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劍橋大學出版社
劍橋大學出版社（Cambridge University Press）隸屬於英國劍橋大學，成立於1534年，是世界上僅次於牛津大學出版社的第二大大學出版社。.
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加州理工學院
#重定向 加利福尼亞理工學院.
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动能
动能是物质运动时所得到的能量。它通常被定义成使某物体从静止状态至运动状态所做的功。由于运动是相对的，动能也是相对于某参照系而言。同一物体在不同的参照系会有不同的速率，也就是有不同的动能。动能的国际单位是焦耳（J），以基本单位表示是千克米平方每秒平方（kg·m2·s-2）。一个物体的动能只有在速率改变时才会改变。.
动量
在古典力学裏，动量（momentum）是物体的质量和速度的乘積。例如，一輛快速移動的重型卡車擁有很大的動量。若要使這重型卡車從零速度加速到移動速度，需要使到很大的作用力；若要使重型卡車從移動速度減速到零速度也需要使到很大的作用力。假若卡車能夠輕一點或移動速度能夠慢一點，則它的動量也會小一點。 动量在国际单位制中的单位为kg m s^。有關动量的更精确的量度的内容，请参见本页的动量的现代定义部分。 一般而言，一个物体的动量指的是这个物体在它运动方向上保持运动的趋势。动量实际上是牛顿第一定律的一个推论。 动量是个矢量。 动量是一个守恒量，这表示为在一个封闭系统内动量的总和不可改变。在经典力学中，动量守恒暗含在牛顿定律中，但在狭义相对论中依然成立，（广义）动量在电动力学、量子力学、量子场论、广义相对论中也成立。 勒内·笛卡儿认为宇宙中总的“运动的量”是保持守恒的，这里所说的“运动的量”被理解为“物体大小和速度的乘积”——但这不宜被解读为现代动量定律的表达方式，因为笛卡尔并没有把“质量”这个概念与物体“重量”和“大小”之间的关系区分开来，更重要的是他认为速率（标量）而不是速度（向量）是守恒的。因此对于笛卡尔来说：一个移动的物体从另一个表面弹回来的时候，该物体的方向发生了改变但速率没有发生改变，运动的量应该没有发生改变。.
势能
势能（Potential Energy），亦稱--，是储存于一物理系统内的一种能量，是一个用来描述物体在保守力场中做功能力大小的物理量。保守力作功与路径无关，故可定义一个仅与位置有关的函数，使得保守力沿任意路径所做的功，可表达为这两点函数值的差，这个函数便是势能。 从物理意义上来说，势能表示了物体在特定位置上所储存的能量，描述了作功能力的大小。在适当的情况下，势能可以转化为诸如动能、内能等其他能量。.
原子量
原子量（atomic mass），也称原子质量或相对原子质量，符号ma，是指單一原子的質量，其單位為原子质量单位（符號u或Da，以往曾用amu) ，定義為一个碳12原子靜止質量的。原子質量以質子和中子的質量為主，元素的原子量几近等于其質量數。 若將原子量除以原子质量单位，會得到一個無因次量，這個無因次量稱為「相對同位素質量」（relative isotopic mass）。因此碳12的原子量是12u或是12 Da，而一個碳12原子的相對同位素質量就是12。.
原子核
原子核（德语：Atomkern，英语：Atomic nucleus）是原子的组成部分，位于原子的中央，占有原子的大部分质量。組成原子核的有中子和質子。当周围有和其中质子等量的电子围绕时，构成的是原子。原子核極其渺小，如果将原子比作一座大廈，那麼原子核只有大廈裡的一張桌子那麼大。.
假超新星
假超新星有時也稱為第五型超新星，是類似海山二的，和高光度藍變星（LBV）的巨大噴發現象。.
半衰期
半衰期（Half-life）是指某種特定物質的浓度经过某种反应降低到剩下初始时一半所消耗的時間，半衰期是研究反应动力学的一个容易测定的重要参数，数学上可以证明，只有一级反应的半衰期是恒定的数值，且知悉一个一级反应的半衰期便可以计算出该反应的所有动力学参数，所以人们通常只关心一级反应的半衰期。常见的一级反应有：放射性核素的衰变、一级化学反应、药物在体内的吸收和代谢等。.
可见光
可見光（Visible light）是電磁波譜中人眼可以看見（感受得到）的部分。這個範圍中電磁輻射被稱為可見光，或簡單地稱為光。人眼可以感受到的波長範圍一般是落在390到700nm。對應於這些波長的頻率範圍在430–790 THz。但有一些人能够感知到波长大约在380到780nm之间的电磁波。正常视力的人眼对波长约为555nm的电磁波最为敏感，这种电磁波处于光学频谱的绿光区域。.
參宿四
参宿四（Betelgeuse），也就是拜耳命名法中著名的獵戶座α（α Orionis或α Ori），是全天第九亮星，也是獵戶座第二亮星，只比鄰近的参宿七（獵戶座β）暗淡一點。它有著明顯紅色的半規則變星，視星等在0.2至1.2等之間變化著，是變光幅度最大的一等星。這顆恆星標示著冬季大三角的頂點和冬季六邊形的中心。 在分類上，参宿四是一顆紅超巨星，並且是已知最大和最亮的恆星之一。如果它位於太陽系的中心，它的表面會超越小行星帶，並可能抵達並超越木星的軌道，完全地席捲掉水星、金星、地球和火星。但是，在上個世紀對参宿四的距離估計從180光年至1,300光年不等，因此對其直徑、光度和質量的估計是很難被證實的。目前認為参宿四的距離大約是640光年，平均的絕對星等是-6.05。 而事实上，有关参宿四的质量始终有争议，有的资料显示它的质量不过太阳的14至15倍，但也有的资料认为它的质量达到太阳的18至19倍甚至20倍的，而这种质量的不确定性，正是由于测量距离的不确定性造成的。 在1920年，参宿四是第一顆被測出角直徑的恆星（除太陽之外）。從此以後，研究人員不斷使用不同的技術參數和望遠鏡測量這顆巨星的大小，而且經常產生衝突的結果。目前估計這顆恆星的視直徑在0.043～0.056角秒，作為一個移動的目標，参宿四似乎周期性的改變它的形狀。由於周邊昏暗、光度變化（變星脈動理論）、和角直徑隨著波長改變，這顆恆星仍然充滿了令人費解的謎。参宿四有一些複雜的、不對稱的包層，引起巨大的質量流失，涉及從表面向外排出的龐大冠羽狀氣體，使事情變得更為複雜。甚至有證據指出在它的氣體包層內有伴星環繞著，可能加劇了這顆恆星古怪的行為。 天文學家認為参宿四的年齡只有1,000萬年，但是因為質量大而演化得很快。它被認為是來自獵戶座OB1星協的奔逃星，還包含在獵戶腰帶的参宿一、参宿二、和参宿三等0和B型晚期恆星的集團。以現行恆星演化的晚期階段，預料参宿四在未來的數百萬年將爆炸成為II型超新星，並變成一顆中子星。.
后汉书
《后汉书》是一部记载东汉历史的纪传体史书，由南朝刘宋时的范晔（398年－445年）所著，與《史記》、《漢書》、《三國志》合稱「前四史」。在三國時代以前，人們將《東觀漢記》與《史記》、《漢書》並舉，合稱「三史」，唐代以後漸以本書取代《東觀漢記》。本书分十纪、八十列传和八志（八志自司馬彪《续汉书》补入，亦被称为《续漢志》），记载了从王莽（6年）起至汉献帝（189年）的183年历史。.
吸积盘
吸积盘（accretion disc 或 accretion disk）是一种由弥散物质组成的、围绕中心体转动的结构（常见于绕恒星运动的盘状结构）。比较典型的中心体有年轻的恒星、原恒星（protostar）、白矮星、中子星以及黑洞。在中心天体引力的作用下，其周围的气体会落向中心天体。假如气体的角动量足够的大，以致在其落向中心天体的某个位置处，其离心力能够跟中心天体的引力相抗衡，那么，一个类似于盘状的结构就会形成，这种结构就叫做“吸积盘”。在吸积盘中，物质通过较差转动及粘滞向外传递角动量。在这个过程中，气体所携带的引力能得到释放。这些释放的引力能会加热吸积盘中的气体，导致气体向外辐射。计算表明，气体辐射的主要频率（或气体的温度）与中心天体的质量有关。若中心天体为年轻的恒星或者原恒星，那么吸积盘辐射多半处于红外区，而中子星及黑洞产生的吸积盘的辐射多半处于光谱的X-射线区域。.
大犬座VY
大犬座VY（VY Canis Majoris，VY CMa）是一顆位於大犬座的紅色特超巨星，距離地球4900光年，視星等7.95。據推測，其質量約為30～40倍太陽質量，半徑約有1,420倍太陽半徑。犬座VY不僅巨大，光度也有太陽的50萬倍之多，是光度最高的恆星之一，因此也被歸為特超巨星。它和其他大部分出現在聯星或多重星系統中的特超巨星不同的是，它是單一恆星。大犬座VY同時也是變光週期約2000日的半規則變星。平均密度是5到10mg/m3。 如果將大犬座VY放在太陽系中心，它的表面位置將會在土星軌道之外；不過也有天文學家認為該恆星半徑應是小得多，大約600倍的太陽半徑，在火星軌道之外。.
大爆炸
--又稱大--靂（Big Bang），是描述宇宙的源起與演化的宇宙學模型，这一模型得到了当今科学研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙学家通常所指的大爆炸观点为：宇宙是在过去有限的时间之前，由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的。根据2015年普朗克卫星所得到的最佳观测结果，宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21亿年，并经过不断的到达今天的状态。 大爆炸这一模型的框架基于爱因斯坦的广义相对论，又在场方程的求解上作出了一定的简化（例如宇宙學原理假设空间的和各向同性）。1922年，苏联物理学家亚历山大·弗里德曼用广义相对论描述了流体，从而给出了这一模型的场方程。1929年，美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现，从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移，从而推导出宇宙膨胀的观点。1927年时勒梅特通过求解弗里德曼方程已经在理论上提出了同样的观点，这个解后来被称作弗里德曼－勒梅特－罗伯逊－沃尔克度规。哈勃的观测表明，所有遥远的星系和星系团在视線速度上都在远离我们这一观察点，并且距离越远退行视速度越大 。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大，则说明它们在过去曾经距离很近。从这一观点物理学家进一步推测：在过去宇宙曾经处于一个密度极高且温度极高的状态，大型粒子加速器在类似条件下所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而，由于当前技术原因，粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限，因而到目前为止，还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而，大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释，事实上它所能描述并解释的是宇宙在初始状态之后的演化图景。当前所观测到的宇宙中氢元素的丰度，和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中，最初的几分钟内通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近，定性并定量描述宇宙早期形成的氢元素丰度的理论被称作太初核合成。 大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——穩態學說的倡导者，他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺，但霍伊尔本人明确否认了这一点，他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究做出了重要贡献，这是恒星内部通过核反应利用氢元素制造出某些重元素的途径。1964年发现的宇宙微波背景辐射是支持大爆炸确实发生的重要证据，特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后，大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。.
大麦哲伦星系
大麥哲倫星系又称大麦哲伦云（Large Magellanic Cloud，簡寫為LMC），是一個環繞著太陽所在的銀河系運轉的星系，距離約為50,000秒差距（～160,000光年），直徑大約是銀河系的1/20，恆星數量約為1/10（大約是100億顆恆星）。虽然比大多數星系為大，但在讨论银河系的时候也会被当做矮星系。 大麦哲伦星系的形态类似不规则星系，但似乎有一些螺旋結構的痕跡。有些推測認為大麦哲伦星系以前是棒旋星系，受到銀河系的重力擾動才成為不規則星系，因此在中央仍保有短棒的結構。在NASA銀河系外資料庫中依據哈伯星系分類為Irr/SB(s)m。 大麦哲伦星系是本星系群中第四大的星系，其餘三個依序為仙女座星系（M31）、銀河系及三角座星系（M33）。 在南半球的夜空中，大麦哲伦星系是一個昏暗的天體，跨立在山案座和劍魚座兩個星座的邊界之間。它的名稱來自航海家斐迪南·麥哲倫，在他繞行地球一週的遠航中觀察了它與小麥哲倫星系（SMC）。（其實早在約西元964年，波斯天文学家阿布德·热哈曼·阿尔苏飞就已經在恆星之書（Book of Fixed Stars）中記錄了這兩個星系)。.
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大气层
大氣層，均源自及也許是一層受到重力吸引聚攏在擁有巨大質量天體周圍的氣體，而如果重力夠大且氣體的溫度夠低，就能長期保留住。有些行星擁有許多不同的主要氣體，並且有非常深厚的大氣（參見氣體巨星）。 恆星大氣層這個名詞描述的是恆星外面的區域，典型的範圍是從不透明的光球開始向外的部份。相對來說是低溫的恆星，在它們外面的大氣層也許可以形成複合的分子。地球大氣層，不僅包含有多數有機體呼吸所使用的氧和植物與海藻和藍綠藻行光合作用所使用的二氧化碳，也保護生物的基因免於受到太陽紫外線輻射的傷害。它目前的組成是古大氣層生活在其中的有機體經過數億年的生物化學修改後的結果。.
天球
天球（英語：Celestial sphere），是在天文學和導航上想出的一個與地球同圓心，並有相同的自轉軸，半徑無限大的球。天空中所有的物體都可以當成投影在天球上的物件。地球的赤道和地理極點投射到天球上，就是天球赤道和天極。天球是位置天文學上很實用的工具。 在亞里斯多德和托勒密的模型，天球想像成實際的物體，而不僅僅是一個幾何的投影（參見天球模型）。.
天社一
天社一（γ Vel/船帆座γ）是船帆座中最明亮的一顆星，視星等為+1.7，也是夜空中最明亮的恆星之一。它的英文名Suhail也常混指船帆座Lambda，同时也有一个更加常用的现代名Regor，源于阿波罗1号宇航员维吉尔·格里森对它的同事——宇航员罗杰·查菲（Roger Chaffee）名字的倒拼玩笑。它因其璀璨的光谱（有大量明亮的发射谱线，而不像普通恒星那样有许多吸收谱线）而获得“南天光谱之钻”称号。 天社一至少是由6顆恆星所組成的。最明亮的成員是船帆座γ星A，是一对由光譜為O9型的藍超巨星（質量為30M☉）與一顆大质量的沃爾夫-拉葉星（10M☉，原始恒星约为40M☉）所組成的分光双星。它们相距约1天文单位（AU），互绕周期约78.5天。另一個成員船帆座γ星B則是一顆藍白色的B型巨星，视星等 +4.2，离分光双星有41.2",因此用普通的双筒望远镜就能分开。 天社一还有数颗暗伴星。天社一C离A星62.3"，是颗视星等+8.5的A型星。离A星93.5"处还有第2对双星——天社一D和E，其中D星视星等+9.4，也是颗A型星；E星离D星1.8",视星等仅为13等。.
天蝎座U
天蝎座U (U Sco)是在我們的銀河系內已知的10顆再發新星之一 ，它的位置在天蝎座的北方邊緣，平常的視星等是18等，但是在爆發時大約可以達到8等，並曾經在1863、1906、1936、1979、1987、1999、和2010年被觀測到。 最近的爆發，在2010年1月28b4，基於自1999年爆發後在觀測上的平靜，被預發生在2009年4月 ± 1.0年。天蝎座U在2010年爆發後，第1天就減光1等，之後6天減光4等，到了2月6日已徑暗至13等以下，在2月10-19日則圍繞著14等閃爍著。爆發經歷64天就平靜了，下降趨於平靜的速度是空前的快。天蠍座U在2010年的爆發，是已經累積22,000數量的新星事件中，全程都做了最完整觀測的。這是第一次，我們有爆發期間每一天的全光譜能量分佈，並且是第一次將這些放在一起測量新星輻射的總能量。我們期待天蝎座U在2020年±2年再一次的爆發。.
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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天文物理期刊
天文物理期刊（The Astrophysical Journal）是在天文学及天体物理学領域重要的研究期刊，于1895年創刊，至2008年底都由美國芝加哥大學出版社發行；2009年1月起改由英國物理學會出版社發行。編輯部附屬美國天文學會之下，每月出版三冊，刊載的內容主要為最新的天文物理發展、發現、及学说。.
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天文期刊
天文期刊（Astronomical Journal，AJ）是由美國天文學會委託英國物理學會出版社發行的科學期刊。這是目前世界上最重要的幾個天文學期刊。2008年以前是由美國天文學會委託芝加哥大學出版社出版。2009年1月起才更改。另外兩個重要的天文學期刊，天文物理期刊和天文物理期刊增刊系列也在2009年1月改由英國物理學會出版社出版。.
太平洋
太平洋是地球上五大洋中面积最大的洋，面積1.813億平方公里，它從北極海一直延伸至南極洲，其西面为亞洲、大洋洲，東面为美洲，覆蓋着地球約46%的水面及約32%的總面積，比地球上所有陸地面積加起來還要大。赤道将太平洋分為北太平洋及南太平洋。北面連接白令海峽，南面則以南緯60度為界。 位于北太平洋西侧的马里亚纳海沟是地球最深的位置。海沟最大深度为海平面下 。 太平洋之名稱起源自拉丁文「Mare Pacificum」，意為「平靜的海洋」，由航海家麥哲倫命名。受雇于西班牙的葡萄牙航海家麥哲倫於1520年10月，率領5艘船從大西洋找到了一個西南出口（麥哲倫海峽）向西航行，經過38天的驚濤駭浪後到達一個平靜的洋面，他因稱之為太平洋。.
太平洋天文学会
太平洋天文学会 （Astronomical Society of the Pacific）簡稱ASP，成立于1889年，具备法定身份的非營利组织。總部在舊金山。 是世界上最大的天文学会，成员遍布70多个国家。 学会推行天文学教育，出版天文学通俗读物Mercury ，也出版服务专业天文学家为目的的科研刊物太平洋天文學會彙刊（Publications of the Astronomical Society of the Pacific）。.
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太阳
太陽或日是位於太陽系中心的恆星，它幾乎是熱電漿與磁場交織著的一個理想球體。其直徑大約是1,392,000（1.392）公里，相當於地球直徑的109倍；質量大約是2千克（地球的333,000倍），約佔太陽系總質量的99.86% ，同時也是27,173,913.04347826（約2697.3萬）倍的月球質量。 从化學組成来看，太陽質量的大約四分之三是氫，剩下的幾乎都是氦，包括氧、碳、氖、鐵和其他的重元素質量少於2% 。 太陽的恆星光譜分類為G型主序星（G2V）。雖然它以肉眼來看是白色的，但因為在可见光的頻譜中以黃綠色的部分最為強烈，從地球表面觀看時，大氣層的散射使天空成為藍色，所以它呈現黃色，因而被非正式地稱為“黃矮星” 。 光譜分類標示中的G2表示其表面溫度大約是5778K（5505°C），V则表示太陽像其他大多數的恆星一樣，是一顆主序星，它的能量來自於氫融合成氦的核融合反應。太陽的核心每秒鐘聚变6.2億噸的氫。太陽一度被天文學家認為是一顆微小平凡的恆星，但因為銀河系內大部分的恆星都是紅矮星，現在認為太陽比85%的恆星都要明亮。太陽的絕對星等是 +4.83，但是由于其非常靠近地球，因此从地球上看来，它是天空中最亮的天體，視星等達到−26.74。太陽高溫的日冕持續的向太空中拓展，創造的太陽風延伸到100天文單位遠的日球層頂。這個太陽風形成的“氣泡”稱為太陽圈，是太陽系中最大的連續結構。 太陽目前正在穿越銀河系內部邊緣獵戶臂的本地泡區中的本星際雲。在距離地球17光年的距離內有50顆最鄰近的恆星系（最接近的一顆是紅矮星，被稱為比鄰星，距太阳大約4.2光年），太陽的質量在這些恆星中排在第四。 太陽在距離銀河中心24,000至26,000光年的距離上繞著銀河公轉，從銀河北極鳥瞰，太陽沿順時針軌道運行，大約2.25億至2.5億年遶行一周。由於銀河系在宇宙微波背景輻射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向長蛇座的方向運動，这两个速度合成之后，太陽相對於CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或獅子座的方向運動。 地球圍繞太陽公轉的軌道是橢圓形的，每年1月離太陽最近（稱為近日點），7月最遠（稱為遠日點），平均距離是1.496億公里（天文学上稱這個距離為1天文單位） 。以平均距離算，光從太陽到地球大約需要经过8分19秒。太陽光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长 ，也支配了地球的氣候和天氣。人类從史前時代就一直認為太陽對地球有巨大影響，有許多文化將太陽當成神来崇拜。人类對太陽的正確科學認識進展得很慢，直到19世紀初期，傑出的科學家才對太陽的物質組成和能量來源有了一點認識。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太陽活动机制方面的未解之謎等待着人们来破解。 現今，太陽自恆星育嬰室誕生以來已經45億歲了，而現有的燃料預計還可以燃燒50億年之久。.
太阳系
太陽系Capitalization of the name varies.
太阳质量
太阳质量（符號為）是天文学上用于测量恒星、星团或星系等大型天体的质量单位，定义为太阳的质量，约为2×1030千克，表示为: 1个太阳质量是地球质量的333000倍。 太陽質量也可以用年的長度、地球和太陽的距離天文單位和萬有引力常數(G)的形式呈現： 現在，天文單位和萬有引力常數的數值都已經被精確的測量，然而，還是不太常用太陽質量來表示太陽系的其他行星或聯星的質量；只在大質量天體的測量上使用。現今，使用行星際雷達已經測出很準確的天文單位和" G "，但是太陽質量在習俗中仍然繼續被當成天文學歷史上未解的謎題來探究。.
夸克新星
夸克新星是一種假設的超新星，當中子星發生自發性的塌縮變可能成為夸克星。夸克新星的概念是Rachid Ouyed博士 (加拿大卡爾佳里大學) 和兩位戴博士 (印度加爾各答大學) 在各種不同的出版品中提出的。 當中子星的轉速降低時，通過一種稱為夸克禁閉的程序，他會轉換成夸克星。經過這個過程，恆星的內部將形成夸克物質。這個過程將釋放出大量的能量，或許能解釋宇宙中最高的能量爆炸，粗略的計算估計可以有高達1047焦耳的能量，可能會從中子星內部的轉換釋放出來。夸克新星可能是伽瑪射線暴的成因之一，依據Jaikumar 等，它們可能也參與形成白金等重元素的r-程序的核合成。 質量介於1.5和1.8太陽質量之間快速自轉的中子星是理論上能夠在哈伯時間內自轉減速轉變的最佳候選者。這種質量的中子星僅佔總數的一小部分，在這個基礎上保守的估計指出，在可觀測宇宙中每一天可能會出現兩顆夸克新星。 理論上，夸克星是電波寧靜的，因此電波寧靜中子星可能就是夸克星。 夸克新星的直接證據很貧乏，然而，最近觀測到的超新星SN 2006gy、SN 2005gj和SN 2005ap指出它們可能存在。.
客星
客星，中國古代欽天監對彗星、新星或超新星的稱呼。太史亦會使用。 唐人李淳風在《觀象玩占》提到：“客星，非常之星。其出也，無恆時；其居也，無定所。忽見忽沒，或行或止，不可推算，寓於星辰之間如客，故謂之客星。” 《漢書·天文志》：「元光元年六月（前134年），客星見於房」，是歷史上最早的客星記錄。.
宇宙加速膨脹
宇宙加速膨脹是宇宙的膨脹速度越來越快的現象。以天文學術語來說，就是宇宙標度因子 a(t) 的二次導數是正值，這意味著星系遠離地球的速度，隨著時間演進，應該會持續地增快。這速度是哈勃定律裏所提到的退行速度。於1998年觀測Ia超新星得到的數據，提示宇宙的膨脹速度正在加快。物理學者索尔·珀尔马特、布莱恩·施密特與亚当·里斯「透過觀測遙遠超新星而發現了宇宙加速膨脹」，因此，共同榮獲2006年邵逸夫天文學獎與2011年諾貝爾物理學獎。.
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宇宙線
宇宙線亦稱為宇宙射线，是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線（來自深太空與大氣層撞擊的粒子）成分在地球上一般都是穩定的粒子，像是質子、原子核、或電子。但是，有非常少的比例是穩定的反物質粒子，像是正電子或反質子，這剩餘的小部分是研究的活躍領域。 大約89%的宇宙線是單純的質子，10%是氦原子核（即α粒子），還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子（像是β粒子，雖然來源仍不清楚），構成其餘1%的絕大部分；γ射線和超高能微中子只佔極小的一部分。 粒子能量的多樣化顯示宇宙線有著廣泛的來源。這些粒子的來源可能是太陽（或其它恆星）或來自遙遠的可見宇宙，由一些還未知的物理機制產生的。宇宙線的能量可以超過1020 eV，遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV，使許多人對有更大能量的宇宙線感興趣而投入研究。 經由宇宙線核合成的過程，宇宙線對宇宙中鋰、鈹、和硼的產生，扮演著主要的角色。它們也在地球上產生了一些放射性同位素，像是碳-14。在粒子物理的歷史上，從宇宙线中發現了正電子、緲子和π介子。宇宙線也造成地球上很大部份的背景輻射，由於在地球大氣層外和磁場中的宇宙線是非常強的，因此對維護航行在行星際空間的太空船上太空人的安全，在設計有重大的影響。.
宋史
《宋史》是二十四史中篇帙最為浩繁的史書，於元末至正三年（1343年）由丞相脱脱和阿鲁图先后主持，與《辽史》、《金史》同時修撰。1977年，中華書局出版《宋史》標點校勘本。.
宋朝
宋朝（）是中国历史上的一个朝代，根据首都及疆域的变迁，可再分為北宋與南宋，合稱兩宋，國祚共319年。因国君姓赵，又为區别于南北朝时期之南朝宋，故亦称“赵宋”。又因五德終始說，宋朝为火德，故又别称“火宋”、“炎宋”。北方政權辽国和金国以宋朝位处其南方，称其为“南朝”，并自诩为“北朝”，西夏又因宋朝位于其东南，特称其为“东朝”。 公元960年，趙匡胤發動陳橋兵變，奪後周帝位而改元自立，是為宋太祖，史稱北宋。建國之初，太祖由陈桥兵变意识到武人操政之危险，为防止他人效仿自己兵变夺取皇权，通过杯酒释兵权將兵權歸於中央，并置转运使将地方财富集中至中央，又命诸州县各选所部兵士，才力武力殊绝者送都下，其老弱者始留州，地方兵力亦收归中央，采取重文抑武的國策，採取調將指揮制。這一國策影響所及深遠，导致北宋自初立之後頻頻不敵北方外患，对辽朝、西夏用兵屢遭挫敗。 公元1127年，金兵侵略北宋，发生靖康之難，徽、欽宗二帝皆被金兵掳去，北宋滅亡。其後，宋室赵構南下稱帝，是為宋高宗，經過一連串戰爭後，定都杭州临安，史称“南宋”。南宋在公元1141年與金達成紹興和議，以秦岭淮河为界，此後維持至江南偏安統治的局面。公元1276年，都城临安陷落，南宋大部分領土落入元朝手中。惟残余势力陆秀夫、文天祥和张世杰等人陆续拥立端宗赵昰、帝昺继续抵抗元朝。公元1279年，崖山海战宋军全军覆灭，宋末帝赵昺随大臣陆秀夫跳海殉国，南宋正式灭亡。 终宋一代没有严重的宦官干政和地方割据，大部分時期皇帝均控制政局，沒有出現唐朝中晚期時皇帝被宦官控制的局面。史學家陈寅恪言：「华夏民族之文化，歷數千載之演進，造極於趙宋之世。」西方與日本史學界認為宋朝是中國歷史上的文艺复兴與經濟革命的時代。 宋朝經濟高度發達，中國歷史學家邓广铭和漆侠認為宋朝是中国古代历史上经济与文化教育最繁荣的时代，唐宋八大家六位出自宋朝，儒學复兴，社会上弥漫尊师重道之风；商業經濟發達，科技發展非常進步（詳見宋朝科技），四大發明在宋代也得到了改良；在政治上相对开明，對忤旨或黨爭失勢的刑罰極少；宋太祖立下祖訓要求其子孫不得殺害文人及上書諫議之人，文人的地位在宋代得到提升，有說法認為是「皇帝與士大夫共治天下」的時代。.
巨星
巨星在本質上是一顆半徑和亮度都比主序星大，但卻有相同的表面溫度的恆星Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed.
巴耳末系
巴耳末系或巴耳末線是原子物理學中氫原子六個發射譜線系列之一的名稱。 巴耳末系的計算可以使用約翰·巴耳末在1885年發現的巴耳末公式－ 一個經驗式。 來自氫原子所發射的光譜線在可見光有4個波長：410奈米、434奈米、486奈米和656奈米。它們是吸收光子能量的電子進入受激態後，返回主量子數n等於2的量子狀態時釋放出的譜線。.
不穩定對超新星
不穩定對超新星發生於正負電子對產生時，在原子核和高能的伽瑪射線碰撞下生產出自由電子和正子，減弱了在超巨星核心內部產生的熱壓力。這種壓力的減弱導致局部的崩潰，然後大量快速的燃燒造成熱失衡的熱核爆炸，將恆星完全的吹散而無需留下黑洞的殘骸, Nicolay J. Hammer, 2003, accessed May 7, 2007。不穩定對超新星只會發生在質量介於130至250太陽質量間，並且擁有中等金屬量的恆星（除了氫和氦之外其他元素的豐度都很低，是第三族恆星最常見的狀況）。SN 2006gy曾被假設是不穩定對超新星，但没有得到证实。SN 2007bi是第一颗被证实的不稳定对超新星。而2007年11月发现的Y-155则是又一颗被证实的这种类型的超新星。.
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不规则星系
不規則星系起初並未被列入哈伯序列中，它們雖然也是星系，但既沒有旋渦的結構，也沒有橢圓的形態。她們的外觀通常是混亂的，沒有球狀突起的核心，也沒有任何類似旋渦結構的蹤影。她們被認為佔星系總數的四分之一。多數的不規則星系可能曾經是旋渦星系或橢圓星系，但是因為重力的作用受到破壞而變形。 不規則星系有兩種主要的類型：.
中古伊斯蘭天文學
伊斯兰天文学（阿拉伯天文学）包括伊斯兰世界所做出的天文学成就，特别是在伊斯兰的黄金年代（8世纪-15世纪），这些著作主要用阿拉伯语书写。这些进步主要在中东，中亚，安达卢斯和北非，后来扩展到了远东和印度。这门科学在吸收外来科学和将外来元素转化成伊斯兰特色的科学方面与其他的伊斯兰科学别无二致。他们吸收来自希腊，波斯萨珊王朝和印度的成就最多并将这些作为他们的科学的基础。同时，伊斯兰天文学在后来对印度，拜占庭和欧洲天文学（可从12世纪的拉丁文译本中得出），甚至中国，马里的天文学都影响深远。 很多天空中的恒星，如毕宿五，河鼓二和很多天文学的术语，如照准仪，地平经度和高度方位仪，都来源于他们的阿拉伯名字。尽管一大部分伊斯兰天文学的著作（大概10000份手抄本）都没有被阅读过或编入目录，但我们已经可以根据资料还原一个比较精确的伊斯兰天文学的图景。.
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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）。.
中平
中平（184年十二月－189年三月）是东汉皇帝汉灵帝刘宏的第四个年号，也是汉献帝刘协的第二个年号。汉朝使用这个年号时间共记6年。 使用“中平”為年號是為了慶祝平定黃巾之亂。 中平六年四月，汉灵帝駕崩，汉少帝刘辩即位。改元光熹元年。 漢獻帝永汉元年（189年）十二月，即中平六年十二月，“诏除光熹、昭宁、永汉三号”，复称中平六年。.
中微子
中微子（Neutrino，其字面上的意義為「微小的電中性粒子」，又譯作--）是一种电中性的基本粒子，自旋量子數為½，以希腊字母ν标记。现在已经有证据表明其具有质量。但其质量即使相比于其他亚原子粒子也是非常微小的。它可能是现在唯一一种已探测到的暗物质，是一种热暗物质。 中微子与电子、μ子以及τ子同属轻子，有三种“味”：电中微子（）、μ中微子（）以及τ中微子（）。每种味的中微子都相应存在一种同样电中性且自旋量子數為½的反中微子。在标准模型中，中微子的产生过程遵循轻子数守恒定律。 由于中微子是电中性的，同时还是一种轻子，因而其并不参与电磁相互作用以及强相互作用。其只参与弱相互作用以及引力相互作用。 由于弱相互作用作用距离非常短，而引力相互作用在亚原子尺度下又是十分微弱的，因而中微子在穿过一般物质时不会受到太多阻碍，且难以检测。 中微子可以通过放射性衰变以及核反应等多种方式产生。由于太阳内部时时刻刻都在发生着核反应，而超新星产生等过程也会伴随着剧烈的核反应，因而在宇宙射线中可以检测到中微子的存在。地球附近所检测到的中微子大多来源于太阳。事实上，地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。 人们现在认识到中微子在飞行过程中会在不同味间振荡，比如β衰变中产生的电中微子可能在检测时会变为μ中微子或τ中微子。这一现象表明中微子具有质量，且不同味的中微子的质量也是不同的。依据现在宇宙学探测的数据，三种味的中微子质量之和小于电子质量的百万分之一。.
中微子探测器
微中子探測器是觀測微中子的實驗設備。 由於微中子只參與弱交互作用，一般探測器需要建造得夠大，以接收到足夠數量的微中子訊號。 微中子探測器一般會選擇建造在地底深處，以屏蔽宇宙射線以及其它背景輻射。 微中子天文學目前仍未成熟，現今已確認來自地球以外的訊號來源只有太陽和超新星SN 1987A。然而未來微中子觀測站將「為天文學家提供透析宇宙的展新視野」。 微中子的探測方法有許多種。.
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中微子振荡
中微子振荡（Neutrino oscillation）是一个量子力学现象，是指微中子在生成時所伴隨的輕子（包括電子、渺子、陶子）味可在之後轉化成不同的味，而被測量出改變。當微中子在空間中傳播時，測到微中子帶有某個味的機率呈現週期性變化。 理论物理学家布鲁诺·庞蒂科夫最先於1957年提出此猜想。 reproduced and translated in and reproduced and translated in 爾後一連串的各种實驗皆觀察到此一現象。微中子振盪也是长期未解决的太陽微中子問題的解答。 中微子振荡无论对理论物理还是实验物理而言都是相当重要的。因为这意味着中微子具有非零的靜質量，这与原始版本的粒子物理标准模型不相吻合。 由於发现了微中子振盪現象存在的證明，並取得微中子質量數據，日本超級神岡探測器的梶田隆章以及加拿大薩德伯里微中子觀測站的阿瑟·麥克唐納兩人獲頒2015年諾貝爾物理學獎。.
中國
中國是位於東亞的國家或地理區域，此名稱最早见于西周，用來指以洛陽盆地為中心的中原地區，與四夷相對，之後逐漸用來指稱從夏朝起延續傳承至今的各政權。其疆域隨著歷史演變而有所增減，但大多不脫以中原王朝根基所在的汉地九州為中心。民族構成上以漢族為主體，文化上透過歷代王朝政權與周邊各民族政權的交流與征戰，而融入不少周邊民族的文化。現今國際上廣泛承認代表中國的政權是中华人民共和国。 中國文明是世界上最早的文明之一。 新石器时期，中原地区开始出现聚落组织；公元前27世纪左右出现方国，以共主為首的制度；前20世纪开始，古代中国进入世袭的封建皇朝阶段；公元前2世紀，秦滅六國，完成中國第一次大一統。此後幾千年來，中國的政治制度以半傳統的夏代為基礎的世襲君主制以朝代更換政權運作。此後经多次擴大，破裂，重組，朝代更迭，經過數次统一与分裂交替进行。直到1911年辛亥革命後，中國废除君主制，实行共和制，清朝被1912年成立的中华民国取代。1945年第二次國共內戰爆發後，中國共產黨逐漸控制中國的大部分領土，最終於1949年10月1日建立中华人民共和国，形成了中华民国與中华人民共和国双方相隔台灣海峽对峙的局面；惟做為國際關係核心場域的聯合國系統內，中華民國政府仍持擁有中國代表權，直到1971年聯合國大會2758號決議通過後，才被中華人民共和國政府完全取代。 中國經濟曾经在相当长的历史时期中在世界上占有重要的地位，其周期通常与王朝的兴衰与更替相對應。中國經濟史可分为几个階段：第一階段為遠古至西晉末年，其中以三國孫吳時轉變較大；第二階段為東晉至北宋末年，其中以唐安史之亂劃分為前後；第三階段為南宋建立至鴉片戰爭張家駒，《兩宋經濟重心的南移》，湖北人民出版社，1957年。工业革命後，西方國家的工業成品，無論在數量和質量上，相較於當時中国純手工業經濟出産的商品，佔有壓倒性的優勢。而且，由于明清兩代以來，中國對外政策趨於保守，並對外實行海禁，使得西方工業化的影响步伐在中国国門前站住了腳，中国在19世紀末以前，一直沒有很好地進行工業化，經濟遂落後於西方。1978年改革開放施行後，中国经济發展迅速，對世界經濟的影響也日漸顯著。 中国文化歷經上千年的歷史演變，是各區域、各民族古代文化長期相互交流、借鉴、融合的結果。其中汉文化对日本、朝鮮半島和东南亚有深远影响，形成漢字文化圈。中国的传统艺术形式有国乐、相声、戏曲、书法、国画、文學、陶瓷藝術、雕刻等，传统娱乐活动有象棋、围棋、麻将、中国武术等。茶、酒、菜和筷子等为中国的特色饮食文化，春节（舊曆新年）、元宵、清明、端午、七夕、中秋、重阳、冬至等为传统节日。中国传统上是一个儒学国家，以夏历为历法，以五伦为道德准则。春秋时期孔子「有教无类，因材施教」开始办私塾培养人才，汉朝时采用察举推选政府官员，隋朝起实行科举在平民中选拔人才。此外，中国歷朝歷代都设有史官，因此保存有十分详尽的历史资料，如《二十四史》、《资治通鉴》等。古代中國在科學領域上有豐厚的成就。.
丹麦
丹麦（Danmark），全称丹麦王国（Kongeriget Danmark），是北欧国家，政体为君主立宪制下的议会民主制，首都在哥本哈根，擁有两個自治領地：法羅群島和格陵蘭。由于丹麦和挪威、瑞典有相近的语言、文化和历史，合称为斯堪地那维亚国家。 丹麥是歐洲聯盟成員國，經濟高度發達，同時是個典型的福利国家，貧富差距極小，为世界高度发达国家。丹麥也是北大西洋公約組織創始會員國之一。 丹麦政体为君主立宪制下的议会民主制，現任君主是玛格丽特二世女王，中央政府拥有相当大的权力，并负责属地法罗群岛和格陵兰的部分事务。.
主序星
主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上，是分布在由左上角至右下角，被稱為主序帶上的恆星。 主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來，著名的赫羅圖。在這條帶子上的恆星就是所謂的主序星或"矮星"。 恆星形成之後，它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應，將氫原子轉變成氦，並且創造出能量。在這個生命期階段的恆星，座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量，但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態，它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性，並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞，而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度，更高的透明度，或兩者均有。 基於恆星產生能量的主要過程，主序帶有時會被分成上段和下段。質量大約在1.5太陽質量以內的恆星，將氫聚集融合成氦的一系列主要程序稱為質子-質子鏈反應。超過這個質量在主序帶的上段，核融合主要是使用碳、氮、和氧原子，經由碳氮氧循環的程序，將氫原子轉變成氦。質量超過太陽10倍的主序星在核心區域會產生對流，這樣的活動繪激發新創建的氦外移，並維持發生核融合所需要的燃料比例。當核心的對流不再發生時，發展出的富氦核心的外圍會被氫包圍著。質量較低的恆星，核心的對流區會逐步的縮小，大約在2太陽質量附近，核心的對流區就會消失。在這個質量以下，恆星的核心只有輻射，但是在接近表面會有對流。隨著恆星質量的減少，對流的包層會增加，質量低於0.4太陽質量的主序星，全部的質量都在對流。 通常，質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後，恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量，質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星，而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段；質量更大的恆星可以爆炸成為超新星，或直接塌縮成為黑洞。.
东汉
东汉（25年－220年）是由刘秀建立的中国古代的一个朝代，与西汉合称兩漢。東漢与西漢之間为新朝，後为東漢所取代。西汉建都长安，東漢建都洛陽，故而得名。東漢是當時世界上的強大國家，而前期六十多年的光武中興和明章之治，亦是中國史上的盛世之一。 由於東漢中後期的帝王普遍壽命不長，而且不少是幼年即位，導致汉和帝以后至汉末近百年间，外戚及宦官轮流执政，成為固定的惡性循環，兩派互相残杀，把东汉朝廷弄得十分腐败。東漢中平六年（189年），外戚大將軍何进遭宦官十常侍所殺，後军阀董卓引兵到雒陽，除十常侍，废少帝刘辩，杀何太后，立汉献帝。长期左右东汉皇室的外戚、宦官一起被消灭，但卻引起了各地諸侯群雄割據的局面，漢廷不再握有實權，漢献帝從此成為傀儡，其后被曹操控制，最後汉室被曹魏取代。 東漢在文化、军事等方面亦有显著成就。著名的有班超出使西域，在西域長駐了三十多年，先後擊破了被匈奴控制的西域諸國，不但令西域諸國一一歸順漢朝，並開拓了東西文化的交流。期間他還派出甘英出使西域的大秦國，雖未有成功，但足跡已達今日波斯灣諸國。 另外，东汉在91年灭北匈奴。南匈奴内附漢朝。216年，南匈奴最后一個呼厨泉单于去邺城拜见曹操，曹操分南匈奴为五部，匈奴汗国不复存在，困扰汉朝数百年的北方外患終告一段落。 同時佛教也在這段期間傳入中國。根據記載，汉哀帝元壽元年（前2年）博士弟子景盧出使大月氏，其王使人口授《浮屠經》。到了東漢永平十年（67年），漢明帝派人去西域，迎來兩位高僧，並且帶來了許多佛像和佛经，用白馬駝迴首都雒陽，皇帝命人修建房屋供其居住，翻譯佛經。也就是現在的白马寺。.
乙丑
乙丑为干支之一，顺序为第2个。前一位是甲子，后一位是丙寅。論陰陽五行，天干之乙屬陰之木，地支之--屬陰之土，是木尅土相尅。.
亚里士多德
亞里士多德（Αριστοτέλης，Aristotélēs，），古希腊哲学家，柏拉圖的學生、亚历山大大帝的老師。他的著作包含許多學科，包括了物理學、形而上學、詩歌（包括戲劇）、音乐、生物學、經濟學、動物學、邏輯學、政治、政府、以及倫理學。和柏拉圖、蘇格拉底（柏拉圖的老師）一起被譽為西方哲學的奠基者。亞里士多德的著作是西方哲學的第一個廣泛系統，包含道德、美學、邏輯和科學、政治和形而上学。 亞里士多德关于物理學的思想深刻地塑造了中世紀的學術思想，其影響力延伸到了文藝復興時期，雖然最終被牛頓物理學取代。在動物科學方面，他的一些意見仅在19世纪被确信是準確的。他的学术领域还包括早期关于形式逻辑理论的研究，最终这些研究在19世纪被合并到了现代形式逻辑理论裡。在形而上學方面，亞里士多德的哲學和神學思想在伊斯蘭教和猶太教的傳統上產生了深遠影響，在中世紀，它繼續影響着基督教神學，尤其是天主教教會的學術傳統。他的倫理學，虽然自始至终都具有深刻的影响，后来也随着新兴現代美德倫理的到来获得了新生。今天亞里士多德的哲學仍然活躍在學術研究的各个方面。在經濟學方面，亞里士多德對於經濟活動的分類與看法持續影響到中世紀與重農主義，直到被亞當斯密的古典經濟學派取代為止。雖然亞里士多德寫了許多論文和優雅的對話（西塞羅描述他的文學風格為“金河”），但是大多數人認為他的著作现已失散，只有大約三分之一的原创作品保存了下來。.
五合星团
五合星团（Quintuplet Cluster）是位于银河系中心（人馬座方向）附近的一个疏散星团，距地球约26000光年，是迄今为止发现的质量最大的疏散星团之一。 五合星团距离银河系中心大约100光年，年龄只有4百万年，是一个相对年轻的星团。由于尘埃的遮挡，至1990年才通过红外望远镜发现它。在红外波段，星团中有5颗星非常明亮，因此得名为五合星团，又称五星团、五重星团、五胞胎星团等。 这个星团中有一些大质量的恒星，比如目前银河系中发现的质量最大的恒星──手枪星就位于其中。这些大质量恒星吹出猛烈的星风，星风相互碰撞，将气体加热到很高的温度，产生明亮的X射线。五合星团中有一些红色和蓝色的巨星正处于超新星爆发的边缘。由于受到银河系中心的引力影响，科学家预言这个星团会在数百万年后解体。.
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。.
仙后座A
仙后座A（Cas A）是在仙后座的超新星遺跡（SNR，supernova remnant）和最亮的太陽系外無線電波源，它在天空中的頻率高於1GHz。這顆超新星在銀河系內，距離地球大約。來自超新星殘存下來的物質膨脹形成的雲氣，從地球的位置觀察，現在的大小約為。在業餘天文學的領域，以口徑234mm（9.25英寸）的望遠鏡配上適當的濾鏡，已經可以在可見光的波長下觀察到。 估計這顆恆星爆炸產生的光，大約在300年前首度抵達地球，但是沒有任何關於超新星的歷史記錄記載了這個殘骸的存在。由於對北半球中高緯度的地區而言，仙后座是個終年可見的拱極星座，所以這可能歸咎於星際塵埃的吸收，讓可見光在抵達地球之前被吸收。然而，約翰·佛蘭斯蒂德在製作星表時，在1680年8月6日曾紀錄是一顆6等的暗星。這樣的觀點傾向於解釋原恆星是異常大質量的，並且在爆炸之前已經拋出了許多外層的物質。這些外層會掩蔽原恆星在大爆炸時，來自恆星內部坍塌時釋放出來的可見光。 仙后座A是第一個被發現的獨立天文電波來源。它於1948年被劍橋大學的天文學家馬丁·賴爾和使用發現。它的光學對應體最早於1950年被確認。 仙后座A在3C星表的目錄中是3C461，在是G111.7-2.1。.
仙女座星系
仙女座星系（Andromeda Galaxy，國際音標為：，也稱為梅西爾31、星表编号为M31和NGC 224，在舊文獻中曾經稱為仙女座星雲）是一個螺旋星系，距離地球大約250萬光年，是除麦哲伦云（地球所在的银河系的伴星系）以外最近的星系。位於仙女座的方向上，是人類肉眼可見（3.4等星）最遠的深空天體。 仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，直径约20万光年，外表颇似银河系。本星系群的成員有仙女星系、銀河系、三角座星系，還有大約50個小星系。但根據改進的測量技術和最近研究的數據結果，科學家現在相信銀河系有許多的暗物質，並且可能是在這個集團中質量最大的。 然而，史匹哲太空望遠鏡最近的觀測顯示仙女座星系有將近一兆（1012）顆恆星，數量遠比我們的銀河系為多。在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50％，大約是7.1M☉.
伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校
伊利诺伊大學厄巴納－香檳分校（University of Illinois at Urbana-Champaign，简称U of I，亦簡稱作UIUC）位于伊利諾州幽静的双子城：厄巴纳—香槟市，是一所享有世界声望的一流公立研究型大學。学校创建于1867年，创始之初称作伊利诺伊工业大学，后在1885年改称伊利诺伊大学长达一百年，直至1982年伊利诺州政府决定创建伊利诺伊大学芝加哥分校和春田分校，学校改用现名，但学术界和工业界仍然普遍使用伊利诺伊大学称呼该校，学校也使用州名（Illinois）作为简称及網域名稱。 伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校占地4552英亩，在校学生4万余人，教授及教职人员2500余人，学校有17个学院，覆盖150个学科，是一所规模庞大的公立大学。学校继承了创建初期作为工业大学的传统，長久以來一直是全美理工科方面极有名望的高等學府之一。学校不仅在科学界和工业界创造了璀璨的成果，也培养了诸多的科学泰斗和政治家，成为美国大学的‘公立常春藤’。学校是美国“十大联盟”（Big Ten）的创始成员，有数十个体育俱乐部和大型体育场馆（其中的纪念体育场可容纳7万人）。学校有完善的基础设施和庞大的图书藏量，图书馆拥有2400多万册藏书，每周在线访客达100万人次，成为美国第三大大学图书馆，仅次于哈佛大学和耶鲁大学。 伊利诺伊大学与中国有着特殊的关系，早在1906年，时任校长爱德蒙·詹姆斯致信美国总统西奥多·罗斯福建议将庚子赔款用于发展中国的教育事业，后来发展为庚子赔款奖学金，诸多的中国学生得以留美深造。而在1911-1920年，伊利诺大学收留和培养了多达1/3的留美中国学生，是对中国学生最友好的大学之一Solberg, Winton U.（2004）"Edmund Janes James Builds a Library: The University of Illinois Library, 1904-1920" Libraries & Culture 39 (1)P: pp.
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伽利略·伽利莱
伽利略·伽利莱（Galileo Galilei， ；）Drake（1978, p.1）.伽利略出生日期用的是儒略曆，當時所有基督教國家都使用這個曆法。義大利及幾個天主教國家於1582年改用公曆。除非特別註明，條目中的日期皆為公曆。，義大利物理學家、數學家、天文學家及哲學家，科學革命中的重要人物。其成就包括改進望遠鏡和其所帶來的天文觀測，以及支持哥白尼的日心说。伽利略做实验证明，感受到引力的物体并不是呈等速運動，而是呈加速度運動；物體只要不受到外力的作用，就會保持其原來的靜止狀態或勻速運動狀態不變。他又發表惯性原理阐明，未感受到外力作用的物体会保持不变其原来的静止状态或匀速运动状态。伽利略被譽為“現代觀測天文學之父”、“現代物理學之父”、“科學之父”及“現代科學之父”。Finocchiaro (2007).
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伽玛射线暴
伽玛射线暴（Gamma Ray Burst，缩写GRB），又称伽玛暴，是来自天空中某一方向的伽玛射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，持续时间在0.01-1000秒，辐射主要集中在0.1-100 MeV的能段。伽玛暴发现于1967年，数十年来，人们对其本质了解得还不很清楚，但基本可以确定是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程。伽玛暴是目前天文学中最活跃的研究领域之一，曾在1997年和1999年两度被美国《科学》杂志评为年度十大科技进展之列。.
伽马射线
伽瑪射線（Gamma ray），或γ射線是原子衰變裂解時放出的射線之一。此種電磁波波長在0.01奈米以下，穿透力很強，又攜帶高能量，容易造成生物體細胞內的脫氧核糖核酸（DNA）斷裂進而引起細胞突變，因此也可以作醫療之用。 1900年由法國科學家P.V.維拉德（Paul Ulrich Villard）發現，他將含鐳的氯化鋇通過陰極射線，從照片記錄上看到輻射穿過0.2毫米的鉛箔，拉塞福稱這一貫穿力非常強的輻射為γ射線，是繼α射線、β射線後發現的第三種原子核射線。1913年，γ射線被證實為是電磁波，波長短于0.2 埃，和X射線特性相似但具有比X射線還要強的穿透能力。γ射線通過物質並與原子相互作用時會產生光電效應、康普頓效應和正負電子對效應。γ射线即使使用较厚材料阻挡一般也仍然有部分射线泄漏，所以通常只能用半吸收厚度来定量材料的阻隔效果。半吸收厚度是指入射射线强度减弱到一半时阻隔物体的厚度。半吸收厚度其数值d（1/2）.
德国
德意志联邦共和国（Bundesrepublik Deutschland／），简称德国（Deutschland），是位於中西歐的联邦议会共和制国家，由16个-zh-hans:联邦州; zh-hant:邦;-组成，首都与最大城市为柏林。其国土面积约35.7万平方公里，南北距离为876公里，东西相距640公里，从北部的北海与波罗的海延伸至南部的阿尔卑斯山。气候温和，季节分明。德国人口约8,180万，为欧洲联盟中人口最多的国家，也是世界第二大移民目的地，仅次于美国。 在50万年前的舊石器時代晚期，海德堡人及其後代尼安德特人生活在今德國中部。自古典時代以來各日耳曼部族開始定居於今日德國的北部地區。公元1世紀時，有羅馬人著作的關於“日耳曼尼亞”的歷史記載。在公元4到7世紀的民族遷徙期，日耳曼部族逐漸向歐洲南部擴張。自公元10世紀起，德意志領土組成神聖羅馬帝國的核心部分。16世紀時，德意志北部地區成為宗教改革中心。在神聖羅馬帝國滅亡後，萊茵邦聯和日耳曼邦聯先後建立，1871年，在普魯士王國主導之下，多數德意志邦國統一成為德意志帝國，「德意志」開始做為國名使用。在第一次世界大戰和1918-1919年德國革命後，德意志帝國解體，議會制的威瑪共和國取而代之。1933年納粹黨獲取政權並建立獨裁統治，最終導致第二次世界大戰及系統性種族滅絕的發生。在戰敗並經歷同盟國軍事佔領後，德國分裂为德意志聯邦共和國（西德）和德意志民主共和國（東德）。在1990年10月3日重新統一成為現在的德國。国家元首为联邦总统，政府首脑則为联邦总理。 德國是世界大國之一，其國内生產總值以國際匯率計居世界第四，以購買力評價計居世界第五。其諸多工業工程和科技部門位居世界前列，例如全球馳名的德國車廠、精密部件等，為世界第三大出口國。德國為發達國家，生活水平居世界前列。德國人也以熱愛大自然聞名，都市綠化率極高，也是歐洲再生能源大國，是可持續發展經濟的樣板，除了強調環境保護與自然生態保育，在人為飼養活體的態度十分嚴謹，不但獲得大量外匯和資訊優勢，其動物保護法律管束、生命教育水準也是首屈一指的，在高等教育方面並提供免費大學教育，並具備完善的社會保障制度和醫療體系，催生出拜爾等大藥廠。 德国为1993年欧洲联盟的创始成员国之一，为申根区一部分，并于1999年推动欧元区的建立。德国亦为联合国、北大西洋公约组织、八国集团、20国集团及经济合作与发展组织成员。其军事开支总额居世界第九。 德語是歐盟境内使用人數最多的母語。德國文化的豐富層次和對世界的影響表現在其建築和美術、音樂、哲學以及電影等等。德國的文化遺產主要以老城為代表。另外國家公園和自然公園共計有上百處。.
心宿二
心宿二（天蝎座α，α Sco，Alpha Scorpii），是在銀河系的一顆紅超巨星，也是夜空中第14亮的星（如果五車二的四合星系統中兩顆較亮的星被分別標示時，它通常會被列為第15亮星）。它與畢宿五、角宿一、和軒轅十四是靠近黃道最亮的四顆恆星，也是天蝎座內最亮的恆星，代表著"蠍子的心臟"。它是一个光变明显但緩慢的半规则变星，平均星等是+1.02。并与一个蓝色主序星组成一个目视双星系统。心宿二还是射电源。心宿二是最靠近我們的OB星協的成員中最亮、質量最大、和已演化的恆星，屬於天蝎-半人馬星協上天蝎次集團的成員，其中包括成千上萬顆平均年齡110萬年的恆星，距離約為145秒差距（470光年）。 在中國，它是東方蒼龍七宿中心宿的第二顆星，所以稱為心宿二，又稱為大火。過去用来确定季节。“七月流火”即是大火星西行，天气将寒之意。.
化學元素
化學元素指自然界中一百多种基本的金属和非金属物质，同一種化學元素是由相同的原子組成，也就是其原子中的每一核子具有同样数量的質子，用一般的化学方法不能使之分解，并且能构成一切物质。一些常見元素的例子有氫、氮和碳。 原子序數大於82的元素（即鉛之後的元素）沒有穩定的同位素，會進行放射衰變。另外，第43和第61種元素（即锝和鉕）沒有穩定的同位素，會進行衰變。可是，即使是原子序數大於94，沒有穩定原子核的元素，有些仍可能存在在自然界中，如鈾、釷、钚等天然放射性核素。 所有化學物質都包含元素，即任何物質都包含元素，隨著人工的核反應，會發現更多的新元素。 1923年，国际原子量委员会作出决定：化学元素是根据原子核电荷的多少对原子进行分类的一种方法，把核电荷数相同的一类原子称为一种元素。 2012年，總共有118種元素被發現，其中地球上有94種。.
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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僵屍恆星
殭屍恆星是一種假設的結果，是不會將祖恆星完全摧毀的Iax超新星所留下的殘骸。Iax超新星類似Ia超新星，但是它的噴發物速度較低，光度也較暗淡。科學家認為Iax超新星約佔Ia超新星的5%至30%。已有30顆超新星屬於此一類別。 聯星系統中有一顆白矮星和一顆伴星，白矮星會從伴星竊取質量。通常白矮星會達到臨界質量，因此核融合反應使它爆炸，並且完全消散掉。但Iax超新星，只有約一半的質量會丟失。.
分子雲
分子雲（Molecular cloud 或 Stellar nursery）是星際雲的一種，主要是由氣體和固態微塵所組成。其規模沒有一定的範圍，直徑最大可超過100光年，總質量可達太陽的 106 倍。 氫分子（H2）是分子雲中最普遍的組成物質之一。根據估計，每 1cm3 的分子雲內大約有 104 個氫分子；而在物質較密集的區域（如分子雲的核心），1cm3 內的氫分子則約有 105 個。除了氫以外，分子雲內亦有不少經由核融合合成出的元素。這些元素是多數恆星的主要組成物質，因此分子雲同時也是恆星——甚至是行星系的誕生場所，如太陽系就是其一。 氫分子很難被直接偵測到。通常是利用一氧化碳（CO）偵測氫分子。一氧化碳輻射的光度與分子氫質量的比例幾乎是常數。不過在對其他星系的觀測中有理由懷疑這樣的假設。.
分类学
分類學（英語：Taxonomy）是一门進行分類的方法與科學，源於希臘文的（taxis，意指類別），以及（nomos，意指方法、法則、科學）。不同層級的分類單位之間，有子分類與母分類的關係。舉例而言，車子是一種交通工具，因而車子是交通工具的子分類。 分类学的主要分支有生物分类学、图书分类学等。.
喜帕恰斯
喜帕恰斯（ίππαρχος，Hipparkhos，），或译希帕求斯，古希腊的天文学家，有“方位天文学之父”之稱。 公元前134年，他繪製出包含1025颗恒星的星图，并创立星等的概念，亦发现了岁差现象。。喜帕恰斯也被認為是三角函數的創始者。.
味 (粒子物理學)
在粒子物理學中，味或風味（英文︰Flavour）是基本粒子的一種量子數。在量子色動力學中，味是一種總體對稱。另一方面，在電弱理論中，這種對稱被打破，因此存在味變過程，例如夸克衰變或中微子振盪。.
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哈佛-史密松天体物理中心
#重定向 哈佛－史密松天体物理中心.
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哈勃定律
在物理宇宙學裏，哈伯定律（Hubble's law）表明，來自遙遠星系光線的紅移與它們的距離成正比。這條定律是因證實者哈伯而命名。它被認為是的第一個觀察依據，和今天經常被援引作為支持大爆炸的一個重要證據。 在宇宙学研究中，哈伯定律成为宇宙膨胀理论的基础，以方程式表示 其中，v 是由紅移現象測得的星系遠離速率，H_0 是哈伯常數，D是星系與觀察者之間的距離。 2012年12月20日，美國國家航空暨太空總署的威爾金森微波各向異性探測器實驗團隊宣布，哈伯常數為69.32 ± 0.80 (km/s)/Mpc。 2013年3月21日，從普朗克卫星觀測獲得的数据，哈伯常數為67.80 ± 0.77 千米每秒每百万秒差距（67.80 ± 0.77 km/s/Mpc）。,table 9.
公里
--亦稱--（ → kilometre、），是一种長度計量單位，等於一千米，是國際單位制之一，符號为km。.
光學望遠鏡
光學望遠鏡是用於收集可見光的一種望遠鏡，並且經由聚焦光線，可以直接放大影像、進行目視觀測或者攝影等等，特別是指用於觀察夜空，固定在架台上的單筒望遠鏡，也包括手持的雙筒鏡和其他用途的望遠鏡。 光是由光子構成，而專業的望遠鏡會由電子探測器來收集光子。光學望遠鏡有三種主要的形式：折射望遠鏡（使用凸透鏡折射聚焦）、反射望遠鏡（以鏡片反射光線並聚焦）和使用透鏡和反射鏡片組合的折反射望遠鏡（複合式望遠鏡），如馬克蘇托夫望遠鏡和史密特攝星鏡。.
光年
光年（light-year）是長度單位之一，指光在真空中一年時間內傳播的距離，大約9.46兆千米（9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中，是用來量長度很長的距離，如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒，一秒差距等於3.26光年，一天文單位為149,597,870,700公尺，一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如，世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速（2004年11月16日，美國航空航天局（NASA）的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時），依照這樣的速度，飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時，這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號（2011年8月5日發射升空），最高速度為73.61千米/秒（即約26萬5000千米/小時），這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.
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。.
光變曲線
光度曲線是天文學上表示天體相對於時間的亮度變化圖形，是時間的函數，通常會顯示出一種特定的頻率間隔或是帶狀。光度曲線會呈現週期性，像是食雙星、造父變星和其他的各種變星，或是非週期性的，像是新星、激變變星、超新星或微透鏡事件，的光度曲線。研究光度曲線，並配合其他的觀測，能獲得重要的訊息，像是導致這種過程的物理機制，或是制約這種行為的物理理論。.
光致蛻變
光致蛻變 是極端高能量的γ射線和原子核的交互作用，並且使原子核進入受激態，立刻衰變成為兩或更多個子核的物理過程。一個簡單的例子是一顆質子或中子有效的被接踵而來的γ射線從原子核中敲出時，而極端的例子則是γ射線導致自發性的核分裂反應。這種過程根本上是與核融合相反的，原本是轻的元素在高溫下結合在一起形成重元素並釋放出能量。光致蛻變是從比鐵輕的元素吸熱（能量吸收）而從比鐵重的元素放熱放出能量。光致蛻變至少在超新星中對一些重元素和富含質子的元素經由p-過程的核合成有所貢獻。.
光速
光速，指光在真空中的速率，是一個物理常數，一般記作，精確值為（≈ m/s）。這一數值之所以是精確值，是因為米的定義就是基於光速和國際時間標準上的。根據狹義相對論，宇宙中所有物質和訊息的運動和傳播速度都不能超過。光速也是所有無質量粒子及對應的場波動（包括電磁輻射和引力波等）在真空中運行的速度。這一速度獨立於射源運動以及觀測者所身處的慣性參考系。在相對論中，起到把時間和空間聯繫起來的作用，並且出現在廣為人知的質能等價公式中：.
皇家天文學會月報
皇家天文學會月報（Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，MNRAS）是世界上最主要的天文學和天文物理學領域同行評審的學術期刊之一。出刊於1827年，發表作為天文等相關領域原創研究的論文或事件通報。另外，該期刊實際上並非每月出刊，所發表的文章也不僅限於英國皇家天文學會的訊息 。.
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硝酸
硝酸（分子式：）是一种强酸，其水溶液俗称硝镪水。纯硝酸为无色液体，沸点83℃，在-42℃时凝结为无色晶体，与水混溶，有强氧化性和腐蚀性。其不同浓度水溶液性质有别，市售浓硝酸为共沸物，溶质质量分数为69.2%，一大气压下沸点为121.6℃，密度为1.42g·cm-3，约16mol·L-1，溶质重量百分比足够大（市售浓度最高为98%以上）的，称为发烟硝酸，硝酸是一种重要的化工原料。 硝酸的酸酐是五氧化二氮（）。.
硅
硅（Silicon，台湾、香港及澳門称為--，舊訛稱為釸，中國大陸稱為--）是一种类金属元素，化学符号為Si，原子序數為14，属于元素周期表上的IVA族。 硅原子有4个外圍电子，与同族的碳相比，硅的化学性质相對稳定，活性較低。硅是极为常见的一种元素，然而它极少以單質的形式存在於自然界，而是以复杂的硅酸盐或二氧化硅等化合物形式广泛存在于岩石、砂砾、尘土之中。在宇宙储量排名中，矽位於第八名。在地壳中，它是第二丰富的元素，佔地壳总质量25.7%，仅次于第一位的氧（49.4%）。.
碳
碳（Carbon，拉丁文意為煤炭）是一種化學元素，符號為C，原子序数為6，位於元素週期表中的IV A族，屬於非金屬。每個碳原子有四顆能夠進行鍵合的電子，因此其化合價通常為4。自然產生的碳由三種同位素組成：12C和13C為穩定同位素，而14C則具放射性，其半衰期約為5,730年。碳是少數幾個自遠古就被發現的元素之一（見化學元素發現年表）。 碳的同素異形體有數種，最常見的包括：石墨、鑽石及無定形碳。這些同素異形體之間的物理性質，包括外表、硬度、電導率等等，都具有極大的差異。在正常條件下，鑽石、碳納米管和石墨烯的熱導率是已知材質中最高的。 所有碳的同素異形體在一般條件下都呈固态，其中石墨的熱力學穩定性最高。它們不易受化學侵蝕，甚至連氧都要在高溫下才可與其反應。碳在無機化合物中最常見的氧化態為+4，並在一氧化碳及過渡金屬羰基配合物中呈+2態。無機碳主要來自石灰石、白雲石和二氧化碳，但也大量出現在煤、泥炭、石油和甲烷水合物等有機礦藏中。碳是所有元素中化合物种类最多的，目前有近一千萬種已記錄的純有機化合物，但這只是理論上可以存在的化合物中的冰山一角。 碳的豐度在地球地殼中排列第15（见地球的地殼元素豐度列表），並在全宇宙中排列第4（见化學元素豐度），名列氫、氦和氧之下。由於碳元素極為充沛，再加上它在地球環境下所能產生的聚合物種類極為繁多，因此碳是地球上所有生物的化學根本。.
碳引爆
#重定向 碳閃.
碳燃燒過程
#重定向 碳聚变.
科学美国人
《科学美国人》（英文原名：Scientific American，缩写：SciAm）是一本美国的科普杂志。 自1845年創刊以來，許多具聲譽的科學家都曾投稿發表於該刊物。該刊物亦是美國境內最古老的連續出版月刊雜誌。 《科学美国人》在2005年12月時每個月約有555,000份美國國內發行量，以及90,000份的國際發行量。雖然被認為是高水準的期刊，但這本雜誌並不採用類似《自然》杂志同行評審的方式審查稿件，而是提供一個論壇来呈现科學理論和科学新發現，並以更大的讀者群為其目標。.
秒差距
差距（parsec，符號為pc）是一個宇宙距離尺度，用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離，但於2015年時被重新定義為一個精確值，為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年（31兆公里或19兆英里）。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年，由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即天文單位，或大約公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.
第谷·布拉赫
谷·布拉赫（Tycho Brahe，），丹麥貴族，天文學家兼占星術士和煉金術士。他最著名的助手是克卜勒。.
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米每秒
米每秒是速度（矢量）和速率（标量）的单位，属于国际单位制导出单位，可写作㎧（U+33A7 (13223)），m/s、m·s−1或mps。天文学上常以单位更大的千米每秒为单位，1 km/s.
类地行星
類地行星（terrestrial planet），又稱地球型行星（telluric planet）或岩石行星（rocky planet）都是指以硅酸鹽岩石為主要成分的行星。這個項目的英文字根源自拉丁文的「Terra」，意思就是地球或土地。由於大眾媒體的流行，加上對象是行星，因此在二合一下採用「類地」行星這個譯名。類地行星與氣體巨星有極大的不同，氣體巨星可能沒有固體的表面，而主要的成分是氫、氦和存在不同物理狀態下的水。 截至2013年11月4日，根據開普勒太空任務的數據，銀河系估計共有逾400億圍繞著類太陽恆星或紅矮星公轉，位於適居帶內，且接近地球大小的类地行星存在。其中約110億顆是圍繞著類太陽恆星公轉。而最近的一個距離地球12光年。.
紅巨星
红巨星是巨星的一种，是恆星的一種衰變狀態，根据恒星质量的不同，存在期只有数百万年不等。质量通常约为0.5至8个太阳质量，质量更大的称为红超巨星，質量再大的為紅特超巨星。.
紅移
在物理學领域，紅移（Redshift）是指電磁輻射由於某种原因導致波长增加、頻率降低的现象，在可見光波段，表现为光谱的谱线朝紅端移動了一段距离。相反的，電磁輻射的波長变短、频率升高的现象则被稱為藍移。紅移最初是在人们熟悉的可见光波段发现的，随着对电磁波谱各个波段的了解逐步加深，任何电磁辐射的波長增加都可以称为紅移。对於波长较短的γ射線、X-射線和紫外線等波段，波长变长确实是波谱向红光移动，“红移”的命名并无问题；而对於波长较长的紅外線、微波和無線電波等波段，尽管波长增加實際上是遠離红光波段，这种现象还是被称为“红移”。 當光源移動遠離觀測者时，观测者观察到的电磁波谱會發生紅移，这类似于聲波因为都卜勒效應造成的頻率變化。這樣的紅移现象在日常生活中有很多應用，例如都卜勒雷達、雷達槍，在天體光譜學裏，人们使用都卜勒紅移測量天體的物理行為 。 另一種紅移稱為宇宙學紅移，其機制為。這機制說明了在遙遠的星系、類星體，星系間的氣體雲的光谱中觀察到的红移现象，其紅移增加的比例與距離成正比。這種關係为宇宙膨脹的观点提供了有力的支持，比如大霹靂宇宙模型。 另一種形式的紅移是引力紅移，其為一種相對論性效應，當電磁輻射傳播遠離引力場時會觀測到這種效應；反過來說，當電磁輻射傳播接近引力場時會觀測到引力藍移，其波長變短、频率升高。 红移的大小由“红移值”衡量，红移值用Z表示，定义为： 这裡\lambda_0\,是谱线原先的波长，\lambda\,是观测到的波长，f_0\,是谱线原先的频率，f\,是观测到的频率。.
红外线
红外线（Infrared，简称IR）是波长介乎微波与可见光之间的电磁波，其波長在760奈米（nm）至1毫米（mm）之間，是波長比紅光長的非可見光，對應頻率約是在430 THz到300 GHz的範圍內。室溫下物體所發出的熱輻射多都在此波段。 红外线是在1800年由天文學家威廉·赫歇爾發現，他發現有一種頻率低于紅色光的輻射，雖然用肉眼看不見，但仍能使被照射物體表面的溫度上昇。太陽的能量中約有超過一半的能量是以红外线的方式進入地球，地球吸收及發射紅外線輻射的平衡對其氣候有關鍵性的影響。 當分子改變其旋轉或振動的運動方式時，就會吸收或發射紅外線。由紅外線的能量可以找出分子的振動模態及其偶極矩的變化，因此在研究分子對稱性及其能態時，紅外線是理想的頻率範圍。紅外線光譜學研究在紅外線範圍內的光子吸收及發射。 红外线可用在軍事、工業、科學及醫學的應用中。紅外線夜視裝置利用即時的近紅外線影像，可以在不被查覺的情形下在夜間觀察人或是動物。紅外線天文學利用有感測器的望遠鏡穿透太空的星塵（例如分子雲），檢測像是行星等星體，以及檢測早期宇宙留下的紅移星體。紅外線熱顯像相機可以檢測隔絕系統的熱損失，觀查皮膚中血液流動的變化，以及電子設備的過熱。红外线穿透云雾的能力比可见光强，像紅外線導引常用在飛彈的導航、熱成像儀及夜視鏡可以用在不同的應用上、红外天文学及遠紅外線天文學可在天文學中應用红外线的技術。.
约翰内斯·开普勒
约翰内斯·开普勒（Johannes Kepler ，），德国天文學家、數學家。开普勒是十七世紀科學革命的關鍵人物。他最為人知的成就為开普勒定律，這是稍後天文學家根據他的著作《新天文学》、《世界的和諧》、《哥白尼天文学概要》萃取而成的三條定律。這些傑作對艾薩克·牛頓影響極大，啟發牛頓後來想出牛頓萬有引力定律。 在他的职业生涯中，开普勒曾在奥地利格拉茨的一家神学院担任数学教师，成为汉斯·乌尔里奇·艾根伯格亲王（Hans Ulrich von Eggenberg）的同事。后来，他成了天文学家第谷·布拉赫的助手，并最终成为皇帝鲁道夫二世（Rudolf II）及其两任继任者马蒂亚斯（Matthias）和费迪南二世的皇家数学家。他还曾经在奥地利林茨担任过数学教师及华伦斯坦（Wallenstein）将军的顾问。此外，他在光学领域做了基础性的工作，发明了一种改进型的折光式望远镜（开普勒望远镜），并提及了同时期的伽利略利用望远镜得到的发现。 开普勒生活的年代，天文学与占星学没有清楚的区分，但是天文学（文科中数学的分支）与物理学（自然哲学的分支）却有着明显的区分。因為宗教信仰，克卜勒將宗教論點和理由寫進他的作品。因為相信上帝用智慧創造世界，人只要透過自然理性之光，也可理解上帝創造的計畫。。开普勒将他的新天文学描述为“天体物理学”、“到亚里士多德的《形而上学》的旅行”、“亚里士多德宇宙论的补充”、通过将天文学作为通用数学物理学的一部分改变古代传统的物理宇宙学。.
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纳米
纳米（符號 nm，nanometre、nanometer，字首 nano 在希臘文中的原意是「侏儒」的意思），是一个長度單位，指1米的十億分之一（10-9m）。 有時候也會見到埃米（符號 Å）這個單位，為10-10m。 1納米（nm）.
纽约时报
纽约时报（The New York Times，缩写作 NYT）是一家美國日報，由紐約時報公司於1851年9月18日在美國紐約創辦和持續出版。和《华尔街日报》的保守派旗舰报纸地位相对应，《纽约时报》是美国親自由派的第一大报。 它最初被称作《纽约每日时报》（The New-York Daily Times），创始人为亨利·J·雷蒙德和。.
绝热过程
绝热过程（Adiabatic process）是一个绝热体系的变化过程，绝热体系为和外界没有热量和粒子交换，但有其他形式的能量交换的体系，属于封闭体系的一种。绝热过程有绝热压缩和绝热膨胀两种。常见的一个绝热过程的例子是绝热火焰温度，该温度是指在假定火焰燃烧时没有传递热量给外界的情况下所可能达到的温度。现实中，不存在真正意义上符合定义的绝热过程，绝热过程只是一种近似，所以有时也称为绝热近似。 绝热过程分为可逆过程（熵增为零）和不可逆过程（熵增不为零）两种。可逆的绝热过程是等熵过程。等熵过程的对立面是等温过程，在等温过程中，最大限度的热量被转移到了外界，使得系统温度恒定如常。由于在热力学中，温度与熵是一组共轭变量，等温过程和等熵过程也可以视为“共轭”的一对过程。 如果一个热力学系统的变化快到足以忽略与外界的热交换的话，这一变化过程就可以视为绝热过程，又称“准静态过程”。准静态过程的熵增可以忽略，所以视作可逆过程，严格说来，在热力学中，准静态过程与可逆过程没有严格区分，在某些文献中被作为同义词使用。 同样的，如果一个热力学系统的变化慢到足以靠与外界的热交换来保持恒温的话，该过程则可以视为等温过程。.
美國天文學會
美國天文學會（American Astronomical Society，縮寫為AAS）是由美國專業的天文學家和有興趣的個人組成的天文團體，總部設在華盛頓特區。美國天文學會成立的首要目標是要將天文學和其他領域的科學緊密結合，其次是要經由政治上的遊說，讓成員在國會殿堂上發聲，和基層的活動提升天文教育。.
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美國天文學會通告
美國天文學會通告（Bulletin of the American Astronomical Society，縮寫為 BAAS、Bull.
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美國物理學會
美國物理學會（American Physical Society，APS）成立於1899年，是世界最大的物理學組織，發表十餘種科學期刊，每年舉辦20多項科學會議，約有四萬多會員。该学会亦是美国物理协会成员组织。.
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美国国家科学院院刊
《美国国家科学院院刊》（Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America，通常简称为PNAS）是美国国家科学院的官方学术周刊。创刊于1915年。院刊出版前沿研究报告、述评、综述、前瞻、学术讨论会论文等。该刊覆盖生物学、化學、物理学、数学和社会科学。.
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美国国家航空航天局
美國國家航空暨太空總署（National Aeronautics and Space Administration，縮寫为NASA）是美国联邦政府的一个独立机构，负责制定、实施美国的民用太空计划、與开展航空科學暨太空科學的研究。1958年7月29日，美国总统艾森豪威尔签署了《美国公共法案85-568》，创立了國家NASA航空和太空管理局，取代了其前身美國國家航空諮詢委員會（NACA）。於1958年10月開始運作。自此，美國國家航空暨太空總署負責了美國的太空探索，例如登月的阿波羅計劃，太空實驗室，以及隨後的航天飞机。自2006年2月，美国国家航空航天局的愿景是“開拓未來的太空探索，科學發現及航空研究”。美国国家航空航天局的使命是“理解并保护我们依賴生存的行星；探索宇宙，找到地球外的生命；启示我们的下一代去探索宇宙”。在太空计划之外，美国国家航空航天局还进行长期的民用以及军用航空航天研究。美国国家航空航天局被广泛认为是世界范围内太空机构中執牛耳者。美國國家航空暨太空總署透過地球觀測系統提升對地球的了解，透過太陽科學研究計劃精進太陽科學。美國國家航空暨太空總署注重於利用先進的機械任務探索太陽系中的的所有天體並利用天文觀測台及相關計劃研究天體物理學中的主題，例如大爆炸理論。美國國家航空暨太空總署與許多美國國內及國際的組織分享其研究數據。.
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美洲原住民
美洲原住民，是对美洲所有原住民的总称。美洲原住民中的绝大多数为印第安人，剩下的则是主要位于北美洲北部的因紐特人。美洲原住民属于东亚人种美洲支系，与现代东亚人有共同的祖先，最晚在一万年前从东亚迁徙到美洲。当欧洲人首次来到美洲时，东亚后裔的美洲原住民早已遍布南北美洲各地。之后欧洲人开始了对原住民史无前例的大屠杀和奴役，加上原住民大量感染來自舊大陸的疾病，导致其骤减近乎灭绝。美洲原住民所说的語言众多，曾经有自己的文字系统。目前仍然存在的美洲原住民語言约有350个，分属十几个语系，至今没有公认的语言分类。.
爱尔兰
爱尔兰（Ireland；Éire），通称愛爾蘭共和國（Republic of Ireland；Poblacht na hÉireann），是一个西欧国家，欧盟成员国之一，位于欧洲大陆西北海岸外的爱尔兰岛，约占该岛南部的5/6面积。剩餘东北部的1/6面积属于英国，称北爱尔兰。首都位於愛爾蘭島東部的都柏林。愛爾蘭在2011年共計有458萬人口，是一個議會共和制國家。此外愛爾蘭也是歐洲聯盟、歐洲理事會、經濟合作與發展組織、世界貿易組織和聯合國等国际組織的成員。 愛爾蘭共和國成立於1922年的愛爾蘭自由邦，結束了大英帝國的統治，愛爾蘭獨立戰爭後簽訂了英愛條約，愛爾蘭獨立，但東北方的領土繼續留在聯合王國內，形成了北愛爾蘭。.
爆炸
是某一物质系统在发生迅速的物理变化或化学反應时，系统本身的能量借助于气体的急剧膨胀而转化为对周围介质做机械功，通常同时伴随有强烈放热、发光和声响的效应。 爆炸的定義主要是指在爆炸發生當時產生的穩定爆轟波，也就是有一定體積的氣體在短時間內以恆定的速率輻射性高速脹大（壓力變化），沒有指明一定要有熱量或光的產生。 由於急劇的化學反應在一定被限制的環境內導致氣體劇烈膨脹，這能使密閉環境的外壁損壞甚至破裂、粉碎造成爆炸的效果。爆炸還會破壞附近之物體與生物個體。另外天體撞擊或雷擊時引發之物理變化（包括伴隨著之物體碎裂飛散與閃光等）亦可稱為爆炸。 爆炸可分為爆轟和爆燃，只是強度差別。 在一般中學課程中，會有檢測物質這一課程，其中檢測氫的方法就是在空氣中燃燒氫氣，並會發出爆鳴聲，當中的爆鳴聲是來自氫與氧的結合時所瞬間釋出的能量，此情況亦為爆炸，只是規模較小。.
絕對星等
在天文學上，絕對星等（Absolute magnitude,M）是指把天體放在指定的距離时（10秒差距）天体所呈现出的视星等（Apparent magnitude,m）。此方法可把天體的光度在不受距離的影響下，作出客觀的比較。.
生物圈
生物圈（Biosphere）是指地球上所有生態系的統合整體，是地球的一个外层圈，其範圍大約為海平面上下垂直約10公里。它包括地球上有生命存在和由生命过程变化和转变的空气、陆地、岩石圈和水。从地质学的广义角度上来看生物圈是结合所有生物以及它们之间的关系的全球性的生态系统，包括生物与岩石圈、水圈和空气的相互作用。生物圈是一個封閉且能自我調控的系統。地球目前是整个宇宙中唯一已知的有生物生存的地方。一般认为生物圈是从35亿年前生命起源后演化而来的。 簡單來說地球上所有的生物體和賴以生存的環境，合稱生物圈。.
生物化学
生物化学（biochemistry，也作 biological chemistry），顾名思义是研究生物体中的化学进程的一门学科，常常被简称为生化。它主要用于研究细胞内各组分，如蛋白质、糖类、脂类、核酸等生物大分子的结构和功能。而对于化学生物学来说，则着重于利用化学合成中的方法来解答生物化学所发现的相关问题。 虽然存在着大量不同的生物分子，但实际上有很多大的复合物分子（称为“聚合物”）是由相似的亚基（称为“单体”）结合在一起形成的。每一类生物聚合物分子都有自己的一套亚基类型。例如，蛋白质是由20种氨基酸所组成，而脱氧核糖核酸（DNA）由4种核苷酸构成。生物化学研究集中于重要生物分子的化学性质，特别着重于酶促反应的化学机理。 在生物化学研究中，对细胞代谢和内分泌系统的研究进行得相当深入。生物化学的其他研究领域包括遗传密码（DNA和RNA）、 蛋白质生物合成、跨膜运输（membrane transport）以及细胞信号转导。.
电中微子
电中微子（Electron neutrino)，为三种中微子的一种。因为它总伴随着电子，所以称为电中微子。沃尔夫冈·泡利在1930年预言到它的存在，1956年克萊德·科溫、弗雷德里克·莱因斯等人在实验中证实了泡利的预言。中微子不可直接探测。若電中微子和中子碰撞，會產生質子和電子和些許的能量。.
电磁波
#重定向 电磁辐射.
电离
电离（Ionization），或称电离作用、離子化，是指在（物理性的）能量作用下，原子、分子在水溶液中或熔融状态下产生自由离子的过程。 電離大致可細分為兩種類型：一種連續電離（sequential ionization）和非連續電離（Non-sequential ionization）。在古典物理學中，只有連續電離可以發生。非連續電離則違反了若干物理定律，屬於量子電離。 例如：.
熱力學溫標
#重定向 热力学温标.
熱失控
熱失控（thermal runaway，又譯：熱跑脫）所指的情況是，當溫度增高時引發的變化使溫度更進一步的增高，產生惡性循環，因而導致某一種破壞性的結果。這是一種正回饋。.
物理评论
物理评论（Physical Review，简称Phys.），为美国的一个学术性期刊，创办于1893年。该杂志刊登物理学各方面的最新研究成果以及科学评论等文章。该杂志由美国物理学会出版发行。 物理评论分为ABCDE等分刊。.
物理评论快报
物理评论快报（Physical Review Letters ，有时缩写为PRL），也译作物理报导期刊、物理評論快訊，是一本声誉卓著的物理学期刊，自1958年起开始由美国物理学会出版。该刊是从物理评论延伸出来的刊物。 物理评论快报限定于短篇的文章，也称为报导（Letters）或快报、快訊，一篇文章最多只有4到5页长而已。.
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白矮星
白矮星（white dwarf），也稱為簡併矮星，是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.
白矮星、中子星和超新星年表
白矮星、中子星和超新星年表 請注意，這份清單主要是知識的發展，但也有一些是超新星的發現。後者單獨的清單，請參閱超新星列表一文。所有的日期都是指這顆超新星在地球上觀測到，或是有足夠強大的望遠鏡可以觀測到其存在的時間。.
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蟹狀星雲
蟹状星云（M1，NGC 1952或金牛座 A）是位于金牛座ζ星（天關）东北面的一个超新星残骸和脉冲风星云。蟹状星云距地球约6,500光年（2,000秒差距），直径达11光年（3.4秒差距），并以每秒约1,500公里的速度膨胀。它是银河系英仙臂的一部分。 该星云由约翰·贝维斯于1731年发现，它对应于中国、阿拉伯和日本天文学家於公元1054年记录的一次超新星爆发（编号SN 1054，中国称天关客星）。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星，它的直径约28–30公里，每秒自转30.2次，并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首顆被确认为历史上超新星爆发遗迹的天体。 蟹状星云的X射线和γ射线辐射能量超过30 keV，最高可达10 TeV，而且非常稳定，因此天文学家将蟹状星云看成是宇宙中最稳定的高能辐射源之一，并将其作为一种标准来测量宇宙其他輻射源的能量。此星云是一个很好的辐射源，通过其他天体的掩星可以研究它與其他的天體。20世纪50和60年代时，天文学家曾借助穿过日冕的蟹状星云辐射对太阳日冕进行密度和成分测定。2003年，土卫六阻挡了蟹状星云的X射线辐射，天文学家借此机会测量土卫六的大气层的厚度。.
螣蛇十二
螣蛇十二，又稱為仙后座ρ（Rho Cassiopeiae）是一顆黃特超巨星，位於仙后座。即使距離地球11650光年，仍然可以用肉眼觀測到它（南半球不可見），因為它的亮度為太陽的35~65萬倍。螣蛇十二的直徑為太陽的450倍（6.3億公里），絕對星等為−7.5等，為已知最明亮的恆星之一。雖然它與太陽的表面溫度相仿，不過適居區却距離恆星遠達450天文單位。黃特超巨星是相當稀少的一種恆星，在銀河系中目前只發現7顆，不過在仙后座中另有一顆黃特超巨星仙后座V509。螣蛇十二沒有伴星，且屬於半規則變星。.
鎳的同位素
鎳（原子量：58.6934(2)）共有24個同位素，其中有4個是穩定的。.
螺旋星系
螺旋星系是星系的類型之一，但哈伯在1936年最初的描述是星雲的領域(pp. 124–151)，並且列在哈伯序列，成為其中的一部分。多數的螺旋星系包含恆星的平坦、旋轉盤面，氣體和塵埃，和中央聚集高濃度恆星，稱為核球的核心。這些通常被許多恆星構成的黯淡暈包圍著，其中許多恆星聚集在球狀星團內。 螺旋星系是以它們從核心延伸到星盤的螺旋結構命名。螺旋臂是恆星正在形成的區域，並且因為是年輕、炙熱的OB星居住的區域，所以比周圍明亮。 大約三分之二的螺旋星系都有附加的，形狀像是棒子的結構，從中心的核球突出，並且螺旋臂從棒的末端開始延伸。棒旋星系相較於無棒的表兄弟的比率可能在宇宙的歷史中改變，80億年前大約只有10%有棒狀構造，25億年前大約是四分之一，直到目前在可觀測宇宙（哈伯體積）已經超過三分之二有棒狀構造。 在1970年代，雖然很難從地球在銀河系中的位置很難觀察到棒狀結構，但我們的銀河系已經被證實為棒旋星系 。在銀河中心的恆星形成棒狀結構，最令人信服的證據來自最近的幾個調查，包括史匹哲太空望遠鏡。 包含不規則星系在內，現今宇宙中的星系有大約60%是螺旋星系。 它們大多是在低密度區域被發現，在星系團的中心則很罕見。.
聯星
聯星是兩顆恆星組成，在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統，尤其是在距離遙遠時，肉眼看見的經常是單一的點光源，要過其它的觀測方法，才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示，一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星（double star）通常被視為聯星的同義詞；然而，雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星，只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置，在視線上幾乎是相同的位置。然而，它們的"雙重性"只取決於這光學效應；恆星本身之間的距離是遙遠的，沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異，可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測，來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要，因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量，而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係（mass-luminosity relationship，MLR）估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的，在這種情況下，它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期，因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術，例如光譜學（聯星光譜）或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上，它與伴星會發生互相食與凌的現象；這樣的一對聯星會被稱為食聯星，或因為它們是經由光度變化被檢測出來的，而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近，將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下，這些接近的聯星系統可以交換質量，可能會帶來它們在恆星演化時，單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1（這是眾所皆知的黑洞）。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星，和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
鐵的同位素
鐵（原子量：55.845(2)）共有34個同位素，有四種天然同位素，其中有3個是穩定的，他們包括，豐度佔5.845%、，豐度佔91.754%、，豐度佔2.119% 、，豐度佔0.282%，其中在許多研究中表明可能具放射性，半衰期大於3.1×1022年，但目前尚未觀測到明確的衰變現象。下面列出24種鐵已知的放射性同位素半衰期等資料，也可以參考以查閱更精確的數值。 早期許多測量鐵的同位素組成多半是著重在伴隨核合成過程（也就是隕石相關研究）以及成礦分析來確定的變化量；然而，在過去十年中，在質譜分析技術的進步已經允許在短時間內檢測和定量天然存在的鐵的穩定同位素的比率。這項技術大部分已運用在地球科學和行星科學的相關研究，應用生物和工業系統也開始出現。.
行星
行星（planet；planeta），通常指自身不發光，環繞著恆星的天體。其公轉方向常與所繞恆星的自轉方向相同（由西向東）。一般來說行星需具有一定質量，行星的質量要足夠的大（相對於月球）且近似於圓球狀，自身不能像恆星那樣發生核聚變反應。2007年5月，麻省理工學院一組空间科學研究隊發現了已知最熱的行星（2040攝氏度）。 隨著一些具有冥王星大小的天體被發現，「行星」一詞的科學定義似乎更形迫切。歷史上行星名字來自於它們的位置（与恒星的相对位置）在天空中不固定，就好像它們在星空中行走一般。太陽系内肉眼可見的5顆行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已經被人類發現了。16世紀後日心说取代了地心说，人類瞭解到地球本身也是一顆行星。望遠鏡被發明和萬有引力被發現後，人類又發現了天王星、海王星，冥王星（2006年后被排除出行星行列，2008年被重分類為类冥天体，属于矮行星的一种）還有為數不少的小行星。20世紀末人類在太陽系外的恆星系統中也發現了行星，截至2013年7月12日，人類已發現2000多顆太陽系外的行星。.
行星系
行星系（planetary system），又称行星系統，是圍繞某恒星公轉的各種天體的集合，其中包括行星、衛星、小行星、流星體、彗星和宇宙塵埃。太陽和它的行星系統包括地球在內，合稱爲太陽系。.
飛馬座IK
飛馬座IK（亦作HR 8210）是位於飛馬座的聯星系統，距離太陽系約150光年。由于视星等仅为6.078等，只有理想状况下才能用肉眼勉强看到。 該聯星系統的主星（飛馬座IK A）是一顆主序星，光譜分類屬A型，其光度波動不大。在分類上，它屬矮造父變星，光度變化每天會重複22.9次。而伴星（飛馬座IK B）則為一顆已脫離主序星階段，並已停止以核聚變產生能量的大質量白矮星。兩顆恆星平均距離3,100萬公里（0.21 AU），比水星和太陽之間的距離還要短。 飛馬座IK B是已知最有可能演變為超新星的恆星。人們估計，當主星演化成紅巨星時，其半徑足以令伴星從主星的氣態外層吸積物質。當伴星累積的質量接近錢德拉塞卡極限（太陽質量的1.38倍）時，便有機會演化成Ia超新星。.
角宿一
--一（α Vir / 室女座α /英语：Spica）位於室女座，是全天空第十五亮的恆星，也是室女座最明亮的恆星。北半球的觀測者在春季夜晚，可以在東南方向的天空看到这颗明亮的1等星。想要找到角宿一，觀測者只需要沿着位于大熊座的北斗七星的斗柄和牧夫座的大角连成的曲线方向往下就可以看到它。角宿一是一顆藍巨星，屬於仙王座β型變星。角宿一距離地球有260光年之遥。.
视星等
视星等（apparent magnitude，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。 因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。 由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。 如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。 另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。 星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。.
高光度藍變星
光度藍變星也稱為劍魚座S型變星，是非常亮、藍的超巨星變星，以最亮的大麥哲倫雲的劍魚座S為名，做為此類型的代表。它們是非常罕見的，在光度上展現出長而緩慢的變化，間歇的會有造成實際質量損失的爆發。 高光度藍變星的亮度是太陽的百萬倍，質量可以高達太陽的150倍，接近恆星質量的理論上限，使它們都列名在宇宙中最亮、最熱和釋放最多能量的恆星表中。如果它們是如此的巨大，它們的重力將無法與輻射壓力平衡，並且使他們各別成為極超新星。對它們來說，由於它們的恆星風持續的拋出質量，使恆星質量不斷減少，因此它們幾乎無法達成流體靜力平衡。也因為這個原因，在這樣的恆星周圍經常都有由它們的爆發產生的星雲圍繞著；海山二是最接近和最佳的研究例子。因為它們的高質量和高光度，它們的生命期非常短－ 只有數百萬年。 目前的理論認為高光度藍變星是在大質量恆星演化的階段中需要流失大量質量的過程。它們在爆炸成超新星之前可能會演變成沃爾夫-拉葉星。如果一顆這種恆星損失的質量不夠多，它也許會成為一種威力特別大的不穩定對超新星。 現在所知宇宙中最亮和最熱的恆星之一LBV 1806-20，就是一顆高光度藍變星。.
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譜線
譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條，起因於光子在一個狹窄的頻率範圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。 譜線通常是量子系統（通常是原子，但有時會是分子或原子核）和單一光子交互作用產生的。當光子的能量確實與系統內能階上的一個變化符合時（在原子的情況，通常是電子改變軌道），光子被吸收。然後，它將再自發地發射，可能是與原來相同的頻率或是階段式的，但光子發射的總能量將會與當初吸收的能量相同，而新光子的方向不會與原來的光子方向有任何關聯。 根據氣體、光源和觀測者三者的幾何關係，看見的光譜將會是吸收譜線或發射譜線。如果氣體位於光源和觀測者之間，在這個頻率上光的強度將會減弱，而再發射出來的光子絕大多數會與原來光子的方向不同，因此觀測者看見的將是吸收譜線。如果觀測者看著氣體，但是不在光源的方向上，這時觀測者將只會在狹窄的頻率上看見再發射出來的光子，因此看見的是發射譜線。 吸收譜線和發射譜線與原子有特定的關係，因此可以很容易的分辨出光線穿越過介質（通常都是氣體）的化學成分。有一些元素，像是氦、鉈、鈰等等，都是透過譜線發現的。光譜線也取決於氣體的物理狀態，因此它們被廣泛的用在恆星和其他天體的化學成分和物理狀態的辨識，而且不可能使用其他的方法完成這種工作。 同核異能位移是由於吸收光子的原子核與發射的原子核有不同的電子密度。 除了原子-光子的交互作用外，其他的機制也可以產生譜線。根據確實的物理交互作用（分子、單獨的粒子等等）所產生的光子在頻率上有廣泛的分佈，並且可以跨越從無線電波到伽馬射線，所有能觀測的電磁波頻譜。.
豺狼座
豺狼座，是现代88星座之一，也是托勒密的48星座之一。此星座是南天星座之一，位於天秤座正南，天蠍座西南，也就是在南天亮星心宿二和南門雙星之間，可惜，它在赤緯－40°附近，北半球不大容易看到。它包含中国古代星座：顿顽，从官，骑官，车骑，积卒，柱，骑阵将军。 基本上本星座没有特别亮的星，但视星等在2-3等的星有30颗左右。亮度在第6等的星共70颗，其中包含几个双星和多星系统。最亮的星豺狼座α是蓝巨星；豺狼座β中國星名為騎官十。.
鲁道夫·闵可夫斯基
鲁道夫·闵可夫斯基（Rudolph Minkowski，），生於阿爾薩斯斯特拉斯堡，德裔美籍天文学家，著名数学家赫尔曼·闵可夫斯基的侄子。.
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贝尔法斯特
贝尔法斯特（英語：Belfast ；愛爾蘭語：Béal Feirste）位于爱尔兰岛东北沿海的拉干河口，在贝尔法斯特湾的西南侧，是英國北爱尔兰的最大海港及愛爾蘭島上最大的城市。始建于1888年，自1922年起成为北爱尔兰的首府。现有人口276,459，都會區579,554，是北爱尔兰政治、文化中心和最大的工业城市。 19世紀初貝爾法斯特成為了一個大港口，而貝爾法斯特也成為了世界最大的亞麻布產地，號稱“Linenopolis”，此外造船業（製造泰坦尼克號的哈兰德与沃尔夫造船厂位於此地）和香煙製造業也較為發達。1888年獲得城市地位。後來又發展起了宇航工業，是二戰後世界主要工業城市之一。 1970至80年代由於北愛爾蘭問題，該城市治安變差，成為世界上最不安全的城市之一。但到了21世紀它已經擺脫了這些問題的困擾，經濟穩定增長。他現在不但是一座港市，也因有喬治·貝斯特貝爾法斯特城市機場和貝爾法斯特國際機場而成為北愛爾蘭的交樞紐，是全球城市之一。.
超巨星
超巨星是質量最大的恆星，在赫羅圖上占據著圖的頂端，在約克光譜分類中屬於Ia（非常亮的超巨星）或Ib（不很亮的超巨星），但最明亮的超巨星有時會被分類為0。 超巨星的質量是太陽的10至70倍，亮度則為太陽光度的30,000至數百萬倍，它們的半徑變化也很大，通常是太陽半徑的30至500倍，甚至超過1000倍太陽半徑。斯特凡-波茲曼定律顯示紅超巨星的表面，單位面積輻射的能量較低，因此相對於藍超巨星的溫度是較冷的，因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。 因為她們的質量是如此的巨大，因此壽命只有短暫的一千萬至五千萬年，所以只存在於年輕的宇宙結構中，像是疏散星團、螺旋星系的漩渦臂，和不規則星系。她們在螺旋星系的核球中很罕見，也未曾在橢圓星系或球狀星團中被觀測到，因為這些天體都是由老年的恆星組成的。 超巨星的光譜佔據了所有的類型，從藍超巨星早期型的O型光譜，到紅超巨星晚期型的M型都有。參宿七，在獵戶座中最亮的恆星，是顆藍白色的超巨星，參宿四和天蝎座的心宿二則是紅超巨星。 超巨星模型的塑造依然是研究領域中活躍且有困難之處的區塊，例如恆星質量流失的問題就仍待解決。新的趨勢與研究方法則不只是要塑造一顆恆星的模型，而是要塑造整個星團的模型，並且藉以比較超巨星在其中的分布與變化，例如，像在星系麥哲倫雲中的分布狀態。 宇宙中的第一顆恆星，被認為是比存在於現在的宇宙中的恆星都要明亮與巨大的。這些恆星被認為是第三星族，她們的存在是解釋在類星體的觀測中，只有氫和氦這兩種元素的譜線所必須的。 大部分第二型超新星的前身被認為是紅超巨星，然而，超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過，在強大的恆星風將外面數層的氣體殼吹散前他可能是一顆紅超巨星。 目前所知最大的幾顆恆星，依據體積的大小排序如下：盾牌座UY、天鵝座NML、仙王座RW、WOH G64、仙后座PZ、維斯特盧1-26、人馬座VX、大犬座VY（the Garnet Star）。以上排名与亮度和重量无关。.
超新星列表
本列表按照超新星爆发年代排序。.
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。.
麦克唐纳天文台
麦克唐纳天文台（McDonald Observatory）位于美国德克萨斯州戴维斯堡附近，隶属于德克萨斯大学奥斯汀分校，主要设备是位于海拔2030米的福尔基斯山上的9.2米口径霍比-埃伯利望远镜（HET）、位于海拔2,070米的洛克山上的2.7米（107英寸）口径哈兰·史密斯望远镜和2.1米（82英寸）口径奥托·斯特鲁维望远镜。.
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黑洞
黑洞（英文：black hole）是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體（並非是一般認知的「洞」概念）。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後，發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸，就連传播速度極快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點，而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。 當恆星內部氫元素全部核融合完畢時，因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷，但隨著壓力越來越高，內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹，這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍，這便是紅巨星，質量更大的恆星則會發生超新星爆炸，無論是紅巨星或是超新星，都會將外部物質全部吹飛，直到連重元素也燒完時，重力又會使得恆星繼續向內塌陷，最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星，質量稍大的恆星則會形成中子星，會放出規律的電磁波，至於質量更大的恆星則會繼續塌陷，強大的重力使周圍的空間產生扭曲，最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。直至目前為止，所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。 黑洞是天文物理史上，最引人注目的題材之一，在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今，黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同，並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。 根據英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以不再適合稱其名為黑洞，而應該改其名為「灰洞」，先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法，是他「最大的失誤」。.
載
載，可能指：.
錢德拉塞卡極限
錢德拉塞卡極限（Chandrasekhar Limit），以印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡命名，是無自轉恆星以電子簡併壓力阻擋重力塌縮所能承受的最大質量，這個值大約是1.4倍太陽質量 ，計算的結果會依據原子核的結構和溫度而有些差異, F. X. Timmes, S. E. Woosley, and Thomas A. Weaver, Astrophysical Journal 457 (February 1, 1996), pp.
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能量
在物理學中，能量（古希臘語中 ἐνέργεια energeia 意指「活動、操作」）是一個間接觀察到的物理量。它往往被視為某一個物理系統對其他的物理系統做功的能力。由於功被定義為力作用一段距離，因此能量總是等同於沿著一定的長度阻擋某作用力的能力。 一個物體所含的總能量奠基於其質量，能量如同質量一般，不會無中生有或無故消失。能量就像質量一樣，是一個純量。在國際單位制（SI）中，能量的單位是焦耳，但是在有些領域中會習慣使用其他單位如千瓦·時和千卡，這些也是功的單位。 A系統可以藉由簡單的物質轉移將能量傳輸到B系統（因為物質的質量等效於能量）。然而，如果能量不是藉由物質轉移而傳輸能量，而是由其他方法轉移能量，將會使B系統產生變化，因為A系統對B系統作了功。這功表現的效果如同於一個力沿一定的距離作用在接收能量的系統裡。舉例來說，A系統可以藉由轉移（輻射）電磁能量到B系統，而這會在吸收輻射能量的粒子上產生力。同樣的，一個系統可能藉由碰撞轉移能量，而這種情況下被碰撞的物體會在一段距離內受力並獲得運動的能量，稱為動能。熱可以藉由輻射能轉移，或者直接藉由系統間粒子的碰撞而以微觀粒子之動能的形式傳遞。 能量可以不表現為物質、動能或是電磁能的方式儲存在一個系統中。當粒子在與其有交互作用的力場中受外力移動一段距離，此粒子移動到這個場的新位置所需的能量便如此的被儲存了。當然粒子必須藉由外力才能保持在新位置上，否則其所處在的場會藉由釋放儲存能量的方式，讓粒子回到原來的狀態。這種藉由粒子在力場中改變位置而儲存的能量就稱為位能。一個簡單的例子就是在重力場中往上提升一個物體到某一高度所需要做的功就是位能。 任何形式的能量可以轉換成另一種形式。舉例來說，當物體在力場中，因力場作用而移動時，位能可以轉化成動能。當能量是屬於非熱能的形式時，它轉化成其他種類能量的效率可以很高甚至達百分之百，如沿光滑斜面下滑的物體，或者新物質粒子的產生。然而如果以熱能的形式存在，則在轉換成另一種型態時，就如同熱力學第二定律所描述的，總會有轉換效率的限制。 在所有能量轉換的過程中，總能量保持不變，原因在於總系統的能量是在各系統間做轉移，當某個系統損失能量，必定會有另一個系統得到這損失的能量，導致失去和獲得達成平衡，所以總能量不改變。這個能量守恆定律，是十九世紀初時提出，並應用於任何一個孤立系統。(其後雖有質能轉換方程式的發現，但根據該方程式，亦可以把質量視為能量的另一存在形式，所以此定律可說依舊成立)根據諾特定理，能量守恆是由於物理定律不會隨時間改變而得到的自然結果。 雖然一個系統的總能量，不會隨著時間改變，但其能量的值，可能會因為參考系而有所不同。例如一個坐在飛機裡的乘客，相對於飛機其動能為零；但是相對於地球來說，動能卻不為零。.
鈷的同位素
鈷（原子量：58.933195(5)）共有40個同位素，其中有1個是穩定的。.
鈾
鈾（Uranium）是一種銀白色金屬化學元素，屬於元素週期表中的錒系，化學符號為U，原子序為92。每個鈾原子有92個質子和92個電子，其中6個為價電子。鈾具有微放射性，其同位素都不稳定，并以鈾-238（146個中子）和鈾-235（143個中子）最为常见。鈾在天然放射性核素中原子量第二高，仅次于钚。其密度比鉛高出大約70%，比金和鎢低。天然的泥土、岩石和水中含有百萬分之一至百萬分之十左右的鈾。採礦工業從瀝青鈾礦等礦物中提取出鈾元素。 自然界中的鈾以三种同位素的形式存在：鈾-238（99.2739至99.2752%）、鈾-235（0.7198至0.7202%）、和微量的鈾-234（0.0050至0.0059%）。鈾在衰變的時候釋放出α粒子。鈾-238的半衰期為44.7億年，鈾-235的則為7.04億年，因此它们被用于估算地球的年齡。 鈾獨特的核子特性有很大的實用價值。鈾-235是唯一自发裂變的同位素。鈾-238在快速中子撞擊下能夠裂變，屬於增殖性材料，即能在核反應爐中經核嬗變成為可裂變的鈈-239。鈾-233也是一種用於核科技的可裂變同位素，可從自然釷元素製成。鈾-238自發裂變的機率极低，快中子撞擊可诱导其裂變；鈾-235和233可被慢中子撞击而裂变，如果其质量超过临界质量，就都能夠維持核連鎖反應，在核反应过程中的微小质量损失会转化成巨大的能量。这一特性使它们可用于生产核裂变武器与核能发电。耗尽后的鈾-235发电原料被称为貧鈾（含238U），可用做钢材添加剂，製造贫铀弹和裝甲。.
藍超巨星
藍超巨星（BSGs）是恆星的恆星光譜分類中的第1級，光譜型為O或B型，屬於超巨星的其中一種，是宇宙中溫度及亮度最高的恆星。它們的溫度與亮度皆非常高，表面溫度為10,000－55,000K，質量約太陽的10－150倍。O型早期的蓝超巨星是宇宙中最亮最重的恒星。蓝超巨星的半径通常在太阳的15-50倍之间，O型超巨星的半径通常不会大于太阳的30倍，只有少部分特超巨星会超过这个数据。B型蓝超巨星则更大一些，但一般也不会超过太阳的60倍大。已知直径最大的B型星是手枪星，直径是太阳的306倍。最有名的藍超巨星是獵戶座的參宿七，SN 1987A也是一次藍超巨星爆炸造成的結果，這也是天文學家首次觀測到藍超巨星爆炸。.
钚
鈽（Plutonium，--）是原子序数94、元素符號為Pu的放射性超鈾元素。它屬於錒系金屬，外表呈銀白色，接觸空氣後容易腐蝕、氧化，在表面生成無光澤的二氧化鈽。鈽有六种同素異形體和四種氧化態，易和碳、鹵素、氮、矽起化學反應。鈽暴露在潮濕的空氣中時會產生氧化物和氫化物，其體積最大可膨脹70%，屑狀的钚能自燃。它也是一种放射性毒物，会於骨髓中富集。因此，操作、處理鈽元素具有一定的危險性。 鈽是天然存在於自然界中質量最重的原子。它最穩定的同位素是鈽-244，半衰期約為八千萬年，足夠使鈽以微量存在於自然環境中。 鈽最重要的同位素是鈽-239，半衰期為2.41萬年，常被用來製造核子武器。鈽-239和鈽-241都易于裂變，即它們的原子核可以在慢速熱中子撞擊下產生核分裂，釋出能量、伽馬射線以及中子輻射，從而形成核連鎖反應，並應用在核武器與核反應爐上。 鈽-238的半衰期為88年，並放出α粒子。它是放射性同位素熱電機的熱量來源，常用於驅動太空船。 鈽-240自發裂變的比率很高，容易造成中子通量激增，因而影響了鈽作為核武及反應器燃料的適用性。 分離鈽同位素的過程成本極高又耗時費力，因此鈽的特定同位素時幾乎都是以特殊反應合成。 1940年，格倫·西奧多·西博格和埃德溫·麥克米倫首度在柏克萊加州大學實驗室，以氘撞擊鈾-238而合成鈽元素。麥克米倫將這個新元素取名Pluto（意為冥王星），西博格便開玩笑提議定其元素符號為Pu（音類似英語中表嫌惡時的口語「pew」）。科學家隨後在自然界中發現了微量的鈽。二次大戰時曼哈頓計劃則首度將製造微量鈽元素列為主要任務之一，曼哈頓計劃後來成功研製出第一個原子彈。1945年7月的第一次核試驗「三一试验」，以及第二次、投於長崎市的「胖子原子彈」，都使用了鈽製作內核部分。關於鈽元素的人體輻射實驗研究並在未經受試者同意之下進行，二次大戰期間及戰後都有數次核試驗相關意外，其中有的甚至造成傷亡。核能發電廠核廢料的清除，以及冷戰期間所打造的核武建設在核武裁減後的廢用，都延伸出日後核武擴散以及環境等問題。非陸上核試驗也會釋出殘餘的原子塵，現已依《部分禁止核試驗條約》明令禁止。.
钴
钴是一种化学元素，符号为Co，原子序数27，属过渡金属，铁系元素之一，具有磁性。鈷礦主要為砷化物、氧化物和硫化物。此外，放射性的鈷-60同位素可進行癌症治療。.
钛
鈦是化學元素，化學符號Ti，原子序數22，是銀白色過渡金屬，其特徵為重量輕、強度高、具金屬光澤，亦有良好的抗腐蝕能力（包括海水、王水及氯氣）。由于其稳定的化学性质，良好的耐高温、耐低温、抗强酸、抗强碱，以及高强度、低密度，常用來製造火箭及太空船，因此獲美誉为“太空金属”。鈦於1791年由格雷戈爾於英國康沃爾郡發現，並由克拉普羅特用希臘神話的泰坦為其命名。 钛被认为是一种稀有金属，这是由于在自然界中其存在分散并难于提取。但其相对丰度在所有元素中居第十位。鈦的礦石主要有鈦鐵礦及金紅石，廣佈於地殼及岩石圈之中。鈦亦同時存在於幾乎所有生物、岩石、水體及土壤中。從主要礦石中萃取出鈦需要用到克羅爾法或亨特法。鈦最常見的化合物是二氧化鈦，可用於製造白色顏料。其他化合物還包括四氯化鈦（TiCl4，作催化劑及用於製造煙幕或）及三氯化鈦（TiCl3，用於催化聚丙烯的生產）。 鈦能與鐵、鋁、釩或鉬等其他元素熔成合金，造出高強度的輕合金，在各方面有着廣泛的應用，包括宇宙航行（噴氣發動機、導彈及航天器）、軍事、工業程序（化工與石油製品、海水淡化及造紙）、汽車、農產食品、醫學（義肢、骨科移植及牙科器械與填充物）、運動用品、珠寶及手機等等。 鈦最有用的兩個特性是，抗腐蝕性，及金屬中最高的強度－重量比。在非合金的狀態下，鈦的強度跟某些鋼相若，但卻還要輕45%。有兩種同素異形體和五種天然的同位素，由46Ti到50Ti，其中豐度最高的是48Ti（73.8%）。鈦的化學性質及物理性質和鋯相似，這是因為兩者的價電子數目相同，並於元素週期表中同屬一族。.
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。.
铅
铅（Plumbum，化学符号：Pb）為化学元素，原子序数82。铅是柔軟和展性強延性不佳的弱金属，有毒，也是重金属。铅原本的顏色為青白色，在空气中表面很快被一层暗灰色的氧化物覆盖。可用於建筑、铅酸充电池、弹頭、炮弹、銲接物料、釣魚用具、漁業用具、防輻射物料、奖杯和部份合金，例如電子焊接用的鉛錫合金。.
锎
锎（Californium，--）是一種放射性金屬元素，符號為Cf，原子序為98。鉲屬於錒系元素，是第六種人工合成的超鈾元素。鉲是產量能以肉眼可見的元素中原子量第二高的（最高的是鑀），也是自然界能自行產生的元素中質量数最高的，所有比鉲更重的元素皆必須通過人工合成才能產生。伯克利加州大學於1950年以α粒子（氦-4離子）撞擊鋦，首次人工合成鉲元素，因此該元素是以美國加利福尼亞州及加州大學命名的。 鉲擁有三種晶體結構，分別存在於正常氣壓900 °C以下、正常氣壓900 °C以上與高壓下（48 GPa）。在室溫下，鉲金屬塊會在空氣中緩慢地失去光澤。鉲的化合物主要由能夠形成3個化學鍵的鉲(III)形成。目前已知的20個鉲的同位素中，鉲-251是最為穩定的，其半衰期為898年，而鉲-252是最常被使用的同位素，半衰期約為2.64年，該同位素主要在美國的橡樹嶺國家實驗室及俄羅斯的合成。由於大部分鉲同位素的半衰期都很短，所以地殼中不存在大量的鉲元素。地球大約在45億年前形成，而在地球中自然放射的中子不足以從較穩定的元素產生出大量的鉲。 鉲是少數具有實際用途的超鈾元素之一，利用某些鉲同位素是強中子射源的特性，鉲能夠用於啟動核反應爐，還可以使用在中子衍射技術和中對材料進行研究。另外，鉲可用来合成质量数更高的元素，例如以鈣-48離子撞擊鉲-249可合成第118號元素Og。但在處理鉲的時候，也因此必須考慮到放射性的問題。當鉲累積在動物的骨骼組織時，將破壞紅血球的形成，影响造血功能。.
锂
锂（Lithium）是一种化学元素，其化学符号Li，原子序数为3，三个电子中两个分布在K层，另一个在L层。锂是碱金属中最轻的一种。锂常呈+1或0氧化态，是否有-1氧化态則尚未得到证实。但是锂和它的化合物并不像其他的碱金属那么典型，因为锂的电荷密度很大并且有稳定的氦型双电子层，使得锂容易极化其他的分子或离子，自己却不容易受到极化。这一点就影响到它和它的化合物的稳定性刘翊纶任德厚《无机化学丛书》第一卷 北京：科学出版社289-354页1984年。锂的英文名称来源于希腊文lithos，意为“石头”。其中文名则来源于“Lithos”的第一个音节发音“里”，因为是金属，在左方加上部首“钅”。.
脉冲星
脉冲星（Pulsar）是中子星的一種，為會週期性發射脈衝訊號的星體。.
重力波 (相對論)
在廣義相對論裡，重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時，會在池塘表面產生漣漪，從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時，會在時空產生漣漪，從帶質量物體位置向外傳播，這時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了引力相互作用的傳播速度為光速，因此會產生重力波的現象。相反地說，牛頓重力理論中的交互作用是以無限的速度傳播，所以在這一理論下並不存在重力波。 由於重力波與物質彼此之間的相互作用非常微弱，重力波很不容易被傳播途中的物質所改變，因此重力波是優良的信息載子，能夠從宇宙遙遠的那一端真實地傳遞寶貴信息過來給人們觀測。重力波天文學是觀測天文學的一門新興分支。重力波天文學利用重力波來對於劇烈天文事件所製成的重力波波源進行數據收集，例如，像白矮星、中子星與黑洞一類的星體所組成的聯星，另外，超新星與大爆炸也是劇烈天文事件所製成的重力波波源。原則而言，天文學者可以利用重力波觀測到超新星的核心，或者大爆炸的最初幾分之一秒，利用電磁波無法觀測到這些重要天文事件。 阿爾伯特·愛因斯坦根據廣義相對論於1916年預言了重力波的存在。1974年，拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現赫爾斯－泰勒脈衝雙星。這雙星系統在互相公轉時，由於不斷發射重力波而失去能量，因此逐漸相互靠近，這現象為重力波的存在提供了首個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象，如簡稱LIGO的激光干涉重力波天文台。2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊共同宣布，人类於2015年9月14日首次直接探测到重力波，其源自於双黑洞合併。之後，又陸續多次探測到重力波事件，特別是於2017年8月17日首次探測到源自於雙中子星合併的重力波事件GW170817。除了LIGO以外，另外還有幾所重力波天文台正在建造。2017年，萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功探測到重力波，而獲得諾貝爾物理學獎。.
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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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臭氧层
臭氧層是指大氣層的平流層中臭氧濃度相對較高的部分，主要作用是吸收短波紫外線。臭氧層密度低，如果它被壓縮到對流層的密度，則只有數毫米厚。.
致密星
致密星是白矮星、中子星、奇特星、黑洞等一类致密天体的总称，它们与正常星的主要区别是不再有核燃料进行聚变反应，热压力不足以与自身的引力保持平衡，因而塌缩成尺度非常小、密度非常大的天体。致密星通常是恒星演化末期的终结形态，恒星演化为何种致密星主要取决于恒星的质量。一般来說，质量在1倍至6倍太阳质量的恒星最终演化成白矮星，并伴随有质量损失，其外壳向外抛出，形成行星状星云。质量为3至8倍太阳质量的恒星演化成中子星，更大质量的恒星则坍缩成黑洞。.
金屬量
金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恒星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“金屬”，因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。） 。例如，碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”，但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金屬量也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，它幾乎完全都是氫原子，經由太初核合成，創造出相當大比例的氦和微量跡證的鋰。最初的恒星，被認為是第三星族星，完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然，它們存在於主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中创造出来，被觀測到最老的恒星，被認為是第二星族星，有非常少量的金屬；後續世代出生的恒星，因由先前世代的富含金屬的塵埃中创生出来，金屬含量越來越豐富。而當這些恒星死亡時，它們會將更豐富的金屬，經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中，讓新誕生的恒星有更豐富的金屬。最年輕的恒星，包括我們的太陽，含有的金屬最豐富的恒星，被認為是第一星族星。 橫跨銀河系，金屬量在銀心是最高的，並向外逐漸遞減。在群星之間的金屬量梯度隨恒星的密度變化：在星系的中心有最多的恒星，隨著時間的過去，有越來越多的金屬回到星際物質內，並且成為新恒星的原料。由相似的機制，較大的星系相較於較小的星系，也會有較高的金屬量。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系，麥哲倫雲的例子中，大麥哲倫星系的金屬量是銀河系的40%，小麥哲倫星系的金屬量是銀河系的10%。.
金星
金星（英語、拉丁語：Venus，天文符號：♀），在太陽系的八大行星中，是從太陽向外的第二顆行星，軌道公轉週期為224.7地球日，它沒有天然的衛星。在中國古代稱為太白、明星或大囂，另外早晨出現在東方稱啟明，晚上出現在西方稱長庚。到西漢時期，《史記‧天官書》作者天文學家司馬遷從實際觀測發現太白為白色，與「五行」學說聯繫在一起，正式把它命名為金星。它的西文名稱源自羅馬神話的愛與美的女神，维纳斯（Venus），古希腊人称为阿佛洛狄忒，也是希腊神话中爱与美的女神。金星的天文符号用维纳斯的梳妆镜来表示。 它在夜空中的亮度僅次於月球，是第二亮的天然天體，視星等可以達到 -4.7等，足以照射出影子。由於金星是在地球內側的內行星，它永遠不會遠離太陽運行：它的離日度最大值為47.8°。 金星是一顆類地行星，因為它的大小、質量、體積與到太陽的距離，均與地球相似，所以經常被稱為地球的姊妹星。然而，它在其它方面則明顯的與地球不同。它有著四顆類地行星中最濃厚的大氣層，其中超過96%都是二氧化碳，行星表面的大氣壓力是地球的92倍。表面的平均溫度高達，是太陽系最熱的行星，比最靠近太陽的水星還要熱。金星沒有將碳吸收進入岩石的碳循環，似乎也沒有任何有機生物來吸收生物量的碳。金星被一層高反射、不透明的硫酸雲覆蓋著，阻擋了來自太空中，可能抵達表面的可見光。它在過去可能擁有海洋，並且外觀與地球極為相似，但是隨著失控的溫室效應導致溫度上升而全部蒸發掉了B.M. Jakosky, "Atmospheres of the Terrestrial Planets", in Beatty, Petersen and Chaikin (eds), The New Solar System, 4th edition 1999, Sky Publishing Company (Boston) and Cambridge University Press (Cambridge), pp.
镍
是一種化學元素，化學符號為Ni，原子序數為28。它是一種有光澤的銀白色金屬，其銀白色帶一點淡金色。鎳屬於過渡金屬，質硬，具延展性。純鎳的化學活性相當高，這種活性可以在反應表面積最大化的粉末狀態下看到，但大塊的鎳金屬與周圍的空氣反應緩慢，因為其表面已形成了一層帶保護性質的氧化物。即使如此，由於鎳與氧之間的活性夠高，所以在地球表面還是很難找到自然的金屬鎳。地球表面的自然鎳都被封在較大的鎳鐵隕石裏面，這是因為隕石在太空的時候接觸不到氧氣的緣故。在地球上，這種自然鎳總會和鐵結合在一起，這點反映出它們都是超新星核合成主要的最終產物。一般認為地球的地核就是由鎳鐵混合物所組成的。 鎳的使用（天然的隕鎳鐵合金）最早可追溯至公元前3500年。阿克塞尔·弗雷德里克·克龙斯泰特於1751年最早分離出鎳，並將它界定為化學元素，儘管他最初把鎳礦石誤認為銅的礦物。鎳的外語名字來自德國礦工傳說中同名的淘氣妖精（Nickel，與英語中魔鬼別稱"Old Nick"相近），這是由於鎳銅礦不能用煉銅的方法煉出銅來，所以被比擬成妖魔。鎳最經濟的主要來源為鐵礦石褐鐵礦，含鎳量一般為1-2%。鎳的其他重要礦物包括硅鎂鎳礦及鎳黃鐵礦。鎳的主要生產地包括加拿大的索德柏立區（一般認為該處是隕石撞擊坑）、太平洋的新喀里多尼亞及俄羅斯的諾里爾斯克。 由於鎳在室溫時的氧化緩慢，所以一般視為具有耐腐蝕性。歷史上，因為這一點鎳被用作電鍍各種表面，例如金屬（如鐵及黃銅）、化學裝置內部及某些需要保持閃亮銀光的合金（例如鎳銀）。世界鎳生產量中的約6%仍被用於抗腐蝕純鎳電鍍。鎳曾經是硬幣的常見成份，但現時這方面已大致上被較便宜的鐵所取代，尤其是因為有些人的皮膚對鎳過敏。儘管如此，英國還是在皮膚科醫生的反對下，於2012年開始再使用鎳鑄造錢幣。 只有四種元素在室溫時具有鐵磁性，鎳就是其中一種。含鎳的鋁鎳鈷合金永久磁鐵，其磁力強度介乎於含鐵的永久磁鐵與稀土磁鐵之間。鎳在現代世界的的地位主要來自於它的各種合金。全世界鎳產量中的約60%被用於生產各種鎳鋼（特別是不鏽鋼）。其他常見的合金，還有一些的新的高溫合金，就幾乎就佔盡了餘下的世界鎳用量。用於製作化合物的化學用途只佔了鎳產量的不到3%。作為化合物，鎳在化學製造有好幾種特定的用途，例如作為氫化反應的催化劑。某些微生物和植物的酶用鎳作為活性位點，因此鎳是它們重要的養分。.
英國皇家天文學會
英國皇家天文學會（Royal Astronomical Society, RAS），是由英國天文學家組成的天文研究團體。總部位於倫敦。目的是為了增進天文學、行星科學、地球物理學及其他與天文相關學科的研究。在國際天文聯會中代表英國，也是國際科學理事會的成員。.
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電子簡併壓力
電子簡併壓強是由泡利不相容原理產生的力，說明兩個費米子不能同時佔有相同的量子態，這種力量也是物質可以被壓縮的極限。在恆星物理中，這是一個很重要的物理量，因為它造就白矮星的存在。.
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電磁輻射
#重定向 电磁辐射.
蛇夫座
蛇夫座从地球看位于武仙座以南，天蝎座和人马座以北，银河的西侧。蛇夫座是星座中惟一与其他星座-巨蛇座直接連在一起，同时蛇夫座也是唯一同時橫跨天球赤道、银道和黄道的星座。蛇夫座既大又宽，形状长方，天球赤道正好斜穿过这个长方形。尽管蛇夫座跨越的银河很短，但银河系中心方向就在离蛇夫座不远的人马座内。银河在这里有一块突出的部分，形成了银河最宽的一个区域。.
蛇夫座RS
蛇夫座RS（RS Oph）是在蛇夫座距離地球大約5,000光年的一顆新星，它在寧靜階段的視星等大約12.5等，曾在1898年、1933年、1958年、1967年、1985、2006年爆發，平均亮度達到5等。大約每20年，從紅巨星吸積在白矮星的材料就足以在表面產生熱核爆炸。白矮星在紅巨星擴張的大氣層內循著軌道運行，以吸積盤集聚紅巨星的大氣至白矮星。.
耶魯大學出版社
耶魯大學出版社是美國耶魯大學的。它於1908年由 George Parmly Day 創建， 在1961年成為耶魯大學的官方部門，但財政和運作自主。 截至2009年，耶魯大學出版社每年出版約300本精裝本新書和150本平裝本新書，出版書籍超過6000本。其出版的書已榮獲五次國家圖書獎，兩次，八次普利策獎。.
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Foe (unit)
#重定向 Foe (單位).
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Ia超新星
超新星（Type Ia supernova）出現在其中的一顆是白矮星，而另一顆可以是巨星或低質量恆星的聯星系統（兩顆軌道互繞的恆星）。白矮星是已完成其正常命週期核融合反應的恆星殘骸。但是，一般最常見的碳-氧白矮星，如果他們的溫度上升得足夠高，仍有進行核融合反應，進一步釋放大量能量的能力。物理上，低自轉速率的碳-氧白矮星會低於1.44太陽質量（）有點令人費解的是，儘管與電子簡併壓力無法阻擋災難性坍縮的錢德拉塞卡質量（Chandrasekhar mass）有所不同，這個限制通常被稱為錢德拉塞卡極限。如果一顆白矮星可以從其聯星系統的伴星逐漸吸積質量，一般假設當其接近此一質量極限時，核心將達到碳融合的點火溫度。如果白矮星與另一顆恆星合併（極為罕見的事件），它將在瞬間就超越了質量限制並開始坍縮，也會再次提升溫度超越核融合的燃點。在啟動核融合之後幾秒鐘，白矮星絕大部分的質量會經歷熱失控反應，釋放出極為巨大的能量（1–），在超新星爆炸中解除恆星的束縛。 這種類型的超新星由於爆炸的白矮星通過吸積的機制使質量幾乎一致，因此產生一致的峰值光度。因為超新星的視星等隨著距離而改變，這種穩定的最大光度使它們的爆發可以做為標準燭光，用來測量宿主星系的距離。 在2015年5月，NASA報告克卜勒太空望遠鏡觀測新發現一顆Ia超新星，KSN 2011b，爆炸的完整過程：爆炸前、爆炸中和爆炸後。前超新星時段的詳細資訊可能可以讓科學家對暗能量有更好的瞭解。.
Ib和Ic超新星
Ib和Ic超新星是恆星爆炸的類型之一，起因於大質量恆星的核心塌縮，而含氫的外殼已經被剝離時的現像。.
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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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M61 (螺旋星系)
M61（也稱為NGC 4303）位於室女座，是室女座星系團的一個螺旋星系，由Barnabus Oriani在1779年5月5日所發現的，也是室女座星系團中最大的星系之一。.
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NGC 1058
NGC 1058 是英仙座的一個星系。.
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NGC 4526
NGC 4526是室女座星系团的一个透镜星系，其已知中发生过SN 1994D和SN 1969E两次超新星爆发。.
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Order of magnitude
#重定向 数量级.
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R-過程
R-過程，或稱為快中子捕獲過程，是在核心發生塌縮的超新星（參考超新星核合成）中創造富含中子且比鐵重的元素的程序，並創造了大約一半的數量。R-過程需要以鐵為種核進行連續的快中子捕獲，或是短程的R-過程。另一種居主導地位產生重元素的機制為S-過程，也就是通過慢中子捕獲進行核合成，主要發生在AGB星，而這兩種過程在產生比鐵重的元素的星系化學演化中占了很重的分量。.
RX J0852.0-4622
RX J0852.0-4622（也稱為G266.2−1.2）是一個超新星殘骸。這個殘骸位於南天的船帆座內巨大且古老的船帆座超新星殘骸內（投影）。由於這個原因，RX J0852.0-4622通常被稱為Vela Junior。 它在1998被發現，是在使用成像康普頓望遠鏡（COMPTEL）檢測來自鈦-44核的γ射線衰變時發現的。 對此天體的距離仍有爭議。有一些科學家認為超新星殘骸的距離只有650-700光年，爆炸的時間（從地球看）也許在過去的800年。如果這個距離是正確的，可能的恆星殘骸物是PSR J0855-4644。 如果這個殘骸確實是年輕且在附近，地球大約在1250年時可以看見與之對應的超新星。這項解釋的一個困難是在當時沒有任何書面報告提及在那一部分天空有超新星。 奇怪的是，南極冰芯的分析表明1070年左右有一顆超新星 ，但當代天文學家完全都沒有紀錄。這顆超新星的位置在南緯46度，可能是位置太偏南，以致北半球的天文學家都沒有注意到，尤其是它的峰值亮度如果出現在北半球的夏季。在這個緯度，在北緯45度以上將看不見它，也就是歐洲絕大部分地區看不見。 在2001年發現它的中心緻密天體（CCO）。依據錢德拉X射線天文台初始的照片和深層影像，未能檢出緻密脈動天體的超新星殘骸，但信這是一顆中子星。.
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S-過程
S-過程，或稱為慢中子捕獲過程，是發生在相對來說中子密度較低和溫度中等條件下的恆星進行核合成過程。在這樣的條件下，原子的核心進行中子捕獲的速率相較之下就低於β負衰變。穩定的同位素捕獲中子；但是放射性同位素在另一次中子捕獲前就先衰變成為穩定的子核，這樣經由β穩定的過程，使同位素沿著同位素列表的槽線移動。S-過程大約創造了另一半比鐵重的元素，因此在星系化學演化中扮演著很重要的角色。S-過程與更快速的r-過程中子捕獲不同的是它的低速率。.
Science (journal)
#重定向 科学 (期刊).
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SN 1006
SN 1006是地球上的人們在1006年普遍記錄到的一顆超新星；與地球的距離是7,200光年。它是歷史上記錄到的最明亮的恆星事件，估計視星等達到-7.5等，最早的紀錄是在1006年4月30日與5月1日之間出現在豺狼座。在中國、埃及、伊拉克、日本、瑞士都有這顆「客星」的觀測紀錄，甚至北美洲可能也有。.
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SN 1054
天關客星（編號：SN 1054），是1054年金牛座內爆發的一顆超新星，古代中國和阿拉伯的天文學家在史書中對這顆星留下了詳細的記錄。因該星星突然出現在天關星（金牛座ζ）附近，故名天關客星。 《宋史‧天文志》中載： 至和元年五月己丑也就是1054年7月4日。 《宋史‧仁宗本紀》中載： 《續資治通鑒長編》卷一七六中載： 《宋會要》卷五十二中記載： 根據中國史籍中的記錄可以推斷，這顆超新星在23天的時間內白天都可以見到，在夜晚可見的時間則持續了一年十個月。據研究，這顆星可能是Ⅱ型超新星。天關客星爆炸後的遺骸形成了蟹狀星雲，在1774年收錄在梅西耶天體列表中成為第1號天體（蟹狀星雲M1,NGC 1952）。 在人类有文字记载的历史上，观测到银河系内的超新星爆发的机会非常少。除了蟹状星云以外，还有被第谷和他的学生开普勒观测到的第谷超新星与开普勒超新星。据天文学家推算，银河系内的超新星爆发平均20-50年出现一次。但是大都发生在银核内部，或者在银盘的另一半完全被银核遮挡。蟹状星云的超新星爆发，恰巧发生在银河系内与太阳同一侧银盘上但是比太阳系更远离银核的外侧。这样的部位发生超新星爆发，从地球上观测完全没有遮挡，但是这样机会就极为罕见。 20世纪早期，对早期间隔数年的星雲照片进行分析表明，它正在不断膨胀。根据其膨胀速度反推可得，该星云在地球上开始可见的时间至少在900年以前。而中国天文学家1054年的记录过在天空的相同区域产生过一颗亮星，甚至白天都可观测到。由于距离十分遥远，当时中国人观测到的白天的“客星”只可能是超新星。这是一种核聚变已耗尽能量并自行坍缩，从而发生爆炸的巨大恒星。 近期对历史记载的分析表明，产生蟹状星云的超新星爆发时间为4月或5月上旬，到了7月最亮时视星等升至−7到−4.5之间（比夜空中除了月球以外的任何天体都亮）。该超新星在首次发现大约两年之内都可用肉眼看到。归功于东亚地区和中东地区天文学家1054年记录的观测，蟹状星云成为第一个被确认与超新星爆发有关的天体。.
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SN 1572
SN 1572，又名“第谷超新星”,“仙后座B”，是一顆於仙后座出現的超新星，也是少數能以肉眼看見的超新星之一。它於1572年11月11日由丹麦天文学家第谷·布拉赫首度觀測，當時它比金星光亮，隨著光度轉暗，至兩年後的1574年3月，它已經無法再以肉眼看到。仙后座还有另外一颗著名的超新星遗迹：仙后座A。 第谷·布拉赫可能不是这个超新星的首位发现者，倒可能是Wolfgang Schuler ，后者于1572年11月6日首次发现它。意大利天文学家Francesco Maurolico也可能先于第谷·布拉赫发现它。 作为一个暗淡的星云，这个超新星遗址于二十世纪六十年代被科学家用帕洛马天文台的望远镜观察到；之后，为倫琴衛星 (ROSAT) 的望远镜所拍摄到。这个超新星可能属于Ia超新星：它原本是一颗白矮星，因为从伴星取得物质，使质量超过钱德拉塞卡极限，从而发生爆发，也可能是两颗白矮星并合而产生。Ia型超新星爆发后不会留下中子星或者黑洞，因此最后将不会产生像蟹状星云那样的脉冲风星云。SN 1572的冲击波目前仍以大约每秒数千公里的速度向外扩张。.
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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 185
SN 185是出現於公元185年的一顆超新星，位置在圓規座和半人馬座之間，靠近南門二的附近。這顆客星被中國天文學家紀錄在《後漢書》內，並且也可能記錄在羅馬帝國的文獻中。 他在夜晚可以見到的時間長達8個月，相信是人類紀錄到的第一顆超新星。建议取名为「南门客星」。 氣體的殼層RCW 86，距離估計約為三千秒差距，被認為是這顆超新星事件的殘骸，近來的X射線研究與預期的年代有很好的吻合。.
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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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SN 1961i
SN 1961i 是在1961年6月出現在M61（NGC 4303）的超新星，發現者是帕洛瑪天文台的米爾頓·赫馬森，是帕洛瑪天文台在當年發現的16顆超新星中最亮的。雖然它被弗裡茨·茲威基分類為III型超新星的原型，但其他的研究人員仍將它列為II型超新星。.
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SN 1961V
SN 1961V是一顆異常的超新星事件，是類似超新星的假超新星。這顆潛在的冒名者在1964年首度被弗裡茨·茲威基檢出，SN 1961V出現在距離大約9.3 Mpc（3千萬光年）遠的星系NGC 1058。不像許多的超新星，它的祖恆星類似海山二，是顆非常大且亮的藍色恆星。估計其祖恆星的質量高達2,000太陽質量，但這很可能是被高估了。如果SN 1961V不是一顆超新星，它最有可能是高光度藍變星的一次極端的大爆發。 SN 1961V的爆炸，以2,000Km/s的速度將殘骸向外拋出，這比大多數超新星的速度慢得多。它的光變曲線，與逐步攀升至最大光度，相較於一般超新星也不相同。這個不尋常的光度曲線導致它被懷疑是其他的事件。如果這顆恆星還存在者，它將被標誌為假超新星，而不是一顆真正的超新星SN 1961V。哈伯太空望遠鏡和史匹哲太空望遠鏡的使用者，一直在試圖確定其祖恆星是否還存在。但是，此一事件的碎片遮蔽了這個區域，和阻礙了這些觀測的企圖。 俄亥俄州立大學的Christopher Kochanek已經將此一事件和超新星SN 2005gl比對，建議類似於SN 2005gl的前超新星質量損失可以解釋擴張的低速度。Kochanek的小組經過分析，強烈的認為SN 1961V是一顆正的超新星。幾乎在同一時刻，另一個團隊檢測到一顆高度明亮的藍色恆星存在於這顆超新星的殘骸現場，然而他們不能排除這顆是爆炸後倖存的伴星。.
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SN 1987A
SN 1987A是1987年2月24日在大麥哲倫雲內发现的一次超新星爆发，是自1604年开普勒超新星（SN 1604）以来观测到的最明亮的超新星爆發，肉眼可见，位於蜘蛛星雲的外圍，距離地球大約51,400秒差距（約168,000光年）。由於是在1987年發現的第一顆超新星，因此被命名為「1987A」。SN 1987A爆發的光線於1987年2月23日到達地球，亮度於5月左右到達頂峰，視星等達3等，之後漸漸轉暗。这是现代的天文学家在近距离观测到一颗超新星的第一次机会，提供了核心坍缩超新星的许多深入了解。.
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SN 1993J
SN 1993J是1993年3月28日由西班牙天文学家弗兰西斯科·加西亚（Francisco Garcia Diaz）发现的超新星。它位于大熊座的河外星系M81，距离约为8.5 ± 1.3 百万光年 （2.6 ± 0.4百万秒差距），最亮时视星等为10.8等，它是二十世纪第二亮的超新星，仅次于位于大麦哲伦星系的SN 1987A。.
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SN 2002cx
SN 2002cx是一颗奇特的Ia型超新星Li ''et al''., 2003 p. 1Branch et al., 2004Jha et al., 2006。它由劳伦斯伯克利国家实验室的研究团队于2002年5月发现。它与通常的Ia型超新星不同，于先前发现的几个奇特Ia型超新星也不同，例如SN 1991T和SN 1991bgLi ''et al''., 2003 p. 12Li ''et al''., 2003 p. 10。.
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SN 2005gj
SN 2005gj 是顆距離地球大約8億6400萬光年（2億6500萬秒差距）的超新星，於2005年9月29日由史隆數位巡天計畫和臨近超新星工廠計畫（Nearby Supernova Factory）發現 。.
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SN 2005gl
SN 2005gl是位於棒渦星系NGC 266內的一顆超新星。它是在2005年10月5日被派克特天文台設於格魯吉亞的60公分自動望遠鏡以CCD影像擷取到的，並由與Peter Ceravolo合作的Tim Puckett提出報告。日本的Yasuo Sano 也獨立發現了這顆超新星。 這顆超新星位於星系核心東方29.8″和北方16.7″ 。根據它的光譜，它被分類為II型超新星，是一顆核心塌縮的超新星。它的紅移 z.
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SN 2006gy
SN 2006gy是一顆極端高能的超新星，有時也稱為極超新星或夸克新星，它是在2006年9月18日被發現的，和P.
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SN 2008ha
SN 2008ha是大約在2008年11月7日在位於飛馬座的星系UGC 12682內發現的一顆 Ia 超新星，與地球的距離大約是。 SN 2008ha 在許多地方與眾不同：在V頻的絕對星等只有-14.2等，是曾經觀測到的超新星中最暗的；它的母星系是很少產生超新星的類型；發現它的觀測者是派克特天文台世界超新星搜索員中年僅14歲的卡洛琳·摩里、傑克·牛頓和蒂姆·派克特。摩里是第二年輕的超新星發現者，年紀最小的是SN 2010lt的共同發現者，凱薩琳·啊魯拉·葛雷。SN 2008ha另一個不尋常的特徵是在最大亮度時只有大約2,000Km/Sec.的低膨脹速度，這顯示它在爆炸時釋放出的動能很小。相較之下，SN 2002cx膨脹的速度大約是5,000Km/Sec.，而典型的Ia超新星膨脹速度大約是10,000Km/Sec.。SN 2008ha的低膨脹速度使得光譜中的都卜勒增寬相對較小，因此可以獲得較高品質的資訊。 對這顆超新星的研究使用了紫外線、可見光、和近紅外線光譜儀。可見光的光譜來自智利的麥哲倫望遠鏡、亞利桑那州的MMT望遠鏡、和夏威夷的雙子望遠鏡與凱克望遠鏡，還有雨燕衛星。特別是，SN 2008ha被確認是類似Ia超新星中特異的類SN 2002cx型。SN 2008ha的亮度只持續了10天，這遠比類SN 2002cx天體 (大約15天) 和平常的Ia超新星 (大約20天) 短。從它的峰值光度估計，SN 2008ha釋放出的能量只相當於(3.0 ± 0.9) × 10−3太陽質量的Ni56，動能為2 × 1048 爾格，噴發出0.15 M⊙的物質。.
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WR104
WR 104是一颗发现于1998年的沃爾夫-拉葉星，距离地球约8000光年。WR 104 是一个双星系统，伴星是 OB 型恒星。该系统的公转周期是220天；并且主星與半星之间的恆星風交互作用產生了一個「風車狀」的螺旋噴發模式，影響範圍超過200天文單位。螺旋是由灰塵組成的，一般來說會阻擋來自 WR 104 的強烈輻射，而非其伴星的輻射。兩顆巨大恆星的恆星風交互作用的區域會將物質壓縮到足以形成灰塵，並且該系統的旋轉會造成螺旋狀結構。.
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。.
恆星演化
恆星演化是恆星在生命過程中所經歷急遽變化的序列。恆星依據質量，一生的範圍從質量最大的恆星只有幾百萬年，到質量最小的恆星比宇宙年齡還要長的數兆年。右方的表顯示質量和恆星壽命的關聯性。所有的恆星都從通常被稱為星雲或分子雲的氣體和塵埃坍縮中誕生。在幾百萬年的過程中，原恆星達到平衡的狀態，安頓下來成為所謂的主序星。 恆星大部分的生命期都在以核融合產生能量的狀態。最初，主序星在核心將氫融合成氦來產生能量，然後，氦原子核在核心中佔了優勢。像太陽這樣的恆星會從核心開始以一層一層的球殼將氫融合成氦。這個過程會使恆星的大小逐漸增加，通過次巨星的階段，直到達到紅巨星的狀態。質量不少於太陽一半的恆星也可以經由將核心的氢融合成氦來產生能量，質量更重的恆星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恆星用盡了核心的燃料之後，其核心會塌縮成為緻密的白矮星，並且外層會被驅離成為行星狀星雲。質量大約是太陽的10倍或更重的恆星，在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端，恆星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱，然後成為低質量的白矮星The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp.
核合成
核合成是從已經存在的核子（質子和中子）創造出新原子核的過程。原始的核子來自大霹靂之後已經冷卻至一千萬度以下，由夸克膠子形成的等離子體海洋。在之後的幾分鐘內，只有質子和中子，也有少量的鋰和鈹（原子量都是7）被合成，但相對來說仍只有很少的數量。太初核合成的第一個過程可以稱為核起源（成核作用），隨後產生各種元素的核合成，包括所有的碳、氧等元素，都是發生在原始恆星內部的核融合或核分裂。.
核聚变
--，是将两个较轻的核结合而形成一个较重的核和一个很轻的核（或粒子）的一种核反应形式。在此过程中，物质没有守恒，因为有一部分正在聚变的原子核的物质被转化为光子（能量）。核聚变是给活跃的或“主序的”恆星提供能量的过程。 两个较轻的核在融合过程中产生质量亏损而释放出巨大的能量，两个轻核在发生聚变时因它们都带正电荷而彼此排斥，然而两个能量足够高的核迎面相遇，它们就能相当紧密地聚集在一起，以致核力能够克服库仑斥力而发生核反应，这个反应叫做核聚变。 舉個例子：两个質量小的原子，比方說兩個氚，在一定条件下（如超高温和高压），會发生原子核互相聚合作用，生成中子和氦-4，并伴随着巨大的能量释放。 原子核中蕴藏巨大的能量。根据质能方程E.
業餘天文學
業餘天文學，是對觀察天體有興趣且樂在其中的人所從事的行為。也就是通常意義上的天文愛好者所從事的夜空或白天觀測目標或攝影活動，通常使用可移動式望遠鏡、雙筒望遠鏡和肉眼進行觀察。 一些天文愛好者常進行大型的集體觀星活動（連續數天），借此互相觀摩經驗和聚會，使用望遠鏡心得等；這樣的集體活動被稱爲交流會（star party），尤以美、日較流行，中國亦已興起此活動。.
極超新星
極超新星（superluminous supernova 或 hypernova。也称为骇新星），是超新星的一種，是年老的極超巨星在臨終前的爆發。這種超新星的威力比起一般的超新星要大得多，剩下的核心會直接塌縮為黑洞，在黑洞自轉的兩極會以接近光速射出高能量等離子體，充著伽玛射线，成為科學家認為伽玛射线暴的可能源頭之一。透過近幾年的多項觀測結果，人們對伽馬射線暴的瞭解增多。 1990年代，极超新星是指爆炸能量相当于100倍超新星爆发。现在则将所有极超巨星发生的爆发全部归入极超新星的范畴。 又由於會演變為黑洞的超巨星的數量極少，極超新星爆發的現象也同樣極少，天文學家預測在我們的銀河系內，平均每兩億年會出現一顆極超新星。.
標準燭光
標準燭光是天文學中已經知道光度的天體，而在宇宙學和星系天文學中獲得距離的幾種重要方法都是以標準燭光做基礎的。比較已知的光度（或是它的對應函數的數值，絕對星等）和他的觀測亮度（視星等），距離可以經由下面的公式計算而得： 此處的D是距離，kpc是千秒差距（103 秒差距）， m是視星等，M是絕對星等（兩者均處於靜止的狀態下）。 （這與天體的距離模數是緊密相關的。） 標準燭光有下列這些類型：.
次原子粒子
次原子粒子，或稱亚原子粒子。是指比原子還小的粒子。例如：電子、中子、質子、介子、夸克、膠子、光子等等。.
欧洲南方天文台
歐洲南天天文台（）是為在南半球研究天文學，在政府間組織的一個研究機構，由15個國家組成和支援的一個天文研究組織。它成立於1962年，目的是為歐洲天文學家提供先進的設施和捷徑以研究南方的天空。這個組織總部設在德國慕尼黑附近的加興，雇用了約730名工作人員，每年並接受成員國約1億3100萬歐元的經費。 歐洲南天天文台建設和經營一些已知規模最大和技術最先進的望遠鏡，包括首創主動光學技術的新技術望遠鏡、和由4個8米等級的望遠鏡和4個1.8米輔助望遠鏡組成的甚大望遠鏡。目前由ESO進行的計畫包括亞他加馬大型毫米波陣列和歐洲極大望遠鏡。 ALMA是下一個十年最大的地面天文專案，將成為在毫米與次毫米波尺度下觀測的主要新工具。他的建設正在進行中，預計於2013年完成。ALMA專案是歐洲各國、亞洲、北美洲和智利之間的國際合作計畫。歐洲執行權由ESO代表行使，並且還主持ALMA區域中心。 E-ELT是40米等級的望遠鏡，目前還在細部設計階段，將是世界上觀測天空最大的巨眼。 歐洲極大望遠鏡，它將極有力的推動天文物理學的知識，能夠仔細研究的天體，包括圍繞著其它恆星的行星、宇宙中的第一個天體、超大質量黑洞、和主宰宇宙的暗物質與暗能量的自然本質和分布。從2005年底，ESO就一直與工作和使用社群的歐洲天文學家和天文物理學家共同來定義此新的聚型望遠鏡。 ESO的觀測機構已經作出許多重大的天文發現和一些天體目錄。最近的研究結果包括發現最遙遠的伽瑪射線暴和我們的星系，銀河系，中心有黑洞的證據。2004年，甚大望遠鏡讓天文學家獲得第一張在173光年外環繞著的棕矮星的系外行星2M1207b軌道的絕佳影像。安裝在ESO另一架望遠鏡上的儀器，高精度徑向速度行星搜索器發現許多的系外行星，包括迄今發現最小的系外行星格利澤581c。甚大望遠鏡還發現迄今距離人類最遙遠星系的候選者阿貝爾1835 IR1916。.
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氢
氫是一種化學元素，其化學符號為H，原子序為1。氫的原子量為，是元素週期表中最輕的元素。單原子氫（H）是宇宙中最常見的化學物質，佔重子總質量的75%。等離子態的氫是主序星的主要成份。氫的最常見同位素是「氕」（此名稱甚少使用，符號為1H），含1個質子，不含中子；天然氫還含極少量的同位素「氘」（2H），含1個質子和1個中子。 氫原子最早在宇宙復合階段出現並遍佈全宇宙。在標準溫度和壓力之下，氫形成雙原子分子（分子式為H2），呈無色、無臭、無味非金屬氣體，不具毒性，高度易燃。氫很容易和大部份非金屬元素形成共價鍵，所以地球上大部份的氫都以分子的形態存在，比如水和有機化合物等。氫在酸鹼反應中尤其重要，因為在這類反應中各種分子須互相交換質子。在離子化合物中，氫原子可以獲得一個電子成為氫陰離子（H−），或失去一個電子成為氫陽離子（H+）。雖然在一般寫法中，氫陽離子就是質子，但在實際化合物中，氫陽離子的實際結構是更為複雜的。氫原子是唯一一個有薛定諤方程式解析解的原子，所以對氫原子模型的研究在量子力學的發展過程中起到了關鍵的作用。 16世紀，人們通過混合金屬和強酸，首次製備出氫氣。1766至1781年，亨利·卡文迪什第一次發現氫氣是一種獨立的物質，燃燒後會產生水。安東萬-羅倫·德·拉瓦節根據這一性質，將其命名為「Hydrogen」，在希臘文中意為「生成水的物質」。19世纪50年代，英国医生合信编写《博物新编》（1855年）时，把元素名翻译为“轻气”，成為今天中文「氫」字的來源。 氫氣的工業生產主要使用天然氣的蒸汽重整過程，或通過能源消耗更高的水電解反應。大部份的氫氣都在生產地點直接使用，主要應用包括化石燃料處理（如裂化反應）和氨生產（一般用於化肥工業）。在冶金學上，氫氣會對許多金屬造成氫脆現象，使運輸管和儲存罐的設計更加複雜。.
氦
氦（Helium，舊譯作氜）是一种化学元素，其化学符号是He，原子序数是2，是一种无色的惰性气体，放电时发橙红色的光。在常温下，氦是一种极轻的无色、无臭、无味的单原子气体。氦在空氣中含量較少，但在宇宙中是第二豐富的元素，在银河系佔24％。.
氧
氧（IUPAC名：Oxygen）是一種化學元素，符號為O，原子序為8，在元素週期表中屬於氧族。氧屬於非金屬，是具有高反應性的氧化劑，能夠與大部分元素以及其他化合物形成氧化物。氧在宇宙中的總質量在所有元素中位列第三，僅居氫和氦之下。Emsley 2001, p.297在標準溫度和壓力下，兩個氧原子会自然鍵合，形成無色無味的氧氣，即雙原子氧（）。氧氣是地球大氣層的主要成分之一，在體積上佔20.8%。地球地殼中近一半的質量都是由氧和氧化物所組成。 氧是細胞呼吸作用中重要的元素。在生物體中，主要有機分子，如蛋白質、核酸、碳水化合物和脂肪等，還有組成動物外殼、牙齒和骨骼的無機化合物，都含有氧原子。生物體絕大部分的質量都由含氧原子的水組成。光合作用利用陽光的能量把水和二氧化碳轉化為氧氣。氧氣的化學反應性強，容易與其他元素結合，所以大氣層中的氧氣成分只能通過生物的光合作用持續補充。臭氧（）是氧元素的另一種同素異構體，能夠較好地吸收中紫外線輻射。位於高海拔的臭氧層有助阻擋紫外線，從而保護生物圈。不過，在地表上的臭氧屬於污染物，為霧霾的副產品之一。在低地球軌道高度的單原子氧足以對航天器造成腐蝕。 卡爾·威廉·舍勒於1773年或之前在烏普薩拉最早發現氧元素。約瑟夫·普利斯特里亦於1774年在威爾特郡獨立發現氧，因為其成果的發表日期較舍勒早，所以一般被譽為氧的發現者。1777年，安東萬-羅倫·德·拉瓦節進行了一系列有關氧的實驗，推翻了當時用於解釋燃燒和腐蝕的燃素說。他也提出了氧的現用IUPAC名稱「oxygen」，源自希臘語中的「ὀξύς」（oxys，尖銳，指酸）和「-γενής」（-genes，產生者）。這是因為命名之時，人們曾以為所有酸都必須含有氧。許多化學詞彙都在清末傳入中國，其中原法文元素名「oxygène」被譯為「養」，後譯為「氱」，最終演變為今天的中文名「氧」。 氧的應用包括暖氣、內燃機、鋼鐵、塑料和布料的生產、金屬氣焊和氣割、火箭推進劑、及航空器、潛艇、載人航天器和潛水所用的生命保障系統。.
氮氧化物
氮氧化物指的是只由氮、氧两种元素组成的化合物。常见的氮氧化物：.
沃爾夫–拉葉星
沃爾夫–拉葉星（Wolf-Rayet stars），是一種在正在演化的大质量恒星，质量通常为太陽質量的8-25倍，但直径并不大，一般是太阳的1.5-4倍。大多数WR星是经历了红超巨星阶段的后期恒星，已经损失了一半以上的质量。但也有一部分恒星是即将演化到超巨星阶段的早期恒星，例如R136a1，这类WR星一般谱型较晚，但是光度、质量、半径均远远超过演化后期的WR星，它们一般重达太阳的60倍以上，大20倍，更比太阳亮百万倍，属于宇宙中最亮的恒星。WR星因其自身強勁的恒星風（300～2000公里/每秒），导致恒星質量的高速流失。太陽每年流失自身質量的10-14倍，但沃爾夫–拉葉星每年可流失自身质量的10-5倍。沃爾夫–拉葉星非常熾熱，呈深蓝色，表面溫度範圍由50,000至200,000 KSander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012).
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潮汐力
潮汐力或引潮力是萬有引力的效果，它使得潮汐發生。它源於在一個星體的直徑上各點的引力場不相等。 當一個天體甲受到天體乙的引力的影響，力場在甲面對乙跟背向乙的表面的作用，有很大差異。這使得甲出現很大應變，甚至會化成碎片（參見洛希極限）。除非引力場完全相等，否則這些應變還是會出現。 潮汐力會改變天體的形狀而不改變其體積。地球的每部分都受到月球的引力影響而加速，在地球的觀察者因此看到海洋內的水不斷重新分布。 當天體受潮汐力而自轉，內部摩擦力會令其旋轉動能化為內能，內能繼而轉成熱。若天體相當接近系統內質量最大的天體，自轉的天體便會以同一面朝質量最大的天體公轉，即潮汐鎖定，例如月球和地球。.
激波
震波（Shock Wave），又譯衝擊波、駭波或激波，属于紊流的一种传播形式。如同其他通常形式下的波动，激波也可以通过介质传输能量。在某些不存在物理介质的特殊情况下，激波可以通过场，如电磁场来传输能量。激波的主要特点表现为介质特性（如压力、温度、或速度）在激波前后发生了一个像正的阶梯函数般的突然变化。与此相应的负的阶跃则为膨胀波。声学激波其速度一般高于通常波速（在空气中即音速）。 激波随距离的增加耗散很快，與孤波（另一种形式的非线性波）不同。而且，膨胀波总是伴随着激波，并最终与激波合并。这部分抵消了激波的影响。声爆，一种超音速飞机通过时产生的声学现象，即是由激波——膨胀波对的耗散和湮灭所产生的。.
望远镜
望遠鏡是一種可以透過遙控方式收集電磁波（例如可見光）以協助觀察遠方物體的工具。已知能實用的第一架望遠鏡是在17世紀初期在荷蘭使用玻璃透鏡發明的。這項發明現在被應用在陸地和天文學。 在第一架望遠鏡被製造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被製造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。望遠鏡這個名詞現在是泛指能夠偵測不同區域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。 英文的「telescope」（來自希臘的τῆλε，tele "far"和 σκοπεῖν，skopein "to look or see"；τηλεσκόπος，teleskopos "far-seeing"）。這個字是希臘數學家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年於伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。.
戈达德太空飞行中心
達德太空飛行中心（Goddard Space Flight Center）是美國國家航空暨太空總署一個主要研究中心，位於華盛頓特區東北方約6.5公里處馬里蘭州的綠帶城。高達德太空飛行中心成立於1959年5月1日，也是美國國家航空暨太空總署首座太空飛行中心，目前大約有10,000名員工。高達德太空飛行中心以太空先驅羅伯特·戈達德來命名。.
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星云
星雲（源自拉丁文的：nebulae或nebulæ，與ligature或nebulas，意思就是“雲”）是塵埃、氫氣、氦氣、和其他電離氣體聚集的星際雲。原本是天文學上通用的名詞，泛指任何天文上的擴散天體，包括在銀河系之外的星系（一些過去的用法依然留存著，例如仙女座星系依然使用愛德溫·哈伯發現它是星系之前的名稱，被稱為仙女座星雲）。星雲通常也是恆星形成的區域，例如鷹星雲，這個星雲刻畫出NASA最著名的影像，即創生之柱。在這個區域形成的氣體、塵埃和其他材料擠在一起，聚集了巨大的質量，這吸引了更多的質量，最後大到足以形成恆星。據了解，剩餘的材料還可以形成行星和行星系的其它天體。.
星系
星系（galaxy），或譯為銀河，源自於希臘语的「γαλαξίας」（galaxias）。廣義上星系指無數的恆星系（當然包括恆星的自體）、塵埃（如星雲）組成的運行系統。參考我們的銀河系，是一個包含恆星、星團、星雲、氣體的星際物質、宇宙塵和暗物質，並且受到重力束縛的大質量系統，通常距離都在幾百萬光年以上。星系平均有數百億顆恆星，是構成宇宙的基本單位。。典型的星系，從只有數千萬（107）顆恆星的矮星系到上兆（1012）顆恆星的橢圓星系都有，全都環繞著質量中心運轉。除了單獨的恆星和稀薄的星際物質之外，大部分的星系都有數量龐大的多星系統、星團以及各種不同的星雲。 歷史上，星系是依據它們的形状分類的（通常指它們視覺上的形狀）。最普通的是橢圓星系，有橢圓形狀的明亮外觀；螺旋星系是圓盤的形狀，加上彎曲的塵埃旋渦臂；形狀不規則或異常的，通常都是受到鄰近其他星系影響的結果。鄰近星系間的交互作用，也許會導致星系的合併，或是造成恆星大量的產生，成為所謂的星爆星系。缺乏有條理結構的小星系則會被稱為不規則星系。 在可以看見的可觀測宇宙中，星系的總數可能超過一千億（1011）個以上。大部分的星系直徑介於1,000至100,000秒差距，彼此間相距的距離則是百萬秒差距的數量級。星系際空間（存在於星系之間的空間）充滿了極稀薄的電漿，平均密度小於每立方公尺一個原子。多數的星系會組織成更大的集團，成為星系群或團，它們又會聚集成更大的超星系團。這些更大的集團通常被稱為薄片或纖維，圍繞在宇宙中巨大的空洞週圍。 雖然我們對暗物質的了解很少，但在大部分的星系中它都佔有大約90%的質量。觀測的資料顯示超大質量黑洞存在於星系的核心，即使不是全部，也佔了絕大多數，它們被認為是造成一些星系有著活躍的核心的主因。銀河系，我們的地球和太陽系所在的星系，看起來在核心中至少也隱藏著一個這樣的物體。.
星系分類
在天文學中，星系的分類主要是根據星系的外觀在整體上呈現出的型態，分為橢圓星系、螺旋星系、或棒旋星系（閂狀星系），而且可以更進一步的的標示出各類星系的特性。例如，橢圓星系的外觀扁平度，旋渦星系的旋渦數目或棒閂的特性。這種星系分類稱為哈伯音叉圖或哈伯序列。.
星际物质
星際物質（缩写为ISM）是存在於星系和恆星之間的物質和輻射場（ISRF）的总称。星際物質在天文物理的準確性中扮演著關鍵性的角色，因為它是介於星系和恆星之間的中間角色。恆星在星際物質密度較高的分子雲中形成，並且經由行星狀星雲、恆星風、和超新星獲得能量和物質的重新補充。換個角度看，恆星和星際物質的相互影響，可以協助測量星系中氣體物質的消耗率，也就是恆星形成的活耀期的時間。 以地球的標準，星際物質是極度稀薄的電漿、氣體、和塵埃，是離子、原子、分子、塵埃、電磁輻射、宇宙射線、和磁場的混合體。物質的成分是99%的氣體和1%的塵埃，充滿在星際間的空間。這種極端稀薄的混合物，典型的密度從每立方公尺只有數百到數億個質點，以太初核合成的結果來看氣體的成分，在數量上應該是90%氫和10%的氦，和其他微跡的「金屬」（以天文學說法，除氢和氦以外的元素都是金屬）。 2013年9月12日，美国航空航天局正式宣布，旅行者1号在2012年8月25日已经达到了星际物质（ISM），使其成为第一个这样做的人造物体。星际等离子体和灰尘会被研究直到任务结束的2025年。.
星暴星系
星暴星系是在比較星系的恆星形成速率時，其形成速率比大多數的星系都要高出許多的一種星系。通常在兩個星系過度靠近或發生碰撞之際，會有爆發性的恆星形成。在這種星系中，恆星形成的速率是很驚人的，如果要持續這種速率，要供應恆星形成所儲存的氣體，在遠短於星系的動力生命期內就會耗盡。基於這個原因，星爆過程被假設為短暫時期的現象，最出名的星暴星系是M82、NGC 4038/NGC 4039和IC 10。.
海山二
海山二（Eta Carinae）是位于船底座的一個恆星系統（赤經10 h 45.1 m、赤緯−59°41m），距離太陽大約7,500至8,000光年，在北緯27°以北的地區难以看見，而在南緯30°是一顆拱極星。這個系統至少有兩顆恆星，其中一顆是位於恆星生命早期階段，質量大約是太陽150倍的高光度藍變星（LBV），並且至少已經流失30個太陽質量。雖然它被認為還有一顆質量約為太陽30倍的沃夫–瑞葉星環繞著它較大的伴星，但海山二周圍有巨大厚重的紅色星雲，因而很難直接的發現。它總體的光度大約是太陽的590萬倍，而系統的質量估計超過150倍太陽質量 。由於它的質量和生命階段，預期在天文學上不久的將來，它將爆炸成為一顆極超新星，目前的估計是從現在開始的10,000年至20,000年。 在中國，它屬於近南極星區的星官海山，除了海山二之外，屬於這個星官的恆星還有半人馬座λ、、、船帆座μ和蒼蠅座λ 。.
新星
新星是激变变星的一类，是由吸積在白矮星表面的氫造成劇烈的核子爆炸的現象。这类星通常原本都很暗，难以发现，爆发时突然增亮，被认为是新产生的恒星，因此而得名。新星按光度下降速度分为快新星（NA）、中速新星（NAB）、慢新星（NB）和甚慢新星（NC），爆发时亮度会增加几万、几十万甚至几百万倍，持续几星期或几年。但不能和Ia超新星或其它恆星的爆炸混淆，包括加州理工學院在2007年5月首度發現的發光紅新星。 目前在银河系中已发现超过200颗新星。.
日本
日本國（），是位於東亞的島嶼國家，由日本列島、琉球群島和伊豆－小笠原群島等6,852個島嶼組成，面積約37.8万平方公里。國土全境被太平洋及其緣海環抱，西鄰朝鮮半島及俄罗斯，北面堪察加半島，西南為臺灣及中國東部。人口達1.26億，居於世界各國第11位，當中逾3,500萬以上的人口居住於東京都與周邊數縣構成的首都圈，為世界最大的都市圈。政體施行議會制君主立憲制，君主天皇為日本國家與國民的象徵，實際的政治權力則由國會（參眾兩院）、以及內閣總理大臣（首相）所領導的內閣掌理，最高法院為最高裁判所。 傳說日本於公元前660年2月11日，由天照大神之孫下凡所生之後代磐余彥尊所建，在公元4世紀出現首個統一政權，並於大化改新中確立了天皇的中央集权體制。至平安時代結束前，日本透過文字、宗教、藝術、政治制度等從漢文化引進的事物，開始衍生出今日為人所知的文化基礎。12世紀後的六百年間，日本由武家階級建立的幕府實際掌權。17世纪起江户幕府頒布锁国令，至1854年被迫開港才結束。此後，日本在西方列強進逼的時局下，首先天皇從幕府手中收回統治權，接著在19世紀中期的明治维新進行大規模政治與經濟改革，實現工業化及現代化；而自19世纪末起，日本首先兼併琉球，再拿下台灣、朝鮮、樺太等地為屬地。進入20世紀時，日本已成為當時世界的帝國主義強權之一，也是當時東方世界唯一的大國。日本後來成為第二次世界大戰的軸心國之一，對中國與南洋發動全面侵略，但最终於1945年戰敗投降。日本投降至1952年《旧金山和约》生效前，同盟国军事占领日本，並監督日本制定新憲法、建立今日所見的政治架構，日本轉型為以國會為中心的民主政體，天皇地位虛位化，並依照憲法第九條放棄維持武装以及宣戰權。而日本雖在法律上實施非武裝化，出於自我防衛上的需要，仍擁有功能等同於其他國家軍隊的自衛隊。 日本是世界第三大經濟體，亦為七大工業國組織成員，是世界先進國家之一，主要奠基於日本經濟在二戰後的巨幅增長。現時日本的科研能力、工業基礎和製造業技術均位居世界前茅，並是世界第四大出口國和進口國。2015年，日本的人均國內生產總值依國際匯率可兌換成為三萬二千，人均國民收入則在三萬七千美元左右，人類發展指數亦一直維持在極高水平。.
放射性
放射性或輻射性是指元素從不稳定的原子核自发地放出射线，（如α射线、β射线、γ射线等）而衰变形成穩定的元素而停止放射（衰变产物），這種現象稱為放射性。衰变时放出的能量称为衰变能量。原子序數在83（鉍）或以上的元素都具有放射性，但某些原子序數小于83的元素（如锝）也具有放射性。而有趣的是，從原子序84開始一直到鉳元素有以下特性：原子序是偶數的，半衰期都比相邻的长。这是由於原子序数为偶數的元素的原子核含有適當數量的質子和中子，能够形成有利的配置結構。〈即魔數〉 對單一原子來說，放射性衰变依照量子力學是隨機過程，無法預測特定一個原子是否會衰变。不過原子衰变的機率不會隨著原子存在的時間長短而改變。對大量的原子而言，可以用量測衰變常數計算衰變速率及半衰期。其半衰期沒有已知的時間上下限，範圍可以到55個數量級，短至幾乎瞬間，長至久於宇宙年齡。 有許多種不同的放射性衰变。衰变或是能量的減少都會使有某種原子核的原子（父放射核素）轉變為有另一種原子核的原子，或是其中子或質子的數量不同，稱為子體核素。在一些衰变中，父放射核素和子體核素是不同的化學元素，因此衰变後產生了新的元素，這稱為核嬗变。 最早發現的衰变是α衰變、β衰變、γ衰變。α衰變是原子核放出α粒子（氦原子核），是最常見釋放核子的衰變，不過原子核偶爾也會釋放質子，或者釋放其他特殊的核子（稱為）。β衰變是原子核釋放電子（或正子）及反微中子，會將質子轉變為中子（或是將中子轉變為質子） 。核子也可能捕獲軌道上的電子，使質子轉變為中子，這為電子捕獲，上述的衰变都屬於核嬗变。 相反的，也有一些核衰变不會產生新的元素，受激態原子核的能量以伽馬射線的方式釋出，稱為伽馬衰变，或是將激发态原子核将能量转移至轨道电子上，轨道电子再脱离原子，稱為。若是核子中有大量高度受激的中子，有時會以中子發射的方式釋放能量。另外一種核衰变是將原來的原子核變為二個或多個較小的原子核，稱為自發性的核分裂，出現在大量的不穩定核子自發性的衰变時，一般也會釋放伽馬射線、中子或是其他粒子。 著名的例子像是鈾和釷，但也包括在自然界中，半衰期長的同位素，例如钾-40。例如15種是半衰期短的同位素，像鐳及氡，是由衰變後的產物，也有因為而產生的，像碳-14就是由宇宙射線撞擊氮-14而產生。放射性同位素也可能是因為粒子加速器或核反應爐而人工合成，其中有650種的半衰期超過一小時，有數千種的半衰期更短。.
放射性同位素
放射性同位素（radionuclide，或radioactive nuclide），一種具有放射性的核素。是一種原子核不穩定的原子，每個原子也有很多同位素，每組同位素的原子序雖然是相同，但是卻有著不同的原子量，如果這原子是有放射性的話，它會被稱為物理放射性核種或放射性同位素。放射性同位素會進行放射性衰變，從而放射出伽瑪射線，和次原子粒子。 化學家和生物學家都把放射性同位素的技術應用在我們的食品、水和身體健康等事項上。不過他們也察覺到危險性，因而制訂使用的安全守則。有些放射性同位素是天然存在的，有些則是人工製造的，稱為人造放射性同位素。.
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感光耦合元件
电荷耦合器件（Charge-coupled Device，縮寫：CCD），是一種集成電路，上有許多排列整齊的電容，能感應光線，並將影像轉變成數字信号。經由外部電路的控制，每個小電容能將其所帶的電荷轉給它相鄰的電容。CCD廣泛應用在數位攝影、天文學，尤其是光學遙測技術（photometry）、光學與頻譜望遠鏡，和高速攝影技術如幸運成像。.
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数量级 (时间)
本页按时间长短从小到大列出一些例子，以帮助理解不同时间长度的概念，比较时间单位的数量级区别。.
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慕尼黑工业大学
慕尼黑工业大学（Technische Universität München， 簡稱TU München及TUM），校園坐落于德国南部巴伐利亚州首府慕尼黑，是德国的一所著名大学，亦是是德国最古老的工业大学 (Technische Universität) 之一，属TU9成员，于2006年10月被选为德国首批三所精英大学之一。德国科研联合会(DFG) 在2006年和2012年连续两度授予慕尼黑工业大学“精英大学”(Elite-Uni)的称号，是德国政府“未来计划”中重点资助和扶植的对象。.
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拉丁语
拉丁语（lingua latīna，）,羅馬帝國的奧古斯都皇帝時期使用的書面語稱為「古典拉丁語」，屬於印欧语系意大利語族。是最早在拉提姆地区（今意大利的拉齐奥区）和罗马帝国使用。虽然现在拉丁语通常被认为是一种死语言，但仍有少数基督宗教神职人员及学者可以流利使用拉丁语。罗马天主教传统上用拉丁语作为正式會議的语言和礼拜仪式用的语言。此外，许多西方国家的大学仍然提供有关拉丁语的课程。 在英语和其他西方语言创造新词的过程中，拉丁语一直得以使用。拉丁语及其后代罗曼诸语是意大利语族中仅存的一支。通过对早期意大利遗留文献的研究，可以证实其他意大利语族分支的存在，之后这些分支在罗马共和国时期逐步被拉丁语同化。拉丁语的亲属语言包括法利斯克语、奥斯坎语和翁布里亚语。但是，威尼托语可能是一个例外。在罗马时代，作为威尼斯居民的语言，威尼托语得以和拉丁语并列使用。 拉丁语是一种高度屈折的语言。它有三种不同的性，名词有七格，动词有四种词性变化、六种时态、六种人称、三种语气、三种语态、两种体、两个数。七格当中有一格是方位格，通常只和方位名词一起使用。呼格与主格高度相似，因此拉丁语一般只有五个不同的格。不同的作者在行文中可能使用五到七种格。形容词与副词类似，按照格、性、数曲折变化。虽然拉丁语中有指示代词指代远近，它却没有冠词。后来拉丁语通过不同的方式简化词尾的曲折变化，形成了罗曼语族。 拉丁语與希腊语同為影響歐美學術與宗教最深的语言。在中世纪，拉丁语是当时欧洲不同国家交流的媒介语，也是研究科学、哲学和神學所必须的语言。直到近代，通晓拉丁语曾是研究任何人文学科教育的前提条件；直到20世纪，拉丁语的研究才逐渐衰落，重点转移到对當代语言的研究。.
