簡介
物理雙星聯星（又稱物理雙星）是由兩顆繞著共同的重心鏇轉的恆星組成。對於其中一顆來說，另一顆就是其“伴星”。相對於其他恆星來說，位置看起來非常靠近。雙星一詞是由弗里德里希·赫歇爾在1802年所創。根據他的定義，雙星系統是由兩個星體根據吸引力定律組成的一個系統。雙星有多種，一顆恆星圍繞另外一顆恆星運動，或者兩者互相圍繞，並且互相間有引力作用，也稱為物理雙星；兩顆恆星看起來靠的很近，但是實際距離卻非常遠，這稱為光學雙星。一般所說的雙星，沒有特別指明的話，都是指物理雙星。根據觀測方式不同，通過天文望遠鏡可以觀測到的雙星稱為目視雙星；只有通過分析光譜變化才能辨別的雙星稱為分光雙星。
此外，還有一顆恆星圍繞另一顆恆星運動，第三顆恆星又繞他們運動，這稱為三合星。依此類推，還有四合星等等，這些都稱為聚星。近年來天文學家們發現，大部分已知恆星都存在於雙星甚至多星系統中。雙星對於天體物理尤其重要，因為兩顆星的質量可從通過觀測鏇轉軌道確定。這樣，很多獨立星體的質量也可以推算出來。
著名的雙星系統包括天狼星、南河三、大陵五以及天鵝座X-1（其中一個成員很可能是一個黑洞）。
術語
物理雙星聯星這個名詞是威廉·赫歇爾在1802年創造的，它給的定義是"真正的物理雙星 － 兩顆恆星因為萬有引力的作用，結合成為一個系統"。任何在空間看起來很接近的兩顆恆星都可能是雙星，著名的有在北斗七星 (大熊座) 的開陽和輔。然而，它們只是看起來是一對雙星：這兩顆星在太空中實際上分離開得很遠，只是從地球上看在大致一樣的方向上。像這項被錯誤命名的假雙星，稱為光學雙星或光學對。在望遠鏡發明之後，發現了許多這樣的光學對。在1780年，測量了大約700對雙星相互間的方位和分開的距離，經過20年以上的觀察，發現其中有50對改變了彼此間的距離和方位。
真正的雙星是有萬有引力作用的一對恆星，當它們能在望遠鏡的放大下，被分解 (必要時需要使用干涉儀) 成為兩顆星時，就稱為視雙星。在一些情況下，唯一的特徵只是都卜勒位移發散出來的光。在實際情況下的這種系統，就是著名的分光雙星，在這一對星中相對是接近的譜線，會都先朝向藍色方向移動 (藍移)，然後在遠離我們時，譜線會都朝向紅色方向移動 (紅移)。在相對於它們的質心運動時，它們的軌道運動會使譜線的移動周而復始的進行著。如果軌道的平面非常靠近我們的視線方向，這兩顆星會很規則的部份或全部互相遮蔽，這樣的系統就稱為食雙星，大陵五就是最著名的例子。
雙星暨是視雙星又是分光雙星是很罕見的，當發現時是很有價值也是很珍貴的資料來源。視雙星通常都有在實際上是有很大的距離，在周期上通常是數十年甚至一個世紀。因此，它們在軌道上相對的運動通常太小，以至於分光鏡不能有效的測量出它們的速度。相反的，光譜雙星因為它們是靠得很近，因此在軌道上是快速的相對運動，而因為太接近所以看不出是視雙星。因此要成為視雙星又是分光雙星，必須是很靠近地球的雙星。
中子星-內部結構模型圖 天文學家發現有些恆星似乎在空洞的太空循著軌道運轉，天文測量雙星是相對來說比較接近地球的恆星，能看出以對一個中心點進行的擺動，但看不見伴星。有一些光譜雙星也只能看見一組光譜線來回的擺動。可以用處理一般雙星的數學來推斷看不見的伴星質量。這顆伴星可能是非常黯淡因而現今的技術還探測不到，或是在強光的掩蓋下而探測不到，或是它輻射的電磁波很少或是沒有，例如中子星[6]。在一些事例中，有強烈的證據指出伴星是一個黑洞：一種有強大的重力，使光也不能逃逸的天體，這類雙星都是高質量X射線雙星。已知這樣的雙星最著名的事是天鵝座X-1，看不見的伴星質量大約是太陽的9倍，遠超過托爾曼-歐本海默-瓦可夫極限 (理論上中子星的最大質量，大約是3倍的太陽質量)，使這顆伴星不可能是中子星。在這種情況下，天鵝座X-1成為第一顆被廣泛的接受可能為黑洞的第一個天體。
分類
物理雙星以觀測的方法
以觀測所見的特性，雙星可以分成四種，而一對雙星可以屬於兩種以上的類型，例如有些光譜雙星也是食雙星。
目視雙星
目視雙星 是分離角度較大的恆星，兩顆星在望遠鏡的觀測下可以看出是雙星。在觀測目視雙星時，望遠鏡的解析力是一個很重要的因素，當望遠鏡的能力被提高時，能偵測出的目視雙星的數量就會增加；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伴星。在有些出版品 (特別是早期的) 會將較暗的伴星稱為偽星；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) 。方位角是伴星相對於主星的位置，伴隨著還有兩星的角距離，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。
光譜雙星
光譜雙星通常是分離度非常小的雙星，因而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譜線變化，以這種方法檢測出來的雙星也被稱為分光雙星。許多這種雙星，即使使用目前最高的倍率，也都不能用光學望遠鏡解析出來。
有一些光譜雙星，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 (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兩顆或其中之一的徑向速度變化，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的向量乘積 (即a sin i)。如果能由其他的方法測出a 或 i，例如在食雙星，就能夠完整的解析出軌道。
食雙星
一個食雙星系統，光度的變化以指示器的強度顯示。食雙星是雙星的一種，從觀測者的位置看這兩顆星的軌道幾乎在同一個平面上，因此會造成互食的現象。當食雙星也是光譜雙星，並且系統的視差也已經知道時，對這種雙星的分析就很有價值。
在過去的十年里，食雙星的基本參數測量已經可以使用8米等級的望遠鏡，這使得它們可以做為標準燭光來使用。近來，它們已經可以直接用來估計大麥哲倫星系、小麥哲倫星系、仙女座大星系和三角座星系的距離。以食雙星直接測量星系的距離，已經將精確度改善至誤差只有5%的水平之內。
食雙星被歸類為變星，並不是因為它們個別的光度變化，而是因為它們的食造成的光度變化。食雙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。
食雙星的軌道周期可以經由測量光度曲線的變化周期來研究，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強度來推算；如果它們還是光譜雙星，而軌道要素也能夠測量出來，則恆星相對的質量也可以很容易的得到。這意味著在這種情況下，恆星的相對密度也可以測出。
天測雙星
天測雙星是可以用目視觀測察覺有伴星的雙星。仔細測量可以發現看得見的這顆星，位置會有晃動的現象，這是與它對應的物體重力影響造成的。以更遙遠的天體做參考，一再的測量這顆星的位置，可以檢測出位置周期性的轉換。通常，這種測量只有在附近的恆星，像是在10秒差距以內的距離上才能進行。近距離的恆星相對的也會有較大的自行，所以天測雙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(一個周期以上)，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。
測量雙星的技術也曾經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。
雙星系統的組態
藝術家眼中激變變星系。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：
分離雙星 (Detached binaries) 是雙星的一種，每個成員都在各自的洛希瓣內，也就是說本身的重力牽引都大於對方引力的範圍內。兩顆星之間沒有明顯的相互影響，在演化上也是分開獨自進行的。大部分的雙星都屬於這一類。
半分離雙星 (semidetached binary stars) 是其中一顆已經充滿了洛希瓣，但另一顆還沒有的雙星系統。氣體會從洛希瓣被充滿的這顆恆星 (捐贈者) 的表面轉移到另一顆恆星 (增生者)，這種質量轉移主導了這個系統的演化。在許多的事件中，流入的氣體在增生者的附近形成吸積盤，例如X射線雙星和激變變星。
密接雙星 (contact binary) 是雙方都已經充滿了洛希瓣的雙星，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。包層對軌道運動的摩擦造成剎車，最終這兩顆星可能會合併。
演化
物理雙星形成
雖然這種可能性相當低，但經由重力捕獲將兩顆恆星結合在一起創造出雙星系統，並不是不可能的 (實際上需要三個天體，依據能量守恆律需要一個物天體帶走被捕獲天體的能量)；而有數量如此多的雙星，這不可能是形成雙星的主要程式。同時，在觀察上也發現雙星中有主序帶之前的恆星，支持雙星在恆星形成期間就已經存在的理論。在原恆星形成期間的分子雲碎片能夠支持和解釋雙星或多星系統的形成。
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，系統終會在強力的擾動下將三顆恆星中的一顆拋出，並且留下來的兩顆星會形成穩定的雙星。
質量轉移和吸積
一顆主序帶上的恆星 (主序星) 在演化的過程中體積會增加，或許會超出它的洛希瓣，意味著有些物質會進入伴星的重力牽引大於它本身引力的危險區域。這樣的結果是質量從一顆恆星經由所謂的洛希瓣流 (RLOF)，經由吸積盤或直接的撞擊被吸收，而轉移至另一顆恆星 (伴星) 。這個發生轉換的點在數學上稱為第一拉格朗日點 (L1)。這是很常見的現象，因為吸積盤是雙星系統中最明亮的部分 (有時是唯一能被觀察到的部分)。
正在進行質量轉移的雙星系統動畫。如果一顆恆星增長的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雙星系統，因而會造成雙星系統的質量損失。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。
研究由三顆恆星組成的食雙星大陵五導致在恆星演化理論上的大陵五矛盾：一個在同時間形成的雙星，質量大的演化應該比質量低的快速，但是觀測到的大陵五 A仍然在主序帶，質量較低的大陵五 B卻已經演化到了較後期的次巨星階段。這種矛盾可以用質量轉移來解釋：當較重的恆星演化成次巨星時，它充滿了洛希瓣，並且多數的質量轉移至另一顆仍然在主序帶上的恆星。在一些類似大陵五的系統上，確實觀測到氣流的存在。
速逃星和新星
對分離得較遠的雙星，在它們一生中流失的質量也有可能使它們失去引力上的聯繫，就像受到外力的擾動一樣，伴星分開後的演化就與單一的恆星一樣。兩個雙星系統過度接近的遭遇，也可能導致兩個系統的重力都被破壞掉，而有些恆星可能會被以高速拋射出去，成為速逃星。
如果白矮星有一顆氣體逸流出洛希瓣的伴星，這顆白矮星將會穩定的從共生伴星的外圍大氣吸積氣體。這些氣體會因為白矮星的強大的重力在表面變得緊密，壓縮和加熱到極高的溫度使加入的物質被緊縮。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。
在特殊的情況下，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。這種事件的著名例子就是第谷觀測到的SN 1572，哈柏太空望遠鏡最近就拍了這個事件殘骸的照片。
套用
物理雙星一個雙星系統的模擬，兩顆質量相似的恆星以橢圓軌道繞著共同的質心運轉。雙星為天文學家提供了測量遙遠天體質量的最好方法。萬有引力牽引著它們循著軌道繞著共同的質心運轉，從目視雙星的軌道模式，或光譜雙星的光譜變化時間可以測量出恆星的質量。用這種方法，恆星外觀 (溫度和半徑) 和它的質量可以被發現，這也使我們可以測量不屬於雙星的恆星質量。
因為大部分的恆星都是雙星系統，了解雙星形成的過程，對我們來說是很重要的，特別是，雙星的周期和質量提供了我們系統的總角動量。因為在物理學上的守恆律，雙星提供給我們恆星形成時期條件的重要線索。
在雙星系統，質量較大的恆星通常都標示為'A'，它的伴星標是為'B'。因此明亮的屬於主序星的天狼星是天狼星 A，而較小的白矮星是天狼星 B。但是，如果這一對星分離的距離很遙遠，它們也許被用上標的數字來標示，例如網罟座 ζ (網罟座 ζ1和網罟座 ζ2)。
研究的結論
目前相信75%以上的恆星都是雙星系統，其中有多達10%超過兩顆以上 (三合星、四合星等等) 。
在雙星的演化周期和離心率之間有正相關，系統的周期越短，離心率就越小。雙星之間的距離有各種不同的可能性，從軌道距離接近到兩顆星有實際的接觸，到遙遠到彼此間的共通性只能從在空間共同的自行來聯繫。雖然雙星系統受到萬有引力的約束，依然存在者周期的對數常態分布，這些系統大多依循著周期100年左右的軌道在運行，這也是支持雙星在恆星形成階段就形成理論的證據。
兩顆恆星有著相同亮度的一對雙星，它們有相同的光譜類型。
在系統中若兩顆星的亮度不同，如果較亮的是巨星，則暗星會較藍；而若偏紅，則亮星屬於主序星。
藝術家想像的從三合星系統行星HD 188753 Ab (左上角) 的衛星看見的景象。最明亮的伴星就正在地平線下。因為質量僅能從萬有引力的大小來確定，恆星只有在 (除了例外的太陽和重力透鏡) 雙星的系統下才能測量，這些獨特的重要分類。在目視雙星的情況下，在軌道和恆星視差被測定之後，這兩顆恆星總和的質量可以直接利用克卜勒的調和定律得到。
不幸的是，除非這顆光譜雙星又是目視雙星或食雙星，要獲得光譜雙星的軌道是不可能的，所以對這些天體的測量只能以正弦估計相對於視線傾斜角的可能質量。在是食雙星又是光譜雙星的情況下，才有可能得到系統中這兩顆恆星完整的解 (質量、密度、大小和亮度)。
圍繞著雙星的行星
科幻經常以雙星或三合星做為設定行星的場所（例如夜幕低垂），事實上，由於一些動力學的原因，有些範圍的軌道是不可能的 (相對的，行星會很快的被從系統中逐出，不是從現在的軌道被逐至更內側，就是更外側的軌道。)；還有其他嚴肅的現實挑戰著生物圈，因為在軌道的不同位置上不能允許過度極端的溫度變化發生。在雙星系統中圍繞著其中一顆恆星的行星會有著"S-型"的軌道，或是圍繞著兩顆恆星的"P-型"或"circumbinary"軌道。估計有50-60%的雙星系統在軌道可以穩定的範圍內有著可以支持適合居住的類地行星。
模擬顯示，在雙星系統的軌道穩定範圍內，經由"激化"已經存在其中的吸積盤可以提供行星形成的機率，增加原行星在其中的吸積率。
在多星系統中偵測行星的存在，導致了其他技術上的困難，這也可以說明為何我們很少發現這種系統內的行星。例如，包括PSR B1620-26c和HD 188753 Ab， 後者還是迄2006年唯一被發現的三合星體系內的行星。
