聯(lián)星是兩顆恒星各自在軌道上環(huán)繞著共同質(zhì)量中心的恒星系統(tǒng)，較亮的一顆稱為主星，而另一顆稱為伴星、伴隨者，或是第二星。
簡介
從19世紀(jì)初迄今的研究顯示，大多數(shù)的恒星如果不是聯(lián)星，就是超過兩顆以上恒星組成的多星系統(tǒng)。雙星這個名詞可以當(dāng)成聯(lián)星的同義詞來用，但一般而言，雙星或許可以是聯(lián)星，也可以是沒有物理關(guān)聯(lián)性，只是從地球觀察是在一起的光學(xué)雙星。雙星如果有不同的自行、徑向速度或視差，從測量尚可以顯示與地球有足夠的不同距離，就可以確認(rèn)是光學(xué)雙星。許多雙星都還未能確認(rèn)是互相約束的聯(lián)星系統(tǒng)還是光學(xué)雙星。
聯(lián)星在天文物理學(xué)上是非常重要的，因為可以從它們的軌道直接推導(dǎo)出質(zhì)量的成份，這又可以在推導(dǎo)出恒星的其他參數(shù)，像是半徑和密度，都可以間接的估算。還可以依據(jù)質(zhì)光關(guān)系（MLR）測量的經(jīng)驗，估計恒星各別的質(zhì)量。
聯(lián)星有時也是光學(xué)的，在這種情形下，它們稱為目視聯(lián)星。許多目視聯(lián)星有長達(dá)數(shù)世紀(jì)或數(shù)千年的軌道周期，因此軌道不是不確定就是所知不多。它們也可能以間接的技術(shù)檢測出來，像是光譜（光譜聯(lián)星）或是天體測量（天測聯(lián)星）。如果一對聯(lián)星的軌道平面正好在我們的視線方向上，它們的成員將會互相形成食和凌的現(xiàn)象；這樣的一對聯(lián)星稱為食聯(lián)星，或者，它們是在凌或食時被檢測出光度的變化，稱為光度計聯(lián)星。
如果聯(lián)星成員的距離夠近，其引力足以引起外層大氣的扭曲。在這樣的情形下，這些密近雙星系統(tǒng)質(zhì)量會互換，這或許會帶動恒星演化達(dá)到單獨的恒星不能達(dá)到的階段。這種聯(lián)星的例子像是大陵五（一顆食聯(lián)星）、天狼星和天鵝座X-1（它的成員之一可能是黑洞）。聯(lián)星通常也是許多行星狀星云的核心，和新星與Ia超新星的始作俑者。
發(fā)現(xiàn)
聯(lián)星這個名詞是威廉·赫歇爾在1802年創(chuàng)造的，當(dāng)時他寫道：
如果，反過來說，兩顆星確實彼此位于很靠近的地方，并且在同一時間又隔絕不受到其他鄰近恒星的影響，它們各自構(gòu)成一個單獨的系統(tǒng)，但仍然因為共同的引力彼此接近成為一個團(tuán)體。它們應(yīng)該被稱為真正的雙星；任何兩顆因此而連結(jié)再一起的恒星，我們要考慮稱它們?yōu)槁?lián)星系統(tǒng)。
以現(xiàn)代的定義，聯(lián)星這個名詞一般指的是圍繞著彼此的共同質(zhì)心公轉(zhuǎn)的一對恒星。聯(lián)星可以用望遠(yuǎn)鏡或干涉儀的觀測方法解析的稱為目視聯(lián)星。大多數(shù)已知的目視聯(lián)星都尚未觀測過完整的軌道周期，都只觀測到軌道行經(jīng)的曲線，或是部分的軌道弧。
雙星是更常用來稱呼在天空中彼此靠得很近的恒星的名詞，這種區(qū)別在英語之外的語言是很少見的，雙星可能也是聯(lián)星系統(tǒng)，或是只是兩顆在天空看起來很靠近但實際上與太陽有著截然不同的距離。后者只是光學(xué)雙星或是光學(xué)對。
由于望遠(yuǎn)鏡的發(fā)明，發(fā)現(xiàn)了許多的雙星。早期的例子包括開陽星和十字架二。開陽是Giovanni Battista Riccioli于1650年在大北斗（大熊座）發(fā)現(xiàn)的雙星(并且可能在更早就被貝納·卡斯特利和伽利略·伽利雷發(fā)現(xiàn))。在南天的南十字座，明亮的十字架二是在1685年被豐特奈神父發(fā)現(xiàn)是雙星。
約翰·米契爾在1767年最早提出雙星可能彼此間有著物理上的關(guān)聯(lián)性，他認(rèn)為雙星都是由彼此對齊而形成的可能性太小。威廉·赫歇爾從1779年開始觀測雙星，不久就發(fā)表有700對雙星的目錄。在1803年，他在過去25年觀測到的一些雙星，彼此的相對位置有所變化，得出它們是聯(lián)星系統(tǒng)的結(jié)論，但直到1827年，第一個聯(lián)星系統(tǒng)的完整軌道，大熊座ξ，才由Félix Savary計算完成。從此以后，更多的雙星被紀(jì)錄和測量。華盛頓哥倫比亞特區(qū)雙星目錄，由美國海軍天文臺編譯的目視雙星數(shù)據(jù)庫，收錄了超過10萬對雙星的資料，也包括光學(xué)雙星和聯(lián)星。只有數(shù)千對的雙星軌道是已知的，并且大部分的都不能確定是真實的聯(lián)星或只是光學(xué)雙星。這可以經(jīng)由相對運動的觀測來確認(rèn)。如果軌道的一部分運動，或是恒星有著相似的徑向速度，并且相較于他們共同的自行，在自行上的差異很微小，它們可能就是一對物理雙星。需要獲得足夠的觀測資料，才能知道一對雙星是否是有引力關(guān)聯(lián)性物理雙星，這還是目視觀測者的工作之一。
分類
以觀測的方法
依據(jù)觀測方法的不同，聯(lián)星可以分成四種類型：目視聯(lián)星，直接的觀測；光譜聯(lián)星，譜線的周期性變化；食聯(lián)星，因為食造成的光度變化，和天測聯(lián)星，通過測量看不見的伴星造成的位置的變化。一對聯(lián)星可以同時屬于好幾種不同的類型，例如，有些光譜聯(lián)星也是食聯(lián)星。
目視聯(lián)星
目視聯(lián)星是分離角度夠大的恒星，兩顆星在望遠(yuǎn)鏡，甚至雙目望遠(yuǎn)鏡的觀測下可以看出是雙星。在觀測目視聯(lián)星時，望遠(yuǎn)鏡的解析力是一個很重要的因素，當(dāng)望遠(yuǎn)鏡的口徑或倍數(shù)被提高時，能偵測出的目視聯(lián)星的數(shù)量就會增加；這兩顆星的亮度也是重要的因素之一，因為較亮的星可能會遮蔽掉較暗的星，使得兩者難以被分辨出來。
較亮的星會被稱為主星，而較暗的星會被稱為附屬者。在有些出版品（特別是早期的）會將較暗的伴星稱為伴星（comes）（復(fù)數(shù)為comites;英語：companion.）；如果兩顆星的亮度相同，就由發(fā)現(xiàn)者決定何者為主星（另一顆則是伴星）。
位置角是伴星被測量相對于主星的位置，一起的還有兩星的角距離，當(dāng)然觀測的時間也需要記錄下來。經(jīng)過足夠的觀測，累積達(dá)到一個周期以上的資料，就可以將主星當(dāng)成原點描繪出極座標(biāo)的位置圖，通常是能夠滿足開普勒定律的橢圓形。這個橢圓是伴星相對于主星，投影在天球平面上的視橢圓軌道。從這個投影的橢圓軌道也許可以計算出全部的軌道元素，像是軌道半長軸，都是以角度為單位來表示，直到知道這顆恒星的視差，才能得到真實的距離，而這個系統(tǒng)就完全被知道了。
光譜聯(lián)星
有時候，聯(lián)星系統(tǒng)唯一的證據(jù)是來自它輻射出光線的多普勒效應(yīng)。在這樣的情況下，當(dāng)它們相對于質(zhì)心運動時，每一顆都會重復(fù)的朝向我們接近和遠(yuǎn)離；聯(lián)星系統(tǒng)的光譜包含這一對恒星各自發(fā)射出的譜線，在它們的軌道周期中，其中一顆的譜線會先向藍(lán)色端移動，而另一顆的向紅色端移動，然后兩者同時改變移動的方向。
光譜聯(lián)星通常是分離度非常小的雙星，并且有著很高的軌道速度。除非軌道平面正好垂直于視線的方向，軌道速度在視線方向上便會有分量，并且能被觀察到徑向速度有系統(tǒng)的周期性變化。因為徑向速度的變化可以透過分光儀觀察多普勒位移造成的恒星譜線變化，以這種方法檢測出來的聯(lián)星也被稱為分光聯(lián)星。大多數(shù)這種的聯(lián)星，即使望遠(yuǎn)鏡使用目前最高的倍率，也都不能用光學(xué)解析出來。
有一些光譜聯(lián)星，能看見兩顆恒星的譜線，但是會交替的呈現(xiàn)兩顆星和單獨一顆星的譜線，這樣的系統(tǒng)被稱為雙線光譜雙星（通常標(biāo)示為"SB2"）。在其他的系統(tǒng)，光譜中只能看見一顆恒星的譜線，但是譜線依然會周期性的偏向藍(lán)色，然后偏向紅色，并且不斷的反復(fù)，這樣的光譜雙星稱為單線光譜雙星（"SB1"）。
光譜雙星的軌道測量需要長時間的觀察系統(tǒng)中的其中之一或兩顆的徑向速度變化，再將光度對時間的變化描繪成圖，并且從結(jié)果的曲線確定出變化周期。如果軌道是圓形，則曲線會是正弦曲線；如果軌道是橢圓形，曲線的形狀將依據(jù)橢圓的離心率與主軸相對于視線的方向來決定。
要單獨確定軌道的半長軸a和軌道傾角i.是不可能的，但是也許可以測出半長軸和軌道傾角正弦值的乘積（即a sini）可能可以直接測量出線性單位（例如公里）。如果能由其他的方法測出a或i，例如在食聯(lián)星，就能夠完整的解析出軌道。
聯(lián)星暨是目視聯(lián)星又是光譜聯(lián)星是非常罕見的，并且依但發(fā)現(xiàn)時會是很珍貴的資料來源。目視聯(lián)星因為有較大的真實分離度，周期的測量往往是數(shù)十年或數(shù)世紀(jì)；因此，它們的軌道速度通常太小而難以測量光譜的變化。相反的，光譜聯(lián)星因為彼此靠得較近，使它們在軌道上快速的移動，通常太靠近而不能以目視分辨為聯(lián)星。聯(lián)星要暨是目視聯(lián)星又是光譜聯(lián)星，就必須是相對的接近地球。
食雙星
食雙星(或食聯(lián)星)是兩顆恒星的軌道平面幾乎躺在觀測者的視線方向上，因此天體會會發(fā)生互食的現(xiàn)象。在這種情況下，這對也是光譜聯(lián)星的視差若也知道的話，對這對聯(lián)星的分析就很有價值。大陵五是食雙星著名的例子。
在過去的十年里，食聯(lián)星的基本參數(shù)已經(jīng)可以使用8米等級的望遠(yuǎn)鏡量測，這使得它們可以被當(dāng)成標(biāo)準(zhǔn)燭光來使用。隨著科技的發(fā)展，它們已經(jīng)被用來直接測量和估計大麥哲倫星系（LMC）、小麥哲倫星系（SMC）、仙女星系和三角座星系的距離。以食聯(lián)星的方法直接測量，使星系距離的精確度誤差已經(jīng)提高到5%以內(nèi)的水平。食聯(lián)星被歸類為變星，并不是因為它們個別成員的光度變化，而是因為外在因素造成的光度變化。食聯(lián)星的光度曲線特征是原本穩(wěn)定的光強度會周期性的下降一定的程度。如果其中的一顆恒星比較大，就有可能將另一顆完全遮蔽掉，而另一顆遮蔽它時就只能造成環(huán)食的現(xiàn)象。
經(jīng)由測量光度曲線的變化周期可以研究食聯(lián)星的軌道周期，而恒星相對的大小和軌道半徑可以根據(jù)光度變化的快慢和近星遮蔽遠(yuǎn)星的強度來推算。如果它們還是光譜聯(lián)星，軌道要素也能夠測量出來，則恒星質(zhì)量相對的也可以很容易得到。這意味著在這種情況下，恒星的相對密度也可以測出。
天測聯(lián)星
天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)有一些恒星太空中的軌道似乎是繞著空洞的太空。相對來說，天測聯(lián)星是在附近的恒星，看似繞著一個空無一物的點在搖晃著。應(yīng)用在一般聯(lián)星上所用的相同數(shù)學(xué)，可以推斷看不見的伴星質(zhì)量。這顆伴星可能非常暗淡，所以它會被主星的光芒遮蔽掉，或是它只輻射少量或不發(fā)射出電磁輻射，例如中子星。
仔細(xì)測量天測雙星可以用目視觀測到的主星，可以察覺到位置會受到對應(yīng)引力的影響而有所變化。恒星的位置是相對于更遙遠(yuǎn)的恒星反復(fù)測量，然后檢測出周期性的位置變化。通常，這種變化只有在鄰近的恒星，像是10秒差距以內(nèi)，才能測量的出來。近距離的恒星相對的也會有較大的自行，所以天測聯(lián)星都會以正弦的路徑在天空中國移動通信集團(tuán)。
如果伴星有足夠大的質(zhì)量，恒星位置的轉(zhuǎn)換就比較明顯，伴星的存在也就比較容易驗證。精確的測量可以看見的這顆星在天體位置上的運動，只要觀察足夠的時間，關(guān)于這顆伴星的質(zhì)量和軌道周期就可以測量出來。即使看不見這顆伴星，利用約翰尼斯·開普勒的定律，仍可以經(jīng)由觀測計算出伴星的特性。
測量雙星的這種技術(shù)也用于檢視位置來找出有系外行星環(huán)繞的恒星，然而，因為在質(zhì)量上的比例差距太大，以及行星的軌道周期太長，用在這種測量上是非常困難的。測量恒星位置的移動本身就是很艱澀的科學(xué)，并且達(dá)到需要的精確度也很困難。在太空中的望遠(yuǎn)鏡可以免除掉地球大氣層使影像模糊的效應(yīng)，得到更精確的結(jié)果。
系統(tǒng)組態(tài)
另一種分類的方法是根據(jù)恒星的距離，與相對于它們的大小：
分離聯(lián)星（Detached binaries）是成員各自在本身的洛希瓣內(nèi)的一種聯(lián)星，也就是說，恒星對本身的重力牽引都大于對方的。因此兩星對對方都沒有顯著的影響，演化在本質(zhì)上是各自進(jìn)行的。大部分的聯(lián)星都屬于這一類。
半分離聯(lián)星（Semidetached binary stars）是聯(lián)星中的一顆已經(jīng)充滿了洛希瓣，但另外一顆還沒有的聯(lián)星系統(tǒng)。氣體會從洛希瓣被充滿的這顆恒星（捐贈者）表面轉(zhuǎn)移到另一顆恒星（增生者）。這種質(zhì)量轉(zhuǎn)移主導(dǎo)了這個系統(tǒng)的演化。在許多的情況下，流入的氣體會在增生者的周圍形成環(huán)繞著的吸積盤。
密接聯(lián)星（contact binary）是聯(lián)星的兩顆星都已經(jīng)充滿了各自的洛希瓣，最外層的恒星大氣層已經(jīng)組合成共同包層將兩顆星籠罩住。包層的摩擦對軌道運動有如制動器，最終可能會使兩顆星合并。
激變變星和X射線聯(lián)星
當(dāng)聯(lián)星系統(tǒng)包含了致密天體，像是白矮星、中子星或是黑洞，來自另一顆恒星（捐贈者）的氣體會在致密天體周圍吸積。這會釋放重力位能，造成氣體變成高溫和放出輻射。激變變星，致密天體是白矮星，是這種系統(tǒng)的例子。在X射線聯(lián)星，致密天體可以是中子星，也可以是黑洞。這種聯(lián)星可以依據(jù)捐贈者恒星的質(zhì)量分類為低質(zhì)量X射線聯(lián)星或高質(zhì)量X射線聯(lián)星。高質(zhì)量X射線聯(lián)星包含年輕、早期型、的高質(zhì)量捐贈者恒星，以恒星風(fēng)轉(zhuǎn)移質(zhì)量；低質(zhì)量X射線聯(lián)星是半分離聯(lián)星，氣體來自晚期型恒星的捐贈，由洛希瓣溢出，然后落入中子星或黑洞。目前最著名的高質(zhì)量X射線聯(lián)星的例子或許就是天鵝座X-1。在天鵝座X-1，看不見的伴星質(zhì)量被認(rèn)為是太陽的9倍。遠(yuǎn)超過托爾曼奧本海默-沃爾科夫極限理論的中子星最大質(zhì)量，因此它被認(rèn)為是一顆黑洞；這是第一被廣泛認(rèn)知的黑洞。
軌道周期
軌道周期可以短于一小時（像是獵犬座AM），或是數(shù)天（天琴座β型變星），但是也有長達(dá)數(shù)十萬年的（環(huán)繞著南門二（半人馬座αAB）的比鄰星）。
名稱
A和B
聯(lián)星系統(tǒng)的成員以尾碼A和B來表示在系統(tǒng)內(nèi)的名稱，A是主星，B是伴星。尾碼AB可能被用來表示這一對（例如，半人馬αAB包括半人馬αA和半人馬αB）。其它的字母，像是C、D等等，可用于擁有兩顆以上恒星的系統(tǒng)。在已經(jīng)有拜耳集團(tuán)名稱且分離的夠開的情況下，可能會對這些成員使用上標(biāo)來注記，例如網(wǎng)座ζ，它的成員是網(wǎng)罟座ζ和網(wǎng)罟座ζ。
1和2
雙星還可以用索引號以數(shù)字和發(fā)現(xiàn)者的縮寫結(jié)合在一起，例如半人馬座α是Richaud神父在1689年發(fā)現(xiàn)的，所以標(biāo)示為RHD1。在華盛頓哥倫比亞特區(qū)雙星目錄中可以找到這些發(fā)現(xiàn)者的代碼。
冷和熱
聯(lián)星的成員也可以依據(jù)相對的溫度標(biāo)示為熱伴星和冷伴星。
例如：
??心宿二（天蝎座α）是由紅超巨星和藍(lán)色主序星，心宿二B，組成的聯(lián)星。因此，心宿二B可以說是這顆冷超巨星的熱伴星。
??共生變星是包含一顆晚期型恒星和熱伴星的聯(lián)星系統(tǒng)。因為不是在所有的情況下，它的伴星長久以來都是"熱伴星"。
??高光度藍(lán)變星海山二（船底座Ⅹη）最近已經(jīng)確認(rèn)是聯(lián)星。伴星的溫度似乎比主星更高，因此它被描述為"熱伴星"，它可能是一顆沃夫-瑞葉星。
??寶瓶座R的光譜中同時呈現(xiàn)冷和熱的特征，這是紅而冷的超巨星伴隨著一顆小而熱的伴星的結(jié)果。物質(zhì)流從超巨星流向較小、高密度的伴星。
??美國航空航天局的開普勒太空望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)發(fā)現(xiàn)一些食聯(lián)星的伴星比主星熱的例子。12,000K的白矮星KOI-74b是9,400K的早期型A型主序星KOI-74（KIC6889235）的伴星。13,000K的白矮星KOI-81b是10,000K的晚期型B型主序星KOI-81（KIC8823868）的伴星。
演化
形成
雖然這種可能性相當(dāng)?shù)停?jīng)由重力捕獲將兩顆恒星結(jié)合在一起創(chuàng)造出雙星系統(tǒng)，并不是不可能的（實際上需要三個天體，依據(jù)能量守恒律需要一個物天體帶走被捕獲天體的能量）；而有數(shù)量如此多的雙星，這不可能是形成雙星的主要程序。同時，在觀察上也發(fā)現(xiàn)雙星中有主序帶之前的恒星，支持雙星在恒星形成期間就已經(jīng)存在的理論。在原恒星形成期間的分子云碎片能夠支持和解釋雙星或多星系統(tǒng)的形成。
三體問題的結(jié)果是，這些質(zhì)量形成三顆恒星是比較可能的，只是在三者相互的擾動之下，系統(tǒng)終會將三顆恒星中的一顆拋出，并且假設(shè)在沒有明顯的進(jìn)一步擾動下，留下來的兩顆星會形成穩(wěn)定的雙星。
質(zhì)量傳輸吸積
當(dāng)一顆主序星在演化的過程中尺寸增加時，或許會超出它的洛希瓣，意味著有些物質(zhì)可能會進(jìn)入伴星的重力牽引大于它本身引力的區(qū)域。這樣的結(jié)果是質(zhì)量從一顆恒星由所謂的洛希瓣溢流（RLOF），經(jīng)由吸積盤的吸收或直接的撞擊，而傳輸至另一顆恒星（伴星）。這個發(fā)生轉(zhuǎn)換的點在數(shù)學(xué)上稱為第一拉格朗日點（L1）。這是很難看見的現(xiàn)象，因為吸積盤通常是聯(lián)星系統(tǒng)中最明亮的部分（有時是唯一能被觀察到的部分）。
如果一顆恒星從洛希瓣溢流出質(zhì)量的速度太快，便會有大量的物質(zhì)轉(zhuǎn)移成其他的成分，也可能會有一些物質(zhì)經(jīng)由其他的拉格朗日點或以恒星風(fēng)的形式離開聯(lián)星系統(tǒng)，因而會有效的造成聯(lián)星系統(tǒng)的質(zhì)量損失。由于恒星的演化取決于它的質(zhì)量，這樣的過程將會影響到這兩個伙伴的演化，并且創(chuàng)造出與單顆恒星不同的演化階段。
研究三合星的食聯(lián)星大陵五導(dǎo)至恒星演化理論的大陵五佯謬：既然聯(lián)星的成員是同時形成的，那么高質(zhì)量恒星的演化應(yīng)該比低質(zhì)量的要快，但是觀測到質(zhì)量較高的大陵五A仍然在主序帶，但質(zhì)量較低的大陵五B卻在較后面的次巨星演化階段。通過質(zhì)量傳輸可以解決這個悖論：當(dāng)質(zhì)量較大的恒星成為次巨星，它充滿了洛希瓣，因此大部分的質(zhì)量會溢流轉(zhuǎn)移到其它仍在主序帶上的恒星。在某些類似于大陵五的聯(lián)星系統(tǒng)，可以明確的看見氣流。
速逃星和新星
分離得較遠(yuǎn)的聯(lián)星也可能在其生存期間，失去了彼此間的引力聯(lián)系，好像是受到外部的擾動。伴星分開后的演化就與單獨的恒星一樣。兩個聯(lián)星系統(tǒng)過度的接近，也會造成兩個系統(tǒng)的引力受到破壞，而其中有些星會被以高速拋離出去，成為速逃星。
如果一顆白矮星有一顆氣體逸流出洛希瓣的密接伴星，這顆白矮星將會穩(wěn)定的吸積恒星外圍大氣層的氣體。這些被拖曳的氣體會因為白矮星強大的重力，在表面被緊縮成更緊密和加熱到極高溫度的物質(zhì)。白矮星包含的簡并物質(zhì)是對熱的反應(yīng)極端遲鈍的物質(zhì)，但是吸積的氫不是。氫融合可以在表面通過碳氮氧循環(huán)穩(wěn)定的發(fā)生，這個過程不僅會導(dǎo)致大量的能量釋放，還會吹散已經(jīng)吸積在表面剩余的氣體。這種結(jié)果是光度極端明亮的爆發(fā)，也就是所謂的新星。
在極端的情況下，這樣的事件會使白矮星的質(zhì)量超出錢德拉塞卡極限并且觸發(fā)摧毀整個恒星的超新星爆炸，并且是造成速逃星的另一種可能。超新星SN1572，也就是第谷·布拉赫觀測到的，就是這種事件的一個例子。哈勃空間望遠(yuǎn)鏡最近就拍了這個事件殘骸的照片。
天文物理
聯(lián)星為天文學(xué)家提供了測定遠(yuǎn)距離恒星質(zhì)量最好的方法。它們之間的引力導(dǎo)致它們繞著共同的質(zhì)量中心。從目視聯(lián)星的軌道型態(tài)或是光譜聯(lián)星的軌道周期，可以測定恒星的質(zhì)量。用這種方法可以發(fā)現(xiàn)恒星的外觀（溫度和半徑）和質(zhì)量，這也使我們可以測定非聯(lián)星恒星的質(zhì)量。
因為有大量的恒星存在于聯(lián)星系統(tǒng)，聯(lián)星對我們認(rèn)識恒星形成的過程就特別重要，特別是，聯(lián)星的質(zhì)量和周期提供給我們的系統(tǒng)總角動量。因為物理學(xué)上的守恒律，聯(lián)星提供給我們恒星形成時的重要線索。
研究的結(jié)論
估計銀河系的恒星系統(tǒng)中有1/3是聯(lián)星或多星系統(tǒng)，其余的2/3才是單獨的恒星。
聯(lián)星系統(tǒng)的公轉(zhuǎn)周期和離心率之間有直接的關(guān)聯(lián)，周期越短的離心率也越小。聯(lián)星之間分離的距離可以有各種想像的情形，從軌道非常的緊密到彼此幾乎接觸在一起，到分離到非常遙遠(yuǎn)的距離，只能由它們通過空間共同的自行來連結(jié)。聯(lián)星之間受到引力的約束，存在著稱為對數(shù)常態(tài)分布的周期，這些系統(tǒng)的軌道周期大多數(shù)都是100年左右。這也是支持聯(lián)星在恒星形成階段就形成理論的證據(jù)。
一對有著相同亮度的兩顆恒星，它們有著相同的光譜類型。在系統(tǒng)中的兩顆恒星亮度不同，如果較亮的是一顆巨星，則較暗的星會偏藍(lán)；而較亮的恒星屬于主序帶，則暗星會偏紅。
恒星的質(zhì)只能直接從萬有引力的大小來測定。除了太陽和那些作為重力透鏡的恒星，就只有聯(lián)星和多星系統(tǒng)中可以測定，使得聯(lián)星成為很重要的一類恒星。在目視聯(lián)星的情況，當(dāng)軌道和恒星視差被測定之后，這兩顆恒星的總質(zhì)量可以利用開普勒的調(diào)和定律得到。
不幸的是，要獲得光譜聯(lián)星完整的軌道是不可能的，除非它也是目視聯(lián)星或食聯(lián)星，所以對這些天體只能測定相對于視線方向的軌道傾斜和結(jié)合正弦值的估計質(zhì)量。在暨是食聯(lián)星又是光譜聯(lián)星的情況下，才可能從詳細(xì)的資料得到這兩顆恒星完整的解（質(zhì)量、密度、大小、光度、和近似的形狀）。
科幻小說經(jīng)常以聯(lián)星或三合星做為設(shè)置主要行星的場所，例如喬治·盧卡斯在星際大戰(zhàn)中的的雙星體系的行星塔圖因（Tatooine），以及劉慈欣的長篇小說《三體》中三合星體系的行星；甚至設(shè)置為六合星的系統(tǒng)，如艾薩克·阿西莫夫著名的短篇小說的《夜幕低垂》。在現(xiàn)實中，因為動力學(xué)的原因有些范圍軌道的軌道是不可能存在的（行星會很快的從這些軌道被逐出，不是從系統(tǒng)中完全被移除，就是轉(zhuǎn)換到更內(nèi)側(cè)或外圍的軌道），而其它的軌道最終也都要面臨生物圈的嚴(yán)峻挑戰(zhàn)，因為在軌道的不同部分表面溫度可能有極端不同的變化，《三體》的基本設(shè)定即基于這種情形。在聯(lián)星中只環(huán)繞一顆恒星的行星軌道是"S-型"軌道，而環(huán)繞著兩顆恒星的是"P-型"或"聯(lián)星周"軌道。估計50%-60%聯(lián)星的適居帶是在類地行星可以穩(wěn)定存在的軌道范圍內(nèi)。
模擬顯示聯(lián)星存在的伴星，實際上可以"激化"原行星盤，增加原行星生長的速率，改善穩(wěn)定軌道區(qū)域內(nèi)行星形成的機率。
檢測多星系統(tǒng)的行星有著更多技術(shù)上的困難，這可以說明為何很少在其中發(fā)現(xiàn)行星，這些例子包括白矮星脈沖星聯(lián)星PSR B1620-26、次巨星-紅矮星聯(lián)星少衛(wèi)增八（仙王座γ）、和白矮星-紅矮星巨蛇座NN。更多聯(lián)星的行星列表在THE PHASES DIFFERENTIAL ASTROMETRY DATA ARCHIVE. V. CANDIDATE SUBSTELLAR COMPANIONS TO BINARY SYSTEMS、Muterspaugh等等。
研究14個先前已知的行星系統(tǒng)發(fā)現(xiàn)其中三個是聯(lián)星。所有被發(fā)現(xiàn)的行星都以S-型軌道環(huán)繞主恒星，而這三顆的主星很暗淡，所以先前未能檢測出來。這些發(fā)現(xiàn)導(dǎo)致重新計算行星和主星的參數(shù)。
例子
在天鵝座的天鵝座β是一對很容易分辨的 聯(lián)星，兩顆星分隔的很遠(yuǎn)，而且顏色也顯著的不同。最亮的成員是天鵝座的第三亮星，本身也是靠得很近的聯(lián)星。天鵝座X-1，一個X射線源，被認(rèn)為是一個黑洞。它是一個大質(zhì)量X射線聯(lián)星，并且對應(yīng)于光學(xué)上的一顆變星。位于大犬座的天狼星是另一對聯(lián)星，并且是夜空中最亮的恒星，它的視星等是-1.46等。在1844年，白塞爾推斷它是一顆聯(lián)星，但直到1862年，克拉克才發(fā)現(xiàn)它的伴星（天狼星B；可以看見的是天狼星A）。在1915年，威爾遜山天文臺的天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)天狼B星是白矮星，這是被發(fā)現(xiàn)的第一顆白矮星。在2005年，天文學(xué)家使用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡測量出天狼B星的直徑大約是12,000公里，質(zhì)量是太陽的98%。
在御夫座的柱一（御夫座ε）是食聯(lián)星的例子。可見的半星在光譜分類上是F0，另一顆半星造成食的伴星是看不見的。在2009-2011年是發(fā)生食的時段，目前天文學(xué)家正針對這一次的食進(jìn)行廣泛的研究，也許能進(jìn)一步了解這個系統(tǒng)的本質(zhì)。另一顆食聯(lián)星是漸臺二（天琴座β），它是位于天琴座的半分離聯(lián)星，兩顆星的距離近到足以互相拉扯對方光球中的物質(zhì)，使星球因為萬有引力而扭曲變形。
其它有趣的聯(lián)星包括：
??天鵝座61：在天鵝座內(nèi)因高自行而著名的，兩顆成員，天鵝61A和天鵝61B，都是K型 (橘色)的主序星。
??南河三：是小犬座內(nèi)最亮，也是全天第八亮的恒星。伴星是一顆暗淡的白矮星。
??蝎虎座SS：已經(jīng)停止食的食聯(lián)星。
??天蝎座V907：曾經(jīng)停止食，但又從新開始并再度停止的食聯(lián)星。
??雙子座BG：被認(rèn)為是由黑洞和K0型環(huán)繞而組成的食聯(lián)星。
多重星
擁有兩顆以上恒星的系統(tǒng)稱為多重星。位于英仙座的大陵五是最受到注意的三合星（長久以來都被認(rèn)為是聯(lián)星）。系統(tǒng)中的兩顆星互食，大陵五光度的變化在1670年首度被Geminiano Montanari記錄了下來。英文的名字ALGOL意思就是惡魔之星（源自阿拉伯語：??????al-ghūl），可能就是因為它奇特的行為。另一組可見的三合星是在南半球半人馬座的南門二（半人馬座α），它是全天第四亮星，視星等0.01等。這個系統(tǒng)特別強調(diào)的是搜尋適居的行星區(qū)，而在一般的聯(lián)星是不討論研究的。南門二A和南門二B的最接近時相距只有11天文單位，因此兩者都會有適居帶。
超過三合星的例子也有：北河二是一個六合星的系統(tǒng)，它是雙子座的第二亮星，也是全天最亮的恒星之一。在天文學(xué)上，1678年就發(fā)現(xiàn)北合二是目視聯(lián)星，1719年發(fā)現(xiàn)北河二的成員本身又都是光譜聯(lián)星。北河二還有一顆分離得較遠(yuǎn)且暗淡的伴星，而它也是光譜聯(lián)星。大熊座的開陽和輔是目視聯(lián)星，它也包含了六顆恒星。開陽由四顆恒星組成，輔包含兩顆星。
參考資料 >