基本介紹
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聯星
從19世紀初迄今的研究顯示，大多數的恆星如果不是聯星，就是超過兩顆以上恆星組成的多星系統。雙星這個名詞可以當成聯星的同義詞來用，但一般而言，雙星或許可以是聯星，也可以是沒有物理關聯性，只是從地球觀察是在一起的光學雙星。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，就可以確認是光學雙星。許多雙星都還未能確認是互相約束的聯星系統還是光學雙星。
聯星在天文物理學上是非常重要的，因為可以從它們的軌道直接推導出質量的成份，這又可以在推導出恆星的其他參數，像是半徑和密度，都可以間接的估算。還可以依據質-光關係（MLR）測量的經驗，估計恆星各別的質量。
聯星有時也是光學的，在這種情形下，它們稱為目視聯星。許多目視聯星有長達數世紀或數千年的軌道周期，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檢測出來，像是光譜（光譜聯星）或是天體測量（天測聯星）。如果一對聯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象；這樣的一對聯星稱為食聯星，或者，它們是在凌或食時被檢測出光度的變化，稱為光度計聯星。
如果聯星成員的距離夠近，其引力足以引起外層大氣的扭曲。在這樣的情形下，這些密近雙星系統質量會互換，這或許會帶動恆星演化達到單獨的恆星不能達到的階段。這種聯星的例子像是大陵五（一顆食聯星）、天狼星和天鵝座X-1（它的成員之一可能是黑洞）。聯星通常也是許多行星狀星雲的核心，和新星與Ia超新星的始作俑者。
發現
聯星這個名詞是威廉·赫歇爾在1802年創造的，當時他寫道：
如果，反過來說，兩顆星確實彼此位於很靠近的地方，並且在同一時間又隔絕不受到其他鄰近恆星的影響，它們各自構成一個單獨的系統，但仍然因為共同的引力彼此接近成為一個團體。它們應該被稱為真正的雙星；任何兩顆 因此而連結再一起的恆星，我們要考慮稱它們為聯星系統。
以現代的定義，聯星這個名詞一般指的是圍繞著彼此的共同質心公轉的一對恆星。聯星可以用望遠鏡或干涉儀的觀測方法解析的稱為目視聯星。大多數已知的目視聯星都尚未觀測過完整的軌道周期，都只觀測到軌道行經的曲線，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恆星的名詞，這種區別在英語之外的語言是很少見的，雙星可能也是聯星系統，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。後者只是光學雙星或是光學對。
由於望遠鏡的發明，發現了許多的雙星。早期的例子包括開陽星和十字架二。開陽是Giovanni Battista Riccioli於1650年在大北斗（大熊座）發現的雙星 (並且可能在更早就被貝納·卡斯特利和伽利略發現)。在南天的南十字座，明亮的十字架二是在1685年被豐特奈神父發現是雙星。
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聯性，他認為 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，得出它們是聯星系統的結論，但直到1827年，第一個聯星系統的完整軌道，大熊座Xi，才由Félix Savary計算完成。從此以後，更多的雙星被紀錄和測量。華盛頓雙星目錄，由美國海軍天文台編譯的目視雙星資料庫，收錄了超過10萬對雙星的資料，也包括光學雙星和聯星。只有數千對的雙星軌道是已知的，並且大部分的都不能確定是真實的聯星或只是光學雙星。這可以經由相對運動的觀測來確認。如果軌道的一部分運動，或是恆星有著相似的徑向速度，並且相較於他們共同的自行，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聯性物理雙星，這還是目視觀測者的工作之一。
分類
以觀測的方法
依據觀測方法的不同，聯星可以分成四種類型：目視聯星，直接的觀測；光譜聯星，譜線的周期性變化；食聯星，因為食造成的光度變化，和天測聯星，通過測量看不見的伴星造成的位置的變化。一對聯星可以同時屬於好幾種不同的類型，例如，有些光譜聯星也是食聯星。
目視聯星
目視聯星是分離角度夠大的恆星，兩顆星在望遠鏡，甚至雙筒望遠鏡的觀測下可以看出是雙星。在觀測目視聯星時，望遠鏡的解析力是一個很重要的因素，當望遠鏡的口徑或倍數被提高時，能偵測出的目視聯星的數量就會增加；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）（複數為comites; 英語：companion.）；如果兩顆星的亮度相同，就由發現者決定何者為主星（另一顆則是伴星）。
位置角是伴星被測量相對於主星的位置，一起的還有兩星的角距離，當然觀測的時間也需要記錄下來。經過足夠的觀測，累積達到一個周期以上的資料，就可以將主星當成原點描繪出極座標的位置圖，通常是能夠滿足克卜勒定律的橢圓形。這個橢圓是伴星相對於主星，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，直到知道這顆恆星的視差，才能得到真實的距離，而這個系統就完全被知道了。
光譜聯星
有時候，聯星系統唯一的證據是來自它輻射出光線的都卜勒效應。在這樣的情況下，當它們相對於質心運動時，每一顆都會重複的朝向我們接近和遠離；聯星系統的光譜包含這一對恆星各自發射出的譜線，在它們的軌道周期中，其中一顆的譜線會先向藍色端移動，而另一顆的向紅色端移動，然後兩者同時改變移動的方向。
光譜聯星通常是分離度非常小的雙星，並且有著很高的軌道速度。除非軌道平面正好垂直於視線的方向，軌道速度在視線方向上便會有分量，並且能被觀察到徑向速度有系統的周期性變化。因為徑向速度的變化可以透過分光儀觀察都卜勒位移造成的恆星譜線變化，以這種方法檢測出來的聯星也被稱為分光聯星。大多數這種的聯星，即使望遠鏡使用目前最高的倍率，也都不能用光學解析出來。
有一些光譜聯星，能看見兩顆恆星的譜線，但是會交替的呈現兩顆星和單獨一顆星的譜線，這樣的系統被稱為雙線光譜雙星（通常標示為"SB2"）。在其他的系統，光譜中只能看見一顆恆星的譜線，但是譜線依然會周期性的偏向藍色，然後偏向紅色，並且不斷的反覆，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，並且從結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，曲線的形狀將依據橢圓的離心率與主軸相對於視線的方向來決定。
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 sin i）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，例如在食聯星，就能夠完整的解析出軌道。
聯星暨是目視聯星又是光譜聯星是非常罕見的，並且依但發現時會是很珍貴的資料來源。目視聯星因為有較大的真實分離度，周期的測量往往是數十年或數世紀；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星。聯星要暨是目視聯星又是光譜聯星，就必須是相對的接近地球。
食雙星
主條目：食雙星
在過去的十年里，食聯星的基本參數已經可以使用8米等級的望遠鏡量測，這使得它們可以被當成標準燭光來使用。隨著科技的發展，它們已經被用來直接測量和估計大麥哲倫星系（LMC）、小麥哲倫星系（SMC）、仙女座大星系和三角座星系的距離。以食聯星的方法直接測量，使星系距離的精確度誤差已經提高到5%以內的水平。 食聯星被歸類為變星，並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。食聯星的光度曲線特徵是原本穩定的光強度會周期性的下降一定的程度。如果其中的一顆恆星比較大，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食的現象。
經由測量光度曲線的變化周期可以研究食聯星的軌道周期，而恆星相對的大小和軌道半徑可以根據光度變化的快慢和近星遮蔽遠星的強度來推算。如果它們還是光譜聯星，軌道要素也能夠測量出來，則恆星質量相對的也可以很容易得到。這意味著在這種情況下，恆星的相對密度也可以測出。
天測聯星
天文學家發現有一些恆星太空中的軌道似乎是繞著空洞的太空。相對來說，天測聯星是在附近的恆星，看似繞著一個空無一物的點在搖晃著。套用在一般聯星上所用的相同數學，可以推斷看不見的伴星質量。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射出電磁輻射，例如中子星。
仔細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引力的影響而有所變化。恆星的位置是相對於更遙遠的恆星反覆測量，然後檢測出周期性的位置變化。通常，這種變化只有在鄰近的恆星，像是10秒差距以內，才能測量的出來。近距離的恆星相對的也會有較大的自行，所以天測聯星都會以正弦的路徑在天空中移動。
如果伴星有足夠大的質量，恆星位置的轉換就比較明顯，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，關於這顆伴星的質量和軌道周期就可以測量出來。即使看不見這顆伴星，利用克卜勒的定律，仍可以經由觀測計算出伴星的特性。
測量雙星的這種技術也用於檢視位置來找出有系外行星環繞的恆星，然而，因為在質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。測量恆星位置的移動本身就是很艱澀的科學，並且達到需要的精確度也很困難。在太空中的望遠鏡可以免除掉地球大氣層使影像模糊的效應，得到更精確的結果。
系統組態
另一種分類的方法是根據恆星的距離，與相對於它們的大小：
分離聯星（Detached binaries）是成員各自在本身的洛希瓣內的一種聯星，也就是說，恆星對本身的重力牽引都大於對方的。因此兩星對對方都沒有顯著的影響，演化在本質上是各自進行的。大部分的聯星都屬於這一類。
密接聯星（contact binary）是聯星的兩顆星都已經充滿了各自的洛希瓣，最外層的恆星大氣層已經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併。
激變變星和X射線聯星
當聯星系統包含了緻密天體，像是白矮星、中子星或是黑洞，來自另一顆恆星（捐贈者）的氣體會在緻密天體周圍吸積。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，緻密天體是白矮星，是這種系統的例子。在X射線聯星，緻密天體可以是中子星，也可以是黑洞。這種聯星可以依據捐贈者恆星的質量分類為低質量X射線聯星或高質量X射線聯星。高質量X射線聯星包含年輕、早期型、的高質量捐贈者恆星，以恆星風轉移質量；低質量X射線聯星是半分離聯星，氣體來自晚期型恆星的捐贈，由洛希瓣溢出，然後落入中子星或黑洞。目前最著名的高質量X射線聯星的例子或許就是天鵝座X-1。在天鵝座X-1，看不見的伴星質量被認為是太陽的9倍。遠超過托爾曼奧本海默-沃爾科夫極限理論的中子星最大質量，因此它被認為是一顆黑洞；這是第一被廣泛認知的黑洞。
軌道周期
名稱
A和B
聯星系統的成員以尾碼A和B來表示在系統內的名稱，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，可用於擁有兩顆以上恆星的系統。在已經有拜耳名稱且分離的夠開的情況下，可能會對這些成員使用上標來註記，例如網罟座ζ，它的成員是網罟座ζ和網罟座ζ。
1和2
雙星還可以用索引號以數字和發現者的縮寫結合在一起，例如半人馬座α是Richaud神父在1689年發現的，所以標示為RHD 1。在華盛頓雙星目錄中可以找到這些發現者的代碼。
冷和熱
聯星的成員也可以依據相對的溫度標示為熱伴星和冷伴星。
例如：
- 心宿二（天蠍座α）是由紅超巨星和藍色主序星，心宿二B，組成的聯星。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恆星和熱伴星的聯星系統。因為不是在所有的情況下，它的伴星長久以來都是"熱伴星" 。
- 寶瓶座R的光譜中同時呈現冷和熱的特徵，這是紅而冷的超巨星伴隨著一顆小而熱的伴星的結果。物質流從超巨星流向較小、高密度的伴星。
）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（KIC8823868 ）的伴星。
演化
形成
三體問題的結果是，這些質量形成三顆恆星是比較可能的，只是在三者相互的擾動之下，系統終會將三顆恆星中的一顆拋出，並且假設在沒有明顯的進一步擾動下，留下來的兩顆星會形成穩定的雙星。
質量傳輸吸積
當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，意味著有些物質可能會進入伴星的重力牽引大於它本身引力的區域。這樣的結果是質量從一顆恆星由所謂的洛希瓣溢流（RLOF），經由吸積盤的吸收或直接的撞擊，而傳輸至另一顆恆星（伴星）。這個發生轉換的點在數學上稱為第一拉格朗日點（L1）。這是很難看見的現象，因為吸積盤通常是聯星系統中最明亮的部分（有時是唯一能被觀察到的部分）。
如果一顆恆星從洛希瓣溢流出質量的速度太快，便會有大量的物質轉移成其他的成分，也可能會有一些物質經由其他的拉格朗日點或以恆星風的形式離開聯星系統，因而會有效的造成聯星系統的質量損失。由於恆星的演化取決於它的質量，這樣的過程將會影響到這兩個夥伴的演化，並且創造出與單顆恆星不同的演化階段。
研究三合星的食聯星大陵五導至恆星演化理論的大陵五佯謬：既然聯星的成員是同時形成的，那么高質量恆星的演化應該比低質量的要快，但是觀測到質量較高的大陵五A仍然在主序帶，但質量較低的大陵五B卻在較後面的次巨星演化階段。通過質量傳輸可以解決這個悖論：當質量較大的恆星成為次巨星，它 充滿了洛希瓣，因此大部分的質量會溢流轉移到其它仍在主序帶上的恆星。在某些類似於大陵五的聯星系統，可以明確的看見氣流。
速逃星和新星
分離得較遠的聯星也可能在其生存期間，失去了彼此間的引力聯繫，好像是受到外部的擾動。伴星分開後的演化就與單獨的恆星一樣。兩個聯星系統過度的接近，也會造成兩個系統的引力受到破壞，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，這顆白矮星將會穩定的吸積恆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。白矮星包含的簡併物質是對熱的反應極端遲鈍的物質，但是吸積的氫不是。氫融合可以在表面通過碳氮氧循環穩定的發生，這個過程不僅會導致大量的能量釋放，還會吹散已經吸積在表面剩餘的氣體。這種結果是光度極端明亮的爆發，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量超出錢德拉塞卡極限並且觸發摧毀整個恆星的超新星爆炸，並且是造成速逃星的另一種可能。超新星SN 1572，也就是第谷觀測到的，就是這種事件的一個例子。哈柏太空望遠鏡最近就拍了這個事件殘骸的照片。
天文物理
聯星為天文學家提供了測定遠距離恆星質量最好的方法。它們之間的引力導致它們繞著共同的質量中心。從目視聯星的軌道型態或是光譜聯星的軌道周期，可以測定恆星的質量。用這種方法可以發現恆星的外觀（溫度和半徑）和質量，這也使我們可以測定非聯星恆星的質量。
研究的結論
聯星系統的公轉周期和離心率之間有直接的關聯，周期越短的離心率也越小。聯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，到分離到非常遙遠的距離，只能由它們通過空間共同的自行來連結。聯星之間受到引力的約束，存在著稱為對數常態分布的周期，這些系統的軌道周期大多數都是100年左右。這也是支持聯星在恆星形成階段就形成理論的證據。
恆星的質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恆星，就只有聯星和多星系統中可以測定，使得聯星成為很重要的一類恆星。在目視聯星的情況，當軌道和恆星視差被測定之後，這兩顆恆星的總質量可以利用克卜勒的調和定律得到。
不幸的是，要獲得光譜聯星完整的軌道是不可能的，除非它也是目視聯星或食聯星，所以對這些天體只能測定相對於視線方向的軌道傾斜和結合正弦值的估計質量。在暨是食聯星又是光譜聯星的情況下，才可能從詳細的資料得到這兩顆恆星完整的解（質量、密度、大小、光度、和近似的形狀）。
行星
科幻小說經常以聯星或三合星做為設定主要行星的場所，例如喬治·盧卡斯在星際大戰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；甚至設定為六合星的系統，如阿西莫夫著名的短篇小說的《夜幕低垂》。在現實中，因為動力學的原因有些範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，不是從系統中完全被移除，就是轉換到更內側或外圍的軌道），而其它的軌道最終也都要面臨生物圈的嚴峻挑戰，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》的基本設定即基於這種情形。在聯星中只環繞一顆恆星的行星軌道是"S-型"軌道，而環繞著兩顆恆星的是"P-型"或"聯星周"軌道。估計50%-60%聯星的適居帶是在類地行星可以穩定存在的軌道範圍內。
模擬顯示聯星存在的伴星，實際上可以"激化"原行星盤，增加原行星生長的速率，改善穩定軌道區域內行星形成的機率。
檢測多星系統的行星有著更多技術上的困難，這可以說明為何很少在其中發現行星，這些例子包括白矮星-脈衝星聯星PSR B1620-26、次巨星-紅矮星聯星少衛增八（仙王座γ）、和白矮星-紅矮星巨蛇座NN。更多聯星的行星列表在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發現其中三個是聯星。所有被發現的行星都以S-型軌道環繞主恆星，而這三顆的主星很暗淡，所以先前未能檢測出來。這些發現導致重新計算行星和主星的參數。
例子
在天鵝座的輦道增七是一對很容易分辨的聯星，兩顆星分隔的很遠，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星。天鵝座X-1，一個X射線源，被認為是一個黑洞。它是一個大質量X射線聯星，並且對應於光學上的一顆變星。位於大犬座的天狼星是另一對聯星，並且是夜空中最亮的恆星，它的視星等是 -1.46等。在1844年，白塞爾推斷它是一顆聯星，但直到1862年，克拉克才發現它的伴星（天狼星B；可以看見的是天狼星A）。在1915年，威爾遜山天文台的天文學家發現天狼B星是白矮星，這是被發現的第一顆白矮星。在2005年，天文學家使用哈柏太空望遠鏡測量出天狼B星的直徑大約是12,000公里，質量是太陽的98%。
在御夫座的柱一（御夫座ε）是食聯星的例子。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年是發生食的時段，目前天文學家正針對這一次的食進行廣泛的研究，也許能進一步了解這個系統的本質。另一顆食聯星是漸台二（天琴座β），它是位於天琴座的半分離聯星，兩顆星的距離近到足以互相拉扯對方光球中的物質，使星球因為萬有引力而扭曲變形。
其它有趣的聯星包括：
- 蝎虎座SS：已經停止食的食聯星。
- 天蠍座V907：曾經停止食，但又從新開始並再度停止的食聯星。
- 雙子座BG：被認為是由黑洞和K0型環繞而組成的食聯星。
