联星
联星是由两颗绕着共同的重心旋转的恒星组成。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。双星一词是由弗里德里希·赫歇尔在1802年所创。根据他的定义，双星系统是由两个星体根据吸引力定律组成的一个系统。双星有多种，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，都是指光学双星。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。近年来天文学家们发现，大部分已知恒星都存在于双星甚至多星系统中。双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。
著名的双星系统包括天狼星、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）。
术语联星这个名词是威廉·赫歇尔在1802年创造的，它给的定义是"真正的物理双星 － 两颗恒星因为万有引力的作用，结合成为一个系统"。任何在空间看起来很接近的两颗恒星都可能是双星，著名的有在北斗七星 (大熊座) 的开阳和辅。然而，它们只是看起来是一对双星：这两颗星在太空中实际上分离开得很远，只是从地球上看在大致一样的方向上。像这项被错误命名的假双星，称为光学双星或光学对。在望远镜发明之后，发现了许多这样的光学对。在1780年，测量了大约700对双星相互间的方位和分开的距离，经过20年以上的观察，发现其中有50对改变了彼此间的距离和方位
真正的双星是有万有引力作用的一对恒星，当它们能在望远镜的放大下，被分解 (必要时需要使用干涉仪) 成为两颗星时，就称为视双星。在一些情况下，唯一的特征只是多普勒位移发散出来的光。在实际情况下的这种系统，就是著名的分光双星，在这一对星中相对是接近的谱线，会都先朝向蓝色方向移动 (蓝移)，然后在远离我们时，谱线会都朝向红色方向移动 (红移)。在相对于它们的质心运动时，它们的轨道运动会使谱线的移动周而复始的进行着。如果轨道的平面非常靠近我们的视线方向，这两颗星会很规则的部份或全部互相遮蔽，这样的系统就称为食双星，大陵五就是最著名的例子。
双星暨是视双星又是光谱双星是很罕见的，当发现时是很有价值也是很珍贵的资料来源。视双星通常都有在实际上是有很大的距离，在周期上通常是数十年甚至一个世纪。因此，它们在轨道上相对的运动通常太小，以至于分光镜不能有效的测量出它们的速度。相反的，光谱双星因为它们是靠得很近，因此在轨道上是快速的相对运动，而因为太接近所以看不出是视双星。因此要成为视双星又是光谱双星，必须是很靠近地球的双星。
天文学家发现有些恒星似乎在空洞的太空循着轨道运转，天文测量双星是相对来说比较接近地球的恒星，能看出以对一个中心点进行的摆动，但看不见伴星。有一些光谱双星也只能看见一组光谱线来回的摆动。可以用处理一般双星的数学来推断看不见的伴星质量。这颗伴星可能是非常黯淡因而现今的技术还探测不到，或是在强光的掩盖下而探测不到，或是它辐射的电磁波很少或是没有，例如中子星。在一些事例中，有强烈的证据指出伴星是一个黑洞：一种有强大的重力，使光也不能逃逸的天体，这类双星都是高质量X射线双星。已知这样的双星最著名的事是天鹅座X-1，看不见的伴星质量大约是太阳的9倍，远超过托尔曼-欧本海默-瓦可夫极限 (理论上中子星的最大质量，大约是4倍的太阳质量)，使这颗伴星不可能是中子星。在这种情况下，天鹅座X-1成为第一颗被广泛的接受可能为黑洞的第一个天体。