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史匹哲太空望遠鏡
斯皮策空间望远镜（Spitzer Space Telescope，缩写为SST），是美國國家航空暨太空總署2003年发射的一颗红外天文卫星，是大型轨道天文台计划的最后一台空间望远镜。.
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天文与天体物理学报
天文与天体物理学报（英文：Astronomy and Astrophysics）是一家欧洲的纸质学术期刊，领域为理论、观测以及仪器方面的天文学和天体物理学研究。.
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宇宙塵
宇宙塵（Cosmic Dust）是由眾多細小粒子組成的一種固態塵埃，自宇宙大爆炸起，便四散在浩瀚宇宙之中。宇宙塵的組成包含矽酸鹽、碳等元素以及水分，部分來自彗星、小行星等星體的崩解而產生。 宇宙塵對一個天體的誕生亦有影響，例如一個星體崩壞後所產生的宇宙塵，在經過漫長的宇宙旅程後，可能與一個正在形成的星體撞上，於是又循環成為了一個新的星體。在太陽系中，木星、土星、天王星、海王星等行星的光環，即是由於在行星初形成時，碎裂的宇宙塵未能融為星球的主體，但卻又無法擺脫行星萬有引力的牽制而產生圍繞著星球的破碎物質。.
中子星
中子星（neutron star），是恒星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡，当它们最终轉變成鐵元素時便無法从核聚变中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星的内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。白矮星被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球，有如人眨眼，此時稱作脈衝星。 一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間，此密度大約是原子核的密度。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星会继续發生引力坍縮，則無可避免的將產生黑洞。 由於中子星保留母恆星大部分的角動量，但半徑只是母恆星極微小的量，轉動慣量的減少導致轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力，強度是地球的2×1011到3×1012倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度，是測量重力的一項指標。一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里／秒之間，也就是可以達到光速的一半。換言之，物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里／秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到中子星，他撞擊到中子星表面的能量將相當於二億噸TNT當量的威力（四倍於全球最巨大的核彈大沙皇的威力）。.
仙后座
仙后座，北天星座，北半球一整年都可以看到它，不过最佳观测季节是秋季（10月-11月）。它代表著埃塞俄比亞皇后卡西歐佩亞（Cassiopeia）。仙后座是國際天文學聯合會88個現代星座之一，也是古希臘天文學家托勒密列出的48個星座其中之一。 仙后座是一個易認的星座，其五顆最亮星組成一個非常獨特的W形或M形（随观看季节有关）。由於它與北極星距離並不遠，在高緯度地區這星座整晚都不會落下，而且跟北斗七星相對，是拱極星座也是指極星座之一。.
國際天文聯會
國際天文學聯合會（International Astronomical Union，缩写为IAU；法語：Union astronomique internationale，縮寫為UAI），由博士以上的專業天文學家所組成，積極參與天文學研究與教育。於1919年7月28日在比利時的布魯塞爾成立，由當時的國際天文星圖計畫（Carte du Ciel）、太陽天文聯合會（Solar Union）和國際時間局（Bureau International de l'Heure）等數個組織合併而成。其後，世界各國的國家級天文組織陸續加入，构成今日的規模。該會是國際科學理事會（ICSU）的國際科學聯合成員，也是國際上承認的權威机构，負責統合恆星、小行星、衛星、彗星等新天體以及天文學名詞的定義與英文命名。2014年7月10日宣布「外星世界命名」（NameExoWorlds）活動啟動，開放公眾參與系外行星的命名。 IAU下分成數個工作單位，IAU也負責天文訊息全球電報通報系統，實際工作由中央天文電報局（Central Bureau for Astronomical Telegrams，CBAT）汇总整理天文訊息的匯報及電報的發布。 總會共有90個不同國家或地區共10144位會員，其中美國最多，有2579位會員，其次为法國（700位）、日本（598位）、義大利（568位）、德國（532位）和英國（523位）。.
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哈勃空间望远镜
哈勃太空望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST），是以天文學家愛德溫·哈伯為名，在地球軌道的望遠鏡。哈勃望远镜接收地面控制中心（美国马里兰州的霍普金斯大学内）的指令并将各种观测数据通过无线电传输回地球。由于它位于地球大氣層之上，因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處：影像不受大氣湍流的擾動、視相度絕佳，且无大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。於1990年發射之後，已經成為天文史上最重要的儀器。它成功弥补了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文学上的基本問題，使得人类对天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場则是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。 哈勃太空望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、史匹哲太空望遠鏡都是美國太空總署大型轨道天文台计划的一部分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共同管理。.
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光回波
光回波（回光/回声光）是天文学的一种现象。类似于声音的反射, 光回波常在星体光度快速增加或脉冲时产生, 比如在对新星的观察中, 被星际尘埃反射出的光在沿直线的光之后很长一段时间才到达观察者。由于它们的几何形状，回光可以令人产生超光速的错觉。.
剑桥大学
劍橋大學（University of Cambridge；勳銜：Cantab）為一所坐落於英國劍橋市的研究型書院聯邦制大學。劍橋為英語世界中歷史第二悠久的大學，前身是一個於1209年成立的學者協會。這些學者本為牛津大學的一員，但後因與牛津鎮民發生衝突而移居至此。這兩所古老的大學在辦學模式等多方面都非常相似，並經常獲合稱為「牛剑」。 劍橋大學由31所成員書院及6所學術學院組成。雖大學本身為公立性質，但享有高度自治權的書院則屬私立機構。它們有自己的管理架構、收生以及學生活動安排，工作有別於負責教研的大學中央。劍橋大學是多個學術聯盟的成員之一，亦為英國「金三角名校」及劍橋大學醫療夥伴聯盟的一部分，並與產業聚集地的發展息息相關。 除了各學系安排的課堂，劍橋的學生也需出席由書院提供的輔導課程。學校共設八間文藝及科學博物館，並有館藏逾1500萬冊的圖書館系統及全球最古老的大學出版社。除了學習，學生可加入各學會、學團及體育校隊，參與不同的課外活動。劍橋大學校友包括多位著名數學家、科學家、經濟學家、作家、哲學家。共有116位諾貝爾獲獎者、15位英國首相、10位菲爾茲獎得主、6位图灵奖得主曾為此校的師生、校友或研究人員。.
皇家天文學家
皇家天文學家（Astronomer Royal）是英國一個高級職位，設置兩人。第一位皇家天文學家設置於1675年6月22日，第二位是1834年起的蘇格蘭皇家天文學家。 查理二世在1675年成立格林尼治天文台，並任命首位皇家天文學家約翰·佛蘭斯蒂德。 直到1972年皇家天文學家都是格林尼治天文台台長。皇家天文學家每年可從英國皇室宮務大臣獲得100英鎊的津貼。現在皇家天文學家雖然不再是台長，但仍是高級榮譽職位，仍然可以對天文以及相關科學提供建議，並且有極高的聲望。 另外愛爾蘭獨立以前也曾有愛爾蘭皇家天文學家。.
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磷
磷（Phosphorum，化学符号：P）是一种化学元素，它的原子序数是15。.
約翰·佛蘭斯蒂德
約翰·佛蘭斯蒂德 FRS（John Flamsteed，）是一位英國首任皇家天文學家。他编录了超过3000颗星。 著名的佛蘭斯蒂德命名法即是由約翰·佛蘭斯蒂德所發明的。.
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紅超巨星
紅超巨星（RSG）是恆星的恆星光譜分類的約克光譜分類（光度分類）中的第一級，超巨星中的一種。雖然它們的質量不是最大的，但體積卻是宇宙中最大的恆星。 質量超過10個太陽質量的恆星，在燃燒完核心的氫元素，進入燃燒氦元素的階段之後，將成為紅超巨星。這些恆星的表面溫度很低（3500-4500 K），但有極大的半徑。已知在銀河系內最大的四顆紅超巨星是仙王座μ、人馬座KW、仙王座V354和天鵝座KY，它們的半徑都在太陽的1,500倍以上（大約是7天文單位，或是地球至太陽距離的7倍）。大部分紅巨星的半徑是太陽的200至800倍，已經足以到達並超越地球到太陽的距離。 這些巨大的恆星比起"熱真空"－沒有明確邊界的光球，只是單純的滲入星際空間內－還是非常小。它們有緩慢、密集的恆星風，而且如果核心的反應因為任何原因減緩（例如在殼層中燃燒的轉變），它們可能縮小成為藍超巨星。藍超巨星有較快速但是疏落的恆星風，能造成在紅超巨星階段已經被釋出的物質被壓迫進入擴展的殼層內 許多紅超巨星的質量都允許它們核心的最終產物是鐵元素，在接近生命期的結束時，它們將發展出來的元素會越來越重，而越重的元素也越接近核心。 相對來說，紅超巨星的階段很短暫，持續的時間只有數十萬至數百萬年。大多數大質量的紅超巨星會發展成為沃爾夫-拉葉星，而質量稍低的紅超巨星會以類似II型超新星結束它們的生命。 參宿四和心宿二是紅超巨星最著名的例子。.
無線電波源
宇宙射电源是在外太空散發強烈的無線電波的天體。無線電輻射來自熱氣體、在磁場中呈螺旋運動的電子和在太空中輻射出特定波長的原子和分子。无线电发射来自于各种来源。这些物体代表了宇宙中最极端的和充满能量的物理过程。.
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角分
角分（minute of angle，简称MOA），又稱弧分（minute of arc、arc minute或minute arc），是量度平面角的單位，符號為′，在不會引起混淆時，可簡稱作分。「角分」二字只限用於描述角度，不能於其他以「分」作單位的情況使用（如時間的分，或者考試分數）。 完整的周角为360度，1度等於60分，1分等於60 秒。以數學等式來表示即：.
马丁·赖尔
丁·賴爾爵士，FRS（Sir Martin Ryle，），英國射電天文學家，賴爾開發出革命性的射電望遠鏡系統，且使用這套系統對弱射電源準確定位和成像。1964年賴爾與馮堡（D.D. Vonberg）首度發表了無線射頻的概念（縱然另有聲稱認為悉尼大學的在同年較早時候已實際製作出天文干涉儀。）賴爾在大學中利用經改良的設備，能觀察到當時已知宇宙中最遠的星系，賴爾也是劍橋大學卡文迪許實驗室天體物理組的第一位教授，並創辦了，1972至1982年間受任命為皇家天文學家。 賴爾與安東尼·休伊什共同獲得1974年的諾貝爾物理學獎，是諾貝爾獎第一次授獎表彰天文研究。.
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超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
超新星列表
本列表按照超新星爆发年代排序。.
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超新星遗迹
超新星遗迹（Supernova remnant，缩写为SNR）是超新星爆发时抛出的物质在向外膨胀的过程中与星际介质相互作用而形成的延展天体，形状有云状、壳状等，差异很大。截至2006年，已经在银河系中发现了200余个超新星遗迹，在大麦云、小麦云、M31、M33 等邻近的河外星系中也有发现。.
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超新星核合成
超新星核合成是闡明新的化學元素如何在超新星內產生，主要發生在易於爆炸的氧燃燒和矽燃燒的爆炸過程產生的核合成。這些融合反應創造的元素有矽、硫、氯、氬、鉀、鈣、鈧、鈦和鐵峰頂元素：釩、鉻、錳、鐵、鈷、鎳。由於這些元素在每次的超新星爆炸中被拋出來，因此在星際介質中的豐度越來越大。重元素（比鎳重的）主要是由所謂的r-過程捕獲中子創造出來的。然而，還有其他的過程對某些元素的核合成有所貢獻，像是著名的捕獲質子的Rp-過程和導致光致蛻變過程的γ過程或p-過程。重元素中最輕的，中子最少的同位素，都是由後者的程序產生的。.
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赤纬
赤纬（英文Declination；縮寫為Dec；符號為δ）是天文学中赤道座標系統中的两个坐标数据之一，另一个坐标数据是赤经。赤纬与地球上的纬度相似，是纬度在天球上的投影。赤纬的单位是度，更小的单位是“角分”和“角秒”，天赤道为0度，天北半球的赤纬度数为正数，天南半球的赤纬的度数为负数。天北极为+90°，天南极为-90°。值得注意的是正号也必须标明。 例如，织女星的确切赤纬（曆元2000.0）为+38°47'01"。 在观测者天顶的赤纬与該觀測地的纬度相同。.
赤经
赤經（英文Right ascension；縮寫為RA；符號為α）是天文學使用在天球赤道座標系統內的座標值之一，通过天球两极并与天赤道垂直，另一個座標值是赤緯。.
钱德拉X射线天文台
钱德拉X射线天文台（Chandra X-ray Observatory，缩写为CXO），是美国宇航局（NASA）于1999年发射的一颗X射线天文卫星，以美国籍印度物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡命名，為大型轨道天文台计划的第三颗卫星，目的是观测天体的X射线辐射。其特点是兼具极高的空间分辨率和谱分辨率，被认为是X射线天文学上具有里程碑意义的空间望远镜，标志着X射线天文学从测光时代进入了光谱时代。.
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铁
铁是一种化学元素，它的化学符号是Fe，它的原子序数是26，它的相对原子质量是56。它是过渡金属的一种。铁是最常用的金属，是地球外核及內核的主要成份，是地殼上豐度第四高的元素和第二高的金屬。鐵常出現在类地行星中，因為鐵是高質量恆星核融合後的產物，鎳-56是放熱核融合反應的最後一個產物，之後會衰變成最常見的鐵同位素。 铁和其他8族元素相同，其氧化態範圍很廣，由−2到+6，但其中+2和+3是最常見的氧化態。在流星体及低氧的環境下，鐵會以单质的形式存在，但是鐵很容易和氧氣和水反應。鐵的表面是有光澤的銀灰色，但在空氣中鐵會反應生成水合的氧化鐵，一般稱為铁锈。許多金屬在氧化後會形成钝化的氧化層，保護內部的金屬不被氧化，但氧化鐵的密度較鐵要低，因此氧化鐵會剝落，無法保護內部的鐵不受腐蝕。.
银河系
銀河星系（古稱银河、天河、星河、天汉、銀漢等），是一個包含太陽系 的棒旋星系。直徑介於100,000光年至180,000光年。估計擁有1,000億至4,000億顆恆星，並可能有1,000億顆行星。太陽系距離銀河中心約26,000光年，在有著濃密氣體和塵埃，被稱為獵戶臂的螺旋臂的內側邊緣。在太陽的位置，公轉週期大約是2億4,000萬年。從地球看，因為是從盤狀結構的內部向外觀看，因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。 銀河系中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老，因此可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。在10,000光年內的恆星形成核球，並有著一或多根棒從核球向外輻射。最中心處被標示為強烈的電波源，可能是個超大質量黑洞，被命名為人馬座A*。在很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的速度在軌道上繞著銀河中心運行。這種恆定的速度違反了开普勒動力學，因而認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些質量被稱為暗物質。 銀河系有幾個衛星星系，它們都是本星系群的成員，並且是室女超星系團的一部分；而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。整個銀河系對銀河系外的參考坐標系以大約每秒600公里的速度在移動。.
自然 (期刊)
《自然》（Nature）是世界上最早的科学期刊之一，也是全世界最权威及最有名望的学术期刊之一，首版於1869年11月4日。虽然今天大多数科学期刊都专一於一个特殊的领域，《自然》是少数（其它类似期刊有《科学》和《美国国家科学院院刊》等）依然发表来自很多科学领域的一手研究论文的期刊。在许多科学研究领域中，每年最重要、最前沿的研究结果是在《自然》中以短文章的形式发表的。 《自然》的主要读者是从事研究工作的科学家，但期刊前部的文章概括使得一般公众也能理解期刊内最重要的文章。期刊开始部分的社论、新闻及专题文章报道科学家一般关心的事物，包括最新消息、研究资助、商业情况、科学道德和研究突破等。期刊也介绍与科学研究有关的书籍和艺术。期刊的其余部分主要是研究论文，这些论文往往非常紧密，非常具有技术性。 在《自然》上发表文章是非常光荣的，《自然》上的文章经常被引用，这有助于晋升、获得资助和获得主流媒体的关注。因此科学家之间在《自然》或《科学》上发表文章上的竞争非常强。但是与其它专业的科学杂志一样，在《自然》上发表的文章需要经过严格的同行评审。在发表前编辑选择其他在同一领域有威望的、但与作者无关的科学家来检查和评判文章的内容。作者要对评审做出的批评给予反应，比如更改文章内容，提供更多的试验结果，否则的话编辑可能拒绝该文章。.
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英國廣播公司新聞
BBC新聞（BBC News）是英國廣播公司旗下負責播報新聞節目的一個部門 。在BBC第一台，除了早上的《BBC早餐》之外，還在下午1點和傍晚6點以及晚上10點播出約30分的新聞。BBC在英國各地的分支機構也會製作面向各地區播出的新聞節目。除了電視和廣播之外，BBC也通過網絡提供新聞。BBC新聞網在1997年11月上線，現在每月的訪問者數超過1500萬人，是英國最具人氣的新聞網站之一。許多BBC電視新聞節目也在網上公開。.
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II型超新星
Ⅱ型超新星（罗马数字2），也稱為核塌縮超新星，是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果，在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星，質量至少是太陽質量的9倍。 大質量恆星由核融合產生能量，與太陽不同的是，這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素，恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料，直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星，所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子，在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。（參考泡利不相容原理） 當鐵核的質量大於1.44太陽質量（錢德拉塞卡極限），接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱，導致快速的核反應形成大量的中子和微中子。塌縮被中子的短距力阻止，造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉，形成超新星的爆炸。 Ⅱ型超新星的爆炸有幾種不同的類型，可以依據爆炸後的光度曲線－光度對爆炸後的時間變化圖－來分類。Ⅱ-L超新星顯示出穩定的線性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之後，呈現出平緩的下降（高原），才會再持續正常的下降曲線。通常這些塌縮超新星的光譜中也會出現氫的光譜，雖然Ib和Ic超新星也是將氫和氦（Ic超新星）的殼層拋出的核心塌縮大質量恆星，但它們的光譜看起來卻缺乏這些元素。.
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Science (journal)
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SN 1604
超新星1604（編號： SN 1604，或稱克卜勒超新星）是位於銀河系內的一顆超新星，位置在蛇夫座內。到目前為止，SN 1604是銀河系內最後一顆肉眼可见的超新星，距地球僅4,000秒差距（約13,000光年）。高峰時曾成為全天最亮的恒星，也比金星外的其他行星亮，視星等為−2.5。 此超新星在1604年10月9日首次被人發現。到10月17日，德國天文學家克卜勒發現是次現象，他深入研究後寫了一本書鉅細無遺地記錄此事，書名為《De Stella nova in pede Serpentarii》（蛇夫座足部的新星）。 而在《明史》中對此次超新星爆發也有記載： 超新星1604是當代看見的第二次超新星爆發，前一次發生在1572年（第谷新星）。此後，再無觀測到銀河系內的超新星爆發，但是河外的超新星則屢見不鮮，最矚目的有超新星1987A。 超新星1604爆發後的遺骸成為了往後發現的同類物體的原型，在四百年後的今天仍然是常常被深入研究的天體。.
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SN 1885A
SN 1885A（也稱為仙女座S）是一顆曾於仙女座星系（M 31）出現的超新星，也是目前唯一一顆在該星系被發現的超新星，以及第一顆被觀測到位於銀河系外的超新星。 1885年8月19日，业余天文爱好者Isaac Ward在贝尔法斯特市（北爱尔兰首府）发现了它，次日德國天文學家Ernst Hartwig於愛沙尼亞的塔尔图天文台独立地发现了它。它的最亮视星等达6等，但到了1886年2月1日，它已经黯淡到16等，在当时的观测技术而言，以后就看不到了。它离 M 31 的核心极近，為淡紅色的天體，亮度衰退得相當迅速。哈勃望遠鏡曾經在1995年對它進行過觀測。 SN 1885A当年没有留下光谱资料，根据哈勃观测资料，天文学家认为它是一颗不规则的Ia超新星，爆发后形成的铁比正常的 Ia 型少。.
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探空火箭
探空火箭（英语：Sounding rocket）是一種比較特殊的運載工具，它只攜帶科學儀器進行亞軌道飛行。探空火箭一般為無控制火箭，具有結構簡單、成本低廉、發射方便等優點。它更適用於臨時觀察短時間出現的特殊自然現象（如極光、日食、太陽爆發等）和持續觀察某些隨時間、地點變化的自然現象(如天氣)。 探空火箭通常可按研究對象分類，如氣象火箭、生物火箭、地球物理火箭等。氣象火箭多用於 100公里以下高度的大氣常規探測。生物火箭用於外層空間的生物學研究。地球物理火箭用於地球物理參數探測，使用高度大多在120公里以上。.
恒星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.
揚斯基
揚斯基（Jansky，符號Jy）是一個非國際標準制的光谱光通量密度單位，或是光谱辐照度單位，等效於10−26瓦特每平方米每赫茲。一個光源的通量密度S是光谱辐照度B在立體角下的積分： S.
3C星表
3C星表是劍橋大學電波星表第三版的簡稱，是天體目錄的一種，起初是以159兆赫的電波巡天檢測電波源，後來又加上178兆赫。這份由劍橋大學電波天文小組編輯的星表於1959年出版。在科學文獻的詞條中參考到這份目錄的天體時，都會以 3C 與一個空格為前綴，再跟隨星表上的序號，例如3C 273。這份目錄是使用在劍橋西邊的劍橋干涉儀完成的，這架儀器之前已經編製了於1955年出版的劍橋大學電波星表第二版。 這份星表在1962年由貝內特重新使用178兆赫的頻率校正過，並且多年來都被作為北半球明亮電波源的主要參考目錄。修正導致一些電波源被刪除掉（基本上是強度在9Jy之下的），也有一些新的電波源由舊有毗鄰的來源中分離出來。為了避免重新排序已有的電波源（依照赤經排列），新增的電波源編號使用小數點來擴展，例如在3C 323之後的3C 323.1赤經值會在3C 324之前。 在1983年由Laing、Riley和Longair更新的版本稱為3CRR或3CR2，增加了因為原來觀測的缺失而未編入原始編目中的星系，而這些都是在取捨的強度和赤緯之內的。新的目錄收錄了所有在178兆赫上強度高於10.9Jy，而在位置上赤緯高於10度和銀緯大於10度或小於-10度的電波星系，做成完整的電波星系和電波喧噪的類星體星表，而經常就稱之為3CRR。他排除了一些在3C/3CR中知名的天體，當然包括所有在3C中的超新星殘骸，也有一些緯度、通量密度、銀緯緯度不在選取範圍內的著名電波星系。被發現是不同的天體聚集而由多個成員組成的，則以字母（A、B…）附加為尾碼，使每一個成員都能清楚的被辨認。例如，電波星系3C 66B被收錄於目錄中，但蠍虎座BL型天體的3C 66A則不是。.
