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雙星
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历史
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大熊座的开阳在1650年首度被乔万尼·巴特斯达·里奇奥利登录为双星（但贝内代托·卡士德里和伽利略可能在更早）。很快就确认了其它的双星系统：罗伯特·胡克在1664年发现的第一个双星系统，白羊座γ；而南十字座明亮的十字架二在1685年被冯提尼发现是双星。从此之后，对双星的搜寻在天空中被很彻底的执行，不只是明亮的双星，还下探至视星等9.0等的极限。在北半球的天空中，比9等亮的恒星中，每18颗就至少有一颗是双星，可以使用口径36-英寸（910-毫米） 的望远镜分辨出来。_NEWLINE_类别不相关的光学双星和联星被混编在同一本星表中是有其历史上的事实和原因。当开阳被发现是联星时，仍很难确认一对双星是联星，还仅仅是光学双星。 望远镜、光谱、和摄影的改进，都是用来区分这两者的基本工具。当它被确认是视联星后，开阳本身的结构被发现是光谱联星。此外，开阳和辅又组合成光学双星，两者相距3光年。它们被怀疑，但又没有绝对的证据，能证明两者之间没有引力的相互作用。因此，双星这个名词对尚不了解的一对恒星而言，仍然是一个有用的项目。
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双星的观测
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视双星的定义是使用光学望远镜可以看见与分辨的双星，这在已知的双星中占了绝大多数。如果视双星显现相似的属性，像是相似的自行穿越空间、三角视差或径向速度，这些都是它们之间有引力关联，形成联星的证据；在这种情况下，视双星会被称为视联星。_NEWLINE_以目视测量视双星的分离度，或角距离，是测量这两颗星在天空中的位置角和彼此之间以角度度量的距离。以位置角来指示两星分隔的距离与方向时，是从亮星朝向暗星来测量，并且正北方被定义为0°。这些测量的结果被称为量测值（measures），视联星量测值中的位置角会逐渐改变，两颗星之间分开的距离也会在最高和最低值之间摆动。在平面上绘制量测值将产生一个椭圆。这是投影在天球上的视轨道，从视轨道可以计算出这两颗星真实的轨道。虽然预期在视双星目录上的绝大多数可能都是视联星，但是在超过100,000颗已知的视双星中，仅有几千颗的轨道已经被计算出来。
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联星和其他双星之间的区别
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通过观察它们的相对运动可以区别视双星和视联星。如果运动是轨道的一部分，或是恒星有着相似的径向速度，或是相较于一般的自行有着较小但不同的自行，这一部分可能都是自然的性质。当观测的时间短于周期时，光学双星和长周期视联星可能都呈现直线的运动，这就会很难区分这两种的可能性。