这里是指对双星或者多星系统的恒星光谱进行解纠缠（分解出来多个恒星的光谱成分）。尽管都是光谱成分分解，但是双星或者多星系统（下文全都简称双星系统）的光谱分解方法和AGN的光谱分解有显著的不同。
我们知道AGN的光谱分解（拟合）是把AGN的光谱分解成多个成分，一般情况下这些成分包括host，连续谱，$\mathrm{Fe~II}$模板，Balmer连续谱，各种宽线成分，窄线成分。其中host成分可能需要考虑星族，以及host和连续谱之间在拟合的时候存在简并，可能稍微复杂一点，其他的整个分解过程还是相当直观的。因为AGN的光谱，每个成分一般只覆盖波长上非常小的一段，而且彼此差异巨大。所谓的AGN光谱分解（拟合），就是把多个光谱成分加起来，通过调整流量，展宽等，让模型尽量的和观测数据一致。这里没有什么复杂的算法需要设计。
双星光谱分解
双恒星光谱的分解相比很不一样。如果我们观测到的恒星光谱中包括两个甚至多个恒星的辐射的话，这些恒星的光都是覆盖整个可见光波段的，并且每个恒星的光谱中都会包括非常多的吸收线，这些吸收线彼此重叠，混成一团，加上恒星光谱一般分辨率较差，对大部分的吸收特征，我们并不能看到单根的吸收线，而是吸收线簇。双星成分的分解就变成一个很不直观的事情。大而话之，恒星的双星成分分解大体可以按照如下两种思路来进行。
模板分解
模板分解的说法，是我随便起的，不一定合适。基本来说，恒星的光谱尽管看起来很复杂，光谱上有非常多的吸收特征，但是实际上光谱的参数是相当少的。决定恒星光谱的主要参数包括温度，金属丰度和表面重力。其中温度对光谱的影响最大，几乎完全决定了恒星的光谱类型，光谱上主要看到的是哪些吸收线。金属丰度对光谱的影响也是相当显著，最直观的就是影响光谱上吸收线的等值宽度。表面重力造成的影响比较让人疑惑，从原理上来讲，表面重力会影响光学薄区域的密度，从而改变自由电子密度，从而随着表面重力的增加，抑制一些吸收线的出现或者等值宽度，表面重力的另一个影响可能是改变粒子的平均自由程，从而因为压力致宽机制影响光谱上的谱线展宽。其他还有如α，或者个别元素的丰度异常导致的不同谱线的线强比的变化。
基本上，只需要指定温度，金属丰度，表面重力，我们就可以生成一个和观测谱非常接近的理论谱（模板）。很直观的，我们会想到通过指定两组恒星参数来拟合双星光谱。通过模板来进行双星成分分解确实也是这么做的。我们用两组恒星参数生成两条恒星模板，然后两条恒星模板相加，来和观测数据进行匹配。通过调整两组恒星参数，让理论谱和观测谱的残差最小，从而完成对双星成分的分解。这里还需要考虑一些技术性的参数。这些参数主要有双星的流量比，双星各自的视向速度，双星的谱线展宽，望远镜的仪器展宽。
通过模板进行双星成分分解有不少的细节或者实现技巧需要考虑，这里不再赘述。另一种光谱分解的方法更能引发我们的兴趣，即通过动力学方法完成对光谱成分的分解。
动力学分解
双星系统彼此绕转，如果在不同相位有多条观测光谱，观测者会因为多普勒效应看到光谱谱线的移动变化。我们取$u = \ln\lambda$，将会对应$\mathrm{RV} \approx c \Delta u $，其中RV是目标相对于观测者的径向速度，c是光速。如果双星系统沿圆轨道运动，则有$$\Delta u(t) = A_0 \sin (\omega t + \phi)$$。对沿着椭圆轨道运动的双星系统，我们也能得到类似的谱线移动随相位的变化公式。
我们假设光谱中有两个不同的视向速度成分（对于存在更多视向速度成分的系统处理方法也是类似的），分别为$f(u)$, $g(u)$。
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