Els estels binaris es divideixen en tres classes principals, que es distingeixen pels sistemes que cal emprar per a detectar-los, els quals mètodes depenen de la proximitat real entre els estels del sistema binari, de la distància entre ells i la Terra i de l’orientació de les òrbites respecte a la Terra. La primera classe és la constituïda pels estels binaris visuals, que són aquells sistemes les components dels quals són prou distanciades per a poder ésser observades separadament amb un instrument òptic. La segona classe és formada pels estels binaris espectroscòpics, que són aquells sistemes les components dels quals es poden distingir emprant mètodes espectroscòpics. Finalment, la tercera classe és constituïda pels estels binaris a eclipsis, que són aquells sistemes les òrbites dels quals es veuen de perfil des de la Terra. La tercera llei de Kepler permet de calcular la suma de les masses dels estels del sistema. Si, a més, per mitjà d’anàlisi espectral o altres mètodes, és possible de fer alguna hipòtesi raonable respecte a la relació entre les masses del sistema, és possible de calcular cadascuna d’elles individualment. Les observacions telescòpiques demostren que tan sols una tercera part dels estels són aïllats, mentre que els altres dos terços es presenten reunits en grups de dos, i, no tan sovint, de tres, de quatre, etc.
m
Astronomia