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== 演化 ==

===形成===
雖然這種可能性相當低，但經由[[萬有引力|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[[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序。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<ref>{{cite book | first = A.P. | last = Boss | chapter = Formation of Binary Stars | title = The Realm of Interacting Binary Stars | editor =（eds.）J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo | year = 1992 | page = 355 | isbn = 0-7923-1675-4 | publisher = Kluwer Academic | location = Dordrecht}}</ref><ref>{{cite web | url = http://www.phys.lsu.edu/astro/nap98/bf.final.html | title = The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars | first = J.E. | last = Tohline | coauthors = J.E. Cazes, H.S. Cohl | publisher = Louisiana State University | accessdate = 2008-06-11 | archive-date = 2016-06-04 | archive-url = https://web.archive.org/web/20160604021623/http://www.phys.lsu.edu/astro/nap98/bf.final.html | dead-url = no }}</ref>。

[[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。

===質量傳輸和吸積===
當一顆[[主序帶|主序星]]在[[恆星演化|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[[萬有引力|重力牽引]]大於它本身引力的區域<ref>{{cite book | first = Z. | last = Kopal | title = The Roche Problem | url = https://archive.org/details/rocheproblemitss0000kopa | publisher = Kluwer Academic | year = 1989 | isbn = 0-7923-0129-3}}</ref>。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]]<ref>"[http://demonstrations.wolfram.com/ContactBinaryStarEnvelopes/ Contact Binary Star Envelopes] {{Wayback|url=http://demonstrations.wolfram.com/ContactBinaryStarEnvelopes/ |date=20080321084528 }}" by Jeff Bryant, Wolfram Demonstrations Project.</ref>（L<sub>1</sub>）。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）。

[[File:Eclipsing binary star animation 3.gif|thumb|正在進行質量傳輸的食聯星系統動畫。]]

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<ref>"[http://demonstrations.wolfram.com/MassTransferInBinaryStarSystems/ Mass Transfer in Binary Star Systems] {{Wayback|url=http://demonstrations.wolfram.com/MassTransferInBinaryStarSystems/ |date=20080321131300 }}" by Jeff Bryant with Waylena McCully, Wolfram Demonstrations Project.</ref>。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<ref>{{cite journal | first = C.B. | last = Boyle | title = Mass transfer and accretion in close binaries - A review | url = https://archive.org/details/sim_vistas-in-astronomy_1984_27/page/149 | journal = Vistas in Astronomy | year = 1984 | volume = 27  | pages = 149–169 | doi = 10.1016/0083-6656(84)90007-2|bibcode = 1984VA.....27..149B }}</ref><ref>{{cite book | first = D. | last = Vanbeveren | coauthors = W. van Rensbergen, C. de Loore | title = The Brightest Binaries | publisher = Springer | year = 2001 | isbn = 0-7923-5155-X}}</ref>。

研究三合星的食聯星[[大陵五]]導致[[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，那麼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<ref>{{cite web | url = http://www.haydenplanetarium.org/hp/vo/ava/avapages/S1200algolbpi.html | title = Mass Transfer in the Binary Star Algol | first = J. M. | last = Blondin | coauthors = M. T. Richards, M. L. Malinowski | publisher = American Museum of Natural History | deadurl = yes | archiveurl = https://web.archive.org/web/20060408135501/http://haydenplanetarium.org/hp/vo/ava/avapages/S1200algolbpi.html | archivedate = 2006-04-08 }}</ref>。

===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[[恆星|星]]會被以高速拋離出去，成為[[恆星運動學#速逃星|速逃星]]<ref>{{cite web | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-01-97.html | title = Enigma of Runaway Stars Solved | publisher = European Southern Observatory | access-date = 2008-06-12 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080516062823/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-01-97.html | archive-date = 2008-05-16 | dead-url = yes }}</ref><ref>{{cite journal | first = R. | last = Hoogerwerf | coauthors = J.H.J. de Bruijne, P.T. de Zeeuw | title = The Origin of Runaway Stars | journal = Astrophysical Journal | year = 2000 | volume = 544 | issue = 2 | pages = L133 | doi = 10.1086/317315 | bibcode=2000ApJ...544L.133H|arxiv = astro-ph/0007436 }}</ref>。

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。[[核融合|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]]<ref>{{cite book | first = D. | last = Prialnik | chapter = Novae | title = Encyclopaedia of Astronomy and Astrophysics | year = 2001 | pages = 1846–1856}}</ref>。

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[[恆星運動學#速逃星|速逃星]]的另一種可能<ref>{{cite book | first = I. | last = Icko | chapter = Binary Star Evolution and Type I Supernovae | title = Cosmogonical Processes | year = 1986 | page = 155}}</ref><ref>{{cite journal | arxiv = astro-ph/0109502 | title =  Relativistic outflows from X-ray binaries（a.k.a. `Microquasars'）] | first = R. | last = Fender|bibcode = 2002LNP...589..101F }}</ref>。[[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。[[哈伯太空望遠鏡]]最近就拍了這個事件殘骸的照片。