Observatorio Astronómico Ramón María Aller
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Así las cosas, los astrónomos del siglo XVIII se pusieron como objetivo el poder determinar las distancias a las estrellas por lo menos a las más cercanas.
El primer paso para calcular tales distancias era observar el movimiento paraláctico, es decir, el reflejo del movimiento orbital de la Tierra en torno al Sol. Según esto cada estrella debería describir aparentemente sobre la bóveda celeste una pequeña elipse y esta elipse sería tanto más pequeña cuanto más alejada estuviera la estrella de nosotros.
W. Herschel a finales del siglo XVIII supuso que las estrellas dobles eran pares ópticos y esperaba que la más débil de ambas, supuestamente más lejana, le permitiría medir el desplazamiento paraláctico de la más brillante.
El nada despreciable poder separador de los reflectores con los que trabajaba permitió a W. Herschel advertir desplazamientos relativos, pero en contra de lo por él esperado, las revoluciones no se completaban en un año como tendría que ocurrir si se tratase del reflejo del movimiento orbital de la Tierra. Lo que realmente había descubierto eran estrellas que giraban una alrededor de la otra de la misma forma que los planetas giran en torno al Sol.
Las observaciones de W. Herschel fueron la primera prueba directa de que la ley de gravitación de Newton era realmente universal. Sus trabajos fueron continuados por su hijo J. Herschel y por J.South, quienes publicaron un nuevo catálogo de 380 pares en 1823. Pero el verdadero continuador de W. Herschel fue sin duda W.Struve, director de los Observatorios de Dopart y Pulkovo quién publicó su Catalogus 795 Stellarum duplicium en 1822 y su monumental obra en tres grandes volúmenes: Catalogus novus en 1827, Mensurae Micrometricae en 1832 y Positions Mediae en 1852. Puede asegurarse que W. Struve sienta las bases
de la observación moderna y sus medidas son comparables a las actuales.
En 1932, R. G. Aitken publica New Catalogue of Double Stars within 120 of the North Pole, obra también fundamental en las que se incluyen las medidas, observaciones, paralajes, órbitas y notas sobre el movimiento de 17.818 estrellas dobles, muchas de ellas descubiertas por él. Se designa con las iniciales A.D.S.
También son dignos de mención los trabajos de E. Doolittle, W. J.Hussey, V. Biesbroeck, R. Jonckheere, T. J. See y W. H. Van den Bos entre otros.
En los últimos años es preciso reconocer el importantísimo trabajo observacional de astrónomos como W. Rabe, P. Baize, W. S. Finsen,
G. P. Kuiper, F. Holden, P. Muller, D. J. Zulevic, G. M. Popovic,
P. Couteau, W. D. Heintz, C. E. Worley y H. A. McAlister entre otros.
Las primeras medidas de estrellas dobles realizadas en España fueron al parecer las efectuadas por J. Comas Solá y R. Patxot en el observatorio particular que poseía éste último en San Feliú de Guixols. El instrumento utilizado fue un ecuatorial doble Mailhat de 20 cms. de abertura y la primera lista de observaciones data de 1897. Posteriormente J. Comas Solá publica nuevas observaciones con el mismo instrumento y en 1899 realiza las primeras observaciones en Barcelona con un ecuatorial Grubb de su propiedad.
Figura 2: Ramón María Aller
Más tarde, una vez inaugurado el Observatorio Fabra, J. Comas Solá obtiene otra serie de observaciones esta vez con el ecuatorial astrofotográfico Mailhat de 38 cms., aunque parece ser que solo
con el objeto de comprobar la calidad del objetivo de este instrumento.
La persona que realmente introduce el estudio de las estrellas dobles en España es sin duda R. M. Aller, quien en 1925 comenzó a hacer medidas de estrellas dobles en su Observatorio particular de Lalín (Pontevedra), publicando posteriormente varias series de observaciones en las Astronomische Nachrichten.
La dedicación del padre Aller a las estrellas dobles pasó las fronteras de la
observación ya que en 1935 calculó la órbita de O 
77 (ADS
3082) y en 1939, la de 1932 (ADS
9578).
Posteriormente cuando tuvo lugar el traslado de su Observatorio a Santiago de Compostela, de cuya Universidad fue Catedrático de Astronomía, no solo continuó su labor de investigación sobre binarias, sino que llegó a crear una escuela de investigadores en el tema, destacando entre sus discípulos E. Vidal y R. Cid a quienes se les debe importantísimos resultados en el campo de la investigación teórica y más concretamente en el diseño de nuevos métodos de cálculo de órbitas.
La órbita kepleriana descrita por la estrella satélite con respecto a la principal es, como ya se dijo anteriormente, la órbita relativa. Esta cónica (elipse, en general) proyectada sobre el plano perpendicular a la dirección de la visual dará lugar a otra cónica que es la observada y que se denomina órbita aparente.
Para referir la estrella secundaria o satélite a la principal se define un sistema de coordenadas polares en el plano de la órbita aparente de forma que el eje polar coincide con la dirección norte.