Кривата на блясъка дава информация за самите звезди – сравнителните им размери и формата, а също - дали равнината на орбитата на звездата-спътник е точно по зрителния лъч или тя минава малко под или над видимия център на главната звезда.

Тъй като кривите на блясъка на повечето затъмнително-двойни или затъмнително-променливи звезди се установява по фотометрични методи, прието е те са се наричат още и фотометрично двойни звезди.

Известните и изучени затъмнително двойни звездни системи са около 4 000.

Тесни двойни системи или спектрално двойни звезди

Разстоянията между компонентите в такива звездни системи са сравними с размерите на самите звезди. По никакъв друг начин не може да се установи дали това са системи освен по раздвояване на спектралните им линии, затова се наричат още спектрално двойни. Когато едната звезда при орбиталното си движение се отдалечава спрямо нас като наблюдатели, спектърът й като цяло “почервенява” съгласно ефекта на Доплер и “посинява”, когато се движи към нас. Тогава линии от спектъра на системата се раздвояват и това е сигурен признак, че се наблюдава не единична звезда, а тясна звездна система.

В такива тесни звездни системи, където звездите почти се докосват протичат процеси на обмяна на вещество между двете звезди. Формата на самите звезди е странна и често се наблюдава вещество, в което са потопени двете звезди и което изтича от системата във вид на концентрични пръстените.

Типичен пример за такава звездна близост е близката до Вега, но не толкова ярка Бета от Лира от около 2 зв.в., която е и затъмнително-променлива. В такъв случай м оже да се построи крива на блясъка.

Двете звезди на Бета от Лира са елипсовидни и гигантски по размер, изпълнили вътрешната повърхност на Рош. Едната е от спектрален клас В 8 и е с маса 60 слънчеви маси и радиус 50 млн. км, а другата е от спектрален клас F и е с маса 40 слънчевии радиус 30 млн. км. През вътрешната точка на Лагранж, която в случая е някакъв обем от пространство като през пролука изтичат потоци вещество от едната към другата звезда.