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联星（英语：Binary star）是两颗恒星组成的恒星系统，它们围绕着共同的质心，在轨道上互绕。两颗或两颗以上恒星组成的系统称为多星系统。这些系统，尤其是在距离地球较远的时候，在肉眼观看时往往只是单一的一个光点，然后通过其它管道观测会显示为两颗或更多颗恒星。
提示：此条目的主题不是双星。
联星常与双星(Double star)混淆。因为双星可以是无物理关系的光学双星（假双星）。另一者之所以被称为光学双星，是因为从地球观看时，这两颗星在天空中显得非常靠近；它们在视线上几乎是在同一条线上。然而，它们的双星性质只取决于这种光学效应；这两颗恒星彼此的距离相当遥远，完全没有物理上的关系。光学双星可以通过视差的测量值、自行或径向速度的差异来识别。但大多数的双星还没有得到充分的研究，以确定它们是光学双星，还是通过引力束缚而有物理关系的联星还是多星系统。
联星系统在天体物理学中非常重要，因为对其轨道的计算可以直接确定其组成恒星的质量，进而可以间接估计其它的恒星参数，例如半径和密度。这也可以确定一个经验关系式：质量-亮度（MLR，mass-luminosity relationship），从中可以估出单颗恒星的质量。
联星如果可以在光学望远镜中分解成两颗单独的恒星，在这种情况下它们被称为目视联星。许多目视联星有几个世纪或几千年的长周期轨道，因此它们的轨道不确定或鲜为人知。它们也可以间接通过科技来检验，例如光谱（光谱联星）或天体测量（天测联星）。如果一组联星的轨道平面恰好通过我们的视线方向，它的成员将会互相遮掩，发生食或掩的现象，造成视星等的变化，这种联星称为食双星。
如果联星系统中的成员足够接近，它们就会在引力作用下扭曲它们相互的外部大气层。在某些情况下，这些接近的联星系统可以交换质量，这可能使它们的演化改变，发生单颗恒星无法经历的阶段历程。联星的例子有天狼星、天鹅座X-1（众所周知的黑洞）。联星也是许多行星状星云的核心，或是新星和Ia型超新星的前身。
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联星这个名词是威廉·赫谢尔爵士在1802年首次使用的[1]，当时他写道[2]：
相反的，如果两颗恒星真的彼此非常靠近，并通过彼此相互吸引的引力而保持，同时又不受到邻近的其它恒星引力的影响，那么它们就会组成一个独立的系统。这应该被称为真正的双星系统；我们现在要考虑，任何两颗相互连接组成的恒星系统是联星系统（binary sidereal system）。
根据现在的定义，联星一词通常仅限于围绕一个共同质心旋转的成对恒星。可以用望远镜或干涉仪以分辨出来的联星称为“目视联星”[3][4]。对于大部分可见的目视联星而言，还没有观察到一整圈的轨道，人们只观察到它们沿着弯曲路径或弧线行进[5]。
更普通的术语“双星”，是指在天空中看到非常接近的一对恒星[1]，但在英语以外的语言中很少出现这种区别[3]。双星可能是联星系统，也可能仅仅是看起来在天空中很近的两颗星，但与太阳系的实际距离相差很大的恒星。后者是光学双星或光学对[6]。
自从望远镜发明以来，已经发现了许多对双星。早期的例子包括开阳和十字架二。开阳在大熊座的北斗七星中，他在1650年被乔瓦尼·巴蒂斯塔·里乔利发现是双星[7][8]（可能更早就被Benedetto Castelli和伽利略·伽利莱发现）[9]。在南十字座明亮的十字架二是冯坦纳神父（Father Fontenay）在1685年发现的[7]。
因为两颗星要对齐在同一个方向上的概率很小，约翰·米契尔于1767年率先提出双星可能有物理上的关联性[10][11]。威廉·赫谢尔在1779年开始观测双星，很快的他就公布了大约有700对双星的目录[12]。到1803年，经历25年的时间，他观察到一些双星有相对位置的变化，因此得出结论：有些双星是联星系统[13]；然而直到1827年，费利克斯·萨瓦里计算出下台二（大熊座ξ）的轨道，这是第一对计算出轨道的联星[14]。从此之后，有更多的双星被编目和测量。华盛顿双星目录是由美国海军天文台编制的目视双星数据库，包含的双星数量超过100,000对[15]，其中包括光学双星和联星，但只有少许的数千对联星轨道是已经知道的[16]，而大多数尚未确定是真正的联星还是光学双星[17]。这可以通过观察这一对的相对运动来确定。如果运动是轨道的一部分，或者如果恒星具有相似的径向速度，并且它们的自行与共同的自行相比差异很小，那么这一对可能是物理上的联星[18]。对于双星的目视观测者来说，首要的任务之一就是获得足够的观测数据来证明或驳斥引力联系。
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依据观察到联星的方法不同，联星可以分为4种类型：眼睛可以直接看到的目视联星，以光谱学观察到谱线周期性变化的光谱联星，以光度测定法测量到因为星食引起光度周期性变化的食双星，和经由天体测量学观察到由看不见的伴星引起恒星位置变化的天测联星[3][19]。 任何一对联星都可以属于其中的几类；例如，一些光谱联星也是食双星。
目视联星是一对恒星，这两颗恒星之间分离的角度够大，可以在望远镜或高倍的双筒望远镜中看出是两颗恒星，并进行观测。望远镜的角分辨率是探测目视联星的一个重要因素，随着更好的角分辨率应用于联星观测，将探测到越来越多的目视联星。这两颗恒星的相对亮度也是一个重要因素，因为明亮恒星发出的眩光会使探测到较暗伴星的存在变得困难。
目视联星中较亮的恒星是主星，较暗的恒星被认为是伴星。在一些出版品，（尤其是较老的出版品）中，较暗的伴星常就称为同伴（comes）。如果两颗恒星的亮度相同，则通常接受发现者给予主星的名称[20]。
量测伴星的位置角，以及两颗恒星之间的角距离，同时记录观测时间。在一段时间内纪录了足够数量的观测数据后，将它们绘制在极坐标中，以主星置于原点，并通过这些数据绘制出最可能的椭圆，通常可以满足开普勒定律。这个椭圆被称为视椭圆，是伴星环绕主星的真实椭圆轨道投影在天球上的投影。从这个投影的椭圆可以计算出轨道的完整元素，但除非系统的视差已经得知，也就是距离已知，则其中的半长轴只能用角度为单位来表示[4]。
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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联星的情况下,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，联星唯一的证据来自其发射光谱的多普勒效应。在这种情况下，联星虽然是由一对恒星组成，每颗恒星的谱线先向蓝色移动，然后转向红色移动；这是因为它们绕着共同的质量中心，随着它们的周期运动，其中一颗会先朝向我们接近，然后又远离我们；另一颗则反之。
在这些系统中，恒星之间的分离通常非常小，轨道速度非常高。除非轨道平面正好与视线方向垂直，否则轨道速度将在视线方向上具有分量，我们可以观察到径向速度定期性的规律变化。由于径向速度可以通过光谱仪观察多普勒效应造成恒星谱线的移动方向转换，以这种方法检测到的联星称为光谱联星。其中大部分即使用现有分辨率最高的望远镜都无法用目视观测分辨为目视联星。
在某些联星的光谱中，两颗恒星的光谱线都可以看见，谱线会交替的双线和单线。这种连星称为双谱线联星（通常标示为SB2）。在只看见一颗恒星谱线的系统中，只有一组谱线周期性的向蓝方移动，然后转向红方；这样的联星称为单谱线联星（通常标示为SB1）。
光谱联星的轨道是通过对系统的一个或两个组成部分的径向速度进行一系列长时间的观测来确定的。根据观测时间对应于径向速度绘制曲线，就可从曲线中确定出一个周期。如果轨道是圆形的，那么曲线将是一个正弦曲线。如果轨道是椭圆形，曲线的形状将取决于椭圆的轨道离心率和主轴参照视线的方向。
虽然，不可能单独确定半长轴 a和轨道平面的倾角i。然而，半长轴和倾角的正弦产物（即asini）可以直接以线性单位（例如公里）来量度。如果可以通过其它方法确定a或i的任何一个，例如在食联星，就可以找到轨道完整的解决方案[21]。
既是光谱联星，又是目视联星是很罕见的，能够发现是很有价值的信息来源；目前已知的数量大约是40组。目视联星通常有较大的真实分离，周期是以数十年到数个世纪来测量：因此，它们的轨道速度太小，无法进行光谱测量。相反的，光谱联星因为很接近，因此在其轨道上移动得很快，而通常会因为太接近而无法被检视为目视联星。因此，被发现为光谱联星又是目视联星，势必相对较接近地球。
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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[24]。大陵五是食双星著名的例子[25]。
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[26]。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[27]。
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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[28]。
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[29]。
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。[来源请求]
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[30]。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[31]。
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[32]：
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[33]。
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[34]。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[35]。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[36]。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[37]。
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[38]。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[39]。
双星还可以用索引号以数字和发现者的缩写结合在一起[40]，例如半人马座α是Richaud神父在1689年发现的，所以标示为RHD 1[7][41]。在华盛顿双星目录中可以找到这些发现者的代码[42]。
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：
- 心宿二（天蝎座α）是由红超巨星和蓝色主序星，心宿二B，组成的联星。因此，心宿二B可以说是这颗冷超巨星的热伴星[43]。
- 共生变星是包含一颗晚期型恒星和热伴星的联星系统。因为不是在所有的情况下，它的伴星长久以来都是"热伴星" [44]。
- 高光度蓝变星海山二（船底座η）最近已经确认是联星。伴星的温度似乎比主星更高，因此它被描述为"热伴星"，它可能是一颗沃夫-瑞叶星[45]。
- 宝瓶座R的光谱中同时呈现冷和热的特征，这是红而冷的超巨星伴随着一颗小而热的伴星的结果。物质流从超巨星流向较小、高密度的伴星[46]。
- NASA的开普勒任务已经发现一些食联星的伴星比主星热的例子。12,000 K的白矮星KOI-74b是9,400 K的早期型A型主序星KOI-74（KIC 6889235
）的伴星[47][48][49]。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[47][48][49]。
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[50][51]。
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[52]。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[53]（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[54]。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[55][56]。
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[57]。
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[58][59]。
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[60]。
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[61][62]。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[63]。
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[64]。
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[65]。
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[66]。
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。在既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[67]。
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[67]。
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[68]，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[69]。
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[70]。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%[71]。
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[72]。
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[73]。
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。
- 飞马座IK
- 天鹰座104
- 天鹰座107
- 马腹一
- 科幻中的联星
- 联星系统
- HD 30453
- Rotational Brownian motion (astronomy)
- 广义相对论中的开普勒问题
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