L'osservazione mostra come gran parte delle stelle del disco galattico faccia parte di sistemi binari o multipli, in stati gravitazionalmente legati. I sistemi binari, in particolare, offrono la preziosa possibilità di una stima delle masse delle due stelle componenti. Ricordiamo che la meccanica classica ci insegna (problema dei due corpi) che le due stelle compiranno orbite ellittiche attorno al baricentro del sistema, con semiassi maggiori inversamente proporzionali alla massa delle singole stelle. In un sistema con l'origine in una delle due componenti, si trova che l'altra componente descrive ancora un ellisse il cui semiasse maggiore “a” è dato dalla somma dei due semiassi maggiori delle singole ellissi reali.
Storicamente, si deve a William Herschel il primo uso del termine “binaria” per designare una coppia di stelle gravitazionalmente legate. Nel 1802 infatti scriveva che “Se (…) due stelle dovessero essere veramente posizionate l'una vicino all'altra e nello stesso tempo essere abbastanza distanti dalle altre per non essere influenzate dalla loro attrazione, esse comporrebbero un sistema separato tenuto unito dal legame della loro mutua attrazione gravitazionale. Questo sistema dovrebbe essere chiamato una vera stella doppia; e ogni coppia di stelle che sono così mutualmente connesse, forma il sistema binario siderale che ora vogliamo considerare”.
Notiamo subito che, in linea di principio, non stupisce che i sistemi binari offrano la possibilità di una determinazione delle masse. L'effetto delle masse è la creazione di un campo gravitazionale, ed ogni volta che un fenomeno risulta condizionato dall'intervento del campo gravitazionale, esso deve contenere informazioni sulle masse sorgenti di quel campo. Ciò è banalmente vero nel caso delle orbite di componenti di sistemi binari, ma resterà vero anche in fenomeni più complessi, quale il caso delle masse stellari determinate dal rapporto dei periodi nei doppi pulsatori RR Lyrae di cui tratteremo nel seguito.
Per discutere il problema delle orbite delle binarie conviene preliminarmente individuare il tipo di informazioni che su questi oggetti possiamo raccogliere, tipi di informazioni cui corrispondono diverse classi di binarie. Scartato il caso delle false binarie, cioè di immagini stellari contigue dovute solo ad effetti prospettici, le caratteristiche osservative portano a definire tre classi di binarie
Qui di seguito riassumiamo brevemente le informazioni sulle masse ottenibili nei tre diversi casi, rimandando ad un qualunque testo di astronomia classica per il trattamento dei diversi argomenti.