联星，或双星、二重星、双子星（英语：Binary star）是两颗恒星组成，在各自的轨道上围绕着它们共同质量中心运转的恒星系统，根据质量可以分为主星和伴星。

有着两以上恒星的系统称为多星系统。这种系统，尤其是在距离遥远时，肉眼看见的经常是单一的点光源，要过其它的观测方法，才能揭示其本质。过去两个世纪的研究显示，一半以上可见的恒星都是多星系统。

双星（double star）通常被视为联星的同义词；然而，双星可能只是光学双星。之所以称为光学双星，只是因为从地球上观察它们在天球上的位置，在视线上几乎是相同的位置。然而，它们的“双重性”只取决于这光学效应；恒星本身之间的距离是遥远的，没有任何共用的物理连结。通过测量视差、自行或径向速度的差异，可以揭示它们只是光学双星。 许多著名的光学双星尚未进行充分与严谨的观测，来确认它们是光学双星还是有引力束缚在一起的多星系统。

联星系统在天体物理学上非常重要，因为它们的轨道计算允许直接得出系统的质量，而更进一步还能间接估计出半径和密度。也可以从质光关系（mass-luminosity relationship，MLR）估计出单独一颗恒星的质量。

有些联星经常是在以可见光检测到的，在这种情况下，它们被称为视觉联星。许多视觉联星有长达数百年或数千年的轨道周期，因此还不是很了解它们的轨道。它们也可能通过其他的技术，例如光谱学（联星光谱）或天体测量学来检测。如果联星的轨道平面正巧在我们的视线方向上，它与伴星会发生互相食与凌的现象；这样的一对联星会被称为食联星，或因为它们是经由光度变化被检测出来的，而被称为光度计联星。

如果联星系统中的成员非常接近，将会因为引力而相互扭曲它们的大气层。在这样的情况下，这些接近的联星系统可以交换质量，可能会带来它们在恒星演化时，单独的恒星不能达到的阶段。这些联星的例子有大陵五、天狼星、天鹅座X-1（这是众所皆知的黑洞）。也有许多联星是行星状星云的中心恒星，和新星与Ia型超新星的祖恒星。

联星这个术语是威廉·赫歇尔在1820年率先使用，当时他写道：

“如果，与此相反，两颗恒星应该真的彼此非常靠近。这将组成一个独立的系统，在同一时间通过自身的引力互相影响对方，但对邻近的其它恒星景观不会造成影响。我们现在要考虑任何两颗恒星形成有所关联的恒星系统，这应该被叫做联星，是真正的双星。”

现代的定义，联星一词通常只局限于围绕共同质心的一对恒星。联星可以用望远镜或干涉仪的方法解析成为目视联星。对于已知的目视联星，多数都只观察到部分的曲线路径或圆弧，而还未观察过完整的周期。

双星是更常用的术语，泛指在天空中看起来是在一起的一对恒星。在英文之外的语言，很少会对这两者加以区分。双星可能是联星，或只是两颗在天空中似乎是在一起，但与太阳的神距离却是截然不同的。后者的名称应该是光学双星或是光学对。

自从望远镜发明以来，已经发现了许多双星。早期的例子包括开阳和辅和十字架二（南十字α）。开阳，位于大北斗（大熊座中的星群），在1650年就被乔万尼·巴蒂斯塔·里乔利观测到是双星（可能更早就被卡斯特里和伽利略观测过）。在南十字座明亮的十字架二是神父冯坦纳（Father Fontenay）在1685年发现的。

因为两颗星要对齐在同一个方向上的概率很小，约翰·米契尔（英语：John Michell）于1767年率先提出双星可能有物理上的关联性。威廉·赫歇尔从1779年开始观察双星，很快就发表了大约有700双星的星表。迄1803年，他观测双星已经超过25年，并观测到一些双星的位置变化，因而得出结论，它们必须是联星系统。然而，直到1827年，当菲力克斯·瓦利（英语：Félix Savary）开始计算下台二（大熊座ξ）的轨道时，还没一个的轨道是完整的。自此之后，更多的双星被测量和编目。由美国海军天文台编制的数据库，华盛顿双星目录，超过10万对双星，其中包括光学双星和联星。仅有数千颗双星的轨道是已经知道的 ，并且大多数都还没有确认是联星还只是光学双星。这可以通过对相对运动的观测和测量来决定。如果运动是轨道的一部分，获如果恒星有相似的径向速度，并且相较于共通自行的自行差异很小，这一对可能就有物理上的关联。要获得或反驳在引力上的连结，依然要靠目视观测人员的努力，才能获得足够的资料来证明。

依据观测方法的不同，联星可以分成四种类型：目视联星，直接的观测；光谱联星，谱线的周期性变化；食联星，因为食造成的光度变化，和天测联星，通过测量看不见的伴星造成的位置的变化。一对联星可以同时属于好几种不同的类型，例如，有些光谱联星也是食联星。

目视联星是分离角度够大的恒星，两颗星在望远镜，甚至双筒望远镜的观测下可以看出是双星。在观测目视联星时，望远镜的解析力是一个很重要的因素，当望远镜的口径或倍数被提高时，能侦测出的目视联星的数量就会增加；这两颗星的亮度也是重要的因素之一，因为较亮的星可能会遮蔽掉较暗的星，使得两者难以被分辨出来。

较亮的星会被称为主星，而较暗的星会被称为附属者。在有些出版品（特别是早期的）会将较暗的伴星称为伴星（comes）（复数为comites; 英语：companion.）；如果两颗星的亮度相同，就由发现者决定何者为主星（另一颗则是伴星）。

位置角是伴星被测量相对于主星的位置，一起的还有两星的角距离，当然观测的时间也需要记录下来。经过足够的观测，累积达到一个周期以上的资料，就可以将主星当成原点描绘出极坐标的位置图，通常是能够满足开普勒定律的椭圆形。这个椭圆是伴星相对于主星，投影在天球平面上的视椭圆轨道。从这个投影的椭圆轨道也许可以计算出全部的轨道元素，像是轨道半长轴，都是以角度为单位来表示，直到知道这颗恒星的视差，才能得到真实的距离，而这个系统就完全被知道了。

由于单一恒星只会有一种光谱型式，在无法用肉眼及望远镜分辨出双星的情况下,发现光谱型有明显的周期性改变,则可能是联星系统.以此发现的联星称为光谱联星. 有时候，联星系统唯一的证据是来自它辐射出光线的多普勒效应。在这样的情况下，当它们相对于质心运动时，每一颗都会重复的朝向我们接近和远离；联星系统的光谱包含这一对恒星各自发射出的谱线，在它们的轨道周期中，其中一颗的谱线会先向蓝色端移动，而另一颗的向红色端移动，然后两者同时改变移动的方向。若轨道平面正好垂直于视线的方向，轨道速度在视线方向上便会有分量，并且能被观察到径向速度有系统的周期性变化。因为径向速度的变化可以透过分光仪观察多普勒位移造成的恒星谱线变化，以这种方法检测出来的联星也被称为分光联星(spectroscopic binary)。大多数这种的联星，即使望远镜使用目前最高的倍率，也都不能用光学解析出来。

有一些分光联星，能看见两颗恒星的谱线，但是会交替的呈现两颗星和单独一颗星的谱线，这样的系统被称为双线分光双星(double-line spectroscopic binary)（通常标示为"SB2"）。在其他的系统，光谱中只能看见一颗恒星的谱线，但是谱线依然会周期性的偏向蓝色，然后偏向红色，并且不断的反复，这样的分光双星称为单线分光双星(single-line spectroscopic binary,"SB1"）。

光谱双星的轨道测量需要长时间的观察系统中的其中之一或两颗的径向速度变化，再将光度对时间的变化描绘成图，并且从结果的曲线确定出变化周期。如果轨道是圆形，则曲线会是正弦曲线；如果轨道是椭圆形，曲线的形状将依据椭圆的离心率与主轴相对于视线的方向来决定。

要单独确定轨道的半长轴a和轨道倾角i.是不可能的，但是也许可以测出半长轴和轨道倾角正弦值的乘积（即a sin i）可能可以直接测量出线性单位（例如公里）。如果能由其他的方法测出a或i，例如在食联星，就能够完整的解析出轨道。

联星暨是目视联星又是光谱联星是非常罕见的，并且一旦发现时会是很珍贵的资料来源。目视联星因为有较大的真实分离度，周期的测量往往是数十年或数世纪；因此，它们的轨道速度通常太小而难以测量光谱的变化。相反的，光谱联星因为彼此靠得较近，使它们在轨道上快速的移动，通常太靠近而不能以目视分辨为联星。联星要暨是目视联星又是光谱联星，就必须是相对的接近地球。

食双星（或食联星）是两颗恒星的轨道平面几乎躺在观测者的视线方向上，因此天体会会发生互食的现象。在这种情况下，这对也是光谱联星的视差若也知道的话，对这对联星的分析就很有价值。大陵五是食双星著名的例子。

在过去的十年里，食联星的基本参数已经可以使用8米等级的望远镜量测，这使得它们可以被当成标准烛光来使用。近年来，它们被用来直接测量和估计大麦哲伦星系（LMC）、小麦哲伦星系（SMC）、仙女座大星系和三角座星系的距离。以食联星的方法直接测量，使星系距离的精确度误差已经提高到5%以内的水准。食联星被归类为变星，并不是因为它们个别成员的光度变化，而是因为外在因素造成的光度变化。食联星的光度曲线特征是原本稳定的光强度会周期性的下降一定的程度。如果其中的一颗恒星比较大，就有可能将另一颗完全遮蔽掉，而另一颗遮蔽它时就只能造成环食的现象。

经由测量光度曲线的变化周期可以研究食联星的轨道周期，而恒星相对的大小和轨道半径可以根据光度变化的快慢和近星遮蔽远星的强度来推算。如果它们还是光谱联星，轨道要素也能够测量出来，则恒星质量相对的也可以很容易得到。这意味着在这种情况下，恒星的相对密度也可以测出。

非常靠近的联星也可以通过分光光度法以三种方法来检测它们相互间的影响。第一种是通过对星星的观测是否有反射其伴侣而反映出额外的光。第二种是观察有没有因为伴星的影响造成形状改变成椭球体，因而引起光度的变化。第三种方法是观察有无相对论性射束（英语：relativistic beaming）造成视星等的变化。无论用哪一种方法检测联星，都需要准确的测光。

天文学家发现有一些恒星在太空中的轨道似乎是绕着空洞的太空。相对来说，天测联星是在附近的恒星，看似绕着一个空无一物的点在摇晃着。应用在一般联星上所用的相同数学，可以推断看不见的伴星质量。这颗伴星可能非常暗淡，所以它会被主星的光芒遮蔽掉，或是它只辐射少量或不发射出电磁辐射，例如中子星。

仔细测量天测双星可以用目视观测到的主星，可以察觉到位置会受到对应引力的影响而有所变化。恒星的位置是相对于更遥远的恒星反复测量，然后检测出周期性的位置变化。通常，这种变化只有在邻近的恒星，像是10秒差距以内，才能测量的出来。近距离的恒星相对的也会有较大的自行，所以天测联星都会以正弦的路径在天空中移动。

如果伴星有足够大的质量，恒星位置的转换就比较明显，伴星的存在也就比较容易验证。精确的测量可以看见的这颗星在天体位置上的运动，只要观察足够的时间，关于这颗伴星的质量和轨道周期就可以测量出来。即使看不见这颗伴星，利用开普勒的定律，仍可以经由观测计算出伴星的特性。

测量双星的这种技术也用于检视位置来找出有系外行星环绕的恒星，然而，因为在质量上的比例差距太大，以及行星的轨道周期太长，用在这种测量上是非常困难的。测量恒星位置的移动本身就是很艰涩的科学，并且达到需要的精确度也很困难。在太空中的望远镜可以免除掉地球大气层使影像模糊的效应，得到更精确的结果。

另一种分类的方法是根据恒星的距离，与相对于它们的大小：

分离联星（Detached binaries）是成员各自在本身的洛希瓣内的一种联星，也就是说，恒星对本身的重力牵引都大于对方的。因此两星对对方都没有显著的影响，演化在本质上是各自进行的。大部分的联星都属于这一类。

半分离联星（ Semidetached binary stars）是联星中的一颗已经充满了洛希瓣，但另外一颗还没有的联星系统。气体会从洛希瓣被充满的这颗恒星（捐赠者）表面转移到另一颗恒星（增生者）。这种质量转移主导了这个系统的演化。在许多的情况下，流入的气体会在增生者的周围形成环绕着的吸积盘。

密接联星是联星的两颗星都已经充满了各自的洛希瓣，最外层的恒星大气层已经组合成共同包层将两颗星笼罩住。包层的摩擦对轨道运动有如制动器，最终可能会使两颗星合并。

当联星系统包含了致密天体，像是白矮星、中子星或是黑洞，来自另一颗恒星（捐赠者）的气体会在致密天体周围吸积。这会释放重力势能，造成气体变成高温和放出辐射。激变变星，致密天体是白矮星，是这种系统的例子。在X射线联星，致密天体可以是中子星，也可以是黑洞。这种联星可以依据捐赠者恒星的质量分类为低质量X射线联星或高质量X射线联星。高质量X射线联星包含年轻、早期型、的高质量捐赠者恒星，以恒星风转移质量；低质量X射线联星是半分离联星，气体来自晚期型恒星的捐赠，由洛希瓣溢出，然后落入中子星或黑洞。目前最著名的高质量X射线联星的例子或许就是天鹅座X-1。在天鹅座X-1，看不见的伴星质量被认为是太阳的9倍。远超过托尔曼奥本海默-沃尔科夫极限理论的中子星最大质量，因此它被认为是一颗黑洞；这是第一被广泛认知的黑洞。

轨道周期可以短于一小时（像是猎犬座AM），或是数天（天琴座β型变星），但是也有长达数十万年的（环绕着南门二（半人马座αAB）的比邻星)。

联星系统的成员以尾码A和B来表示在系统内的名称，A是主星，B是伴星。尾码AB可能被用来表示这一对（例如，半人马αAB包括半人马αA和半人马αB）。其它的字母，像是C、D等等，可用于拥有两颗以上恒星的系统。在已经有拜耳名称且分离的够开的情况下，可能会对这些成员使用上标来注记，例如网罟座ζ，它的成员是网罟座ζ1和网罟座ζ2。

双星还可以用索引号以数字和发现者的缩写结合在一起，例如半人马座α是Richaud神父在1689年发现的，所以标示为RHD 1。在华盛顿双星目录中可以找到这些发现者的代码。

联星的成员也可以依据相对的温度标示为热伴星和冷伴星。

例如：

）的伴星。13,000 K的白矮星KOI-81b是10,000K的晚期型B型主序星KOI-81（KIC 8823868 ）的伴星。

虽然这种可能性相当低，但经由重力捕获将两颗恒星结合在一起创造出双星系统，并不是不可能的（实际上需要三个天体，依据能量守恒律需要一个天体带走被捕获天体的能量）；而有数量如此多的双星，这不可能是形成双星的主要程序。同时，在观察上也发现双星中有主序带之前的恒星，支持双星在恒星形成期间就已经存在的理论。在原恒星形成期间的分子云碎片能够支持和解释双星或多星系统的形成。

三体问题的结果是，这些质量形成三颗恒星是比较可能的，只是在三者相互的扰动之下，系统终会将三颗恒星中的一颗抛出，并且假设在没有明显的进一步扰动下，留下来的两颗星会形成稳定的双星。

当一颗主序星在演化的过程中尺寸增加时，或许会超出它的洛希瓣，意味着有些物质可能会进入伴星的重力牵引大于它本身引力的区域。这样的结果是质量从一颗恒星由所谓的洛希瓣溢流（RLOF），经由吸积盘的吸收或直接的撞击，而传输至另一颗恒星（伴星）。这个发生转换的点在数学上称为第一拉格朗日点（L1）。这是很难看见的现象，因为吸积盘通常是联星系统中最明亮的部分（有时是唯一能被观察到的部分）。

如果一颗恒星从洛希瓣溢流出质量的速度太快，便会有大量的物质转移成其他的成分，也可能会有一些物质经由其他的拉格朗日点或以恒星风的形式离开联星系统，因而会有效的造成联星系统的质量损失。由于恒星的演化取决于它的质量，这样的过程将会影响到这两个伙伴的演化，并且创造出与单颗恒星不同的演化阶段。

研究三合星的食联星大陵五导致恒星演化理论的大陵五佯谬：既然联星的成员是同时形成的，那么高质量恒星的演化应该比低质量的要快，但是观测到质量较高的大陵五A仍然在主序带，但质量较低的大陵五B却在较后面的次巨星演化阶段。通过质量传输可以解决这个佯谬：当质量较大的恒星成为次巨星，它充满了洛希瓣，因此大部分的质量会溢流转移到其它仍在主序带上的恒星。在某些类似于大陵五的联星系统，可以明确的看见气流。

分离得较远的联星也可能在其生存期间，失去了彼此间的引力联系，好像是受到外部的扰动。伴星分开后的演化就与单独的恒星一样。两个联星系统过度的接近，也会造成两个系统的引力受到破坏，而其中有些星会被以高速抛离出去，成为速逃星。

如果一颗白矮星有一颗气体逸流出洛希瓣的密接伴星，这颗白矮星将会稳定的吸积恒星外围大气层的气体。这些被拖拽的气体会因为白矮星强大的重力，在表面被紧缩成更紧密和加热到极高温度的物质。白矮星包含的简并物质是对热的反应极端迟钝的物质，但是吸积的氢不是。氢聚变可以在表面通过碳氮氧循环稳定的发生，这个过程不仅会导致大量的能量释放，还会吹散已经吸积在表面剩余的气体。这种结果是光度极端明亮的爆发，也就是所谓的新星。

在极端的情况下，这样的事件会使白矮星的质量超出钱德拉塞卡极限并且触发摧毁整个恒星的超新星爆炸，并且是造成速逃星的另一种可能。超新星SN 1572，也就是第谷观测到的，就是这种事件的一个例子。哈勃空间望远镜最近就拍了这个事件残骸的照片。

联星为天文学家提供了测定远距离恒星质量最好的方法。它们之间的引力导致它们绕着共同的质量中心。从目视联星的轨道型态或是光谱联星的轨道周期，可以测定恒星的质量。用这种方法可以发现恒星的外观（温度和半径）和质量，这也使我们可以测定非联星恒星的质量。

因为有大量的恒星存在于联星系统，联星对我们认识恒星形成的过程就特别重要，特别是，联星的质量和周期提供给我们的系统总角动量。因为物理学上的守恒律，联星提供给我们恒星形成时的重要线索。

估计银河系的恒星系统中有1/3是联星或多星系统，其余的2/3才是单独的恒星。

联星系统的公转周期和离心率之间有直接的关联，周期越短的离心率也越小。联星之间分离的距离可以有各种想像的情形，从轨道非常的紧密到彼此几乎接触在一起，到分离到非常遥远的距离，只能由它们通过空间共同的自行来连结。联星之间受到引力的约束，存在着称为对数正态分布的周期，这些系统的轨道周期大多数都是100年左右。这也是支持联星在恒星形成阶段就形成理论的证据。

一对有着相同亮度的两颗恒星，它们有着相同的光谱类型。在系统中的两颗恒星亮度不同，如果较亮的是一颗巨星，则较暗的星会偏蓝；而较亮的恒星属于主序带，则暗星会偏红。

恒星的质只能直接从万有引力的大小来测定。除了太阳和那些作为重力透镜的恒星，就只有联星和多星系统中可以测定，使得联星成为很重要的一类恒星。在目视联星的情况，当轨道和恒星视差被测定之后，这两颗恒星的总质量可以利用开普勒的调和定律得到。

不幸的是，要获得光谱联星完整的轨道是不可能的，除非它也是目视联星或食联星，所以对这些天体只能测定相对于视线方向的轨道倾斜和结合正弦值的估计质量。在暨是食联星又是光谱联星的情况下，才可能从详细的资料得到这两颗恒星完整的解（质量、密度、大小、光度、和近似的形状）。

科幻小说经常以联星或三合星做为设置主要行星的场所，例如乔治·卢卡斯在星际大战中的的双星体系的行星塔图因（Tatooine），以及刘慈欣的长篇小说《三体》中三合星体系的行星；甚至设置为六合星的系统，如阿西莫夫著名的短篇小说的《夜幕低垂》。在现实中，因为动力学的原因有些范围轨道的轨道是不可能存在的（行星会很快的从这些轨道被逐出，不是从系统中完全被移除，就是转换到更内侧或外围的轨道），而其它的轨道最终也都要面临生物圈的严峻挑战，因为在轨道的不同部分表面温度可能有极端不同的变化，《三体》的基本设定即基于这种情形。在联星中只环绕一颗恒星的行星轨道是"S-型"轨道，而环绕着两颗恒星的是"P-型"或"联星周"轨道。估计50%-60%联星的适居带是在类地行星可以稳定存在的轨道范围内。

模拟显示联星存在的伴星，实际上可以“激化”原行星盘，增加原行星生长的速率，改善稳定轨道区域内行星形成的概率。

检测多星系统的行星有着更多技术上的困难，这可以说明为何很少在其中发现行星，这些例子包括白矮星-脉冲星联星PSR B1620-26、次巨星-红矮星联星少卫增八（仙王座γ）、和白矮星-红矮星巨蛇座NN。更多联星的行星列表在THE PHASES DIFFERENTIAL ASTROMETRY DATA ARCHIVE. V. CANDIDATE SUBSTELLAR COMPANIONS TO BINARY SYSTEMS、Muterspaugh等等。

研究14个先前已知的行星系统发现其中三个是联星。所有被发现的行星都以S-型轨道环绕主恒星，而这三颗的主星很暗淡，所以先前未能检测出来。这些发现导致重新计算行星和主星的参数。

在天鹅座的辇道增七是一对很容易分辨的联星，两颗星分隔的很远，而且颜色也显著的不同。最亮的成员是天鹅座的第三亮星，本身也是靠得很近的联星。天鹅座X-1，一个X射线源，被认为是一个黑洞。它是一个大质量X射线联星，并且对应于光学上的一颗变星。位于大犬座的天狼星是另一对联星，并且是夜空中最亮的恒星，它的视星等是 -1.46等。在1844年，弗里德里希·贝塞尔推断它是一颗联星，但直到1862年，奥帆·克拉克（英语：Alvan Graham Clark）才发现它的伴星（天狼星B；可以看见的是天狼星A）。在1915年，威尔逊山天文台的天文学家发现天狼B星是白矮星，这是被发现的第一颗白矮星。在2005年，天文学家使用哈勃空间望远镜测量出天狼B星的直径大约是12,000公里，质量是太阳的98%。

在御夫座的柱一（御夫座ε）是食联星的例子。可见的半星在光谱分类上是F0，另一颗半星造成食的伴星是看不见的。在2009-2011年是发生食的时段，目前天文学家正针对这一次的食进行广泛的研究，也许能进一步了解这个系统的本质。另一颗食联星是渐台二（天琴座β），它是位于天琴座的半分离联星，两颗星的距离近到足以互相拉扯对方光球中的物质，使星球因为万有引力而扭曲变形。

其它有趣的联星包括：

拥有两颗以上恒星的系统称为多重星。位于英仙座的大陵五是最受到注意的三合星（长久以来都被认为是联星）。系统中的两颗星互食，大陵五光度的变化在1670年首度被Geminiano Montanari记录了下来。英文的名字Algol意思就是恶魔之星（源自阿拉伯语：الغول‎ al-ghūl），可能就是因为它奇特的行为。另一组可见的三合星是在南半球半人马座的南门二（半人马座α），它是全天第四亮星，视星等 -0.01等。这个系统特别强调的是搜寻适居的行星区，而在一般的联星是不讨论研究的。南门二A和南门二B的最接近时相距只有11天文单位，因此两者都会有适居带。

超过三合星的例子也有：北河二是一个六合星的系统，它是双子座的第二亮星，也是全天最亮的恒星之一。在天文学上，1678年就发现北河二是目视联星，1719年发现北河二的成员本身又都是光谱联星。北河二还有一颗分离得较远且暗淡的伴星，而它也是光谱联星。大熊座的开阳和辅是目视联星，它也包含了六颗恒星。开阳由四颗恒星组成，辅包含两颗星。