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联星，或双星、二重星、双子星（英语：Binary star）是两颗恒星组成，在各自的轨道上围绕着它们共同质量中心运转的恒星系统，根据质量可以分为主星和伴星。

有着两以上恒星的系统称为多星系统。这种系统，尤其是在距离遥远时，肉眼看见的经常是单一的点光源，要过其它的观测方法，才能揭示其本质。过去两个世纪的研究显示，一半以上可见的恒星都是多星系统。

双星（double star）通常被视为联星的同义词；然而，双星可能只是光学双星。之所以称为光学双星，只是因为从地球上观察它们在天球上的位置，在视线上几乎是相同的位置。然而，它们的“双重性”只取决于这光学效应；恒星本身之间的距离是遥远的，没有任何共用的物理连结。通过测量视差、自行或径向速度的差异，可以揭示它们只是光学双星。 许多著名的光学双星尚未进行充分与严谨的观测，来确认它们是光学双星还是有引力束缚在一起的多星系统。

联星系统在天体物理学上非常重要，因为它们的轨道计算允许直接得出系统的质量，而更进一步还能间接估计出半径和密度。也可以从质光关系（mass-luminosity relationship，MLR）估计出单独一颗恒星的质量。

有些联星经常是在以可见光检测到的，在这种情况下，它们被称为视觉联星。许多视觉联星有长达数百年或数千年的轨道周期，因此还不是很了解它们的轨道。它们也可能通过其他的技术，例如光谱学（联星光谱）或天体测量学来检测。如果联星的轨道平面正巧在我们的视线方向上，它与伴星会发生互相食与凌的现象；这样的一对联星会被称为食联星，或因为它们是经由光度变化被检测出来的，而被称为光度计联星。

如果联星系统中的成员非常接近，将会因为引力而相互扭曲它们的大气层。在这样的情况下，这些接近的联星系统可以交换质量，可能会带来它们在恒星演化时，单独的恒星不能达到的阶段。这些联星的例子有大陵五、天狼星、天鹅座X-1（这是众所皆知的黑洞）。也有许多联星是行星状星云的中心恒星，和新星与Ia型超新星的祖恒星。

发现

联星这个术语是威廉·赫歇尔在1820年率先使用，当时他写道：

“如果，与此相反，两颗恒星应该真的彼此非常靠近。这将组成一个独立的系统，在同一时间通过自身的引力互相影响对方，但对邻近的其它恒星景观不会造成影响。我们现在要考虑任何两颗恒星形成有所关联的恒星系统，这应该被叫做联星，是真正的双星。”

现代的定义，联星一词通常只局限于围绕共同质心的一对恒星。联星可以用望远镜或干涉仪的方法解析成为目视联星。对于已知的目视联星，多数都只观察到部分的曲线路径或圆弧，而还未观察过完整的周期。

双星是更常用的术语，泛指在天空中看起来是在一起的一对恒星。在英文之外的语言，很少会对这两者加以区分。双星可能是联星，或只是两颗在天空中似乎是在一起，但与太阳的神距离却是截然不同的。后者的名称应该是光学双星或是光学对。

自从望远镜发明以来，已经发现了许多双星。早期的例子包括开阳和辅和十字架二（南十字α）。开阳，位于大北斗（大熊座中的星群），在1650年就被乔万尼·巴蒂斯塔·里乔利观测到是双星（可能更早就被卡斯特里和伽利略观测过）。在南十字座明亮的十字架二是神父冯坦纳（Father Fontenay）在1685年发现的。

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。威廉·赫歇尔从1779年开始观察双星，很快就发表了大约有700双星的星表。迄1803年，他观测双星已经超过25年，并观测到一些双星的位置变化，因而得出结论，它们必须是联星系统。然而，直到1827年，当菲力克斯·瓦利开始计算下台二（大熊座ξ）的轨道时，还没一个的轨道是完整的。自此之后，更多的双星被测量和编目。由美国海军天文台编制的数据库，华盛顿双星目录，超过10万对双星，其中包括光学双星和联星。仅有数千颗双星的轨道是已经知道的 ，并且大多数都还没有确认是联星还只是光学双星。这可以通过对相对运动的观测和测量来决定。如果运动是轨道的一部分，获如果恒星有相似的径向速度，并且相较于共通自行的自行差异很小，这一对可能就有物理上的关联。要获得或反驳在引力上的连结，依然要靠目视观测人员的努力，才能获得足够的资料来证明。

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