ثقب أسود ثنائي (بالإنجليزية:Binary black hole، إختصاراً: BBH) هو نظام يتكون من ثقبين أسودين متقاربين يدوران حول بعضهما، ويمكن أن يكون على صنفين، «ثقب أسود ثنائي نجمي الكتلة» تتشكل هذه الثقوب السوداء من بقايا إنفجار مستعر أعظم أو عمليات ديناميكية أخرى في نظام نجمي ثنائي، و«ثقب أسود ثنائي فائق الكتلة» يعتقد أنه ثنائي ينتج عن إندماج المجرات.
لعديد من السنوات كان إثبات وجود الثقوب السوداء الثنائية أمراً صعباً بسبب طبيعتها الخاصة ووسائل الرصد المحدودة المتوفرة، مع ذلك عند إندماج ثقبين أسودين فإن التفاعل بينهما يجب أن يطلق مقدار هائل من الطاقة بشكل موجات جاذبية بنمط خاص يمكن تمييزه حسب النظرية النسبية العامة. وهذا ما أعطى الثقوب السوداء الثنائية أهمية علمية خاصة في القرنين الأخيرين بإعتبارها أحد أقوى المصادر لموجات الجاذبية ولكون رصد موجات الجاذبية يمكنه إثبات وجود مثل هكذا أنظمة بشكل مباشر.
عند دوران الثقبان في الثانئي حول مدارهما فإنهما يطلقان موجات جاذبية، مع الزمن يتناقص مدارهما والمسافة الفاصلة بينهما مما يقلل الزمن المداري لدورانهما، هنا يسمى النظام بثقب اسود ثنائي، يستمر التناقص بالمدار حتى يندمج الثقبان معاً عندما يقتربان من بعضهما بدرجة كافية ليصبحان ثقب أسود واحد منفرد في حالة مستقرة مع رصد موجات جاذبية متضائلة في عملية تسمى «رنين هابط؛ ringdown»، في الثواني الأخيرة قبل حصول الإندماج تزداد شدة وتردد موجات الجاذبية حتى تصل إلى أعظم قيمة لها قبل حصول الإندماج بأجزاء من الثانية ثم تتلاشى بعد إكتمال الإندماج.
وأخيراً تم إثبات وجود ثقب أسود ثنائي نجمي عندما رصدت موجات الجاذبية لنظام سمي GW150914 من قبل مرصد ليغو والذي تبين بأنه نمط يعود لإندماج ثنائي ثقوب سوداء نجمي بكتلة حوالي 30 كتلة شمسية على بعد 1.3 مليار سنة ضوئية منّا، قبل حصول الإندماج بزمن 20ms أثناء الدوران أطلق الثنائي طاقة تعادل 3 كتلة شمسية بشكل طاقة جاذبية بلغت ذروتها (
3.6
×
10
49
w
a
t
t
{\displaystyle 3.6\times 10^{49}watt}
)، أكبر من مجموع الطاقة الضوئية المنبعثة من كافة النجوم في الكون المرئي مجتمعةً، كما عُثر على نظامين مرشحين ليكونا ثقب أسود ثنائي فائق الكتلة لكن لم يتم إثبات هذا بعد.