Dubbelsterren bestaan uit twee om elkaar heen bewegende sterren, bijeengehouden door hun onderlinge zwaartekracht. Dubbelsterren zijn geen zeldzaam verschijnsel, want meer dan de helft van de bestudeerde sterren maakt deel uit van zo'n dubbelstersysteem. Soms is er sprake van drie of meer sterren in een gebonden stelsel waarbij twee van de sterren een nauwe dubbelster vormen. De derde ster beschrijft dan een wijde baan om het duo heen en stoort de andere dubbelster slechts weinig. Ook bestaan er groepen van meer sterren die aan elkaar gebonden zijn en soms zijn er zelfs grote groepen sterren die bij elkaar horen, maar die noemen we sterhopen.

Vorming
Sterren condenseren onder invloed van de zwaartekracht uit interstellaire gaswolken. De meeste dubbelsterren lijken al tijdens deze fase te worden gevormd. Protosterren die de cocon van omringende gas- en stofwolken door hun eigen intense straling al hebben verdampt, zijn meestal omringd door een snel draaiende gasschijf. Ze hebben ook vaak twee ‘jets’ die gas met hoge snelheid de ruimte in spuiten. Een gedeelte van het gas in de schijf valt op de centrale ster, die daardoor nog verder in massa kan groeien. Als zich in de schijf een tweede groeiende condensatie voordoet kan dit tot een dubbelster leiden.

Dit lijkt `voordelig' te zijn voor stervorming: de hoeveelheid draai-impulsmoment in de oorspronkelijke interstellaire gaswolk waaruit een ster zich vormt moet namelijk behouden blijven. Het sterk gecondenseerde systeem kan dit alleen doen door snel te roteren, vandaar ook de afgeplatte gasschijf rond te protoster. Dit bemoeilijkt de verdere samentrekking. Bij dubbelsterren komt het overtollige draai-impulsmoment in de baan terecht. In bolvormige sterhopen, waar de sterdichtheid veel hoger is dan in het melkwegvlak, kunnen dubbelsterren ook ontstaan wanneer twee sterren in de bolhoop die elkaar toevallig dicht naderen blijvend gebonden raken.

Een aantal beelden uit een simulatie van de vorming van dubbelsterren uit twee verdichtingen in een grote gaswolk.

Levensloop
In alle sterkernen spelen zich thermonucleaire fusieprocessen af waarbij waterstofatoomkernen samensmelten tot helium en er een grote hoeveelheid energie vrijkomt. Wanneer de waterstof in het centrum van de ster op is, krimpt de sterkern terwijl de buitenlagen uitzetten zodat de ster als geheel expandeert.

Als de ster deel uitmaakt van een dubbelster kan deze expansie niet onbeperkt doorgaan. Op een zeker moment zal het gas aan het uitdijende steroppervlak naar de begeleider overstromen door de zwaartekracht van de begeleider. De verdere evolutie van dubbelsterren verloopt door deze massaoverdracht heel anders dan bij enkelvoudige sterren of bij sterren in zeer wijde dubbelsterren.

De zwaarste ster zal massa verliezen omdat deze als eerste uitzet terwijl de lichtere begeleider juist in massa zal toenemen. Daarbij wordt de dubbelster nauwer en wordt de massaoverdracht verder versneld. Onder bepaalde omstandigheden kan dit catastrofale gevolgen hebben, waarbij de begeleider in de mantel van de zwaardere ster terechtkomt en naar binnen spiraleert. De mantel van de zwaardere ster kan bijna volledig `verdampen' door de daarbij vrijkomende energie, zodat alleen de sterkern overblijft. De begeleider loopt hier dan in een nauwe baan omheen.

Ook onder meer stabiele omstandigheden verliest de oorspronkelijk zwaarste ster op den duur praktisch zijn gehele mantel aan de begeleider. Deze begeleider wordt dan vaak de zwaarste component. Afhankelijk van de massa van de afgepelde kern zal deze als witte dwerg eindigen of een supernovaexplosie ondergaan. Dan blijft er een neutronenster of een zwart gat over. Afhankelijk van de dubbelsterparameters (massa's en baanafstand) doet zich dus een grote variatie aan soorten evolutie voor. Veel van de waargenomen typen dubbelsterren kunnen hiermee worden verklaard.