完整的表示
在英文中以完整的星座名称和小写字母希腊字母组合，例如天狼星是alpajoia pesei（英仙座β）。
简洁的表示
简洁的表视则是以希腊小写字母与星座名称的三个字母缩写来显示。例如前述的天狼星是a cma，大陵五是β pe。在早期，还曾以4个字母的缩写来呈现，但后来很少用。
进阶的用法
虽然在拜耳系统中最常用的是小写的希腊字母。但还是要提一下系统延伸的部分：在24个小写的希腊之后，先使用小写的拉丁字母，然后才使用大写的拉丁字母。这些字母都很少被用到，但有个例外就是英仙座 h（实际上是个星团）和天鹅座 p。还要注意的是在拜耳的命名法中没有q之后的字母，像是天兔座 r和大熊座 w都是变星的命名。不是拜耳命名的。
进一步的复杂性是出现在同一个拜耳字母上的上标数字。通常这是代表双星（主要是光学的双星而不是真实的联星），但也是有例外的情形。像是一串的猎户座π1、π2、π3、π4、π5和π6，则是多颗恒星在一起的聚星。
食双星（eclip binay）是一种双星系统，两颗恒星互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会交互通过对方，造成双星系统的光度发生周期性的变化。
交食双星（eclipa），亦称食双星、光度双星、食变星等，是指两颗恒星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，相互绕转彼此掩食（一颗子星从另一颗子星前面通过，像月亮掩食太阳）而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星。这类双星的轨道面与视线几乎在同一平面上。因此，相互遮掩发生交食现象、引起双星的亮度变化而得名。双星的光变周期就是它们的绕转周期。光变周期最短的只几小时，如大熊座ux星，光变周期为4小时43分；最长的如半宇宙智慧体马座v644星，光变周期长达65年.最早发现的食双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是 2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时。由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。食双星的光变曲线（见附图）可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座w型,食外显著变光。主极小食甚比次极小食甚稍暗。
分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来。可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为宇宙智慧体们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
《食双星测光轨道解总表》只选列了221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。食变星历》列出了856对双星的食甚时刻预报表研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料,通过对x射线食双星（例如武仙座x-1）的多方研究,以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座rw）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索,了解到有关新星、x射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的 x射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接食双星如仙王座vw、天鹅座v729的x射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座ar，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来。为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解。显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 x射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及宇宙智慧体造卫星观测,至今仍然是个谜。许多短周期（