In de vorige paragrafen zagen we dat sterren ontstaan uit samentrekkende gaswolken. De meeste interstellaire gaswolken zijn echter zo uitgestrekt dat er makkelijk tientallen uit gevormd kunnen worden. Vaak zullen twee of meer condensatiekernen astronomisch gesproken zo dicht bij elkaar liggen dat de eruit resulterende sterren rond elkaar gaan draaien; we spreken dan respectievelijk van een dubbelster of een meervoudige ster. Tegenwoordig neemt men aan dat de overgrote meerderheid van de sterren dubbel of meervoudig is. Enkelvoudige sterren zoals de Zon zijn dus eerder de uitzondering dan de regel. Aan de hemel vinden we inderdaad talrijke sterrenparen. Vele daarvan kunnen we slechts met een telescoop als dusdanig herkennen; met het blote oog zien we dan ofwel helemaal niets ofwel slechts een ster. Sommige van deze sterrenparen zijn echter slechts schijnbare dubbelsterren. Dit wil zeggen dat die sterren vanop Aarde gezien toevallig in dezelfde richting staan, maar op erg verschillende afstanden van ons. Het merendeel van die sterrenparen zijn echter fysische (echte) dubbelsterren, waarvan beide componenten rond hun gemeenschappelijk massamiddelpunt draaien.
Dubbelsterren waarvan beide componenten van elkaar kunnen worden gescheiden met het blote oog of met behulp van een verrekijker of een telescoop, noemt men visuele dubbelsterren.
Is de hoekafstand tussen de individuele sterren echter te klein, dan kunnen we ze niet meer van elkaar onderscheiden met behulp van een telescoop. Dit is het geval als de componenten dicht bij elkaar staan of als de dubbelster erg ver van ons verwijderd is. Met een spectroscoop (een toestel met een prisma of een rooster waarmee men een spectrum kan maken) kan men nochtans vele dergelijke dubbelsterren "ontmaskeren". Zulke dubbelsterren noemt men spectroscopische dubbelsterren.
Tenslotte zijn er ook nog dubbelsterren die men kan vinden aan de hand van helderheidsvariaties. Dit is het geval wanneer een van beide sterren de andere bedekt, zodat we nu eens het licht van een en dan weer van beide sterren ontvangen. Deze sterren worden bedekkingsveranderlijken of eclipsveranderlijken genoemd. De bekendste bedekkingsveranderlijke is Algol of beta Persei, waarvan de helderheidsvariaties reeds sinds mensenheugenis wordt waargenomen. Algol heeft doorgaans magnitude 2,1, maar elke 69 uur daalt haar helderheid tot magnitude 3,3.
Bij al deze beschouwingen mag je niet vergeten dat sterren niet alleen dubbel kunnen zijn, maar ook nog meer componenten kunnen hebben. Zo is Castor in de Tweelingen (alfa Geminorum) zelfs zesvoudig!
In de vorige paragraaf zagen we reeds bedekkingsveranderlijken: hierbij ging het om een visueel niet te scheiden dubbelster waarvan de lichtwisseling het gevolg is van onderlinge bedekkingen van de rond elkaar draaiende componenten.
Er bestaan echter ook veranderlijke sterren waarbij de lichtwisseling het gevolg is van innerlijke activiteit. In dat geval spreken we van intrinsieke veranderlijken. Bij deze "echte" veranderlijken onderscheiden we ruwweg drie grote klassen: Cepheïden, RR-Lyrae-sterren en Mira-sterren. Deze veranderlijken vertonen helderheidsschommelingen gaande van enkele tienden van een magnitude tot verscheidene magnituden. Ze vertonen een min of meer regelmatige periode gaande van enkele uren tot enkele jaren.
Intrinsieke veranderlijken zijn sterren die, op het einde van hun leven, in een instabiele fase terechtgekomen zijn (zie de paragraaf over de levensloop van sterren). Naast min of meer regelmatige helderheidsvariaties vertonen sommige sterren in deze slotperiode van hun leven ook erg onregelmatige explosies, waarbij een flard van de buitenlaag de ruimte wordt ingestoten. Zulke sterren vertonen dan gedurende korte tijd een verheldering om nadien terug "gewoon" te worden. Een dergelijke ster noemt men een nova.