恒星系统或恒星系是少数几颗恒星受到引力的拘束而互相环绕的系统，为数众多的恒星受到引力的约束一般称为“星团”或“星系”，但是概括来说都可以称为恒星系统。恒星系统有时也会用在单独但有更小的行星系环绕的恒星。

联星系统

由两颗恒星组成的恒星系统称为联星、联星系统或物理双星。如果没有潮汐效应、其它力量的摄动、和从一颗恒星至另一颗恒星的质量的传输，这样的系统是稳定的，并且两颗星会在以质心为焦点的椭圆轨道上互绕着 (参见二体问题) 。

联星的例子有天狼星、南河三和天鹅座X-1，而最后的这个可能是一个黑洞。

聚星系统

聚星或物理聚星是超过两颗以上恒星组成的系统。聚星系统如果由三颗恒星组成，就称为三合星、三重星或三元星；四颗星的系统称为四重星或四合星；五颗星组成的称为五重星；六颗星组成的称为六重星；七颗星组成的称为七重星，依此类推。这些系统都远小于有100至1,000颗恒星，动力学系统更复杂的疏散星团。

动力学

理论上，模拟一个聚星系统比模拟联星系统更困难，当多体问题的动力系统介入时，可能呈现浑沌的行为。 许多小集团的恒星被发现是不稳定的，一旦发生一颗星与另一颗星过度的接近，便会发生加速而会从系统中逃逸掉。如果这个系统出现埃文斯所谓的阶式模型，还是有可能稳定。在阶式模型系统内，恒星被分成两个小集团，各自在较大的轨道上绕着共同的质心运转；每个小集团也都是阶式模型，意味着小集团又必需再分为更小的次集团，而且一直如此的细分下去。在这样的情况下，各个恒星的运动将持续的以接近稳定的轨道，遵循开普勒的轨道绕着系统的质量中心。不同于拥有数量庞大恒星，且动力学系统更为复杂的星系和星团。

艺术家臆测的HD 188753轨道，是一个三合星系统。

观测

许多已知的聚星系统都是三合星；更多星的聚星系统则随着恒星数量的增加而呈指数性的减少。 例如，在1999年修订的Tokovinin目录中列出的物理聚星， 728个系统中有551个是三合星。但是因为选择效应，我们在这些知识上的统计常是残缺不全的, §2.。

由于前面提到在动力学上的不稳定，三合星通常都是阶式模型：它们包含两颗靠近的联星对和一颗距离较远的伴星。有着更多恒星的聚星系统也都是阶式模型。目前所知最多的是六重星系统，例如北河二（双子座α），它是一对联星以更远的距离绕着另一对各自也是联星的联星系统。另一个六颗星的系统是ADS 9731，它由两对三合星组成，每一对都是伴随着一颗单独恒星在轨道上运转的光谱联星。

例子

联星
天狼星：包含一颗A-型主序星和白矮星的联星。
御夫座ε：一组食双星。

三合星
北极星：北极星是一组三合星，主星是靠得很近的一对联星—近得在2006年被哈柏太空望远镜拍到之前只能从对主星的重力拖曳上察觉到。
半人马座α：是一组由两颗黄矮星（半人马座αA和半人马座αB）组成的联星为主的三合星，另一颗远离的红矮星就是比邻星。A和B是物理联星，在一个最近距离11天文单位，最远距离36天文单位的离心轨道上互绕；比邻星在非常遥远的距离（～15,000天文单位）与A和B互绕着。但是这个距离相较于其他的恒星仍是非常的近，也仍然受到A和B的引力拘束著。
HD 188753是位于天鹅座，距离地球149光年远的三合星系统。这个系统由黄矮星HD 188753 A、橙矮星HD 188753 B、和红矮星HD 188753 C组成；B和C成一个集团以156天的周期互绕，A的轨道周期则为25.7年。

四合星
半人马4
开阳：曾经是第一对联星，在1650年就被Giovanni Battista Riccioli发现, p. 1; ,，但它可能在更早就被伽利略和Benedetto Castelli观测过。后来，光谱学揭露开阳A和开阳B本身也都是联星。
HD 98800

五重星
天蝎座ν：由靠得很近，相距41弧秒的两群恒星组成的五重星。
91 Aquarii
参宿三

六重星
北河二（双子座α）
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