繞恒星旋轉的稀薄氣體環。氣環同氣盤並無嚴格的區別，隻是前者在可見光波段上比較透明而已。二十世紀六十年代以來，在雙星研究方面比較註意對氣環的觀測和研究。雙星中存在氣環的主要觀測事實是：光譜中出現某些元素的發射線，在接近食前和食後不久的時間內，相繼發生紅移和紫移的現象（見譜線位移）。早在1942年，喬伊即根據金牛座RW光譜中發射線在食的過程中的變化，首次發現瞭雙星有氣環存在。迄今發現有氣環的雙星，多為大陵五型半相接雙星(見密近雙星)。雙星氣環的成因，一般認為是是：當一子星充滿臨界等位面並向另一子星拋射物質流時，若氣流角動量密度高於吸積物質的子星的角動量密度，就可能形成圍繞子星旋轉的氣環。因此，中心星應是質量較大的子星，且中心星與自身的臨界等位面之間要有可以容納氣環存在的足夠寬闊的空間。但在一系列包含致密星的X射線雙星中，吸積盤卻是圍繞小質量致密子星旋轉的。它的形成，可能是氣流內粒子碰撞的結果。至於B型發射星中的氣環或氣盤，則可能是由中心星赤道物質拋射而形成的。氣環在雙星動力學演化中，起著角動量貯存庫的作用，它的不穩定性，往往引起雙星軌道運動和子星自轉運動的波動現象。這在雙星觀測和理論研究中占有重要的地位。