков компактными звёздами и вызывает деление этих облаков в процессе коллапса на две (или более) части – будущие компоненты двойных (или кратных) звёзд.

Исторически единое семейство двойных звёзд делится на несколько групп, различающихся методикой обнаружения двойственности. Компоненты визуально-двойных звёзд разделяются в поле зрения телескопа. У спектрально-двойных звёзд обнаруживается периодическое изменение со временем положения спектральных линий одного или обоих компонентов, отражающее в силу эффекта Доплера их орбитальное вращение. Затменные двойные звёзды из-за орбитального движения компонентов периодически полностью или частично затмевают друг друга, если Солнце оказалось близко к плоскости их орбиты. Особенное значение имеет изучение свойств тесных двойных звёзд, компоненты которых, расширяясь в ходе своей эволюции, активно взаимодействуют друг с другом, обмениваются веществом. К двойным звёздам относят также астрометрические двойные звёзды, обладающие тёмными спутниками, звёзды со сложными (составными) спектрами, широкие па́ры (па́ры звёзд с общим собственным движением).

Первооткрывателем двойных звёзд считается У. Гершель, проводивший в 1770–1780-х гг. наблюдения двойных звёзд при попытке измерить звёздные параллаксы; при этом он использовал идею Г. Галилея о возможности определения параллакса более яркого компонента оптической пары относительно слабого и поэтому, вероятно, более далёкого компонента. В результате этих наблюдений Гершель обнаружил криволинейность движения спутников нескольких двойных звёзд и оценил величину периодов орбитального движения для них. В 1803 г. Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звёзд. В. Я. Струве выполнил фундаментальные работы по обнаружению и измерению точных положений двойных и кратных звёзд; результаты его наблюдений опубликованы в трёх каталогах (1827, 1837, 1852). Дж. Гершель распространил изучение двойных звёзд на Южное полушарие неба. Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889 г. по периодическому раздвоению спектральных линий в её спектре вследствие эффекта Доплера. Этот метод оказался наиболее эффективен при исследовании тесных двойных звёзд с орбитальными периодами менее нескольких лет. К началу 21 в. известны основные параметры нескольких тысяч таких звёзд.

Исследование двойных звёзд – самый надёжный источник сведений о массах, радиусах, структуре и эволюции звёзд. Тесные двойные звёзды обнаружили большое разнообразие путей эволюции своих компонентов, что позволило широко использовать предположение о двойственности для объяснения свойств многих «аномальных» классов наблюдаемых звёзд. Некоторые типы звёзд и явления их жизни оказались целиком обязанными факту их тесной двойственности. Наблюдение спектрально-двойных звёзд стало основным источником информации о структуре и эволюции одиночных и двойных звёзд. Активное взаимодействие компонентов тесных двойных звёзд в ходе их эволюции приводит к потере вещества из оболочек компонентов и обнажению их ядер, что позволяет изучать поздние стадии эволюции звёзд различных масс (белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры).