双星由两颗绕着共同的中心旋转的恒星组成。对于其中一颗来说，另一颗就是其“伴星”。相对于其他恒星来说，位置看起来非常靠近。联星一词是由弗里德里希·赫歇尔在1802年所创。根据他的定义，联星系统是由两个星体根据吸引力定律组成的一个系统。

联星有多种，一颗恒星围绕另外一颗恒星运动，或者两者互相围绕，并且互相间有引力作用，也称为物理双星；两颗恒星看起来靠的很近，但是实际距离却非常远，这称为光学双星。一般所说的双星，没有特别指明的话，都是指物理双星。根据观测方式不同，通过天文望远镜可以观测到的双星称为目视双星；只有通过分析光谱变化才能辨别的双星称为分光双星。

此外，还有一颗恒星围绕另一颗恒星运动，第三颗恒星又绕他们运动，这称为三合星。依此类推，还有四合星等等，这些都称为聚星。联星对于天体物理尤其重要，因为两颗星的质量可从通过观测旋转轨道确定。这样，很多独立星体的质量也可以推算出来。

著名的联星系统包括天狼星（肉眼可见的为天狼星，其伴星为白矮星）、南河三、大陵五以及天鹅座X-1（其中一个成员很可能是一个黑洞）。

我们如果用望远镜观测星空，常常可以看到一些恒星两两成双靠在一起。当然，这其中很多只是透视的结果，实际上两颗星相距很远，只是都在一个视线方向上罢了。可是，天文学家发现，其中占不少比例，两颗星之间有力学上的联系，相互环绕转动。这样的两颗恒星，就称为双星。

组成双星的两颗恒星都称为双星的子星。其中较亮的一颗，称为主星；较暗的一颗，称为伴星。主星和伴星亮度有的相差不大，有的相差很大。

有许多双星，相互之间距离很近，即使用现代最大的望远镜，也不能把它们的两颗子星区分开。但是，天文学家用分光方法得到的光谱，可以发现它们是两颗恒星组成的。这样的双星，称为分光双星。于是，上面说的可以用望远镜把两颗子星分辨开来的双星，相应地就称为目视双星。

有的双星在相互绕转时，会发生类似日食的现象，从而使这类双星的亮度周期性地变化。这样的双星称为食双星或食变星。食双星一般都是分光双星。还有的双星，不但相互之间距离很近，而且有物质从一颗子星流向另一颗子星，这样的双星称为密近双星。有的密近双星，物质流动时会发出X射线，称为X射线双星。

在银河系中，双星的数量非常多，估计不少于单星。研究双星，不但对于了解恒星形成和演化过程的多样性有重要的意义，而且对于了解银河系的形成和演化，也是一个不可缺少的方面。

在浩瀚的银河系中，我们发现的半数以上的恒星都是双星体，它们之所以有时被误认为单个恒星，是因为构成双星的两颗恒星相距得太近了，它们绕共同的质量中心作圆形轨迹运动，以至于我们很难分辨它们，这其中包括著名的第一亮星天狼星。天狼星主星天狼A的质量为2.3个太阳质量，其伴星天狼B是一颗质量仅为0.98个太阳质量的白矮星。按照恒星的演化理论，质量大的恒星将很快演化，将首先耗尽其氢燃料；质量小的则有着很长的寿命。而一颗质量小于太阳的恒星从其诞生到白矮星至少要经过长达一百亿年的历史；而天狼星A有2.3个太阳质量，应该比其伴星更快演化，但事实上此星明显正在进行氢燃烧，是一颗完全正常的恒星。质量大的恒星还没有耗尽氢燃料，而质量小的相反却已经耗尽了氢而处于寿命的后期。英仙座的大陵五双星及其他很多恒星也有类似情况，这些对双星中都有一颗是白矮星或是中子星，甚至有可能是一个黑洞。

下面我们假设我们可以观测到一对双星的演变过程，作一次实地跟踪观测：

最初，A星的质量大约为2至3个太阳质量，B星为1.5个太阳质量。 这以后，正如单个恒星演化过程一样，质量较大的恒星演化得很快， A星首先消耗掉了大量的氢元素，其外层慢慢膨胀起来，很快膨胀为一颗红巨星，其半径不断增大，而其内部已经形成了一个半径约为太阳几十分之一的白矮星氦核。 当A星外壳开始进入B星的引力范围时，A星的表面物质开始受B星的引力离开A星表面流向B星表面。但由于两星相互公转以及B星的自转，流来的物质并不立即落在表面，而是先在B星周围随B星自转形成一个碟状气体盘，然后才能逐步降落在B星表面。于是A星不断有物质转移到B星，这使得A星的老化进程急剧加快，并以更快速度膨胀，甚至将B星的轨道吞没。 这个过程将持续数万年。 这以后，A星耗尽了它所有的剩余氢，而其巨大的外壳可以伸展到十几个太阳半径之外，但最终大部分将被B星所吸收。此刻，A星基本上全是由氦组成了，质量仅仅剩下原来的五分之一左右，而B星质量则增至原来的二倍多。这样，质量对比发生了明显变化：A星成了质量较小的致密的白矮星，而B星由于吸收了A星的大部分质量，体积增加了许多，成为双星中质量较大的恒星。在A星周围原来膨胀的外壳在失去膨胀力后一部分逐渐降落在小白矮星上；而B星正处于中年期，继续其正常恒星的演化。这以后，这对双星继续演化，和原来一样，质量较大的恒星将以很快的速度进行演化，并在耗尽其内核附近的氢燃料后开始了膨胀，进入红巨星阶段。此时，A星的强大引力将慢慢对B星不断膨大的表面上的物质起作用，物质开始从B星表面迅速流向A星。 像从前一样，流质在A星周围形成气体盘，并不断降落在A星表面。以后的时间里，B星由于丢失大量物质而缺少燃料迅速老化膨胀；A星则可能由于吸附了大量物质而塌陷成中子星甚至黑洞。B星将终于发生超新星爆发而结束其一生，把身体的大部分质量抛向宇宙，而在其中心留下一个致密的白矮星或中子星。

奇异的双星

夜晚，视力较好的人观看北斗七星中的开阳星，除看到一颗二等的亮星外，并在它的旁边看到微暗的开阳辅星，肉眼所见是一颗双星。它们之间的角距为12′，是双星中角距离较大的两颗星。开阳双星是人们在1650年第一个用肉眼发现的双星。组成双星的两颗星分别称为双星的子星。较亮的子星称为主星；亮度较小的子星称为伴星。双星的子星形影不离，相互绕转，它们沿着大小不等椭圆的轨道旋转。双星又分为物理双星和光学双星。图3-8在已探测到的双星中，光学双星是彼此并不相关的两颗星，投影到天球上以后，凑在一起而形成双星，这类双星没有什么研究价值。物理双星是我们通常所说的双星，它又分为目视双星、分光双星和交食双星。

目视双星是指的通过望远镜，用肉眼或照相的方法就能够分辨出它是由两颗子星所组成的双星。目视双星相互绕转的轨道半径都比较长，自然绕转的周期也比较长。一般都超过5.7年。周期最短的是1.59年，周期最长的可达上万年之久。

分光双星两颗子星间的距离比上述目视双星更近。即使通过望远镜，用肉眼或照相的方法也不能把它们的两颗子星分辨出来。这种近距离的双星，只能通过分光的方法进行观测。凡是采用分光方法，通过对某天体谱线位置变化的观测分析，能够判断出它是一颗双星，便称为分光双星。分光双星谱线位置变化的周期，就是双星的子星在轨道上绕转的周期。交食双星简称食双星，又称光度双星。由于这种双星的两颗子星相互绕转，双星轨道与视线几乎在同一平面上时，相互遮掩发生交食现象、引起双星的亮度变化而得名。食双星也称为食变星(详见前述交食变星)。

在双星系统中，还有的是两个子星相距很近，互相施加影响，并且相互间有物质的交换，每个子星的演化受到另一子星的较大影响，这样的双星系统称为密近双星。著名的天琴座β星（渐台二），是交食变星也是一个密近双星。若是有可能乘上飞船到渐台二旁，观看它的精彩表演是非常有趣的。你看吧，组成渐台二的两颗亮星互相迅速地绕转，每12.9天绕转一周。并有强大的物质流不断地从主星中抛出。这些被抛出的物质，有的可能跑到伴星附近形成恒星周围的物质。有的可能后来脱离整个双星系统而飞入星际空间。这个双星的伴星质量比主星质量大，由于彼此间相互强烈的吸引和子星迅速自转等原因，主星大概呈桃子状，伴星可能呈圆盘状。这引人入胜的场面引起天文学家的关注。

双星在太阳附近（81.5光年）的区域内，就约有40%。双星在恒星世界中的所占比例是很大的。60年代出版的目视双星的表中双星多达六万多颗。

双星的颜色五彩缤纷，双星的两颗子星又双双争艳。双星的主星质量有比伴星大的，也有比伴星小的。从双星的子星分类来看，五花八门，应有尽有，有的子星是爆发变星，有的则是脉动变星，还有的是白矮星，也有的是中子星，甚至是黑洞。有的双星包含在聚星之中。许多星团又包括了双星。

双星为我们揭示了恒星世界的一些奥秘。天体最重要的物理量就是它的质量。单星(除太阳外)的质量还不能直接测出来，只有通过双星系统才能够准确地测出各个恒星的质量。由于近距双星的两颗子星具有相互作用的物理性质，为天体的密度分布、结构、演化等问题，提供了非常有利的研究条件。两颗同时诞生、具有相同质量和组成的恒星被称为“同卵双胞胎”，预计也会有相同的物理属性。这些意外的差异表明，这两颗恒星彼此之间在发育上相差几十万年时间。推导出的一个双星体系中每颗恒星的理论年龄之间的一致性，被用作对主星序前恒星演化模型的一个自洽性验证，所以Par 1802中年龄同步性的这种缺失表明，这样的经验性验证存在一个数值为几十万年的精确性极限。