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Adobe RGB色彩空间
Adobe RGB色彩空间是一种由Adobe Systems于1998年开发的色彩空间。开发的目的是为了尽可能在CMYK彩色印刷中利用计算机显示器等设备的RGB颜色模式上囊括更多的颜色。Adobe RGB色彩空间粗略包括了50%的Lab色彩空间中的可视色彩，主要在青绿色（cyan-green）色系上有所提升。.
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Aimpoint Comp M2紅點鏡
Aimpoint Comp M2是一個由生產的紅點反射式瞄準鏡。 此部件是按照美國軍用標準（）所製造，目前正在美國軍隊之中服役，並且被命名為M68近身距離作戰光學瞄準鏡（M68 CCO）。其國家庫藏編號（，簡稱NSN；後來NSN之意被改稱為）為1240-01-411-1265，又被稱為M68 Aimpoint紅點鏡。 Comp M2瞄準鏡在設計上是用在M16系列步槍（即是M4卡賓槍也可裝上），但亦可安裝於其他同樣可以利用MIL-STD-1913戰術導軌安裝配件的任何武器。Comp M2瞄準鏡亦可以與夜視鏡兼容，使用後瞄準點仍然可以通過夜視瞄準鏡和護目鏡看見。.
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Alpha合成
在计算机图形学领域，Alpha合成（alpha compositing）是一种将图像与背景结合的过程，结合后可以产生部分透明或全透明的视觉效果。Alpha合成也叫阿尔法合成或透明合成。渲染图像时，通常会将目标图像中的多个子元素单独渲染，最后再把多张子元素的图片为单独的图像。例如，电视直播时就会将大量计算机生成的图像元素合成到现场镜头上。 要正确结合图像元素，每个元素的必须有对应的。遮片包含覆盖范围信息——图中几何对象的形状——可以藉此分辨图像中的任意位置到底是被绘制的几何对象本身，还是逻辑上的「空白」区域。.
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劍魚座γ型變星
劍魚γ型變星 是一種由表面非徑向脈動造成亮度變化的變星。這種變星通長是年輕的前端的F或後端的A型主序星，以每天0.1等級的數量級變化。這是一種相對來說較新類型的變星，其特徵在1990年代後半期才首度被注意到，詳細的物理原因和變化還在研究之中這種變星的原型是劍魚座γ。.
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基本平面 (橢圓星系)
基本平面相關於正常橢圓星系的有效半徑、平均表面亮度和中心速度瀰散度，這三個參數中的任何一個都可以從另外兩個來估計，而它們共同描述在三度空間中屬於它們內部的一個平面。.
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原色
原色是指不能透過其他顏色的混合調配而得出的「基本色」。 以不同比例將原色混合，可以產生出其他的新顏色。以數學的向量空間來解釋色彩系統，則原色在空間內可作為一組基底向量，並且能組合出一個「色彩空間」。由于人类肉眼有三种不同颜色的感光体，因此所見的色彩空間通常可以由三種基本色所表达，这三种颜色被稱為「三原色」。一般來說疊加型的三原色是紅色、綠色、藍色（又称三基色，用于电视机、投影仪等显示设备）；而消減型的三原色是-zh-hans:品红色;zh-hant:洋紅色-、黃色、青色（用于书本、杂志等的印刷）。.
南极座恒星列表
以下是星座南极座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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反射 (物理学)
反射（英文：reflection），是一種物理現象，是指波阵面從一個介質進入另一個介質時，在两个介质的界面处，其傳播方向突然改變，而回到其來源的介質。常见的例子包括光、声波和水波的反射。反射定律指出，对于镜面反射，入射角等於反射角，即光線射入時的角度必與光線反射后的角度相等。镜面反射可以通过镜子观察到。 在声学方面，反射会引起回声，这在声纳上得到很好应用。在地质学方面，研究地震波时，反射是十分重要的部分。反射可以在水体的面波上被观察到，也可以在包括可见光在内的多种电磁波上被观察到。甚高频以及更高频的波的反射对于无线电传输和雷达十分重要。甚至硬X射线和伽马射线在角度较浅时，也可以被“擦边”镜反射。.
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变换编码
變換編碼或稱轉換編碼，係指欲編碼之數值經過一數學轉換後映射至另一值域後再進行編碼處理。常用于音频信号编码和图像/视频信号编码。变换编码经常与量化一起使用，进行有损数据压缩。 一个很早的例子是彩色电视机。由于人眼对亮度的敏感性远远大于对色度的敏感性，所以将最初的基于RGB颜色空间的色彩转换到YCbCr空间，并利用较低的分辨率来表示色差（Cb和Cr）信号（也属于某种量化）。这使得彩色电视机可以使用与黑白电视机相同的约6M的带宽来传送，而人眼感觉不到太大差别。实际上一般的彩色电视机的亮度分辨率约为350扫描线，而Cb信号约为50线（等效值），Cr信号约为150线（等效值）。复杂的人眼系统能够在这样的基础上重建完整的彩色图像。 在视频和音频信号数字化后，变换编码就更常用了。从最常见的JPEG静止图像压缩标准到MPEG等运动图像压缩标准，都使用了变换编码。最常用的变换是离散余弦变换，其次还有小波变换、Hadamard变换等等。离散余弦变换在性能上接近K-L变换（Karhunen-Loève变换），能够很好的实现能量集中，广泛的应用于几乎所有的视频压缩标准中。 另外，也可以说从模拟信号抽样得到数字信号的过程也是一种变换编码。 常使用的數學轉換有傅立葉變換、离散余弦变换、小波变换等。 B B B.
后发座恒星列表
以下是星座后发座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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坎德拉每平方米
燭光每平方米（cd/m2）是衡量亮度的国际单位制导出单位，其中的燭光是衡量发光强度的国际单位制主单位，平方米则是衡量面积的国际单位制导出单位。 燭光每平方米常用于标识显示设备的亮度，大多数厂家的桌面电脑的亮度均为200到300cd/m2。SRGB色彩空间的显示器的亮度一般为80cd/m2。高清晰度电视的亮度则在450到1000cd/m2之间一般的校准显示器的亮度为120cd/m2。.
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壁宿一
壁宿一（γ Peg / 飞马座γ）是位在飛馬座內的一顆恆星，意思是構成城牆的第一顆星，它在英文的固有名稱是Algenib，但是天船三（英仙座α）有著相同的名字，因此會造成混淆。 壁宿一位于飛馬座四邊形左下角的位置上，是一顆仙王β型變星，它的視星等以3.6小時的週期在+2.78 和 +2.89等之間變化著。與地球的距離為335光年，屬於B2 型的恆星，亮度是太陽的4,000倍，直徑是太陽的4.5倍，質量約為7-10太陽質量。.
大型強子對撞機
大型強子對撞機（Large Hadron Collider，縮寫：LHC）是一座位於瑞士日內瓦近郊歐洲核子研究組織的對撞型粒子加速器，作為國際高能物理學研究之用。LHC已經建造完成，2008年9月10日開始試運轉，並且成功地維持了兩質子束在軌道中運行，成為世界上最大的粒子加速器設施。大型強子對撞機是一個國際合作計劃，由全球85國中的多個大學與研究機構，逾8,000位物理學家合作興建，經費一部份來自歐洲核子研究組織會員國提供的年度預算，以及參與實驗的研究機構所提撥的資金。 大型強子對撞機本預計於2008年10月21日開始進行低能量對撞實驗。但2008年9月19日，大型強子對撞機第三與第四段之間用來冷卻超導磁鐵的液態氦發生了嚴重的洩漏，據推測是由於聯接兩個超導磁鐵的接點接觸不良，在超導高電流的情況下融毀所造成的。依據歐洲核子研究組織的安全條例，必需將磁鐵升回到室溫後詳細檢查才能繼續運轉，這將需要三到四週的時間。要再冷卻回運作溫度，也是得經過三四週的時間，如此正好遇上預定的年度檢修時程，因此必須延遲開始運作的時間。 2009年11月23日，大型強子對撞機進行了在修復完成後的第一次試撞。 2015年4月5日，經過兩年的精心維護與升級，大型強子對撞機再度啟動，預計今年夏天將會進行13TeV質子質子碰撞實驗，探索未知領域，例如，尋找暗物質、分析希格斯機制、研究夸克-膠子等離子體等等。.
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大犬座恒星列表
以下是星座大犬座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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大熊座恒星列表
以下是星座大熊座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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大氣光學
大氣光學是地球大氣層獨特的光學性質所造成大範圍且壯觀的光學現象。美麗的藍色天空是瑞利散射的直接結果，它重新定向了高頻（藍色光）的陽光，使它們重新回到觀測者的視野。由於藍色光比紅色光容易散射，當日出和日落時的陽光必須穿透濃厚的大氣層時，太陽看起來就呈現偏紅的色調。在天空中額外的顆粒會以不同的角度色散不同的顏色的光，在黎明和黃昏創造出多采多姿的發光天空。冰晶和其它顆粒將在大氣層中的光線散射，造成暈、晚霞餘暉、華 (光象)、雲隙光和幻日。這些種現象的變化是由於粒子大小和不同的幾何形狀。 海市蜃樓是光線受到大氣層的溫度變化而產生偏折彎曲的光學現象，會使遠方的影像流離失所或是嚴重的扭曲。與此相關的其它光學現象包括新地島效應，會使視太陽比預測的提早升起或是延後落下，並且造成形狀的扭曲。一種稱為複雜蜃景的壯觀形式是由溫度反演造成的，會將地平線上，甚至地平線下的物件，像是島嶼、崖、船舶或冰山拉長且升高，就像"童話城堡"。 彩虹是光線在雨滴內部反射和色散光的折色組合造成的結果。因為彩虹總是出現在天空中背向太陽的那一端，而且因為兩者相距遙遠的距離，太陽越接近地平面，彩虹越是突出和壯觀Chapter 34。.
天壇座μ
天壇座 μ (μ Ara / μ Arae) 是一顆類似太陽的橘黃色恆星，位置在天壇座，距離地球大約50光年。這顆恆星擁有的行星系統已經有4顆行星，其中三顆的質量與木星相當，最內側的一顆是被發現的第一顆「熱海王星」。.
天秤座
天秤座（Libra，天文符号：♎）是黄道星座之一，為托勒密星座之一。位于室女座与天蝎座之间，这个星座有十几颗使用8英寸（20厘米）或更大望远镜可见的星系，星座中最亮的四颗星α、β、γ、σ构成一个四边形，β星又和春季大三角构成一个大菱形，天秤座β星的中名是「氐宿四」，它是全天惟一一颗肉眼可以看见为绿色的星。天秤座α星「氐宿一」，是一顆雙星，由亮度5.2的α1與亮度2.8的α2所構成，呈藍白色。.
天蠍座AH
天蠍座AH（AH Scorpii），簡稱AH Sco，是一顆位於星座天蠍座中的紅超巨星。這顆恆星是其中一顆人類已知體積最大的恆星，其半徑介乎於1,287-1,535太陽半徑之間，使之成為最大的紅超巨星之一。.
天關
天關 (ζ Tau / ζ Tauri)是在金牛座的一對聯星，早在巴比倫的時代就被認為是一隻公牛的象徵，稱之為''Shurnarkabti-sha-shutu''.，意思是這顆星靠在公牛的南端，天關在金牛座的形象中是所知中最突出的，代表著天球上這隻牛的一個犄角。 天關的亮度在定義上是3等星，分類上是一顆明亮且炙熱的藍白色B型巨星，與地球的距離大約是417光年。它也是一顆仙后座γ型變星，光度在+2.88至+3.17之間變化著，它不僅是一顆本質變星，也是一顆食聯星。組成聯星的這兩顆星之間的距離大約是1天文單位，每133天繞行軌道一周。質量較低的伴星是一顆黃色的G-型星，光度+5.2等，質量為9太陽質量，年齡大約是2,500萬歲。天關星仍在演化中，並且是在核心的氫核融合即將結束的階段，即使尚未結束也為時不久了。 它的表面溫度高達22,000K，輻射的光度是我們太陽的5,700倍，由溫度和亮度推斷它的半徑是太陽的5.2倍。這顆星非常的特別，並不是因為它的溫度和亮度，而是它的自轉和質量的流失。赤道的自轉速度經過測量是每秒330公里，是太陽的115倍，使得這顆恆星得自轉周期只要一天（相較之下太陽是25天）。如此的自轉速度依然低於破壞這顆恆星所需要的速度，而令人不解的是有厚實的圓盤環繞著這顆恆星。這個明亮的盤面輻射出紅色和藍色部分的氫光譜，使得天關星成為天空中最著名的"B-輻射"星。這顆恆星和盤面結合在一起大到可以確實的測量出角直徑，盤的橫截面直徑是太陽的64倍。 金牛座ζ Category:B-型巨星 Category:食聯星 Category:仙后座γ型變星 Category:金牛座 Category:有固有名的恆星.
天苑四
天苑四（ε Eri / ε Eridani） 是一顆主序帶上分類為K2的恆星。它是波江座內最靠近我們，也是在近距離恆星列表上能以裸眼看見的全天第三靠近的恆星。估計他的年齡少於十億年，相對來說還是顆年輕的恆星，因此這顆恆星的磁場活動比太陽強，而恆星風的強度估計是太陽的30倍。自轉也比較快速，雖然有緯度上的變化，估計週期約為11.1 天。天苑四不僅質量和體積都比太陽小，它的金屬量（原子量大於氦的元素）也比較低。 虽然一些径向速度观测数据暗示可能存在一颗大行星，然而由于该恒星活跃的磁场导致数据中存在高水平背景噪音，因此该结果仍未被完全接受。如果真有這樣的一顆行星，它的軌道週期應該是2502天，與恆星的平均距離為3.4天文單位（5億5百萬公里）。迄2008年，天苑四是距離太陽最近的已知擁有行星的恆星。這顆恆星也有兩條小行星帶，一條在大約3天文單位的距離上，另一條在20天文單位，並且可能是受到尚未能確認的第二顆行星攝動的物質。它看起來也有柯伊伯带，有比太陽附近更多物質密集的在軌道上環繞著，證實了對這顆恆星尚年輕的懷疑。 由於它是相對接近且與太陽相似的恆星，所以天苑四經常出現在科幻作品中。與它最接近的鄰居是距離5.22光年遠的魯坦726-8（鯨魚座UV和鯨魚座BL）。.
天文學綱要
天文學是源於地球大氣層之外天體（如：恆星、行星、彗星、和星系）的科學和現象。天文學是最古老的科學之一，早期文明的天文學家有條不紊地在夜晚觀測天空，並且在早期就已經發現許多天體的組織結構。但是，直到望遠鏡發明之後，天文學才發展成為現代的科學。 下面的綱要提供天文學的專題指南的條目和概述。.
太阳系天体列表
太陽系天體列表收錄太陽系中唯一的恆星──太陽，及所有的行星和矮行星，還有較具代表性的太陽系小天體和1890年代以前發現的衛星。 依據行星定義，環繞太陽的天體可分為行星、矮行星和太陽系小天體，而環繞它們的天體皆稱作衛星。小行星和彗星是由國際小行星中心認定並給予編號的天體，它們幾乎都屬於太陽系小天體，只有少部份的小行星同時是矮行星。流星體是太陽系小天體中，分布最廣、數量最多而質量最小的天體，因為難以觀測，只有在黃道光和對日照，以及成為流星時才容易被發現。.
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太陽系形成與演化假說的歷史
有關世界起源和命運的可以追溯至已知最早的文字記載；然而，幾乎在所有的時代裡都沒有人嘗試將之與"太陽系"的起源理論聯繫在一起，原因只是單純的因為幾乎沒有人知道或是相信太陽系的存在，如同我們現在所理解與認知的太陽系。太陽系形成理論的第一步是一般所接受的日心說，這種模型將太陽放在系統的中心，和將地球放在軌道上繞著太陽轉。這個理論在數千年前就已經醞釀了（阿里斯塔克斯在西元前250年就已經提出），但到了17世紀末期才被廣泛地接受。"太陽系"這個術語在1704年才正式有使用的紀錄。.
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夜空质量仪
夜空质量仪是用以测量夜空亮度的仪器，由加拿大公司Unihedron制造而成。它也常用于量化光污染程度，其测量结果能提交至项目。GLOBE at Night是一个全球人民都能参与的一个寻星活动（GLOBE是 The Global Learning and Observations to Benefit the Environment 的缩写），通过记录各地观测猎户座能看到的亮星数量，来反映全球的光污染程度。.
孔雀座恒星列表
以下是星座孔雀座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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室女座GW
PG 1159-035是PG 1159星的原型，之後就是以PG 1159作為這一類恆星的名稱，這顆恆星是在帕洛馬綠色巡天調查紫外線過量的恆星時發現的天體 ，並且像其它的PG 1159星一樣，是中心正在轉變成為行星狀星雲和白矮星的天體。 在1979年發現PG 1159-035的亮度會變化，並且因而在1985年被歸類為變星，標示為室女座GW, P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovets, and N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #2681, March 8, 1985.
小犬座恒星列表
以下是星座小犬座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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巨爵座恒星列表
以下是星座巨爵座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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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.
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。.
希格斯玻色子
希格斯玻色子（Higgs boson）是標準模型裏的一種基本粒子，是一種玻色子，自旋為零，宇稱為正值，不帶電荷、色荷，極不穩定，生成後會立刻衰變。希格斯玻色子是希格斯場的量子激發。根據希格斯機制，基本粒子因與希格斯場耦合而獲得質量。假若希格斯玻色子被證實存在，則希格斯場應該也存在，而希格斯機制也可被確認為基本無誤。 物理學者用了四十多年時間尋找希格斯玻色子的蹤跡。大型強子對撞機（LHC）是全世界至今為止最昂貴、最複雜的實驗設施之一，其建成的一個主要任務就是尋找與觀察希格斯玻色子與其它種粒子。2012年7月4日，歐洲核子研究組織（CERN）宣布，LHC的緊湊渺子線圈（CMS）探测到质量为125.3±0.6GeV的新玻色子（超過背景期望值4.9个标准差），超環面儀器（ATLAS）测量到质量为126.5GeV的新玻色子（5个标准差），这两種粒子极像希格斯玻色子。2013年3月14日，歐洲核子研究組織發表新聞稿正式宣布，先前探測到的新粒子暫時被確認是希格斯玻色子，具有零自旋與偶宇稱，這是希格斯玻色子應該具有的兩種基本性質，但有一部分實驗結果不盡符合理論預測，更多數據仍在等待處理與分析。 希格斯玻色子是因物理學者彼得·希格斯而命名。術語「玻色子」是為了紀念印度物理學者薩特延德拉·玻色而命名。玻色子的自旋为整数，其物理行為可以用玻色-愛因斯坦統計描述，不遵守泡利不相容原理，即處於單獨一個量子態上的粒子數目不受限制。他是於1964年提出希格斯機制的六位物理學者中的一位。2013年10月8日，因為“次原子粒子質量的生成機制理論，促進了人類對這方面的理解，並且最近由歐洲核子研究組織屬下大型強子對撞機的超環面儀器及緊湊緲子線圈探測器發現的基本粒子證實”，弗朗索瓦·恩格勒、彼得·希格斯榮獲2013年諾貝爾物理學獎。.
希格斯玻色子的實驗探索
希格斯玻色子的實驗探索（search for the Higgs boson）指的是從實驗中證實希格斯玻色子存在與否？這是一個極為重要的基礎物理問題。物理學者花費四十多年時間尋找它。至今為止，全世界最昂貴、最複雜的實驗設施之一，大型強子對撞機（LHC），其建成的主要目的之一就是尋找與觀察希格斯玻色子與其它種粒子。2012年7月4日，歐洲核子研究組織（CERN）宣布，LHC的緊湊渺子線圈（CMS）探测到质量为125.3±0.6GeV的新玻色子（超過背景期望值4.9个标准差），超環面儀器（ATLAS）测量到质量为126.5GeV的新玻色子（5个标准差），这两種粒子极像希格斯玻色子。2013年3月14日，歐洲核子研究組織發表新聞稿正式宣布，先前探測到的新粒子是希格斯玻色子，並且暫時確認具有偶宇稱與零自旋，這是希格斯玻色子應該具有的兩種基本性質，但有一部分實驗結果不盡符合理論預測，更多數據仍舊等待處理與分析。 2013年10月8日，因為“次原子粒子質量的生成機制理論，促進了人類對這方面的理解，並且最近由歐洲核子研究組織屬下大型強子對撞機的超環面儀器及緊湊緲子線圈探測器發現的基本粒子證實”，弗朗索瓦·恩格勒、彼得·希格斯榮獲2013年諾貝爾物理學獎。 本篇文章從下段落起，將希格斯玻色子簡稱為「希子」。.
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布里爾
布里爾（bril）是一個心理物理学上的明度單位。 布里爾定義為在亮度一微朗伯的區域，適應黑暗的眼睛可以接受到的明度 J.C. Stevens, L.E. Marks: Stevens’s Power Law in Vision: Exponents, Intercepts, and Thresholds. In: Fechner Day 99: Proceedings of the Fifteenth Annual Meeting of the International Society for Psychophysics.
三原色光模式
三原色光模式（RGB color model），又称RGB颜色模型或红绿蓝颜色模型，是一种加色模型，将红（Red）、绿（Green）、蓝（Blue）三原色的色光以不同的比例相加，以产生多种多样的色光。 RGB颜色模型的主要目的是在电子系统中检测，表示和显示图像，比如电视和电脑，但是在传统摄影中也有应用。在电子时代之前，基于人类对颜色的感知，RGB颜色模型已经有了坚实的理论支撑。 RGB是一种依赖于设备的颜色空间：不同设备对特定RGB值的检测和重现都不一样，因为颜色物质（荧光剂或者染料）和它们对红、绿和蓝的单独响应水平随着制造商的不同而不同，甚至是同样的设备不同的时间也不同。.
三角函数
三角函数（Trigonometric functions）是数学中常见的一类关于角度的函数。三角函数将直角三角形的内角和它的两个边的比值相关联，也可以等价地用与单位圆有关的各种线段的长度来定义。三角函数在研究三角形和圆等几何形状的性质时有重要作用，也是研究周期性现象的基础数学工具。在数学分析中，三角函数也被定义为无穷级数或特定微分方程的解，允许它们的取值扩展到任意实数值，甚至是复数值。 常见的三角函数包括正弦函数（\sin）、余弦函数（\cos）和正切函数（\tan或者\operatorname）；在航海学、测绘学、工程学等其他学科中，还会用到如余切函数、正割函数、余割函数、正矢函数、半正矢函数等其他的三角函数。不同的三角函数之间的关系可以通过几何直观或者计算得出，称为三角恒等式。 三角函数一般用于计算三角形中未知长度的边和未知的角度，在导航、工程学以及物理学方面都有广泛的用途。另外，以三角函数为模版，可以定义一类相似的函数，叫做双曲函数。常见的双曲函数也被称为双曲正弦函数、双曲余弦函数等等。.
乌鸦座恒星列表
以下是星座乌鸦座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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亮
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亮度 (消歧義)
亮度可能指：.
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亮紅外星系
亮紅外星系（LIRG）是定義特徵在電磁頻譜的遠紅外線上發射出的能量比太陽亮上1011的一種星系。更明亮的天體，在遠紅外線的輻射高於太陽亮度1012倍的就稱為極亮紅外星系（ULIRG）。再明亮的發光系統，在遠紅外線的輻射高於太陽亮度1013倍的就稱為就稱為特亮紅外星系（HLIRG）。大部分的亮紅外星系和極亮紅外星系輻射出的光90%都是紅外線。 多數的亮紅外星系和全部的極亮紅外星系都顯示有新的或持續的交互作用和瓦解的跡象，許多也都是星爆星系，並且有些包含活躍星系核。平均而言，極亮紅外星系每年誕生100顆恆星，相較於我們的銀河系每年只誕生一顆恆星。許多有趣的天文物理現象，包括類星體和橢圓星系的形成，都與亮紅外星系有著關聯。亮紅外星系在本星系群的例子通常與高紅移星系形成相關聯。亮紅外星系似乎都置身於10兆太陽質量暗物質暈的環繞之中。.
以科學家命名的非國際單位列表
以科學家命名的非國際單位列表列出在物理單位上，以突出貢獻科學家的名字命名的單位，這些單位不是國際單位，但是奈培與貝爾兩非國際單位可用於國際單位制上。這些單位雖然是非國際單位，但現在常用於科學上。這些以科學家名字命名的單位將永久使用。以下列表列出以科學家命名的非國際單位。.
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仙后座恒星列表
以下是星座仙后座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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低電離星系核
低電離星系核（LINER，low-ionization nuclear emission-line region）是依據星系核心排放的譜線定義的一種星系。這種類型譜線包括來自低電離或中性原子的發射譜線，像是O、O+、N+和S+。相反的，來自強電離原子的發射線，像是O++、Ne++和He++，是相對的較弱 。這種星系核最早是迪莫西·赫克曼在一系列發表於1980年的星系核譜線論文中的第三篇中首度確認的。.
土卫十九
土卫十九又稱為「伊米爾」(S/2000 S 1, Ymir)，是环绕土星运行的一颗卫星。.
土司空
土司空（英語：Deneb Kaitos或Diphda）是位於鯨魚座的一顆恆星，又稱為鯨魚座β（β Cet）。雖然編號為β，但是土司空其實是鯨魚座最明亮的恆星（鯨魚座α的視星等只有2.54等）。 因為土司空位於夜空中的陰暗角落，所以人們可以很容易的觀察到它的位置。土司空的絕對星等為−0.31等，視星等則為2.02等，因為它距離地球僅96.3光年，所以土司空是距離最近的明亮恆星之一。.
北冕座RR
北冕座RR（RR CrB, HD 140297, HIP 76844）是M3型，位於北冕座的半規則變星，視差2.93mas，也就是距離SIMBAD, (accessed 20 February 2013)。它的光度在7.3和8.2等之間，以超過60.8天的週期變化著。它距離太陽1,228光年之遙，它的亮度約為太陽的2,180倍，表面溫度為3,309K。.
凤凰座恒星列表
以下是星座凤凰座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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光度
光度在科學的不同領域中有不同的意義。.
光通量
光通量（Luminous flux），符号是Φ，标准单位是流明（lumen，简记为lm），是一種表示光功率的物理量，是表示光源整体亮度的指标。指每單位時間內由光源所發出或由被照體所吸收的光能，可以由发光强度（Iv）对立体角的积分计算得到。 光通量体现的是人眼感受到的功率。对大量具有正常视力的观察者所做的实验表明，在较明亮环境中人的视觉对波长为555.0nm左右的绿色光最敏感，这种人眼对各波长光谱敏感程度不同的性质可以由视见函数V(λ)表示。光通量就是用来表示辐射功率经过人眼的视见函数影响后的光谱辐射功率大小的物理量。.
国际单位制导出单位
國際單位制導出單位是國際單位制的一部份，從七個國際單位制基本單位導出。 中華人民共和國（包括香港特別行政區和澳門特別行政區）用的單位名稱依據《中华人民共和国法定计量单位》。 中華民國用的單位名稱依據中華民國經濟部公告的《法定度量衡單位及其使用之倍數、分數之名稱、定義及代號》。.
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图像分割
在计算机视觉领域，图像分割（Segmentation）指的是将数字图像细分为多个图像子区域（像素的集合）（也被称作超像素）的过程。图像分割的目的是简化或改变图像的表示形式，使得图像更容易理解和分析。Linda G. Shapiro and George C. Stockman (2001):“Computer Vision”, pp 279-325, New Jersey, Prentice-Hall, ISBN 0-13-030796-3图像分割通常用于定位图像中的物体和边界（线，曲线等）。更精确的，图像分割是对图像中的每个像素加标签的一个过程，这一过程使得具有相同标签的像素具有某种共同视觉特性。 图像分割的结果是图像上子区域的集合（这些子区域的全体覆盖了整个图像），或是从图像中提取的轮廓线的集合（例如边缘检测）。一个子区域中的每个像素在某种特性的度量下或是由计算得出的特性都是相似的，例如颜色、亮度、纹理。邻接区域在某种特性的度量下有很大的不同。.
Belle實驗
貝爾實驗（Belle experiment）為世界上兩大B介子工廠之一，是一個國際合作的實驗計畫，使用日本高能加速器研究機構的KEKB加速器來進行CP對稱性破壞的研究。 貝爾實驗的名稱Belle由來，乃是因為此實驗的研究需要產生大量的B介子，而產生的來源是由電子（electron）與正電子（電子的鏡像反粒子，el）對撞生成的。 參與此實驗的研究團隊包含有來自17個國家，超過400位物理學家與技術人員所組成的。.
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CIE1931色彩空间
在颜色感知的研究中，CIE 1931 XYZ色彩空间（也叫做CIE 1931色彩空间）是其中一個最先採用數學方式來定義的色彩空间，它由国际照明委员会（CIE）於1931年创立。 CIE XYZ色彩空間是從1920年代後期W. David Wright（Wright 1928）和John Guild（Guild 1931）做的一系列實驗中得出的。他們的實驗結果合併到了CIE RGB色彩空間的規定中，CIE XYZ色彩空間再從它得出。本文即闡述這兩種色彩空間。.
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矩尺座恒星列表
以下是星座矩尺座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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灰度图像
在計算機領域中，灰度（Gray scale）數字圖像是每個像素只有一個採樣顏色的圖像。這類圖像通常顯示為從最暗黑色到最亮的白色的灰度，儘管理論上這個採樣可以是任何顏色的不同深淺，甚至可以是不同亮度上的不同顏色。灰度圖像與黑白圖像不同，在計算機圖像領域中黑白圖像只有黑白兩種顏色，灰度圖像在黑色與白色之間還有許多級的顏色深度。但是，在數字圖像領域之外，「黑白圖像」也表示「灰度圖像」，例如灰度的照片通常叫做「黑白照片」。在一些關於數字圖像的文章中單色圖像等同於灰度圖像，在另外一些文章中又等同於黑白圖像。 灰度圖像經常是在單個電磁波頻譜如可見光內測量每個像素的亮度得到的。 用於顯示的灰度圖像通常用每個採樣像素8 bits的非線性尺度來保存，這樣可以有256種灰度（8bits就是2的8次方.
着色器
计算机图形学领域中，着色器（）是一种计算机程序，原本用于进行图像的浓淡处理（计算图像中的光照、亮度、颜色等），但近来，它也被用于完成很多不同领域的工作，比如处理CG特效、进行与浓淡处理无关的、甚至用于一些与计算机图形学无关的其它领域。 使用着色器在图形硬件上计算渲染效果有很高的自由度。尽管不是硬性要求，但目前大多数着色器是针对GPU开发的。GPU的可编程绘图管线已经全面取代传统的固定管线，可以使用着色器语言对其编程。构成最终图像的像素、顶点、纹理，它们的位置、色相、饱和度、亮度、对比度也都可以利用着色器中定义的算法进行动态调整。调用着色器的外部程序，也可以利用它向着色器提供的外部变量、纹理来修改这些着色器中的参数。 在电影后期处理、计算机成像、电子游戏等领域，着色器常被用来制作各种特效。除了普通的光照模型，着色器还可以调整图像的色相、饱和度、亮度、对比度，生成模糊、高光、有体积光源、失焦、卡通渲染、色調分離、畸变、凹凸贴图、色键（即所谓的蓝幕、绿幕抠像效果）、边缘检测等效果。.
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。.
紅群聚
紅群聚是恆星在赫羅圖上的一個特點，被認為是在水平分支上相對來說富含金屬的。與主序帶上表面溫度相同的恆星比較，它的亮度是比較高的(或是與相同亮度的恆星比較，它的表面溫度較低)，也就是說它在赫羅圖上的位置是在主序帶的右邊和上面。這個時期相當於恆星演化的氦核燃燒階段，而主序帶是氫核燃燒的階段。 理論上，在紅群聚中恆星的絕對發光度完全與組成或年齡無關，因此可以做為天文學上估計我們的銀河系和鄰近星系和星系團距離的標準燭光。.
維斯特盧1-26
維斯特盧1-26（Westerlund 1-26），亦稱維斯特盧1 BKS A（Westerlund 1 BKS A）或維斯特盧1 BKS AS（Westerlund 1 BKS AS），簡稱W26或W1-26，標準縮寫為Wd 1-26，是一顆位於超星團維斯特盧1內的紅超巨星或紅特超巨星。這顆恆星是其中一個已知體積最大恆星之一，其半徑約為太陽半徑的1,530倍。這顆恆星是於1961年被天文學家本特·維斯特盧發現的。.
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绘架座恒星列表
以下是星座绘架座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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眩光
眩光（glare）即刺眼，是因視野內的亮度大幅超過眼睛所適應，會導致煩擾、不舒服或視力受損。 眩光依來源分成：.
結構相似性
結構相似性指標（英文：structural similarity index，SSIM index）是一種用以衡量兩張數位影像相似程度的指標。當兩張影像其中一張為無失真影像，另一張為失真後的影像，二者的結構相似性可以看成是失真影像的影像品質衡量指標。相較於傳統所使用的影像品質衡量指標，像是峰值信噪比（英文：PSNR），結構相似性在影像品質的衡量上更能符合人眼對影像品質的判斷。.
照度
照度（Illuminance）是每單位面積所接收到的光通量。SI制單位是勒克斯（lx.
牛宿一
牛宿一 (β Cap / β Capricorni) 是在摩羯座的一個恆星系統，它的英文固有名稱是Dabih，源自阿拉伯語，意思是"劊子手"，與地球的距離為328光年。因為它位於黃道附近，所以會被月球遮蔽，它也會被行星遮蔽（罕見）。.
直方图均衡化
方图均衡化是图像处理领域中利用图像直方图对对比度进行调整的方法。.
盾牌座UY
座UY（UY Scuti、UY Sct），是一顆位於盾牌座的紅色超巨星。這顆恆星是至今人類已知體積最大的恆星，超越過往被視為體積最大恆星的大犬座VY。.
面亮度
面亮度亦稱表面亮度（Surface brightness），是指擴展的物體表面一塊標準尺寸的亮度。這是一個相關的概念，一個擴展開的天體，像是星系、星團或星雲，可以通過測量其總星等、集成星等、集成視星等的整體亮度來導出面亮度。.
飞马座恒星列表
以下是星座飞马座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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视频编解码器
视频编解码器（Video Codec）是指一个能够对数字视频进行压缩或者解压缩的程序或者设备。通常这种压缩属于有损数据压缩。历史上，视频信号是以模拟形式存储在磁带上的。随着Compact Disc的出现并进入市场，音频信号以数字化方式进行存储，视频信号也开始使用数字化格式，一些相关技术也开始随之发展起来。 音频和视频都需要可定制的压缩方法。工程师和数学家们尝试了很多种不同的办法来试图解决这个问题。 一个复杂的平衡关系存在于以下因素之间：视频的质量、用来表示视频所需要的数据量（通常称之为码率）、编码算法和解码算法的复杂度、针对数据丢失和错误的鲁棒性（Robustness）、编辑的方便性、随机访问、编码算法设计的完美性、端到端的延时以及其它一些因素。.
高动态范围成像
动态范围成像（High Dynamic Range Imaging，简称HDRI或HDR），在计算机图形学与电影摄影术中，是用来实现比普通数位图像技术更大曝光动态范围（即更大的明暗差别）的一组技术。高动态范围成像的目的就是要正确地表示真实世界中从太阳光直射到最暗的阴影这样大的范围亮度。 高动态范围成像最初只用于纯粹由计算机生成的图像。后来，人们开发出了一些从不同曝光范围照片中生成高动态范围图像的方法。随着数码相机的日渐流行以及桌面软件变得易于使用，许多业余摄影师使用高动态范围成像的方法生成高动态范围场景的照片，但是，不要将这作为它唯一的用途，实际上高动态范围还有许多其它的应用。 当用于显示的时候，高动态范围图像经常要进行色调映射，并且要与其它几种（full screen effect）一起使用。.
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高效率視訊編碼的層級與等級
效率視訊編碼的層級與等級是指在高效率視訊編碼（HEVC/H.265）標準中，為了应对不同應用的需求，因此制定了「層級」（tier）與「等級」（level）將其編碼出來的位元流做了限制。低的層級相較於高的層級會有更多的限制，同樣低的等級相較於高的等級會有更多的限制。當一個解碼器符合給定了的層級與等級，代表此解碼器也被要求必須能解碼用該層級/等級及較低層級/等級所編碼出來的位元流。.
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變星
變星是指亮度與電磁輻射不穩定的，經常變化並且伴隨著其他物理變化的恆星。 多數恆星在亮度上幾乎都是固定的。以我們的太陽來說，太陽亮度在11年的太陽週期中，只有0.1%變化。然而有許多恆星的亮度確有顯著的變化。這就是我們所說的變星。 變星可以大致分成以下兩種形態：.
豌豆星系
豌豆星系，也稱為豌豆或綠豌豆，是一種有著異乎平常的恆星形成比率，可能是新類型的明亮藍緻密星系。豌豆星系是因為史隆數位巡天 (SDSS) 得到的圖像都是體積小且呈現淡綠色外觀而得名的。 豌豆星系是在2007年由天文學的線上自願工作者在星系動物園 (GZ) 計畫中首度發現。星系動物園的創辦者與奠基人之一，Kevin Schawinski說：這是真正的公民科學計畫……它是如何從事科學研究的新方法產生結果的一個偉大例子，否則不會有可能的。.
鲸鱼座恒星列表
以下是星座鲸鱼座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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麒麟座V838
麒麟座V838（V838 Monocerotis、V838 Mon）是位在麒麟座的一顆紅色變星，距離太陽約20,000光年（6 kpc）；它可能是已知最大的恆星之一，該恆星在2002年經歷了一次爆發事件並被觀測到。一開始相信這是一次新星爆發，但在之後發現並非如此。爆發的原因至今不明，但有數個理論已經提出，其中包含恆星死亡的過程、聯星合併或吞噬行星。.
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軒轅十二
軒轅十二 (γ Leo / 獅子座 γ) 是在獅子座的一對聯星，在西方的固有名稱是Algieba或Al Gieba.
轩辕增十九
巨蟹座55（55 Cancri），中文名轩辕增十九或轩辕增廿，是一對位於巨蟹座的雙星系統，距離地球約41光年。巨蟹座55的兩顆恆分別是巨蟹座55A和巨蟹座55B，其中巨蟹座55A是一顆與太陽差不多的黃矮星，而巨蟹座55B是一顆紅矮星，這顆恆星的距離比地球和太陽之間的距離大上1000倍，但以恆星的尺度來，他們兩個恆星可說是幾乎靠在一起。迄2008年，已發現5個環繞著巨蟹座55A的太陽系外行星，其中4個是性質跟木星類似的氣態巨行星，其中最靠近母恆星的大小就和海王星差不多，另外還有1顆是由岩石構成的岩石行星。也因為這樣，讓巨蟹座55成了目前發現最多太陽系外行星的雙星系統，而且由美國國家航空暨太空總署規劃的類地行星發現者也把巨蟹座55A列為第63個關注的恆星（共有100個）。.
边缘检测
边缘检测是图像处理和计算机视觉中的基本问题，边缘检测的目的是标识数字图像中亮度变化明显的点。图像属性中的显著变化通常反映了属性的重要事件和变化。这些包括（i）深度上的不连续、（ii）表面方向不连续、（iii）物质属性变化和（iv）场景照明变化。 边缘检测是图像处理和计算机视觉中，尤其是特征检测中的一个研究领域。 图像边缘检测大幅度地减少了数据量，并且剔除了可以认为不相关的信息，保留了图像重要的结构属性。有许多方法用于边缘检测，它们的绝大部分可以划分为两类：基于查找一类和基于零穿越的一类。基于查找的方法通过寻找图像一阶导数中的最大和最小值来检测边界，通常是将边界定位在梯度最大的方向。基于零穿越的方法通过寻找图像二阶导数零穿越来寻找边界，通常是Laplacian过零点或者非线性差分表示的过零点。.
辉度
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船帆座恒星列表
以下是星座船帆座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。 这个星座以前是南船座的一部分，之后南船座被拆分成船底座，船帆座和船尾座，但是拜耳命名保留了下来。所以，船帆座中拜耳命名法的希腊字母不完整，例如，之前的南船座α，即老人星，被划入船底座，因此船帆座没有α星。.
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船底座恒星列表
以下是星座船底座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。 船底座恒星的拜耳名称是在它还是南船座的一部分时所分配的。在南船座被拆分为三个星座：船帆座、船底座和船尾座之后，用于拜耳命名的希腊字母被保留了下来。因此船底座恒星的命名并没有使用到全部的希腊字母，如南船座γ后来被划归到了船帆座，因此船底座中并没有叫做船底座γ的恒星。.
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船底座星雲
船底座星雲（也稱為船底座大星雲、船底座η星雲、或NGC 3372）是一個包圍著數個疏散星團恆星的明亮大星雲。海山二（船底座η）和HD 93129A，這兩顆我們銀河系內質量最大和最明亮的恆星，都屬於這個星雲。這個星雲位於船底座，與地球的距離估計在6,500至10,000光年，星雲內包含數顆O-型恆星。 這個星雲是我們的天空中最大的瀰漫星雲之一，它比最著名的獵戶座星雲大四倍且更為明亮，但因為它位於南半球，因此沒有那麼的為人所知。它是Abbé Lacaille於1751-52年間在好望角發現的。 這個明亮的大星雲有一個非常小的特徵，緊密的包圍著海山二本身，這個小星雲稱為侏儒星雲（源自拉丁文的Little Man）。據信這是在1841年的一次爆發中形成來的，並且使這顆星在當時暫時成為全天第二亮星。.
阿貝爾2029
阿貝爾2029或A2029是由星系集合成的一個巨大星系團，位於室女座，距離地球 。由於中心有一個巨大的星系IC 1101，在鲍茨-摩根的星系團分類上A2029是第I型。IC 1101也許是已知直徑最大的星系，它的直徑為280萬光年。相較之下，銀河系的直徑只有100,000光年。A2029的範圍大概是810萬光年，亮度為 2 L☉，這些數值是在 1990 年 7 月由Juan M. Uson、Stephen P. Boughn、和Jeffrey R. Kuhn等人宣告的。這種類型的星系被稱為cD星系最亮團星系，並且可能是靠著吸積鄰近的星系使他的尺寸得以增長。.
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阿波罗多罗斯
阿波罗多罗斯（Apollodorus），活动于公元前5世纪前后。古希腊雅典画师之一，公元前430年至公元前390年为其创作期。“Apollodorus.” The Columbia Electronic Encyclopedia, Sixth Edition.
藍矮星 (紅矮星階段)
紅矮星階段的藍矮星是一種假想的恆星類型，它是紅矮星在消耗了供應的大多數氫燃料之後發展成的恆星。因為紅矮星融合氫的速率緩慢，而且整顆恆星都在對流（允許供應的氫有更大的百分比參與核融合），而現在的宇宙年齡還不足以發展出藍矮星。它們只是基於理論的模型被預言存在。 恆星的亮度隨著年齡而增加，而一顆越亮的恆星需要輻射越多的能量來維持平衡。比紅矮星大的恆星以增加它們的尺寸使表面積增加而成為紅巨星。然而除了膨脹之外，紅矮星也被預測會增加輻射的速率，因而提高了表面的溫度並變得較藍，這是因為紅矮星的表層不會隨著溫度的增加而顯得更不透明 一旦它們的氫燃料消耗殆盡，藍矮星最終將演變成為白矮星。.
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锐度
在摄影领域，锐度用来表示图像边缘的对比度，一种更加明确的定义是锐度是亮度对于空间的导数幅度。由于人类视觉系统的特性，高锐度的图像看起来更加清晰，但是实际上锐度的增加并没有提高真正的分辨率。 在这幅示例图像中，在灰色的背景上绘制两条浅灰的线段。由于可以准确地显示出颜色的过渡，所看到的线段清晰度就是这个分辨率下的锐度。然后在左侧线段的外侧添加两条宽为 1 像素的颜色较深的线段，内侧添加两条宽为 1 像素颜色较浅的线段。由于过渡部分宽度变为 4 像素，所以实际边缘清晰度发生下降，但是由于锐度增大所以看起来更加清晰。 人为增加锐度也是有代价的，在这幅夸张的例图中，大多数观察者会看到分离的边界，并且感觉在线段周围有一明一暗的光晕存在。 有许多如反锐化掩膜（USM）这样的图像处理技术可以用于增强图像的锐度。.
量 (数学)
量是非負實數，更簡單來說是其長度。.
金牛座RV型變星
金牛RV型變星是超巨星變星，它們表現在亮度上的變化與徑向上的脈動變化息息相關，它們在亮度上的變化也與光譜型有關。當它們變亮時，恆星的光譜類型是F到G，而當它們變暗時，光譜會變成K或M。亮度變動的週期通常是30至150天，並且有主極小和次極小交替出現的行為， 光度的極大度和極小值在亮度上可以相差到4星等。金牛RV型變星有分成兩種類型的4個子分類：.
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長蛇座R
長蛇座 R 是在長蛇座的一顆米拉型變星。 長蛇座 R的星等變化從3.21等至11.00等，週期為389天。長蛇座 R 的週期會是緩慢的變化。 在最大亮度時，這顆變星可以用裸眼看見，而在最暗時至少要口徑5公分的望遠鏡才能看見。 長蛇座 R與地球的距離大約是2,000光年，它的光譜分類是M7IIIe.
色域
色域是对一种颜色进行编码的方法，也指一个技术系统能够产生的颜色的总合。 在计算机图形处理中，色域是颜色的某个完全的子集。颜色子集最常见的应用是用来精确地代表一种给定的情况。例如一个给定的色彩空间或是某个输出装置的呈色范围。.
色彩空間
色彩空间（Color space）是对色彩的组织方式。借助色彩空间和针对物理设备的测试，可以得到色彩的固定模拟和数字表示。色彩空间可以只通过任意挑选一些颜色来定义，比如像彩通系统就只是把一组特定的颜色作为样本，然后给每个颜色定义名字和代码；也可以是基于严谨的数学定义，比如 Adobe RGB、sRGB。 色彩模型（Color model）是一种抽象数学模型，通过一组数字来描述颜色（例如RGB使用三元组、CMYK使用四元组）。如果一个色彩模型与绝对色彩空间没有映射关系，那么它多少都是与特定应用要求几乎没有关系的任意色彩系统。 如果在色彩模型和一个特定的参照色彩空间之间建立特定的映射函数，那么就会在这个参照色彩空间中出现有限的「覆盖区」（footprint），称作色域。色彩空间由色彩模型和色域共同定义。例如Adobe RGB和sRGB都基于RGB颜色模型，但它们是两个不同绝对色彩空间。 定义色彩空间时，通常使用 CIELAB 或者 CIEXYZ 色彩空间作为参考标准。这两个色彩空间在设计时便要求包含普通人眼可见的所有颜色。 由于「色彩空间」有着固定的色彩模型和映射函数组合，非正式场合下，这一词汇也被用来指代色彩模型。尽管固定的色彩空间有固定的色彩模型相对应，这样的用法严格意义上是错误的。.
英仙座恒星列表
以下是星座英仙座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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蛇夫座恒星列表
以下是星座蛇夫座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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老人增四
繪架座β（英語：β Pic / β Pictoris）又稱為老人增四，为繪架座第二亮的恆星，與太陽之間的距離為63.4光年。它的表面溫度比太陽高，為8052K，質量為1.75太陽質量，絕對星等為2.42，比太陽明亮。繪架座β非常年輕，年齡介於800萬至2,000萬年之間，是一顆位於主序帶上的恆星。繪架座β還是一個年輕的星協繪架座β移動星群標示名稱的代表成員，星群集團中的成員年齡相當，並且在宇宙中朝著相同的方向移動。 繪架座β輻射出的紅外線比一般同類恆星還多，這是由恆星周圍大量的塵埃所造成的。天文學家在詳細觀測後發現一個由氣體和塵埃構成的大岩屑盤圍繞恆星旋轉，並且獲得第一張岩屑盤環繞著太陽系外恆星的影像。除此之外，它也有幾條微行星帶及彗星狀活動存在。有徵兆顯示盤內已經有行星成形，且行星的形成過程依然進行中。來自繪架座β星岩屑盤的物質如果在太陽系內會被認為是行星際間流星體的來源。 歐洲南天天文台的天文學家使用直接觀測法已經確認繪架座β附近有一顆行星存在，它位於恆星周圍的岩屑盤內，符合天文學家先前的預測。這顆行星是天文學家拍攝過的太陽系外行星中最接近恆星的一顆，大約相當於土星與太陽之間的距離。.
逆光
逆光一种是由于被摄主体恰好处于光源和照相机之间的状况，这种状况极易造成使被摄主体曝光不充分。在一般情况下摄影者应尽量避免在逆光条件下拍摄物体，但是有时候逆光产生的特殊效果也不失为一种艺术摄影的技法。.
HD 69830
HD 69830是一顆位於船尾座，距離大約41光年的橘色恆星。在2005年，史匹哲太空望遠鏡發現一圈小行星帶環繞著這顆恆星。這個小行星帶比太陽系的小行星帶大了許多，並且更為活躍。而在2006年，確認有三顆海王星質量的系外行星環繞著這顆恆星，並且它們的活動像小行星帶的牧者一樣 。.
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HSL和HSV色彩空间
HSL和HSV都是一种将RGB色彩模型中的点在圆柱坐标系中的表示法。这两种表示法试图做到比基于笛卡尔坐标系的几何结构RGB更加直观。 HSL即色相、饱和度、亮度（Hue, Saturation, Lightness）。HSV即色相、饱和度、明度（Hue, Saturation, Value），又称HSB，其中B即Brightness。.
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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。.
IPhone 4
iPhone 4是苹果公司研发的一款智慧型手機，是iPhone系列的第四代。iPhone 4于2010年6月7日的苹果开发者大会上发布。有著全新的雙面玻璃外觀與業界最高解析度的Retina螢幕，領先一步達到326ppi的清晰度，是這款手機的主要創新與賣點。.
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IPhone 5s
iPhone 5s 是美國蘋果公司於2013年9月推出的智慧型手機，是第七代 iPhone。 iPhone 5s 搭載 iOS 7 作為作業系統，手機外觀與硬體方面則首次新增了金色選項，內部電池略為增加到1560毫安时，與全新相機鏡頭（但未提升像素，僅改良使感光面積增大）、雙色閃光燈（True Tone）、新一代 Apple A7 處理器、並且是全球首部採用64位元處理器的智慧型手機。此外增加iOS系列硬體第一次採用，也是業界最先使用的專利按壓式指紋辨識（touch finger print）功能。 iPhone 5s 及 iPhone 5c 在開售後首三日共錄得九百萬破紀錄銷量。.
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JPEG
在電腦中，JPEG（發音為jay-peg, IPA：）是一種針對相片影像而廣泛使用的失真壓縮標準方法。這個名稱代表Joint Photographic Experts Group（聯合圖像專家小組）。此團隊創立於1986年，1992年發布了JPEG的標準而在1994年獲得了ISO 10918-1的認定。JPEG與視訊音訊壓縮標準的MPEG（Moving Picture Experts Group）很容易混淆，但兩者是不同的組織及標準。 JPEG本身只有描述如何將一個影像轉換為字节的數據串流（streaming），但並沒有說明這些位元組如何在任何特定的儲存媒體上被封存起來。JPEG的壓縮方式通常是破壞性資料壓縮（lossy compression），意即在壓縮過程中圖像的品質會遭受到可見的破壞，有一種以JPEG為基礎的標準Lossless JPEG是採用無失真的壓縮方式，但Lossless JPEG並沒有受到廣泛的支援。 一個由C-Cube Microsystems等公司所建立的額外標準，稱為JFIF（JPEG File Interchange Format，JPEG檔案交換格式）詳細說明如何從一個JPEG串流，產出一個適合於電腦儲存和傳輸（像是在網際網路上）的檔案。在普遍的用法，當有人稱呼一個"JPEG檔案"，一般而言他是意指一個JFIF檔案，或有時候是一個Exif JPEG檔案。然而，也有其他以JPEG為基礎的檔案格式，像是JNG。 使用JPEG格式壓縮的圖片檔案一般也被稱為JPEG Files，最普遍被使用的副檔名格式.jpg，其他常用的副檔名還包括.jpeg、.jpe、.jfif以及.jif。JPEG格式的資料也能被嵌進其他類型的檔案格式中，像是TIFF類型的檔案格式。 JPEG/JFIF是全球資訊網（World Wide Web）上最普遍的被用來儲存和傳輸照片的格式。它並不適合於線條繪圖（drawing）和其他文字或圖示（iconic）的圖形，因為它的壓縮方法用在這些类型的圖形上，得到的結果并不好（PNG和GIF通常是用來存储这类的圖形；GIF每个像素只有8位元，並不很適合於存储彩色照片，PNG可以無失真地儲存照片，但是檔案太大的缺点讓它不太适合在網路上传输）。 對於JFIF的MIME媒體类型是image/jpeg（定義于RFC 1341）。.
LRGB
LRGB，即Luminance（亮度）、Red（紅光）、Green（綠光）、Blue（藍光）的縮寫，是業餘天文學的一項攝影技術，該技術是將高解析度的與較低解析度的彩色影像融合，以產生高品質的彩色影像 。.
M74
M74 （也稱為NGC 628）位於星座雙魚座內，是一個正面朝向地球的螺旋星系，與地球的距離為3200萬光年。這個星系有兩條明顯的螺旋臂，因此被作為宏觀螺旋星系的典型範例 。這個星系的低表面亮度，使它成為業餘天文學家最難觀測的梅西爾天體之一 。然而，相對較大的視角大小和以正面朝向地球，使它成為專業天文學家研究螺旋臂和螺旋臂密度波的理想天體。估計M74擁有1,000億顆恆星。.
NGC 604
NGC 604是位於三角座星系內的一個電離氫區，它是威廉·赫歇爾在1784年9月11日發現的。它是本星系團最大的電離氫區之一，距離地球約270萬光年，最長處的直徑約1,500光年（460秒差距），可見部分的大小是獵戶座大星雲的40倍，亮度則是6,300倍。如果在相同的距離上，它會如同金星般的明亮。像所有的發射星雲一樣，它的氣體被群聚在中心的大質量恆星電離。這些恆星大約有200顆是O型星和沃夫–瑞葉星，質量是105太陽質量，而年齡大約350萬歲。不同於大麥哲倫星系蜘蛛星雲中心的星團（R136），NGC 604是一個更緊湊，更類似於巨大星協，原型的鱗狀排列星協（Scaled OB Association，SOBA）。.
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PenTile
PenTile是三星的一個商標，指稱一系列受專利保護，用於電子顯示器上的子像素排列方式。 這些被特別設計成連同內嵌在顯示驅動中的子像素渲染專有算法一同運作，以容許和傳統的RGB（紅綠藍）面版達成隨插即用的兼容性。.
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PSR B1919+21
PSR B1919+21是一顆位于狐狸座的脉冲星，距离地球2283.12光年，自转周期为1.3373秒，脉宽0.04秒。这颗脉冲星于1967年由剑桥大学研究生乔丝琳·贝尔无意中发现，並將之命名为「CP1919」。因為其電源和信號的規律性類似於烽火台，因此这颗脉冲星曾一度獲得綽號「LGM-1」（Little Green Man，小綠人）PSR B1919+21是人类历史上发现的首颗脉冲星。.
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SECAM制式
SECAM制式（Séquentiel couleur à mémoire），又称塞康制，意为"按顺序传送彩色与存储"，1966年由法国研制成功，它属于同时顺序制。 在信号传输过程中，亮度信号每行传送，而两个色差信号则逐行依次传送，即用行错开传输时间的办法来避免同时传输时所产生的串色以及由其造成的彩色失真。 SECAM制式特点是不怕干扰，彩色效果好，但兼容性差。 帧频为每秒25帧，扫描线625行，隔行扫描，画面比例4:3，分辨率720×576。 采用SECAM制的国家主要为大部分獨聯體國家（例：俄罗斯）、法国、埃及以及非洲的一些法語系國家等等。 另外，有人暱稱NTSC為Never The Same Color（不會重現一樣的色彩）、稱PAL為Perfect At Last（最終達到完美）、稱SECAM為System Essentially Contrary to American Method（本質上有別與美國的系統）或Shows Every Color All Murky（把每一個顏色顯示得模糊）。.
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Smartisan T1
Smartisan T1（或称“锤子手机（T1）”）是一款由中国大陆科技公司锤子科技开发、富士康代加工的智能手机，原生搭载Smartisan OS 1.0版本。2014年5月20日，锤子科技创始人罗永浩在北京举办的锤子科技产品发布会上正式发布。.
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STN液晶
STN液晶（Super-twisted nematic display）是超级扭曲向列液晶的简称。TN液晶被发明后，人们自然而然想到将TN液晶矩阵化用以显示复杂的图形。相对TN液晶扭转90度，STN液晶的扭转180度到270度。90年代初期彩色STN液晶问世，这种液晶的一个像素由三个液晶单元组成，覆上一层彩色滤光板，用电压分别控制液晶单元的亮度就能产生颜色。 STN液晶虽然由反应速度比较快的TN液晶单元组成，但是液晶颗粒大，扫描速度，和亮度都不及后来出现的TFT液晶。由于价格低廉，2000年之前生产的手掌式移动电话，电子游戏机和笔记本电脑广泛采用STN液晶当作主显示器。现在已经基本退出了消费市场。 STN液晶有黄綠底黑字，和蓝底白字之分，追求对比度的情况使用前者，强调亮度的场合使用后者。.
Totem
Totem Movie Player是一套在类Unix操作系统上运行的多媒体播放器，建基於GNOME桌面环境。默认的多媒体引擎是GStreamer，但亦可使用Xine程式库。Totem在得到Mandrake Linux（现在Mandriva Linux）设为默认的多媒体播放器后大受欢迎。.
VA液晶
VA液晶（Vertical Alignment liquid crystal）是垂直排列液晶的简称。跟TN液晶相比VA液晶有更高的对比度和更宽广的可視角度，是当今大屏幕液晶电视采用的主流技术。 目前夏普、东芝、三星、索尼以及台湾的群創、友達等都使用VA液晶技术制造大屏幕液晶电视。SONY的手掌式游戏机PSP和夏普的智能手机AQUOS PHONE使用了夏普生产的增强型VA液晶（ASV液晶）。 VA液晶的开发要追溯到20世纪70年代。那时候被称为DAP方式（Deformation of vertical Aligned Phase）或VAN（Vertical Aligned Nematic），由于没有发明多域（Multi-Domain）技术，视野狭窄实用性不高，90年代研究被中止。富士通解决了这个问题之后，VA液晶重新得到业界的瞩目。.
Windows Vista
Windows Vista是微軟发行的一款Windows個人桌面操作系统，於2005年7月22日微软正式公布此名稱。開發代號Longhorn。 在2006年11月8日，Windows Vista開發完成並正式進入--。--後的兩個月僅--MSDN用戶、電腦軟硬體製造商和企業客戶--。在2007年1月30日，Windows Vista正式對----售，同時也可以從微軟的網站下載。 Windows Vista距離上一版本的作業系統Windows XP已有超過五年的時間，這是Windows歷史上間隔時間最久的一次發佈。 根據微軟表示，Windows Vista新增上百種功能；其中較特別的是新版的圖形使用者界面和稱為「Windows Aero」的全新--風格、加強後的搜尋功能（Windows indexing service）、新的多媒體創作工具（例如Windows DVD Maker），以及重新設計的網路、音訊、輸出（列印）和顯示--。Vista也使用點對點技術（peer-to-peer）提升计算机系統在家庭網路中的--能力，將讓在不同计算机或裝置之間分享檔案與--內容變得更簡單。針對開發者方面，Vista使用.NET Framework 3.0版本，比起傳統的Windows API更能讓開發者能簡單寫出高品質的程式。 Windows Vista是第一版只能支援在NTFS硬碟分割區上安裝Windows系統的Windows作業系統。 微軟也在Vista的安全性方面進行改良。 Windows XP最受到批評的一點是系統經常出現安全漏洞，並且容易受到惡意軟體、计算机病毒或-zh-hans:缓存溢出; zh-hant:緩衝區溢位;-等問題的影響。為了改善這些情形，微軟主席-zh-hans:比尔·盖茨; zh-hant:比爾·蓋茲;-在2002上半年宣佈在全公司實行「-zh-hans:可信计算; zh-hant:信賴運算;-的--」（Trustworthy Computing initiative），這個活動目的是讓全公司各方面的軟體開發部門一起合作，共同解決安全性的問題。微軟宣稱由於希望優先增進Windows XP和Windows Server 2003的安全性，因此延誤Vista的開發。 在開發期間，有許多團體發表關於Vista的各種負面預測。包括延遲的開發時間、限制更嚴格的授權方式、限制拷貝受保護的數位媒體而加入的數項新数字版权管理技術，以及新功能的實用性（例如用户帐户控制）。 Windows Vista的後續作業系統是Windows 7，並在2009年10月23日上市。Windows Vista主流支援已停止（已於2012年4月10日到期），延伸支援已停止（已於2017年4月11日到期）。.
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Windows Vista新功能
Windows Vista包含了許多的新功能。.
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YCbCr
YCbCr或Y'CbCr有的時候會被寫作：YCBCR或是Y'CBCR，是色彩空間的一種，通常會用于影片中的影像連續處理，或是數字攝影系統中。Y'和Y是不同的，Y就是所謂的流明（luminance），表示光的濃度且為非線性，使用伽馬修正（gamma correction）編碼處理。Y'為顏色的亮度（luma）成分、而CB和CR則為藍色和紅色的濃度偏移量成份。 Y'CbCr不是一種絕對的色彩空間，是一種針對RGB資訊所做的編碼。真正的顏色顯示是根據實際RGB色盤（colorant）來決定的。因此Y'CbCr所表示的值只有在標準RGB色盤或是ICC數據（ICC profile）有提供的時候才能計算。 YCbCr不是一種絕對色彩空間，是YUV壓縮和偏移的版本。YCbCr的Y與YUV中的Y含义一致，Cb和Cr與UV同样都指色彩，Cb指蓝色色度，Cr指红色色度，在应用上很广泛，JPEG、MPEG、DVD、攝影機、數字電視等皆採此一格式。因此一般俗稱的YUV大多是指YCbCr。 YCbCr格式有：.
暈影
在攝影和光學领域内，暈影或暗角是指圖像的外圍部分的亮度或飽和度比中心區域低。暈影的出現通常是因為相機的設定和鏡頭的限制因素等，被認為是不希望得到的和非故意的效果，然而，有時卻因為需要創意風格而被刻意加入，例如引起對圖像中心區的注意。攝影師也會故意選擇能產生暈影的鏡頭來製造特效，也可以使用特別的濾鏡或以後期處理來製造暈影。 暈影的英文“vignetting”源自法語“vignette”，最初是指書本的裝飾邊，後來則用於描述中間清晰而逐漸消失在邊緣的照片。在投影屏上投影出來的照片或者影片也有相類似的效果。.
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。.
格利泽581
格利泽581（英語：Gliese 581）是一顆位於天秤座之M2.5V紅矮星，距離地球約20.4光年（193.9兆千米），處於天秤座β星以北約2度。在所有已知的恆星系統中，該恆星是第89個最接近于太阳系的恆星。質量方面估計約為太陽的1/3。.
標準太陽模型
標準太陽模型（Standard Solar Model，SSM）是借助於數學模型處理的球形氣體太陽（在不同狀態的電離，在內部深層的氫被完全電離成為電漿）。這個模型從技術上說是球對稱的一顆準靜態恆星模型，描述恆星結構的幾個微分方程都源自於物理的基本原則。這個模型受到邊界條件（即亮度、半徑、年齡和構造）的約束。太陽的年齡不能直接測量；一種方法是從最老的隕石年齡，和太陽系演化的模型來估計。现在太陽光球层中氢的质量占74.9%，氦占23.8%.
比邻星
比鄰星或毗鄰星（Proxima Centauri）位於半人馬座，是半人馬座α三合星的第三顆星，依拜耳命名法也稱為半人馬座α星C，是距離太陽最近的一顆恆星（4.22光年），恆星分類屬於紅矮星。 它是由天文學家羅伯特·因尼斯于1915年在南非發現的，當時他是擔任約翰尼斯堡聯合天文台的主管。.
毕宿三
毕宿三，即金牛座δ¹（δ¹ Tau，δ¹ Tauri）是一颗位于金牛座的三合星系统，它是离太阳系最近的疏散星团——毕宿星团的成员之一，距离地球约153光年。由于毕宿三的位置接近黄道，故经常被月球所遮掩。此外，太阳系的行星如水星与金星等也有可能遮掩它，但这现象非常罕见。上一次发生金星掩毕宿三是在1818年1月3日。 毕宿三的主星毕宿三A是一颗橙色K-型巨星，是毕宿星团六颗巨星中的一颗，视星等为+3.77。毕宿三A的亮度是太阳的74倍，半径是太阳的11.6倍，质量是太阳的2.6倍。表面温度是4965K。它的伴星毕宿三B亮度12等，距离主星107角秒。它可能和主星没有任何物理联系。但是，通过对月掩毕宿三的观测，天文学家发现一颗更近的伴星毕宿三C，距离主星的平均距离是1.76AU，围绕主星旋转的时间为530天。 在中国古代星官系统中，毕宿三属于西方白虎七宿中毕宿第三星，这也是毕宿三名字的来由。它的西方传统名字为Hyadum II，意思为毕宿星团第二亮星。.
毕宿一
毕宿一，即金牛座ε（ε Tau，ε Tauri）是一颗位于金牛座的恒星，它是离太阳系最近的疏散星团——毕宿星团的六颗巨星之一，和毕宿五一起组成金牛座的一对眼睛。.
毕宿八
毕宿八，即金牛座λ（λ Tau，λ Tauri）是一个位于金牛座的三合星系统，距离地球约370光年。.
波江座40
波江座 40 (也稱為波江座 ο2)的名稱來自阿拉伯文的qayd，或Keid。在阿拉伯文qayd的意思是 (蛋) 殼，他是一顆距離地球小於16.5光年遠的三合星系統。這個系統位於波江座，主星波江座 40A以肉眼就能輕易的看見，伴星B和C是在1783年1月31日被威廉·赫歇爾發現的, p. 73。它在1825年再度被瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维（Friedrich Georg Wilhelm Struve）觀測，1851年被奧托·威廉·馮·斯特魯維（Otto Wilhelm von Struve）觀測, W. D. Heintz, Astronomical Journal 79, #7 (July 1974), pp.
溫度標準
溫度標準，簡稱溫標，是以量化數值，配以溫度單位來表示溫度的方法1994年12月第二版，2005年11月第12次印刷。它也是温度计进行刻度的根据。 只要以物理方法使兩個不同的溫度在環境中產生，並測量再予以不同數值。即為溫標。例如：攝氏溫標定義水的熔點和沸點分別為0℃和100℃（詳見攝氏溫標）。.
朗伯 (單位)
朗伯（Lambert）簡稱 L, la或Lb，是國際標準制以外的亮度單位，得名自瑞士數學家、物理學家及天文學家約翰·海因里希·朗伯（1728–1777）。國際標準制的亮度單位是坎德拉每平方米（cd/m²）。.
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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"。.
星团
恆星集團或恆星雲是恆星的集團，可以區分為兩種類型：球狀星團是由成千上萬顆老年恆星被萬有引力緊密束縛在一起的恆星集團；而疏散星團一般只有數百顆恆星，而且通常都很年輕的恆星組成，是結構較為鬆散的恆星集團。疏散星團在銀河系中運動時會受到巨大分子雲的影響，而隨著時間的流易逐漸瓦解，但星團中的成員即使不再受彼此間的引力約束，但仍將繼續維持大致相同的運動方向在空間中移動；然後他們會被稱為星協或是移動星群。 肉眼可見的恆星集團包括昴宿星團、畢宿星團和蜂巢星團。.
星等
星等（magnitude），為天文学术语，是指星体在天空中的相对亮度。一般而言，这也指“视星等”，即为从地球上所见星体的亮度。在地球上看起来越明亮的星体，其视星等数值就越低。常见情况下人们使用可见光来衡量视星等，但在科学探测中，红外线等其它波段也有用到。不同波段探测到的星等数据会有所不同。一颗星星的星等，取决于它离地球的距离、它本身的光度（即为绝对星等）、星际尘埃遮蔽等多重因素。一般人的肉眼能够分辨的极限大约是6.5等。.
星系顏色-星等圖
星系顏色-星等圖顯示星系的絕對星等（測量的亮度）和質量之間的關聯性。等人在2003年初部描述了此關係圖的三個領域。從COMBO-17的調查澄清了在分析史隆數位巡天資料的紅色和藍色星系所示的雙峰，並且甚至呈現在佛科留斯1961年分析的星系型態。注意到此途中有三個主要特點：紅色序列、綠色山谷、和藍雲。紅色序列包括大多數紅色的星系，通常是橢圓星系。藍雲包括大多數的藍色星系，通常是螺旋星系。在這兩者之間是數量稀少的空間，稱為綠色山谷，其中包括大量的紅色螺旋星系。不同於類似的恆星赫羅圖，星系的屬性不完全取決於它們在顏色-星等關係圖上的位置。該圖還顯示了通過時間有相當大的演變。紅色序列在宇宙演化的早期，在顏色對應於星等比較穩定，藍雲的分較不均勻，但仍呈現序列的級數。 新的研究顯示，綠色山谷實際上是綠色山谷實際上是種不同群的星系：一種是晚型星系，它們儲存氣體的場所早已枯竭了數十億年，因此恆星的行程受到抑制；另外一種是早型星系，無論是氣體的儲存和供應都很快在衰竭，可能是和/或存在著活動星系核。 銀河系和仙女座星系因為氣體耗盡而使恆星形成緩慢，因而被假設為躺在綠色山谷。.
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明度
明度（Brightness）指颜色的亮度，不同的颜色具有不同的明度，例如黄色就比藍色的明度高，在一个画面中如何安排不同明度的色块也可以帮助表达画作的感情，如果天空比地面明度低，就会产生压抑的感觉。.
明亮
明亮可以指：.
测光标准星
測光標準星是一系列在不同測光系統的光通帶，經過十分謹慎測量光的恆星。其他天體可以使用連接到望遠鏡的電荷耦合元件相機或光電光度計，和通量或收到的光量，與測光標準星比較，以確定該天體確實的亮度或星等。 目前，最常被天文學家用到的光度標準星集是Arlo U. Landolt在1992年發表在天文期刊104卷第一冊340-371頁的UBVRI系統。 Category:恆星 Category:恆星類型 Category:測光系統.
日間行車燈
日間行車燈（英語：Daytime running lamp，簡稱：DRL），又稱晝間行車燈、車頭小燈、日行燈或晝行燈，是一種裝設於車輛前方的汽車燈，在日間行車時保持發出白光，令車輛在日間行駛時更易被辨識，使行人、車輛或其他道路使用者更易察覺有汽車正在駛近，從而避免發生交通意外。.
摩羯座恒星列表
以下是星座摩羯座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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慢扫描电视
慢扫描电视（Slow-scan television）是业余无线电爱好者的一种主要图片传输方法，慢扫描电视通过无线电传输和接收单色或彩色静态图片。 慢扫描电视的一个术语名称是窄带电视。广播电视需要6MHz的带宽，因为帧速为25到30fps。慢扫描电视的带宽只有3kHz，因此慢扫描电视是一种慢得多的静态图像传输方法，通常每帧需要持续8秒或若干分钟。 业余无线电操作员通常在短波（或高频）、甚高频、超高频波段使用慢扫描电视。.
曝光值
在摄影中，曝光值（Exposure Value，EV）代表能够给出同样曝光的所有相机光圈快门组合。这一概念是在一九五零年代在德国发展起来的，被试图用以简化在等价的拍摄参数之间进行选择的过程。曝光值同样也可以表示曝光刻度上的一个级差，1EV对应于两倍的曝光比例并通常被称为“一挡”。 曝光值最早是使用符号E_v来表示。ISO标准中延续了这一使用方法，但在其它地方EV这个缩写更为常见。 尽管理论上所有曝光值相同的拍摄参数都会给出相同的曝光，但是它们并不一定能拍出完全相同的照片。曝光时间（快门速度）决定了运动模糊的程度，如右图所示。光圈则决定了景深。.
1947年5月20日日食
1947年5月20日日食是一次日全食，發生於1947年5月20日。新月當天（即朔日），地球上觀測到月球和太阳的角距離極小，此時月球如果恰好在月球交點附近，穿過太阳和地球之間，與地球、太阳接近一直線，則會出現日食。月球本影接觸地表而使該區域完全得不到陽光，就會形成日全食，同時在本影兩側數千公里的半影範圍內遮擋部分陽光，形成日偏食。此次日全食經過了智利、阿根廷、巴拉圭、巴西、利比里亚、法屬西非、英屬黃金海岸、法屬多哥蘭、英屬奈及利亞、法屬喀麥隆、法屬赤道非洲、比屬剛果、英屬烏干達、英屬坦干伊加、英屬肯亞，日偏食則覆蓋了南美洲大部分、非洲大部分及周邊部分地區。.
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