其中常把质量较大的一颗称为主星（primary asteroid），较小的称为卫星（satellite）或次星（secondary asteroid）。传统上双小行星的英文翻译为binary asteroids，但为了将海王星外的双小行星也包括在内，英文中更广泛的翻译对应为binary minor planets，包括传统意义上海王星轨道内的双小行星（binary asteroids）以及海王星轨道外的双小天体（binary Trans-Neptunian objects）。首个被证实的双小行星系统是于1993年由伽利略望远镜近距离观测到的主带小行星(243)Ida（图1）。在近地小行星、火星轨道穿越小行星、主带小行星、木星-特洛伊群小行星以及柯伊伯带天体中都已证实有双小行星系统的存在。有些小行星系统的两部分在空间上距离很远，但通过轨道回溯发现它们可能在历史上曾经是双小行星，这些系统被称为小行星对（asteroid pairs）。

首个被证实的双小行星243 Ida

近地和主带双小行星的主要发现方式是地面雷达观测和光学波段的光变曲线观测，特别是雷达观测方式已经被证认为主要的近地双小行星发现手段，60%以上的近地双小行星都是通过地面雷达发现的（主要是美国的阿雷西博和金石雷达天文台）；而一些通过光变曲线发现的疑似双小行星也需要通过雷达观测来确认。光变曲线方法则主要用于主带以及火星轨道穿越双小行星的发现。此外，直接成像法也已用于发现新的双小行星，主要的设备是哈勃空间望远镜以及口径10米级以上配备有自适应光学系统的地面望远镜，约12%的主带双小行星，两颗木星-特洛伊双小行星以及几乎所有的海王星外双小行星都是由直接成像法发现的。从总数上看太阳系内已经有接近400颗双小行星已经被发现。而据估计，大于200米的近地小行星以及20千米以下的主带小行星中可能有16%是双小行星；而直径20千米以上的主带双小行星比例预计要远小于16%。

统计数据表明，大部分近地双小行星（以及直径20千米以下的主带双小行星）的卫星/主星直径比在4%～58%；卫星相对主星的轨道半长径主要分布在2.5～7.2倍主星半径范围内；且主星一般具有较快的自转周期，主要分布在2.2～4.5小时范围内。有些双小行星中卫星的自转周期与其自身绕主星的公转周期相同，这类系统被称为轨旋同步双小行星（synchronous binary asteroids），否则称为非轨旋同步双小行星（asynchronous binary asteroids）；若主星的自转周期、卫星的自转周期与相互绕转的轨道周期都相同，这类系统被称为双轨旋同步双小行星（doubly synchronous binary asteroids），例如：(69230)Hermes。观测还发现，有些小行星具有两颗卫星，这类小行星被称为三合小行星（triple asteroids），如直径280千米的87号小行星林神星（Sylvia）。

小行星表面各向异性的散射和自发热辐射可能会给小行星本身产生一个力矩作用，从而改变其自转轴指向，甚至使得自转速率持续加速或减速，该效应称为Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack效应，或简称为YORP效应。研究认为，近地双小行星和直径20千米以下的主带双小行星主要由原小行星母体在YORP效应下自转加速从而引起物质分裂而形成。而直径20千米以上的主带双小行星的形成则认为主要与碰撞有关。

有些双小行星的母体形状比较特殊，例如雷达反演的形状模型表明近地双小行星(185851)2000 DP107和(66391)1999 KW4的主星都具有类似陀螺的形状，特别是在赤道附近有明显的隆起。此外，作为最大的木星-特洛伊群小行星以及同时也为双小行星的(624)Hektor，其母星具有明显的延长型结构，长宽比达到2∶1；不过也有学者猜测Hektor是一颗由两部分组成的接触双小行星（contact binary）。