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北斗星中的开阳又是第一颗被认出的分光双星。这真是稀奇得很的事，因为它也是目视双星记录的第一颗。1889年首先在哈佛天文台看出这一对目视双星中较亮一颗的光谱，在有的照片中是重复的，另一些照片中又是单的。这两颗星却不能用望远镜分出来。它们在20.5日的周期中互绕一周。它们的平均距离约比天王星到太阳的距离远一点。
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同时又发现了1000颗以上的分光双星，其中有几颗最明亮的星例如五车二、角宿一、北河二。五车二含有两颗差不多亮度相等的黄色星，周期为102日。角宿一的两颗蓝色星相距更近，其旋转速率为每秒130千米和210千米，约4日一周。望远镜分出的北河二的一对星，每颗各是分光双星，肉眼看来是一颗的总共有四颗星。这种双星就有很多的变化了：其中有的几乎连在一起，周期只有几小时；又有的要数月才能一周，竟似乎可以由将来的大望远镜分为目视双星。
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许多双星的光谱中有3条暗线不随其他线移动。这些便是夫琅和费谱线的紫色中的H及K钙线，和黄色中的双D钠线。有人相信这些暗线是在星光到地球的途中被空间中极稀薄的气体吸收了的。
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双星是非常之多的。大概每4颗星中就有一颗是双星或聚星。有的天文学家竟持一种观点，以为像我们的太阳之类的单个恒星是居于少数地位的。关于恒星本性的完满的叙述也许会告诉我们何以有这么多双星的。双星形成的分体学说受到不少的注意，这学说认为一颗星可因迅速旋转而分裂为两颗。甄思还想象着造父双星的脉动也起因于分体的过程中。这两颗星一分体，便成为接近的分光双星。由互相吸引的浪潮的力量，这分离和旋转周期可以增加起来，但又不见得能增加到成为相距那样远的目视双星的地步。
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暂把这些论调撇开不管，双星系统的最主要的价值在于能借以测定恒星的质量。目视双星的这一方面的算法又异常的简单。以弧秒为单位的两颗星间平均距离的立方，用以秒为单位的视差的立方与以年为单位的周期的平方的乘积来除，便得出两星质量之和。这种质量以太阳质量为单位来表示。我们已经说过，单个的恒星的质量与太阳质量比起来是相差不远的。不错，如果我们把后者作为这法则中质量的和（这要依双星的种类而有增减），再计算双星的视差（称为力学视差），便可得出相当准确的距离。
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食双星
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如果分光双星的轨道正以边对着我们或两星距离极近时，便是“食双星”或“食变星”。这一大群星中最先发现的英仙座中的“妖星”大陵五（Algol）同时也是最著名的。这颗星的变光周期非常准确地每隔约2日21小时一次。在两天半的时光中，大陵五的亮度并无变化，只有最精密的测量才能发觉一点变动。以后的5小时内就渐暗下来，直暗到只有平常亮度的1/3。再过5小时，它又恢复常态了。
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在这显著变光的10小时内，这颗亮星是被其暗弱的伴星食去了一部分。我们知道这是偏食，因为它光的恢复立刻接着其衰落。假如是全食的话，光会当全食时保持其最小光度的。假如是环食的话，就是说，假如前面的恒星完全投影在后面星的圆面上却又不完全遮掩的话，也会有经常的最小光度，而光的衰落与恢复性质也有点不同。其他的食双星有的是全食和食蚀的例证。
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在两主要食相隔的期间中，光也并非经常不变。有时其变化也很显著，尤其是约近一半，当暗星被亮星食去的时候。除了食之外的变化便是两星的不成球形。一方面它们因自转而得两极的扁化，一方面它们又互相对着起浪潮而呈长形。
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在食双星的变光全过程中精确测量其光度，特别又加以观测其光谱，这两颗星及其轨道的一切就差不多完全可以由此而知了。这样算出的恒星大小与形状是有最大价值的数据（data）。大陵五以外的肉眼可见亮星中，是食双星而变化程度又大得容易观测的有：天琴座β星、金牛座λ星、武仙座U星、天秤座δ星。
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蚀星系是分光双星的特殊情形，其轨道都差不多以边对着我们。若从恒星系统的其他部分看来，这些星便会毫无变化，而别的我们看不出变化的相近的双星却会因交蚀而生变光的。
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星团
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星团并不是天界路程中的偶尔的聚集。它们都是在一起很有秩序地旅行天空的星群。它们有两类：一是“疏散星团”（open clusters），有时叫做“银河星团”（galactic clusters），因为它们都集中于银河内；一是“球状星团”（globular clusters）。
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在几个较近的星团中，最明亮的星都很可为肉眼所见。昴星团（Pleiades）——或称七姊妹——便是这种情形。那是7颗肉眼可见的亮星在秋冬的夜空上形成一把短把的勺子。锐利的眼睛可以从这星团中看出9颗或10颗来，但望远镜中却可以看出更多。昴星团的南边又有一显著的疏散星团，也属于金牛座，便是毕宿星团（Hyades）。这是指示天牛之头的V形的一群，其中还有红色亮星毕宿五，虽然这亮星并不确属这星团本身。
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图82 史匹哲太空望远镜以红外线拍摄的昴星团
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疏散星团的团员都在空间中有一致的行动。但其中有的却离得很近以致可以明察出它们的运动，这些称为“移动星团”（moving clusters）。毕宿星团便是一个很好的例子。这V形星群（除开毕宿五不算）及邻近的星都一致趋向东方，它们的道路并非恰好平行，却正像远远望来的许多道路一样向远方聚集，这又表示它们还在退后。约百万年前这星团离我们约65光年，现在已加了1倍远了。不到亿年以后，这星团要挤缩成望远镜中的一个暗淡物体，到离猎户座红星参宿四不远的地方去了。
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我们现在正处于这样一个移动星团之中，但我们的太阳并非其中的一员。这星团中的一部分出现于北天，形成北斗，但要除去柄末一颗和指极星的上一颗。到南天有天狼，天空其他部分还有些散得很远的亮星，都属于这一星团。过许多时候以后，它们就要把我们丢在后面，远远离开成为一个疏散星团的平常的状况了。
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图83 鬼星团
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有些疏散星团在肉眼看来像一块雾斑，也叫“蜂巢”的鬼星团（Praesepe）便是著名的例子。它在狮子座的镰刀形两边一点，属于黄道带中的巨蟹座。连一架望远镜也可以将这暗淡的光斑分析成粗略的星团。另一块云状光斑正在银河中，属于英仙座，离仙后的宝座也不远。小望远镜可以看出那儿有两个星团，这便是平常所称英仙座双星团。我们用望远镜顺着银河找过去的时候，还会遇见别的一些美丽的疏散星团。我们也许可以想到这些团中有些最近的看起来还远在天上这道光带以外的。在狮子座与牧夫座之间的后发座星团靠近了银河的北极。
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对于测量远近极有价值的造父变星和星团变星却没有在疏散星团中发现。事实上在任何这类星团中也没有发现任何变星。天文学家想出了别的方法来测定这些星团的距离。里克天文台的特兰勃勒（Trumpler）测出了100个以上星团的远近和大小。顶奇怪的是这种星团的直径好像跟着它们到地球的距离一同增长。
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这一类事实的有系统的结果必须加以解释。我们是不大能够相信地球竟有这样重要，能使那些星团很整齐地对它排列起来。看起来大概这种大小的逐渐增长，可以归之于观测或计算的特殊情形。测量距离的时候，大家认为空间中是完全透明的。假定其中充满了十分稀薄的雾，于是远处星团透过这重介质便要显得暗些，因而也显得比真实距离远些了。要补足它所成的角度，它的大小也就更大得多了。而这修正的结果就一定要使更远的星团变得更大。
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特兰勃勒为了解释疏散星团的测得距离的不断增长，假定有一层几百光年厚的吸收物在银河平面上。对于距离3000光年的一颗星，完全透过吸收层去看它时，亮度要减少50%。这种层对于位置离银河远的天体没有什么妨害。集聚在银河平面上的疏散星团可就显然受了影响了。因此那些形成银河的星云也必受其影响。透过这层雾状介质去看时，它们都要显得比较暗，因此也显得比真实距离远得多了。整个银河系于是便从通常承认的直径约20万光年缩小到只有约三四万光年了。以上是特兰勃勒根据他的疏散星团的研究而得的结论，这结论却还必须仔细地研究一下。
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