比浏览器更快的访问！
1147 关系: ADS 16402，AKARI，劍魚座S，劍橋光學孔徑合成望遠鏡，基本星表，埃納·赫茨普龍，埃纳斯托轮廓，原子，垒壁阵四，偏振，偕日升，半人马座，半人马座ω，半人马座恒星列表，卡尔·威廉·路德维希·沙利叶，卡尔·冯·魏茨泽克，卡尔达肖夫指数，印度人诺贝尔奖得主列表，印第安座恒星列表，危宿三，危宿一，危宿二，卷舌一，卷舌四，千年隼号，南十字座恒星列表，南三角座，南三角座恒星列表，南冕座恒星列表，南非天文台，南鱼座恒星列表，南船二，南船四，南门一，南极座恒星列表，南方中西星名對照表，南斗六星，反地球，反銀心，古埃及，古希臘天文學，古爾德帶，史瓦西度規，史隆數位巡天，史蒂芬·霍金作品，右辖，右樞，右摄提，司怪四，双子座，...，双子座恒星列表，双鱼座，參宿三，参考系拖拽，后发座，后发座恒星列表，吸积盘，吸收光譜，同溫層紅外線天文台，坎农环形山，塞西莉亞·佩恩-加波施金，塔利-费舍尔关系，塔图因，多貢人，大尺度結構，大平貴之，大犬座κ，大犬座ο²，大犬座σ，大犬座恒星列表，大爆炸，大熊座47c，大熊座II矮星系，大熊座恒星列表，大角星，大設計，大陵增十八，大陵三，大陵五，大陵六，大氣折射，大撕裂，天垒城一，天壇座γ，天壇座ζ，天大将军十，天市左垣八，天乳 (星官)，天廪一，天廪四，天仓二，天体化学，天体列表，天体物理学，天体测量学，天兔座恒星列表，天囷增十五，天囷增七，天囷增九，天囷一，天倉五，天王星，天琴座，天琴座恒星列表，天球坐标系统，天球仪，天社增一，天秤座，天秤座恒星列表，天策上将，天箭座FG，天箭座恒星列表，天猫座恒星列表，天炉座恒星列表，天田 (星官)，天燕座恒星列表，天节一，天节二，天蝎座恒星列表，天街增一，天記，天高一，天體，天體命名，天體光譜學，天體的海市蜃樓，天體生物學，天象儀，天鷹座77，天鷹座λ，天鸽座，天鸽座恒星列表，天鹤座恒星列表，天鹅座恒星列表，天龍座BY型變星，天龙座恒星列表，天船五，天阴增一，天阴增二，天阴一，天阴二，天阴五，天阴四，天阿，天门 (星官)，天關，天極，天樞 (北極)，天樽二，天江，天津增十九，天津增廿九，天津二，天津四，天津甕星，天渊增一，天溷四，天潢三，天潢一，天潢二，天潢五，天潢四，天文学史，天文学大成，天文學，天文學綱要，天文學辭彙，天文單位，天文單位系統，太空戰爭 (遊戲)，太阳，太阳半径，太阳系，太阳系天体大小列表，太阳系天体列表，太阳系流体静力平衡天体列表，太阳质量，太阳黑子，太阳星座，太陽位置，太陽光度，太陽系外行星，太陽系形成與演化假說的歷史，太陽星雲，夜幕降临，夜空，外屏二，外星生命，奎 (星官)，奧德蘭，奇特星，威廉·哈金斯，威廉·福勒，威廉·韦伯·科布伦茨，威廉·邦德，威爾遜-巴甫效應，娄宿增十，娄宿增十三，娄宿增十二，娄宿增十四，娄宿增八，子午儀，學科列表，孔雀座恒星列表，孔雀六，宏观，宝瓶座恒星列表，室女座，室女座恒星列表，宗正二，宇宙，宇宙年表，宇宙形成年表，宇宙微波背景，宇宙化學，宇宙距离尺度，宇宙戰爭，宇宙拿鐵，安妮·坎农，寶瓶座，密度波理论，密特拉教，對聖經的質疑，對流層 (恆星)，小犬座恒星列表，小罗伯特·伯纳姆，小熊座，小熊座恒星列表，小行星，小行星330，小行星45，小马座，小马座恒星列表，尼古拉·哥白尼，尾宿五，少衛增八，射电天文学，属格，屏一，山案座恒星列表，岩屑盤，崇祯历书，左更增三，左更增一，左更增二，左更增五，左更增六，左更增四，左更三，左更一，左更五，左更四，巨大質量恆星列表，巨大恆星列表，巨爵座恒星列表，巨蟹座55b，巨蟹座55d，巨蟹座55f，巨行星，巨蛇座ω，巨蛇座恒星列表，巨星，巴納德環，巴納德星，巴耳末系，上升流，不確定存在的太陽系外行星列表，不稳定性，帝，帝座，中古伊斯蘭天文學，中天 (天文學)，中央子午線 (行星)，中子，中子俘获，中國，中国学科分类国家标准/160，中国国旗，中国科学院图书馆图书分类法，常陳一，主序星，希爾球，七仙人，七公增五，七公二，世界杰出女科学家成就奖，万有理论，三合星，三体用语列表，三角座恒星列表，三星 (天文)，一行，干涉 (物理学)，平一，平庸原理，平道，平衡，平方千米阵，幸福科學，幻能量，广义相对论中的开普勒问题，广义相对论的实验验证，乌鸦座恒星列表，乔万尼·巴蒂斯塔·里乔利，乔治·邦德，亚瑟·爱丁顿，亚里士多德，亚恒星，亢池四，座旗七，座旗三，亨丽爱塔·斯万·勒维特，亨利·德雷伯，亨利·诺利斯·罗素，庫樓八，亮巨星，人馬座A*，人馬光窗掩凌系外行星搜尋計畫，人馬臂，人马座，人马座ρ，人马座ξ，人马座恒星列表，人择原理，二十世紀科學演變年表，二體問題，库楼，五車一，五车增十七，五车增十五，五车增十八，五车增十六，五车增六，五车增四，井宿增一，井宿三，井宿五，井宿四，事件視界望遠鏡，从官 (房宿)，廁一，廣義相對論，廣義相對論入門，代達羅斯計劃，建 (星官)，仿星器，仙后座A，仙后座恒星列表，仙女座VII，仙女座VIII，仙女座星系，仙女座星系-银河系的碰撞，仙女座星系的衛星星系，仙王座 VW，仙王座β型變星，仙王座恒星列表，伊本·弗纳斯环形山，伊本·西那，伐三，传质，弧矢七，伽玛射线暴，弗里曼·戴森，引力坍缩，引力奇点，开封市，佛蘭斯蒂德命名法，徐家汇观象台，依巴谷卫星，御夫座，微中子天文学，德雷克公式，徑向速度，保罗·威拉德·梅里尔，保罗·勒杜，保羅·卡拉斯，心宿三，土司空，地心说，地球，地球公转，地球自转，地球歷史，匈牙利自动望远镜网络计划，化學元素豐度，北天中西星名對照表，北冕座，北冕座R型變星，北冕座恒星列表，北美洲星雲，北极星，北极星序，北河二移動星群，北方中西星名對照表，北斗七星，圆规座恒星列表，包克雲球，國際天文聯會，初始质量函数，分子雲，创神星，單星，喜帕恰斯，周鼎 (星官)，周邊昏暗，周日運動，咸池一，傅科摆，哥倫比亞大學諾貝爾獎得主列表，哈伯序列，哈佛大学天文台，哈勃定律，哈勃空间望远镜，哈勃深空，哑铃星云，再電離，冷暗物质，冷木星，冕 (大氣層)，几何学，凤凰座恒星列表，凌 (天體)，內爆，內熱，內階一，八穀二，八穀六，公转，六分仪座恒星列表，共軌組態，先驅者鍍金鋁板，光學重力透鏡實驗，光年，光度，光度函數 (天文學)，光球，光行差，光谱分析，光致蒸發，光時，克卜勒20e，克卜勒223，克卜勒太空望遠鏡，克赫歷程，克里斯蒂安·迈尔，前2世纪，剑鱼座恒星列表，動態摩擦，回力棒星雲，回溯發現，国际天文联合会的行星定义，国际星辰注册，值得關注的小行星列表，B型主序星，BD+20°2457，BPM 37093，CD型星系，Celestia，状态方程，矩尺座恒星列表，矮恒星，矮星系，石氏星經，环联星运转行星，玉夫座恒星列表，火星96，火星的衛星，獵戶座，獵戶座分子雲團，現代物理學，球狀星團，球面像差，理科，理想機械，砹，砺石一，碰撞激發，碳，碳聚变，碳閃，碳氮氧循環，神秘山，神探夏洛克小姐，积尸，移動星群，科学可视化，科学史 (1501年)，科学大纲，秒差距，空间望远镜列表，穀神星，端点星，第一推动丛书，等离子体，类星，类星体，系外彗星，系外行星偵測法，系外衛星，納拉布里恆星強度干涉儀，索恩－祖特阔夫天体，約翰·惠勒，紅巨星，紅矮星，紅移，紅群聚，紅超巨星，織女一，约翰·巴耳末，纬度，经度，绘架座恒星列表，结合能，结婚纪念日，罗盘座恒星列表，网罟座恒星列表，美国海军天文台，美索不达米亚，羅伯特·因尼斯，羅斯128，真太阳，猎犬座恒星列表，猶太人諾貝爾獎得主列表，爱丁顿光度，爱德华·海斯，爱因斯坦卫星，終焉的年代記，絕對星等，疏散星团，疯狂派对，環形球儀，環星系，生肖纪年，甘伯串珠，甘石星經，电子，电磁辐射，电离氢区，無線電波源，無敵怪醫，熱木星，熔岩行星，物理学，物质状态，特超巨星，特洛伊小行星，牛頓旋轉軌道定理，狐狸座，狐狸座U，狐狸座恒星列表，狐狸皮星雲，狮子座，狮子座恒星列表，狗国四，相對論角動量，相态列表，盾牌座恒星列表，發射光譜，發射星雲，白天，白矮星，白羊座，白羊座27，白羊座29，白羊座36，白羊座38，白羊座4，白羊座49，白羊座51，白羊座55，白羊座59，白羊座60，白羊座65，白羊座7，百科详编，Einstein@Home，銀河平面，螢火蟲 (電視劇)，螣蛇，螺旋星系，聚星，適居帶，聯星，聯星系統，遙遠未來的時間線，華盛頓不明飛行物事件，鐵達尼號沉沒事故，蝎虎座恒星列表，面亮度，蝘蜓座恒星列表，類太陽恆星，行星，行星定義，行星系，行星遷移，行星類型列表，行星質量體，衛星星系，飞马座，飞马座恒星列表，飞鱼座恒星列表，飛馬座51b，西特拉利奎，西門·馬里烏斯，西次相，西方中西星名對照表，馬尾三，馬亞爾II，香港太空館，香港小學常識科課程，觸鬚星系，角宿一，角分，观测天文学，视差，视星等，觀測臺，騎官四，马克斯·普朗克天文研究所，马菲1，詹姆斯·卡彭特，高分辨率天文中心，高光度藍變星，譜線，變星，鯨魚座矮星系，鯨魚座κ1，诺贝尔物理学奖得主列表，豺狼座GQb，豺狼座恒星列表，鲸鱼座恒星列表，鳥之星 ～Aerial Planet～，質心，鳳凰計畫 (美國)，贝蒂尔·林德布拉德，质量，费尔米库斯·马特尔努斯，费米-狄拉克统计，超大質量黑洞，超巨星，超廣角尋找行星，超低溫矮星，超级地球，超金属，超新星，超新星候選列表，超新星閃光人，超新星早期预警系统，跨大西洋系外行星搜尋計劃，鹿豹座Z，麥哲倫雲，麥哲倫橋，麒麟座環，麒麟座V838，麒麟座恒星列表，軫宿三，軫宿一，軫宿二，軫宿四，黃特超巨星，黑体辐射，黑馬星雲，黑洞，軒轅十四，黄道，黄超巨星，黄润乾，輻射壓，較差自轉，轨道 (力学)，轨道速度，轩辕增十九，轉動的黑洞，迈克耳孙-莫雷实验，迈克耳孙测星干涉仪，进贤 (恒星)，进贤 (消歧义)，錫安國家公園，霹雳 (星官)，霹雳一，霹雳二，霹雳五，蜜蜂三，范马南星，蜘蛛星云，郭守敬，能量，能量均分定理，胃宿一，胃宿二，航海九星，鈹-8，船尾座恒星列表，船帆座恒星列表，船底座x，船底座恒星列表，阳历，阿德里安·范·馬納恩，阿雷西博天文台，阿耶波多，阿斯特赖俄斯，阵车，赤纬，赫羅圖，赫比格-哈羅天體，閣道二，開元占經，藍巨星，藍矮星 (紅矮星階段)，藍超巨星，藤田良雄，钱德拉X射线天文台，蒂加登星，钛，那美克星，蓝移，银河系，银晕，锝，鄰近恆星列表，膨胀宇宙的未来，重力波背景，重力昏暗，重元素，量 (数学)，量子力学，量子引力，臨界宇宙，自由枪骑兵，自然，自转，自轉週期，致密星，金属，金屬線星，金剛戰神，金牛座RV，金牛座RV型變星，金牛座恒星列表，金髮姑娘原則，金魚增一，金魚一，长蛇座恒星列表，色指數，艾米，鉛星，苍蝇座恒星列表，苏颂，英仙座恒星列表，雪花星團，電子簡併壓力，電磁波譜，蛇夫座，蛇夫座恒星列表，蛇尾一，雅各布斯·卡普坦，雙子星，雙質子，雙黑洞，雙星 (天文)，速霸陸Alcyone，速霸陸Alcyone SVX，速霸陸Stella，老人增四，老人星，造父 (星官)，進動，适居太阳系外行星目录，耀星，虚宿一，G3，GCl 38，Google地球，GRB 090423，GRB 110328A，GSC 02634-01087，HAT-P-3，HD 10180，HD 101930，HD 102117，HD 106906，HD 108147，HD 140283，HD 141168，HD 142448，HD 149026，HD 153834，HD 16175，HD 162826，HD 17092，HD 181433，HD 181597，HD 183312，HD 189733，HD 191877，HD 20367，HD 209458 b，HD 21455，HD 215497，HD 23079，HD 23127，HD 23596，HD 26326，HD 27894，HD 32518，HD 33283，HD 4203，HD 4208，HD 4308，HD 43691，HD 45350，HD 50554，HD 5980，HD 6434，HD 68988，HD 69830，HD 69830 b，HD 69830 d，HD 73887，HD 8574，HD 88133，HD 93070，HD 99913，HE 1523-0901，Hen 2-47，HH 34，HIP 13044b，HL金牛座76，IC 4651，II型超新星，IRC+10420，ΛCDM模型，KStars，LAMOST，M11，M13，M25 (疏散星團)，M28，M30，M36 (疏散星团)，M38，M4 (球狀星團)，M46 (疏散星團)，M62 (球狀星團)，M73 (星群)，M78，M80，MACS J1149 Lensed Star 1，MAXI J1659-152，NGC 1097，NGC 122，NGC 1448，NGC 162，NGC 1988，NGC 206，NGC 2362，NGC 2770，NGC 2915，NGC 2976，NGC 308，NGC 310，NGC 3115，NGC 3226，NGC 46，NGC 5264，NGC 5286，NGC 6025，NGC 604，NGC 6751，NGC 82，NGC 84，NGC 91，NGC天体列表 (1-999)，Noctis，O型星，OB星，OGLE 2003-BLG-235L，OGLE-2005-BLG-169L，OGLE-2005-BLG-390L，OGLE-2005-BLG-390Lb，OGLE-TR-111，OGLE-TR-111 b，OGLE-TR-132，OGLE-TR-182，OGLE-TR-56，PG 1159星，PGC 6240，Pismis 24-1，PSO J318.5-22，PSR B1919+21，PSR B1937+21，PSR J1719-1438 b，R136a1，RCW 120，S-過程，S0-102，S5 0014+81，SDSS J001820.5–093939.2，Sh2-264，SN 1604，SN 1993J，SN 2004dj，SN 2006gy，SN 393，SPICA，Star，Starry Night，Stellarium，SWEEPS-11，TVLM513-46546，TV消失之日，UDFy-38135539，UGC 2885，UGC 9618，Var 83，WASP-1，WASP-2b，WASP-3c，WISE 0350-5658，WISE 0535-7500，WISE 1217+1626，Wray 17-96，X射线，XO-2，XO望遠鏡，XTE J1650-500，折威七，暗物質暈，暗能量星，暗星系，柱三 (毕宿)，柱五 (毕宿)，柱四 (毕宿)，柳宿增十，掩星，林極限，恩赐奖 (日本学士院)，恒星年，恒星物理学，恒星月，恒星日，恆行星，恆星大氣層，恆星天文學，恆星天文學年表，恆星之書，恆星形成，恆星命名，恆星光度列表，恆星動力學，恆星碰撞，恆星結構，恆星際旅行，恆星質量，恆星質量流失，恆星黑洞，恆星自轉，恆星雲，恆星演化，恆星時角，東京光電子午儀，東次將，東方中西星名對照表，杜鹃座恒星列表，核合成，核天体物理学，核嬗变，核球，核聚变，核技术，核時標，格利泽229，格利泽581e，格利泽581g，格利澤185，格利澤581d，格里·诺伊格鲍尔，格里戈里·阿布拉莫维奇·沙因，梅格納德·薩哈，棒旋星系，棕矮星，棕矮星列表，極超新星，極迅瞬變光源太空觀測計畫，標準太陽模型，橙矮星，次巨星，次矮星，次棕矮星，次毫米波陣列望遠鏡，武仙座14b，武仙座ζ移動星群，武仙座恒星列表，武仙座星流，歲差 (天文)，比邻星，毕宿增十二，毕宿增七，毕宿增三，毕宿七，毕宿一，毕宿四，氐宿四，氢，氢弹，氣候變遷，氣泡星雲，氦-4，氦融合，氧，氧的同位素，氧燃燒過程，氮-14，水委一，水平分支，水位增六，水蒸气，水蛇座恒星列表，汉斯·贝特，河鼓三，河鼓二，沃夫359，沃尔特·巴德，沃尔特·亚当斯，沙罗周期，波尔·斯温斯，波恩星表，波江座恒星列表，泰坦 (超級電腦)，泰坦尼克号，泰德 1，活动星图，洛厄尔天文台，洛希瓣，液体，消光，深空天體，潮汐尾，激波 (天文物理)，本華·曼德博，朱文鑫，月，月球交點，月球環形山列表 (O-Q)，月球軌道，月球殖民，朔望日，指標星，有星形的旗帜图集，有效溫度，望远镜座恒星列表，最小質量恆星列表，戰鬥吧！！伊庫薩1，戴森球，房宿三，战锤40000，星，星协，星夜，星官，星座，星云，星圖，星圖與星表年表，星周塵，星周盤，星光，星光少女 (漫畫)，星光飞扬，星团，星等，星系，星系年表，星系列表，星系的形成和演化，星系際恆星，星系顏色-星等圖，星系自轉問題，星系暈，星系演化探测器，星系潮汐，星盘，星際信使，星際行星，星表，星舰，星雲假說，星际物质，星际迷航：遗产，星暴，星流，星族，星曆表，昴宿增九，昴宿一，昴宿四，显微镜座恒星列表，海市蜃楼，海王星，海王星的卫星，海豚座，海豚座恒星列表，海部宣男，测光标准星，新世界任务，新星，斗宿二，斗宿五，斛二，日，日 (恆星)，日心说，日震，日晷，时钟座恒星列表，旅行者金唱片，摩羯座，放射性同位素，愛德華·愛默生·巴納德，愛德蒙·哈雷，数量级 (数)，数量级 (数据)，敗臼一，扬·奥尔特，托尔曼－奥本海默－沃尔科夫方程，拱點，曙暮光，晚期型星，普尔科沃天文台，普勒阿得斯，智神星，11001001，12月28日，2006年科技，2007年5月，2008年11月，2010年7月，2010年8月，2012 VP113，265，2度視場星系紅移巡天，2微米全天巡天，2M1207，2MASS J0523-1403，306，308，30米望远镜。 扩展索引 (1097 更多) »
ADS 16402
ADS 16402是一個位於蠍虎座的雙星系統，兩個恆星的大小都和太陽差不多，它們之間相隔1500個天文單位，其中在ADS 16402B 的恆星傍發現一個叫做HAT-P-1b的行星。.
新！!: 恒星和ADS 16402 · 查看更多 »
AKARI
AKARI（日文：あかり，ASTRO-F）是由日本宇宙航空研究开发机构（JAXA）和欧洲、韩国部分机构合作开发的红外线空间望远镜卫星，于2006年2月21日协调世界时21:28在日本鹿儿岛县的内之浦宇宙空间观测所由M-V火箭发射至太阳同步轨道。 AKARI的设计工作开始于1996年，根据日本人造卫星的排序命名，其最初的名字是ASTRO-F；而由于它主要用于红外的巡天观测，所以又被称为IRIS（Infrared Imaging Surveyor，红外成像巡天设备）。发射后，它被正式命名为AKARI（あかり），日文中是“光”的意思。.
劍魚座S
|- style.
劍橋光學孔徑合成望遠鏡
劍橋光學孔徑合成望遠鏡(Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope，COAST)是一架基線長達100米的多元件光學天文干涉儀，他使用孔徑遮罩來觀測恆星，可以使解析度提高到千分之一角秒 (這種非常高的解析度不是使用單一的望遠鏡，例如哈伯太空望遠鏡，可以達到的)，主要的限制是COAST只能觀測明亮的恆星。COAST是第一架長基線干涉儀，可以獲得太陽以外恆星表面的高解析影像 (雖然在這之前，威廉·赫歇爾望遠鏡使用孔鏡遮罩干涉儀已經獲得其它恆星表面的低解析影像。)。 COAST陣列的構想是約翰E.鮑德溫提出的，並由卡文迪什天體物理組執行。它位於英國劍橋郡的馬拉德電波天文台。.
新！!: 恒星和劍橋光學孔徑合成望遠鏡 · 查看更多 »
基本星表
基本星表是一系列對小恆星的位置有著高精度定位資料，用來定義天體參考框架，做為測量恆星位置的標準座標系統的六個天體測量星表之一。.
埃納·赫茨普龍
埃纳·赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung，姓又譯赫茲史普；）生於丹麦哥本哈根，著名天文学家。.
新！!: 恒星和埃納·赫茨普龍 · 查看更多 »
埃纳斯托轮廓
在天文学中，埃纳斯托轮廓（Einasto profile，或称埃纳斯托模型、埃纳斯托定律）是一个数学函数，它描述了球状恒星系统的密度 \rho 随离开中心的距离 r 的变化。扬·埃纳斯托在1963年哈萨克斯坦阿拉木图的会议上介绍了这一模型。.
原子
原子是元素能保持其化學性質的最小單位。一個正原子包含有一個緻密的原子核及若干圍繞在原子核周圍帶負電的電子。而負原子的原子核帶負電，周圍的負電子帶「正電」。正原子的原子核由帶正電的質子和電中性的中子組成。負原子原子核中的反質子帶負電，從而使負原子的原子核帶負電。當質子數與電子數相同時，這個原子就是電中性的；否則，就是帶有正電荷或者負電荷的離子。根據質子和中子數量的不同，原子的類型也不同：質子數決定了該原子屬於哪一種元素，而中子數則確定了該原子是此元素的哪一個同位素。 原子的英文名（Atom）是從希臘語ἄτομος（atomos，“不可切分的”）轉化而來。很早以前，希臘和印度的哲學家就提出了原子的不可切分的概念。 17和18世紀時，化學家發現了物理學的根據：對於某些物質，不能通過化學手段將其繼續的分解。 19世紀晚期和20世紀早期，物理學家發現了亞原子粒子以及原子的內部結構，由此證明原子並不是不能進一步切分。 量子力學原理能夠為原子提供很好的模型。 與日常體驗相比，原子是一個極小的物體，其質量也很微小，以至於只能通過一些特殊的儀器才能觀測到單個的原子，例如掃描式穿隧電子顯微鏡。原子的99.9%的重量集中在原子核，其中的亞原子和中子有著相近的質量。每一種元素至少有一種不穩定的同位素，可以進行放射性衰變。這直接導致核轉化，即亞原子核中的中子數或質子數發生變化。 原子佔據一組穩定的能級，或者稱為軌道。當它們吸收和放出中子的時候，中子也可以在不同能級之間跳躍，此時吸收或放出原子的能量與能級之間的能量差相等。電子決定了一個元素的化學屬性，並且對中子的磁性有著很大的影響。.
垒壁阵四
垒壁阵四（δ Cap / 摩羯座δ），英文名为Deneb Algedi或Scheddi，是摩羯座的四合星系统，距地球大约39光年。该系统的主星是一颗白巨星，它结合其他三颗星的光使得其成为摩羯座的最亮的星。其英文名来自阿拉伯语ذنب الجدي ðanab al-jady，意为山羊之尾。由于其代表了羊身鱼尾状摩羯的尾巴，垒壁阵四既是好运的标志，也是厄运的代表。在中世纪的占星术里，它是十五颗魔星之一。.
偏振
偏振（polarization）指的是横波能夠朝著不同方向振盪的性質。例如電磁波、引力波都會展示出偏振現象。纵波则不會展示出偏振現象，例如傳播於氣體或液體的聲波，其只會朝著傳播方向振盪。如右圖所示，緊拉的細線可以展示出線偏振現象與圓偏振現象。 電磁波的電場與磁場彼此相互垂直。按照常規，電磁波的偏振方向指的是電場的偏振方向。在自由空間裏，電磁波是以橫波方式傳播，即電場與磁場又都垂直於電磁波的傳播方向。理論而言，只要垂直於傳播方向的方向，振盪的電場可以呈任意方向。假若電場的振盪只朝著單獨一個方向，則稱此為「線偏振」或「平面偏振」；假若電場的振盪方向是以電磁波的波頻率進行旋轉動作，並且電場向量的矢端隨著時間流意勾繪出圓型，則稱此為「圓偏振」；假若勾繪出橢圓型，則稱此為「橢圓偏振」；對於這兩個案例，又可按照在任意位置朝著源頭望去，電場隨時間流易而旋轉的順時針方向、逆時針方向，將圓偏振細分為「右旋圓偏振」、「左旋圓偏振」，將橢圓偏振細分為「右旋橢圓偏振」、「左旋橢圓偏振」；這性質稱為手徵性。 光波是一種電磁波。很多常見的光學物質都具有各向同性，例如玻璃。這些物質會維持波的偏振態不變，不會因偏振態的不同而展現出不同的物理行為。可是，有些重要的雙折射物質或光學活性物質具有各向異性。因此，偏振方向的不同，波的傳播狀況也不同，或者，波的偏振方向會被改變。起偏器是一種光學濾波器，只能讓朝著某特定方向偏振的光波通過，因此，可以將非偏振光變為偏振光。 在涉及到橫波傳播的科學領域，例如光學、地震學、無線電學、微波學等等，偏振是很重要的參數。激光、光纖通信、無線通信、雷達等等應用科技，都需要完善處理偏振問題。 極化的英文原文也是「polarization」，在英文文獻裏，偏振與極化兩個術語通用，都是使用同一個詞彙來表達，只有在中文文獻裏，才有不同的用法。一般來說，偏振指的是任何波動朝著某特定方向振盪的性質，而極化指的是各個帶電粒子因正負電荷在空間裡分離而產生的現象。.
偕日升
偕日升是一顆恆星（也可以是月球或行星）經過隱藏在地平線下一段時間或一定的週期之後，首度在拂曉時又出現在東方地平線上（即合之後），或正好在地平線上但隱藏在太陽的光芒之中的現象。在偕日升之後的每一天，這顆恆星出現的時間將一天比一天早一點，出現在天空中不被陽光遮蔽的時間也同樣的日漸增長（太陽相對於恆星每日沿著黃道向東移動），過一段日子後，這顆恆星在黄昏時已移至地平線並西落，這時稱為偕日落。一顆恆星在歷經大約一年的時間後會再在東方天空偕日升。 並非所有的恆星都有偕日升：有許多恆星（與觀測者在地球上的地理緯度有關）始終在地平線之上，永遠都能在陽光淹沒前於黎明的曙光中看到（即在恆顯圈內），同樣也有許多恆星始終地平線下看不見的（即在恆隱圈內）。 在早期的曆法或黃道十二宮的圖上會標示星座，包含在其中的恆星，的出沒。古埃及的曆法據天狼星的偕日升來制定，並設置了36顆偕日升的恆星，稱為旬星（將黃道360度的圓分割為10度一個段落），發展出一套在夜晚推算時間的方法。蘇美、巴比倫和古希臘也使用各種各樣的偕日升星來確定農耕漁牧的時間。在紐西蘭的毛利人將七姐妹偕日升訂為新年的開始(大約在七月)。 相對於偕日升，當黃昏時出現在東方地平線的天體，例如滿月，也有個名詞稱為日沒升（日落之際東升的天體，可理解成在衝的位置）。 Category:天文學的時間.
半人马座
半人马座（Centaurus）是一个巨大的明亮星座，它拥有两颗一等大星，半人马座α星和半人马座β星。半人马座区域内有各种令人感兴趣的天体。.
半人马座ω
半人馬座ω或NGC 5139（奧米茄星團，中文名库楼增一），是一個曾被誤認為恆星，環繞著我們銀河系的球狀星團。他是銀河系內最大的球狀星團，於1677年被愛德蒙·哈雷發現，也是迄今所知最大的，且唯一能以肉眼看見的。半人馬座ω距離地球約18,300光年，包含有數百萬顆第二星族的恆星，年齡大約120億歲。 半人馬座ω是拜耳命名法的名稱，並不因為不是單獨的恆星而變更傳統的名稱。 在大量觀測之後，發現半人馬座ω不同於其他的球狀星團：首先，它包含幾種不同世代的恆星，在澳洲國立大學天文與天文物理研究所指導研究生的勞拉史丹佛領導學生研究半人馬座ω內的恆星，推測他可能是一個比現在要大數百倍的矮星系核心，被我們的銀河扯碎和吸收掉了。在萊登大學的設計理論模型的格倫范德瓦也認同這種推論。.
半人马座恒星列表
以下是星座半人马座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和半人马座恒星列表 · 查看更多 »
卡尔·威廉·路德维希·沙利叶
卡尔·威廉·路德维希·沙利叶（Carl Vilhelm Ludwig Charlier）是一位瑞典天文学家，其双亲名叫埃默里赫·伊曼纽尔·沙利耶（Emmerich Emanuel）和奥诺拉·克里斯蒂娜·霍尔施泰因（Aurora Kristina Hollstein）。.
新！!: 恒星和卡尔·威廉·路德维希·沙利叶 · 查看更多 »
卡尔·冯·魏茨泽克
卡尔·弗雷德里希·冯·魏茨泽克男爵（Carl Friedrich Freiherr von Weizsäcker，），德国物理学家、哲学家。他是第二次世界大战期间由维尔纳·海森堡领导的德国核研究小组成员中最长寿的。.
新！!: 恒星和卡尔·冯·魏茨泽克 · 查看更多 »
卡尔达肖夫指数
卡尔达肖夫指數（Kardashev Scale）是根據一個文明所能夠利用的能源量級，來量度文明層次及技術先進程度的一種假说。1964年苏联天文学家尼古拉·卡尔达肖夫首先提出用能量级把文明分成三个等级级：I型、II型和III型。I型文明使用在它的故鄉行星所有可用的能量，II型文明利用它的行星所围绕的恆星所有的能量，III型文明則利用它所處星系的所有能量。一般认为人类文明现在接近但尚未达到I型文明。.
新！!: 恒星和卡尔达肖夫指数 · 查看更多 »
印度人诺贝尔奖得主列表
印度人諾貝爾獎得主係指印度人、海外印度人、印度出生者或定居於印度身份的諾貝爾獎得主。 迄2014年，已有12名印度人獲得諾貝爾獎：.
新！!: 恒星和印度人诺贝尔奖得主列表 · 查看更多 »
印第安座恒星列表
以下是星座印第安座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和印第安座恒星列表 · 查看更多 »
危宿三
危宿三 （飛馬座ε）是飛馬座最亮的恆星，視星等2.4等，是一顆2等星，通常以裸眼就能看見。它的英文名稱Enif (EE-nif)源自阿拉伯文，意思是鼻子。天體測量衛星依巴谷使用視差測量其距離，得到的結果是大約.
危宿一
危宿一，即宝瓶座α（α Aqr，α Aquarii）是一颗位于宝瓶座的超巨星，距离地球约520光年。.
危宿二
危宿二，即飞马座θ（θ Peg，θ Pegasi）是一颗位于飞马座的恒星，距离地球约67光年。 危宿二是一颗主序星，恒星光谱A2 Vp型，视星等为3.53。恒星的半径是太阳半径的2.6倍，亮度是太阳亮度的25倍，表面有效温度约为7951K。 危宿二在西方的传统名字为Baham, 来自于阿拉伯语（Sa'd al Bahaim），意思为“家畜”。在中国古代星官系统中，危宿二属于北方玄武七宿中危宿危 (星官)第二星，这也是危宿二名字的来由。“危”意思是屋顶，危星官由三颗恒星组成，另外两颗恒星分别是危宿一（宝瓶座α）和危宿三（飞马座ε）。.
卷舌一
卷舌一，即英仙座ν（ν Persei），是一个位于英仙座恒星，距离地球约555光年。 卷舌一是一颗蓝色F5II的高光度黄白色亮巨星，视星等为3.77。该星绝对星等为-2.37，总光度是太阳的约850倍。表面温度约为6700K，根据其温度和光度可以得知该星半径为太阳的21倍，质量则为太阳的4-5倍。该星将继续膨胀，成为一个红巨星。.
卷舌四
卷舌四，即英仙座ζ（ζ Persei），是一颗位于北天星座英仙座的恒星。视星等为2.86，可以轻松的以肉眼看见。视差测量表示它距离地球约980光年。 卷舌四是一个光度比较低的超巨星，恒星分类B1Ib。这是一个巨大的恒星，估计大小超过20倍太阳半径，19-20倍太阳质量，光度是太阳的105,000倍。表面温度约23,000K，散发蓝白色的光芒。它的光谱展现出异常高的碳丰度。卷舌四有很强的恒星风，每年抛出0.23 × 10−6太阳质量，或是每430万年1太阳质量。 卷舌四有一个9.0等的伴星，相距12.9弧秒。两星有相同的自行，所以它们可能是有物理联系的。若是这样，它们会相距至少4,000天文单位。卷舌四是英仙座OB2证实的成员，或称英仙座ζ星协，是一个包含了17颗大质量，明亮的蓝色OB型恒星的移动星群。这些恒星在空间中有相同的轨迹，代表它们是有相似的年龄，并且在同一个分子云诞生的。.
千年隼号
千年鷹号（英文：Millennium Falcon，经常简称为Falcon）是《星球大战》系列作品中一艘虚构的宇宙飞船，它的主要驾驶员是走私犯兼船长韩·索罗（哈里森·福特飾演）和他的副驾驶员丘巴卡（飾演）。在电影设定中，千年鷹是一艘经过韩·索罗大幅改装的YT-1300型货船，其特性能够很好地服务于韩的走私业务。千年鷹是星战电影及其他形式文艺作品中出场次数最频繁的飞船之一，除了在经典三部曲中具有举足轻重的地位外，它还在前传三部曲中的《星球大战三部曲：西斯大帝的復仇》中客串出场，而在星战为数众多的小说及游戏等作品中也处处可见它的行踪。英国广播公司在一篇新闻稿中评论道，按道理说千年鷹号可以算是这个宇宙中最著名的宇宙飞船了。.
南十字座恒星列表
以下是星座南十字座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和南十字座恒星列表 · 查看更多 »
南三角座
南三角座(Triangulum Austale)位於銀河之中，鄰近半人馬座的南門二和馬腹一，對應北天的三角座。雖然比三角座小，但是主要的恆星明亮，所以比較耀眼。它是16世紀末荷蘭航海家Pieter Dirkszoon Keyser和Frederick de Houtman所創立的十二個星座中最小的。.
南三角座恒星列表
以下是星座南三角座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和南三角座恒星列表 · 查看更多 »
南冕座恒星列表
以下是星座南冕座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和南冕座恒星列表 · 查看更多 »
南非天文台
南非天文台（South African Astronomical Observatory，SAAO）是南非的國立光學和紅外線天文中心。它成立於1972年，在南非國家研究基金會（南非國科會）的支持下運作，該基金的功能是進行天文學和天文物理學的研究。主要的望遠鏡位於北開普省的索色蘭，距離總部的開普頓天文台約370公里。 SAAO與世界各地都有科學交換和國際性的技術合作聯繫。南非天文台在科學領域的貢獻包括發展球面像差校正器和南非大望遠鏡，也就是眾所周知的”SALT”。 在開普頓信號山的午炮是由天文台遙控的時間訊號。.
南鱼座恒星列表
以下是星座南鱼座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和南鱼座恒星列表 · 查看更多 »
南船二
船底座PP是一个位于南天星座船底座恒星的变星命名法。它有拜耳命名法船底座p（p Car），视星等3.22，很容易用肉眼在南半球看见。经由地球绕太阳公转产生的视差，估计该星距离为510光年。 船底座PP是一个恒星分类B2Vne的B型主序星。后缀ne代表这是一个被炽热气体包围的高速旋转Be星。这使得该星光谱上增加了发射线。它的恒星自转速度为325km/s，有大约15倍太阳质量和7.7倍太阳半径。这个恒星被分类为仙后座γ变星，亮度在3.22到3.37之间变化。.
南船四
船底座Omega（船底座ω，ω Car）是一个位于船底座的恒星。赤纬比南纬70度更南，使它成为船底座最南边的亮星（视星等3等或更亮），该星是南天星群钻石十字的一部分。视星等3.29，距离地球大约370光年。.
南门一
南门一（ε Cen / 半人馬座ε）是一顆位于半人馬座的恆星，英文俗名Al birdhaun或Birdun。 南门一是一顆藍白色的B型巨星，其視星等為+2.29。它被歸為仙王β型變星，而其光度會在+2.29和+2.31之間變動，周期為4.07小時。 Category:半人馬座 Category:仙王座β變星 Category:B型巨星 南门.
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。.
新！!: 恒星和南极座恒星列表 · 查看更多 »
南方中西星名對照表
南方中西星名對照表列出井宿、鬼宿、柳宿、星宿、張宿、翼宿和軫宿七個天區（即朱雀）所有星官的恆星，有42星官，共238星。.
新！!: 恒星和南方中西星名對照表 · 查看更多 »
南斗六星
南斗六星是人马座的一部分恆星，六顆亮星在南天排列成斗（或勺）形。南斗六顆星名由斗宿一、斗宿二、斗宿三、斗宿四、斗宿五、斗宿六，排列成像斗杓形狀，古代中國稱之為南斗六星、因其外形而素負盛名，這個區域在二十八宿屬於斗宿。 有六顆星在人马座內偏西的位置（也就是對應希臘神話畫像之人馬胸膛及部分弓箭的位置），在這些星星中有人馬座μ、人馬座λ、人馬座φ、人馬座σ、人馬座τ、人馬座ζ等六顆較亮的星，與北天大熊座的北斗七星兩個斗杓南北相互輝映。.
反地球
反地球是太阳系中的假想体，它与地球相对，并共同绕着一团火旋转，它最早由前苏格拉底哲学家菲洛劳斯提出，是为了支持他的非地心说理论。.
反銀心
反銀心是理論上在天空中相對於銀河系銀河中心的點。由於這個點是相對應的，它將會隨著觀測者的位置而改變；而不是在空間中固定不變的點。絕大部份的場合，這個術語是指從地球上觀測者的角度來看的反銀心點Majaess D. J., Turner D. G., Lane D. J. (2009).
古埃及
古埃及（مصر القديمة）是位於非洲东北部尼罗河中下游地区的一段时间跨度近3000年的古代文明，开始于公元前32世纪左右时美尼斯统一上下埃及建立第一王朝，终止于公元前343年波斯再次征服埃及，雖然之後古埃及文化還有少量延續，但到公元以後的時代，古埃及已經徹底被異族文明所取代，在連象形文字也被人們遺忘後，古代史前社會留給後人的是宏偉的建築與無數謎團，1798年，拿破仑远征埃及，发现罗塞塔石碑，1822年法国学者商博良解读象形文字成功，埃及学才诞生，古埃及文明才重见天日。直到今日都還不斷被挖掘出來。 古埃及的居民是由北非的土著居民和来自西亚的遊牧民族塞姆人融合形成的多文化圈。約西元前6000年，因為地球軌道的運轉規律性變化、間冰期的高峰過去等客觀氣候因素，北非茂密的草原開始退縮，人們放棄游牧而開始尋求固定的水源以耕作，即尼羅河河谷一帶，公元前4千年后半期，此地逐渐形成国家，至公元前343年为止，共经历前王朝、早王朝、古王国、第一中间期、中王国、第二中间期、新王国、第三中间期、后王朝9个时期31个王朝的统治（参见“古埃及歷史”一节）。其中古埃及在十八王朝时（公元前15世纪）达到鼎盛，南部尼罗河河谷地带的上埃及的領域由現在的蘇丹到埃塞俄比亞，而北部三角洲地区的下埃及除了現在的埃及和部份利比亚以外，其東部邊界越過西奈半島直達迦南平原。杨洪强编著，《古埃及文明－全球史之四》，2005年 在社會制度方面，古埃及有自己的文字系统，完善的行政体系和多神信仰的宗教系统，其统治者称为法老，因此古埃及又称为法老时代或法老埃及江晓原，12宫与28宿：世界历史上的星占学，辽宁教育出版社，2005年5月，45-64 ISBN 7-5382-7184-8。古埃及的国土紧密分布在尼罗河周围的狭长地带，是典型的水力帝国。古埃及跟很多文明一樣，具有保存遺體的喪葬習俗，透過這些木乃伊的研究能一窺當時人們的日常生活，对古埃及的研究在学术界已经形成一门专门的学科，称为“埃及学”。 古埃及文明的产生和发展同尼罗河密不可分，如古希腊历史学家希罗多德所言：“埃及是尼罗河的赠礼。”古埃及时，尼罗河几乎每年都泛滥，淹没农田，但同时也使被淹没的土地成为肥沃的耕地。尼罗河还为古埃及人提供交通的便利，使人们比较容易的来往于河畔的各个城市之间。古埃及文明之所以可以绵延数千年而不间断，另一个重要的原因是其相对与外部世界隔绝的地理环境，古埃及北面和东面分别是地中海和红海，而西面则是沙漠，南面是一系列大瀑布，只有东北部有一个通道通过西奈半岛通往西亚。这样的地理位置，使外族不容易进入埃及，从而保证古埃及文明的穩定延续。相比较起来，周围相对开放的同时代的两河流域文明则经常被不同民族所主宰，兩者對後世所帶來的價值觀也完全不同。.
古希臘天文學
古希腊天文学是指古典时期用希腊语记录的天文学，涵盖古典希腊时期、希腊化时期、希腊罗马时期、古典时代晚期等时期的天文学。它不局限于地理上的希腊或种族上的希腊人，因为在亚历山大大帝的南征北战之后，希腊语已经成为希腊化世界学术界的通用语言。这一时期的希腊天文学又被称为希腊化天文学，而希腊化时期之前的希腊天文学则被称为古典希腊天文学。在希腊化和罗马时期，许多追随希腊传统的希腊和非希腊天文学家都曾在托勒密埃及的缪塞昂和亚历山大图书馆进行过研究。 古典希腊和希腊化时期天文学家发展的天文学被历史学家认为是天文学史上的一个重要时期。古希腊天文学从一开始就以寻求天象的理性、物理的解释为特征。北天的多数星座以及很多恒星、行星和小行星的名称都来源于古希腊天文学。古希腊天文学主要受到巴比伦天文学的影响，也部分受到的影响；其本身则影响了、阿拉伯伊斯兰天文学和西欧天文学。.
古爾德帶
古爾德帶是橫跨3,000光年直徑，由恆星組成的星環的一部份，包含一些O型和B型的OB星恆星，從銀河盤面翹起16至20°。古爾德帶被懷疑是包含太陽在內的螺旋臂，太陽是距離中心約325光年的一個成員。估計存在的時間約3,000至5,000萬年，但來源還未知，名稱則得自1879年發現它的美国天文学家本杰明·阿普索普·古尔德 。.
史瓦西度規
史瓦西度規（Schwarzschild metric），又稱史瓦西幾何、史瓦西解，是卡爾·史瓦西於1915年針對广义相对论的核心方程——愛因斯坦場方程式——关于球状物质分布的解。根據伯考夫定理（Birkhff`s theorem），史瓦西解可說是愛因斯坦方程最一般的真空解。這樣的解又可被稱作史瓦西黑洞，他所對應的幾何是一個是靜止不旋轉、不帶電荷之黑洞。在物理上他可以對應任何球對稱星球外部的的時空幾何。因此常常用於近似於不同旋轉緩慢(遠小於光速)的天體的重力場，例如恆星、行星等。 在史瓦西解中，只有一個刻劃該解的參數，可以看成是史瓦西黑洞的質量。因此某方面來說，一個史瓦西黑洞只能用他的質量來區別，兩質量相等的史瓦西黑洞在物理上是完全一樣的。史瓦西解有個很重要的超曲面叫做事件視界，在事件視界內發生的事件無法被事件視界外的觀測者觀測到。它並非任何物理上實際存在的介面，事實上，如果有一觀測者通過事件世界，他不會感受到任何異狀。但是一旦通過事件視界，觀測者將無法回到黑洞外部。 此外史瓦西解另一個重要的特徵是它包含了奇異點。在奇異點時空的曲率發散，古典的廣義相對論並不適用在奇異點上，故實如何在物理上詮釋奇異點並不明確。可能需要一個可以考慮量子效應的量子重力理論才能給出好的解釋。任何通過事件視界的類時(time-like)的觀測者都會碰到奇異點。.
史隆數位巡天
斯隆数字化巡天（Sloan Digital Sky Survey，縮寫為SDSS）是使用位於新墨西哥州阿帕契點天文台的2.5米口径望遠鏡进行的红移巡天项目。该项目开始于2000年，以阿爾弗雷德·史隆的名字命名，计划观测25%的天空，獲取超过一百萬個天體的多色测光资料和光谱数据。斯隆数字化巡天的星系样本以紅移0.1為中值，对于紅星系的紅移值達到0.4，對于類星體紅移值则達到5，並且希望探测到紅移值大于6的類星體。 2006年，斯隆数字化巡天进入了名为SDSS-II的新阶段，进一步探索銀河系的結構和组成，而斯隆超新星巡天计划搜寻Ⅰa型超新星爆发，以测量宇宙学尺度上的距离。 2008年10月31日，SDSS-II发布了最后一次数据。 斯隆数字化巡天第三期工程SDSS-III已经于2008年7月启动，将持续至2014年。.
史蒂芬·霍金作品
史蒂芬·霍金，OCH，CBE，FRS，FRSA，是英國著名物理學家，劍橋大學研究主任。霍金對於理論宇宙學做出重要貢獻，特別是對於黑洞奇點、霍金輻射的研究。.
新！!: 恒星和史蒂芬·霍金作品 · 查看更多 »
右辖
烏鴉座α（α Crv、α Corvi或右轄）是一顆位于烏鴉座的恆星。其傳統中文命名為“右轄”。 烏鴉座α的光譜型為F0，視星等+4.00，大約距離地球48光年。烏鴉座α被懷疑是一個雙星系統，不過這還沒有被證實。.
右樞
右樞(天龍座α)也稱為紫微右垣一，是在天龍座內的一顆恆星。雖然在北半球的天空中不是一顆耀眼的恆星，但在歷史由于曾身為北極星而十分重要。 雖然在拜耳命名法中稱為天龍座α星，但是視星等只有3.65等，比座中最亮的天龍座 γ星（2.23等）暗了許多，在有光污染的環境下經常會看不見。在天龍座中排序在第一，完全是因為他曾經是北極星的緣故。 在良好的觀星環境下，右樞很容易經由大熊座的北斗七星在群星中間找到。許多人都知道利用北斗七星勺口外側的天樞（大熊座α）和天璇（大熊座β）兩顆星可以找到現在的北極星，但是鮮有人知道內側的天璣（大熊座γ）和天權（大熊座δ）的連線指向右樞，就在天權前方7.5度之處。.
右摄提
右摄提是中国古代星官之一，属于二十八宿的亢宿，意为“定季节的官员”，位于现代星座划分的牧夫座，含有3颗恒星。 清代编成的星表《仪象考成》和《仪象考成续编》，右摄提增加6星。.
司怪四
獵戶座χ1（χ1 Ori、χ1 Orionis或司怪四）是一顆距離地球約32光年的恆星，一對雙星，位于獵戶座中。 獵戶座χA1是一顆光譜型為O10V，並正度過主序星階段的藍超巨星。其伴星獵戶座χＢ的質量是太陽的x2，公轉周期14.1年，估計星體分類為A1V。 獵戶座χ1被認爲是大熊座移動星群的外圍恆星之一。.
双子座
双子座（Gemini，天文符号：♊）黄道带星座之一，面积513.76平方度，占全天面积的1.245%，在全天88个星座中，面积排行第三十位。双子座中亮于5.5等的恒星有47颗，最亮星为北河三（双子座β），视星等为1.14。每年1月5日子夜双子座中心经过上中天。 1781年，英国天文学家威廉·赫歇尔和他的妹妹卡罗琳·赫歇尔在双子座H附近发现天王星。1930年，美国天文学家汤博在双子座δ附近發现冥王星。美国的双子星座计划就是以双子座来命名的。.
双子座恒星列表
以下是星座双子座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和双子座恒星列表 · 查看更多 »
双鱼座
双鱼座（Pisces，天文符号：♓）是黄道星座之一，面积889.42平方度，占全天面积的2.156%，在全天88个星座中，面积排行第十四。双鱼座每年9月27日子夜中心经过上中天。双鱼座中亮于5.5等的恒星有50颗，最亮星为右更二（双鱼座η），视星等为3.62。现在的春分点位于霹雳五（双鱼座ω）附近。.
參宿三
參宿三（δ Ori / 猎户座δ），是猎户座的恒星，俗名Mintaka（源于阿拉伯语منطقة manţaqah，意为「地区」），距离地球约900光年。它与参宿一、参宿二组成猎户座的腰带。北半球的观测者面朝南方可以看到，当猎户座接近中天时，参宿三位于腰带的最右边。.
参考系拖拽
爱因斯坦的广义相对论预言了处于转动状态的质量会对其周围的时空产生拖拽的现象，这种现象被称作参考系拖拽（英文：Frame-dragging）或惯性系拖拽（英文：Inertial frame dragging）。因转动而产生的参考系拖拽的相应理论最早由奧地利物理学家與於1918年通过广义相对论推导出，因此参考系拖拽也常常被叫做冷澤-提爾苓效應（Lense-Thirring Effect）。冷澤與提爾苓预言物体的转动会导致其周围时空参考系的改变，从而使周围物体的位置和牛顿力学下的经典结果产生偏差。不过理论预言这种偏差将非常之小，大约只有几万亿分之一。想要在实验中观测到这种现象，需要对大质量的旋转物体（例如行星或恒星）使用高灵敏度的仪器进行探测，例如围绕地球公转的人造卫星轨道会因地球自转而产生细微的变化。更一般的，这种由加速质量而产生的引力场变化可以归结到引力磁学的研究领域。.
后发座
后发座（拉丁语名称Coma Berenices），北天星座，面积386.47平方度，占全天面积的0.937%，在全天88个星座中，面积排行第四十二位。后发座中亮于5.5等的恒星有23颗，最亮星为周鼎一（后发座β），视星等为4.26。每年4月2日子夜后发座中心经过上中天。银河坐标的北极位于后发座赤经 12h 51.42m 赤纬27° 07.8′的地方。.
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。.
新！!: 恒星和后发座恒星列表 · 查看更多 »
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。.
吸收光譜
吸收光譜是材料在某一些頻率上對電磁輻射的吸收事件所呈現的比率。實際上，吸收光譜是與發射光譜相對的。 每一種化學元素都會在幾個對應於能階軌道的特定波長上產生吸收線，因此吸收譜線可以用來鑑定氣體或液體中所含的元素。這種方法也可以用在不可能直接去測量的恆星和其他的氣體上出現的現象。.
同溫層紅外線天文台
同溫層紅外線天文台 （SOFIA, Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy）是NASA、德國航空太空中心（DLR, Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt e.V.）和大學太空研究協會（URSA）共同合作，在1996年由NASA授權優先發展的計畫。.
新！!: 恒星和同溫層紅外線天文台 · 查看更多 »
坎农环形山
坎农环形山（Cannon）是月球正面东北部一座古老的大型撞击坑，形成于酒海纪，其名称取自对30万颗恒星进行了分类的美国女天文学家安妮·詹普·坎农（1863年—1941年），1964年被国际天文联合会批准接受。.
塞西莉亞·佩恩-加波施金
塞西莉亞·佩恩-加波施金（Cecilia Payne-Gaposchkin，），美籍英國女性天文學家和天體物理學家，於1925年在她博士學位論文首次提出太陽主要由氫和氦的相對豐度來解釋恆星的組成，雖然這和當時的傳統看法相牴觸。.
新！!: 恒星和塞西莉亞·佩恩-加波施金 · 查看更多 »
塔利-费舍尔关系
塔利-費舍爾關係（Tully-Fisher relation）是天文學家和在1977年發表的，是天文學中螺旋星系的速度寬度 (自轉曲線的振幅) 和本質光度 (正比於恆星質量) 之間的關聯性經驗公式。發光度是星系在單位時間發出的光能量；當星系的距離已知時，它可以從星系的表面光度測量得到。速度寬度的測量是透過都卜勒效應的譜線寬度或位移。 光度和速度寬度之間的定量關係是測量光度的波長函數，但是粗略的說，光度與速度的四次方成正比。 這種關係直接聯繫到觀測到的速度寬度 (相對而言較容易) 取代了難以觀測的本質光度。因為光度 (容易觀察到) 與視亮度的關係和距離 (平方) 相關，所以塔利-費舍爾關係可以用來測量距離，或是，在天文學的說法是可以當成"輔助的 標準燭光"。 在星系內部的恆星動力來自於重力。由於這個理由，星系自轉曲線的幅度與星系的質量相關聯；塔利-費舍爾關係是直接觀測到的星系的恆星質量 (這設定了光度) 和總重力質量 (設定了自轉曲線的幅度)的密切關係。 這關係是使用主要的標準燭光測量和校準。 用於測量螺旋星系的距離：.
新！!: 恒星和塔利-费舍尔关系 · 查看更多 »
塔图因
塔图因（又译塔图音，坦圖因；英语：Tatooine），是《星際大戰》的世界观中天行者家族的故乡行星。它被设定为一颗巨大的沙漠行星，属于星系外環（Outer Rim）的阿卡尼斯区域（Arkanis Sector），是一颗围绕着一个双星系统运动的行星。.
多貢人
多貢人（Dogon）是西非馬利的一個古老民族，聚落多半坐落在尼日河畔受河水侵蝕的斷崖邊，西元1931年法國人類學家馬塞爾·格里奧爾Marcel Griaule和Germaine Dieterlen曾在多貢部落裡進行了一段數十年的實地研究，也讓世人得以了解這個神秘的民族。現今多貢人的部落已成為觀光景點，而使得他們的社會有了些改變。.
大尺度結構
大尺度結構（）在物理宇宙學中指可觀測宇宙在大範圍內（典型的尺度是十億光年）質量和光的分佈特徵。巡天和各種不同電磁波輻射波長的調查和描繪，特別是21公分輻射，獲得了宇宙結構的許多內容和特性。結構的組織看起來是跟隨著等級制度的模型，以超星系團和纖維狀結構的尺度為最上層，再大的似乎就沒有連續的結構了，這所指的就是浩瀚界限（end of greatness）現象。.
大平貴之
大平貴之（）是日本的工程師與發明家，大平技研有限公司的執行董事。他的事蹟曾被改編成連續劇，並且由堂本剛飾演大平貴之。.
大犬座κ
大犬座Kappa（大犬座κ，κ CMa）是一个位于大犬座的恒星。它距离地球大约886光年。 大犬座Kappa是一个蓝白色的B型巨星，视星等3.4。这是一个快速自转的Be星有着12倍太阳半径。它被分类为仙后座γ变星，亮度变化从3.4到3.97。它在1963到1978年间变亮了50%，从3.96等到3.52等。 在中国星官系统中，大犬座Kappa被称为弧矢八。 Category:大犬座 50013 197258.
大犬座ο²
大犬座Omicron2（大犬座ο²，ο² CMa）是一个位于大犬座的恒星。自从1943年，这个恒星的光谱被当作分类其它恒星的基准之一。视星等2.93，使他成为这个星座的最亮星之一。这个恒星的距离大约是2800光年，误差范围34%。 这是一个大质量的超巨星，恒星分类B3Ia，年龄7百万年，已经耗尽核心的氢，现在正在由氦聚变产生能量。它有大约34倍太阳质量，56倍太阳半径。该星会以II型超新星结束生命。 大犬座Omicron2是已知最亮恒星之一，它辐射出超过170,000倍太阳光度。这个恒星的表面温度为15,500K，使他成为一个发出蓝白色光的B型星。该星被分类为天鹅座α型变星，有着周期性的非径向胀缩，造成它的亮度以24.44天的周期在2.93和3.08等之间变化。它正在以每年太阳质量的速度经由恒星风流失质量，相当于5亿年流失1太阳质量。 虽然该星在疏散星团Collinder 121的视野上，但是它不可能是成员。事实上，它在地球上看起来很近的邻居大犬座ο1，根据自行运动有23%的可能是这个星团的成员。虽然它们在天球上看起来很近，大犬座ο1和大犬座ο2几乎不可能是被引力束缚的，他们相距数百光年。 在中国星官系统中，大犬座Omicron2被称为军市增五。 Category:大犬座 44022 2282 196698.
大犬座σ
大犬座Sigma（大犬座σ，σ CMa）又稱弧矢增二，是一个位于南天星座大犬座的恒星。它距离地球大约1217光年，视星等3.43。 大犬座Sigma是个恒星分类M1.5Ib的超巨星。这种类型的恒星是在恒星演化的晚期，已经耗尽了核心的氢，膨胀成440倍太阳半径。这个恒星的半径几乎是2倍地球到太阳的平均距离。它辐射出38,000倍太阳光度，表面温度为3,877K，使他成为一个发出橙红色光的M型星。 它被归类为不规则变星，亮度变化为3.43-3.51等。该星的磁场强度在1高斯以下。这是一个怀疑的Collinder 121疏散星团的成员，但是后来发现并不是。 在中国星官系统中，大犬座Sigma被称为弧矢增二。 Category:大犬座 44022 2282 196698.
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。.
新！!: 恒星和大犬座恒星列表 · 查看更多 »
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。.
大熊座47c
大熊座47c是一颗位于大熊座、距离地球大约46光年的系外行星，运行于围绕大熊座47的长周期轨道上，其轨道周期约为6地球年。该行星是大熊座47行星系中距离其母星最远的行星，其质量下限为0.46倍木星质量。.
大熊座II矮星系
大熊座II矮星系 (UMa II dSph) 是座落在大熊座的一個矮橢球星系，於2006年在史隆數位巡天的資料中被發現。這個星系與太陽的距離大約30,000秒差距，並以116公里/秒的速度常像太陽運行。它被歸類為矮橢球星系 (dSph)，意味著它是橢球的形狀 (長短軸比～2：1)，半光度半徑大約是140秒差距。 Uma II是銀河系最小和最暗淡的衛星星系之一 — 它的總亮度大約是太陽的4000倍 (絕對視星等～-4.2等)，這比絕大多數的球狀星團的亮度低得多。Uma II甚至比一些恆星，像是銀河系的老人星，的亮度還要低。它的亮度大約與獵戶座的参宿五相當，但是，它的質量大約有500萬太陽質量，這意味著這個星系的質-光比是2,000左右。這可能是正在經歷潮汐破壞的過程，導致型狀不規則，處在過渡階段的星系。 Uma II的恆星族群裡有許多年老的恆星，它們形成的年代至少在100億年前。這些老年恆星的金屬量都非常低， ，這意味著它們的重元素含量低於太陽300倍。Uma II的恆星有可能是宇宙中第一波誕生的恆星，而目前在Uma II內沒有恆星在形成。到目前為止，沒有檢測到它有中性氫 － 它的上限只有562太陽質量.
新！!: 恒星和大熊座II矮星系 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和大熊座恒星列表 · 查看更多 »
大角星
大--星（α Boo / 牧夫座α）英文名Arcturus（），是牧夫座中最明亮的恆星。以肉眼觀看大角星，它是橘黃色的，視星等-0.04，是全夜空第3亮的恆星，僅次於-1.46等的天狼星與-0.86等的老人星。雖然半人馬座的南門二（半人馬座α星）視星等是-0.27等，但它是由-0.01等的α1和+1.33等的α2組成的聯星，個別的亮度都低於大角星，只因為它們太過接近，所以肉眼無法分辨出來。因此，南門二雖然是相當明亮的恆星，但半人馬α1比大角星暗了一些，只是全天第4亮的恆星。大角星和南門二都位在本星際雲（Local Interstellar Cloud）中。 大角星雖然位於北半球，但距離天球赤道的緯度少於20度，因此在南北兩個半球都能看見。大角星大約在4月30日的子夜中天，因此在北半球的春天，南半球的秋天可以看見這顆恆星。北半球的觀察者可以沿著北斗星弧狀的柄來找到大角星。順著這個弧線繼續延伸，也可以觀測到角宿一。大角星與室女座角宿一、獅子座五帝座一共同組成春季大三角，如果再加上獵犬座的常陳一就成為春季大鑽石。.
大設計
《大設計》（The Grand Design）是英国天文物理学家史蒂芬·霍金和美国加州理工学院教授伦纳德·姆沃迪瑙（Leonard Mlodinow）的科学普及著作，於2010年9月7日出版。书中论证宇宙可依照科学原理而浑然天成，不须向上帝过问，甚至沒有所謂造物主的位置，因此而遭到信仰亞伯拉罕一神理論的宗教人士如猶太信仰、天主教会、基督教會以及伊斯蘭教的抨击。 《大设计》自出版以来，一直高居亚马逊、邦诺书店等书店的销售排行榜前位，並奪得紐約時報銷售排行榜首位。本書中文版在豆瓣讀書也獲得平均8.0分的好評。.
大陵增十八
大陵增十八，即英仙座ω（ω Persei），是一颗位于英仙座的恒星，距离地球约305光年。 大陵增十八的光谱类型是K1 III 型，视星等为4.63。.
大陵三
大陵三，即英仙座ι（ι Persei），是一颗位于英仙座的恒星，距离地球约34光年。 大陵三是一颗G0V型主序星，半径和质量比太阳稍大。它具有高自行，相对于太阳移动的速率为92千米/秒。目前并没有发现大陵三拥有伴星。从地球看过去在它附近有颗12等的恒星，但相信和大陵三没有任何引力联系。.
大陵五
大陵五（英仙座β）是英仙座內一顆明亮的恆星，也是一對著名的食雙星。他不僅是被發現的第一對食雙星，更是第一顆被發現的非超新星變星。大陵五的視星等很規律的在2天20小時又49分的週期內在2.1～3.4等之間變化。另外，在研究恆星演化的過程中，發現大陵五較小質量的伴星較先演變，與較大恆星生命週期較短的理論不符，這就是“大陵五佯謬”的問題。.
大陵六
大陵六，即英仙座ρ（ρ Persei），是一颗位于英仙座的恒星，距离地球约317光年。 大陵六是一颗M4型巨星，亮度是太阳的3470倍，半径是太阳的164倍，质量是太阳的3倍，表面温度为3460K。 大陵六是仙王座μ型半规则变星，视星等在3.3至4.0之间变化，光变周期有两个，分别是50天和1100天。.
大氣折射
大氣折射（又稱：蒙氣差（蒙氣即行星的大氣）、折光差）即原本直線前進的光或其它電磁波在穿越大氣層時，因為空氣密度隨著高度變化所產生的偏折。這種折射是光通過空氣時因為密度的增加使速度降低（折射率增加）。大氣折射在近地面時會產生海市蜃樓，讓遠方的物體出現或蕩漾，和非幻覺的升高或降低，伸長或縮短。這個詞也適用於聲音的折射。無論是天體或地面上物體位置的測量都需要考慮大氣折射。 對天文或天體的折射，導致天體在天空中的位置看起來比實際為高。大地折射通常導致物體出現在比實際高的位置上，然而在靠近地面的空氣被加熱的下午，光線的曲折向上會使物體看似出現在比實際位置低的地方。 折射不僅影響可見光，還包括所有的電磁波，然而在程度上不盡相同（見光的色散）。例如在可見光，藍色受到的影響大於紅色。這會對天體光譜在展開時的高解析圖像造成影響。 只要有可能，天文學家會安排在天體在天空中接近高度最高的頂點時才要觀測。同樣的，水手也不會觀測一顆高度低於20°或更低恆星的位置。如果不能避免靠近地平線的觀測，有可能使用具有修正系統，以彌補這種折射造成的影響。如果色散也是一個問題（如果是寬頻的高解析觀測），大氣折射可以使用成對的旋轉玻璃稜鏡處理掉。但是當大氣折射的總量是溫度梯度、溫度、壓力和濕度（特別是在中紅外波長時的水蒸氣總量）的函數時，成功補償這些修正量的工作可以讓人為之望而卻步。另一方面，測量師經常都會將他們的工作安排在下午折射程度最低的時候。 在有很強的溫度梯度、大氣不均勻和空氣動盪的時候，大氣折射會變得很嚴重。這是造成恆星閃爍和日出與日落時太陽各種不同變形的原因。.
大撕裂
大撕裂是一種宇宙論假說，在2003年首度被發佈，關於宇宙的終極命運，假說中認為宇宙中的物質，從恆星和星系到原子和次原子粒子，在有限時間的未來會因為宇宙的膨脹進一步的被撕裂。理論上，宇宙的尺度因素在未來有限的時間會變得無限大。 這個假說對宇宙中暗能量的類型有著極度關鍵的依賴性。關鍵的數值是狀態方程w，暗能量壓力和能量密度之間的比例。當w ，宇宙最終將因拉扯而分裂，這種能量稱為幻能量，精質的一種極端形式。 在以暗能量為主導的宇宙中，宇宙中的"絲狀結構"會以前所未有的比率增加。然而，這也暗示可觀測宇宙的大小是持續的退縮中；無論是多麼的接近邊緣，可觀測宇宙的距離都是以光速遠離的那些地點。當可觀測宇宙小於任何一種的基本粒子時，無論是重力或電磁力（無論是弱或強），即使在結構上能達到的最遠處也沒有交互作用存在，並且它們將被剝離開。 首先，星系將彼此遠離。值得爭議的是已經移動至可觀測宇宙之外的星系（估計在465億光年之遙），目前發生了什麼事。大約在結束之前的6000萬年，重力將減弱至無法將銀河和其他個別的星系聯繫在一起。在結束之前的三個月，太陽系將不再受到重力的束縛。在最後的三十分鐘，恆星和行星都將被扯散掉，而在最後的瞬間，原子也會被摧毀。 這個假說的創造者，達特茅斯學院的領導者羅伯特·考德威爾，計算認為宇宙的末日約在從現在起之後的500億年。.
天垒城一
天垒城一（ξ Aqr / ξ Aquarii）是宝瓶座的一颗恒星，距离地球约179光年，英文名為Bunda。 它的光谱型为A7V，视星等+4.68。这是一个分光双星系统，绕行周期为8016天。 天垒城一和虚宿一（宝瓶座β）、天壘城二（摩羯座46）一起被称为Saʽd al Suʽud，这个名字来自于阿拉伯语سعد السعود, 意思为“幸中之幸”。.
天壇座γ
天坛座Gamma（天坛座γ，γ Ara）是一个在南天星座天坛座的恒星。视星等3.3，是这个星座第四亮星，可以用肉眼轻松地看见。依巴谷卫星的视差测量显示它距离地球大约1200光年 这是一个巨大的恒星，有18倍太阳半径。辐射出40，000倍太阳光度，表面温度21，500K使它成为一个发出蓝白色光的B型星。这个恒星的光谱显示它的恒星分类是B1Ib，光度分类Ib代表这是一个光度较低的超巨星。该星相对年轻，估计年龄大约1570万年。 天坛座Gamma的恒星自转快速，为269km/s，自转一周大约4天。这个恒星的光谱，因为高速旋转的多普勒效应造成吸收线混在一起，使该星更难分析。这是一个有着非径向脉动的周期性变星，主周期为1.1811天，副周期0.1281天。 该星质量约为23太阳。它正经由恒星风以每年3.0 × 10−8太阳质量的速度流失质量，这等于3300万年就会流失掉1太阳质量。星风受到高速自转的影响，造成赤道区域流失质量特别多。 天坛座Gamma有一个光学伴星，角距离为17.9弧秒，是个视星等10.5的A型主序星.
天壇座ζ
天坛座Zeta（天坛座ζ，ζ Ara）是一个在南天星座天坛座的恒星。中文星官名龟五。视星等3.1，能够在南半球郊区星空看见。视差测量显示它距离地球大约574光年。 该星的恒星分类是K5II。光度分类II代表这是一个亮巨星，已经耗尽了核心的氢，演化离主序星了。表面温度4，350K使它成为一个发出橙色光的K型星。这个恒星表现出红外过量暗示可能有星周物质。.
天大将军十
三角座γ（γ Tri、γ Trianguli 或天大將軍十）是一顆位于三角座的恆星。 三角座γ是一顆白色的A型主序帶矮星，視星等為+4.03，約距離地球118光年。 Category:三角座.
天市左垣八
天市左垣八（巨蛇座η），也稱為東海，是在88星座的巨蛇座中的一顆恆星。比較特別是它位於尾部，視星等為3.26等，是巨蛇座的第二亮星，肉眼就可以看見。視差測量估計它與地球的距離是。 這顆恆星比太陽大，質量為太陽的2倍，直徑是太陽的6倍。光譜與分類的K0 III-IV吻合，光度分類對應於恆星演化階段的次巨星和巨星。膨脹的恆星外層光度在有效溫度4,890K是太陽的19倍。在這個溫度下，它有典型的K型恆星的橙色色調。它有週期為0.09日的 。 天市左垣八以前被歸類為碳星，這使它成為天空中最亮的碳星但目前已經知道這種分類是錯誤的。 天市左垣八目前距離葛利斯710只有1.6光年。.
天乳 (星官)
天乳是中国古代星官之一，属于二十八宿的氐宿，位于现代星座划分的巨蛇座，含有1颗恒星。 清代编成的星表《仪象考成》和《仪象考成续编》，天乳增加4星，位于现代星座划分的巨蛇座和天秤座。.
新！!: 恒星和天乳 (星官) · 查看更多 »
天廪一
天廪一，即金牛座5（5 Tau，5 Tauri）是一颗位于金牛座的恒星，距离地球约360光年。 天廪一是一个分光双星，光谱分型为K-型巨星，视星等为+4.14。.
天廪四
天廪四，即金牛座ο（ο Tau，ο Tauri）是一个位于金牛座的恒星，距离地球约212光年。 金牛座ο是一颗黄色G-型巨星，视星等为+3.61。.
天仓二
天仓二（η Cet/鯨魚座η），是赤道星座鲸鱼座的一颗恒星。视星等3.45，是这个比较暗的星座的第四亮星。利用视差测量该星的距离为124光年。 这是一个恒星分类K1III的巨星，已经耗尽了核心的氢并演化离主序带。（分类有时候列为K1.5 IIICN1Fe0.5，表示和其他这种类型的恒星相比有较高的氰和铁丰度。）它是一个红群聚的恒星，利用核心的氦聚变产生能量。 天仓二比太阳重一些，已经膨胀到将近15倍太阳半径。它辐射出80倍太阳光度，表面温度4,543K，散发出橙色调的光芒。.
天体化学
天体化学（Astrochemistry）；天体化学研究宇宙中元素和分子的豐度，以及它们和辐射的交互作用；还研究星际间气体和尘埃间的相互作用，特别是分子气体云的形成、相互作用和毁灭。天体化学和天文学以及化学有相互交叉之处。天体化学的研究範圍包含了太陽系行星際物質和星際物質。而研究隕石等太陽系物質元素豐度和同位素比例的學科又被稱為「宇宙化學」；研究星系物質中原子和分子以及前述物質和輻射交互作用的學科有時候稱為「」。天文化學最主要研究星際分子雲的形成、組成成分、演化和最終結局，因為這些相關知識與太陽系如何形成有關聯。 许多年来，天文学家缺少星际间的化学知识，认为星际间只是黑暗，无物。1950至60年代出现射电天文学，开始有令人兴奋的发现；观察氢分子的21公分線显示星际间有丰富的氢、氦、碳、氮等的各种化合物。从空间的微波谱发现，有180种类型的碳，氮等分子的拼料。这些分子绕化学键转动时就产生能量。研究这些新发现的化合物可以为我们提供很有价值的科学信息：.
天体列表
天体（Astronomical object），又稱星体，指太空中的物体，更廣泛的解釋就是宇宙中的所有的個体。.
天体物理学
天體物理學，又稱「天文物理學」，是研究宇宙的物理學，這包括星體的物理性質（光度，密度，溫度，化學成分等等）和星體與星體彼此之間的交互作用。應用物理理論與方法，天體物理學探討恆星結構、恆星演化、太陽系的起源和許多跟宇宙學相關的問題。由於天體物理學是一門很廣泛的學問，天文物理學家通常應用很多不同的學術領域，包括力學、電磁學、統計力學、量子力學、相對論、粒子物理學等等。由於近代跨學科的發展，與化學、生物、歷史、計算機、工程、古生物學、考古學、氣象學等學科的混合，天體物理學目前大小分支大約三百到五百門主要專業分支，成為物理學當中最前沿的龐大領導學科，是引領近代科學及科技重大發展的前導科學，同時也是歷史最悠久的古老傳統科學。 天體物理實驗數據大多數是依賴觀測電磁輻射獲得。比較冷的星體，像星際物質或星際雲會發射無線電波。大爆炸後，經過紅移，遺留下來的微波，稱為宇宙微波背景輻射。研究這些微波需要非常大的無線電望遠鏡。 太空探索大大地擴展了天文學的疆界。太空中的觀測可讓觀測結果避免受到地球大氣層的干擾，科學家常透過使用人造衛星在地球大氣層外進行紅外線、紫外線、伽瑪射線和X射線天文學等電磁波波段的觀測實驗，以獲得更佳的觀測結果。 光學天文學通常使用加裝電荷耦合元件和光譜儀的望遠鏡來做觀測。由於大氣層的擾動會干涉觀測數據的品質，故於地球上的觀測儀器通常必須配備調適光學系統，或改由大氣層外的太空望遠鏡來觀測，才能得到最優良的影像。在這頻域裏，恆星的可見度非常高。藉著觀測化學頻譜，可以分析恆星、星系和星雲的化學成份。 理論天體物理學家的工具包括分析模型和計算機模擬。天文過程的分析模型時常能使學者更深刻地理解箇中奧妙；計算機模擬可以顯現出一些非常複雜的現象或效應其背後的機制。 大爆炸模型的兩個理論棟樑是廣義相對論和宇宙學原理。由於太初核合成理論的成功和宇宙微波背景輻射實驗證實，科學家確定大爆炸模型是正確無誤。最近，學者又創立了ΛCDM模型來解釋宇宙的演化，這模型涵蓋了宇宙暴胀（cosmic inflation）、暗能量、暗物質等等概念。 理論天體物理學家及實測天體物理學家分別扮演這門學科當中的兩大主力研究者，兩者專業分工。理論天體物理學家通常扮演大膽假設的研究者，理論不斷推陳出新，對於數據的驗證關心程度較低，假設程度太高時，經常會演變成偽科學，一般都是天體物理學研究者當中的激進人士。實測天體物理學家通常本身精通理論天體物理，在相當程度上來說也有能力自行發展理論，扮演小心求證的研究者，通常是物理實證主義的奉行者，只相信觀測數據，經常對理論天體物理學所提出的假說進行證偽或證實的活動，一般都是天體物理學研究者當中的保守人士。.
天体测量学
天体测量学或測天學（Astrometry）是天文学中最古老也是最基礎的一個分支，主要以測量恆星的位置和其他會運動天體的距離和動態。他是傳統科學中的一個子科目，後來發展出以定性研究為主體的位置天文學。天文測量學的歷史，在西方可以追溯到依巴谷（Hipparchus），他編輯了第一本的星表，列出了肉眼可見的恆星並發明了到今天仍沿用的視星等的尺標。現代的天體測量學建立在白塞耳的基本星表上，這是以布拉德雷在西元1750至1762年間的測量為基礎，提供了3,222顆恆星的平均位置。 除了提供天文學家基本的參考座標系作為她們在天文觀測報告之用外，天文測量學也是天體力學、恆星動力學和星系天文學等學門的基礎。在觀測天文學中，天文測量的技術協助鑑別出各種天體獨特的運動。他的設備也用於守時（keeping time），因為協調世界時（UTC）是在確切觀測地球自轉的基礎上，以閏秒的調整與原子時間取得協調與一致。天文測量學也與極端複雜的宇宙距離尺度有所關聯，因為他用於建立視差以估計銀河系內恆星的距離。.
天兔座恒星列表
以下是星座天兔座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天兔座恒星列表 · 查看更多 »
天囷增十五
天囷增十五，即金牛座10（10 Tauri），是一颗位于金牛座的恒星，它距离地球约45光年，视星等为+4.28。 天囷增十五是质量和亮度比太阳稍大，年龄和太阳差不多或稍老。光谱分型显示它介于矮星和次巨星之间，因此它可能是充分进化的恒星，已经接近主序星阶段的末期。天囷增十五可能是一颗分光双星，但现在没有被确认。从望远镜上观测这颗恒星时，可以看到一个在同一视线中的伴星。 通过IRAS/ISO的红外辐射探测，已经确定在天囷增十五周围有一个岩质圆盘。.
天囷增七
天囷增七，即白羊座ξ（ξ Ari, ξ Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它距离地球约600光年。 天囷增七是一颗蓝白色的B-型次巨星，视星等为+5.48。 白羊座ξ在中国星官系统中属于西方白虎七宿中胃宿的星官天囷增星第七星，因此被称为天囷增七。.
天囷增九
天囷增九，即鲸鱼座85（85 Ceti），是一颗位于白羊座的恒星，它虽然以鲸鱼座命名，实际上却是在白羊座靠近鲸鱼座的边界处。距离地球约430光年，视星等为6.31。.
天囷一
天囷一 （鯨魚座α，α Cet）是位於鯨魚座的一顆恆星。它的固有名稱是Menkar或Menkab，是源自阿拉伯文的منخر manħar "nostril"，意思為鯨魚的鼻孔。 這顆星與天囷八 （鯨魚座γ，Kaffaljidhma）、天囷九 （鯨魚座δ）、天囷三 （鯨魚座λ，Menkar）、天囷四 （鯨魚座μ）、天囷五和天囷六 構成Al Kaff al Jidhmah手的一部分。 在中國，天囷 （Tiān Qūn），意思是天上的圓形糧倉 ，組成這個星宿的包括天囷一 （鯨魚座α）、天囷增十一 （鯨魚座κκ1）、天囷三、天囷四、天囷五、天囷六、鈇鑕四 （鯨魚座υ）、天囷八、天囷九、天囷十 （鯨魚座75）、天囷十一 （鯨魚座70）、天囷十二 （鯨魚座63） 和天囷十三 （鯨魚座66）。因此，鯨魚座α即為天囷一，天上圓形糧倉的第一顆星。.
天倉五
天倉五，又稱為鯨魚座τ星（Tau Ceti，τ Cet/τ Ceti，），是在鯨魚座內一顆在質量和恆星分類上都和太陽相似的恆星，與太陽系的距離正好少於12光年，相對來說是一顆接近的恆星。天倉五是顆金屬含量稀少的恆星，人們推測它擁有類地行星（岩石行星）的可能性較低。根據觀測結果，它周圍的塵埃10倍於太陽系周圍的。這顆恆星看似穩定，只有少量的恆星變異。 通過天體位置和徑向速度的測量並未發現天倉五有伴星，但是這只排除大如次恆星，如同棕矮星的伴星。2012年12月偵測到了天倉五周圍可能有5顆行星存在的證據，其中一顆行星可能位於天倉五的適居帶。因為有岩屑盤，任何環繞著天倉五的行星都將比地球面對更多的撞擊事件。儘管這些事情導致行星不適宜居住，但普遍來說它擁有類似太陽的特性仍然在群星中引起大眾對它的興趣。它是搜尋地外文明計劃（SETI）搜尋的目標名單上的常客，因為它的穩定性和與太陽類似，而且它出現在一些科幻小說的作品中。 天倉五不像其他著名的恆星，有廣為人知的固有名稱，它只是肉眼可以直接看見視星等為3等的暗星。從天倉五看太陽，也只是在牧夫座內的一顆3等星。.
天王星
天王星是從太陽系由内向外的第七顆行星，其體積在太陽系排名第三（比海王星大），質量排名第四（比海王星輕）。其英文名稱Uranus來自古希臘神話的天空之神烏拉諾斯（），是克洛諾斯的父親，宙斯的祖父。与在古代就为人们所知的五顆行星（水星、金星、火星、木星、土星）相比，天王星的亮度也是肉眼可見的，但由於較為黯淡以及緩慢的繞行速度而未被古代的觀測者认定为一颗行星。直到1781年3月13日，威廉·赫歇耳爵士宣布發現天王星，从而在太陽系的現代史上首度擴展了已知的界限。這也是第一顆使用望遠鏡發現的行星。天文學符號為、♅（♅，Unicode編碼U+2645） 天王星和海王星的內部和大氣構成不同於更巨大的氣體巨星，木星和土星。同樣的，天文學家設立了不同的「冰巨行星」分類來安置她們。天王星大氣的主要成分是氫和氦，還包含較高比例的由水、氨、甲烷等結成的「冰」，與可以探测到的碳氫化合物。天王星是太陽系內大气层最冷的行星，最低溫度只有49K（−224℃）。其外部的大气层具有複杂的雲層結構，水在最低的雲層內，而甲烷組成最高處的雲層。相比较而言，天王星的内部则是由冰和岩石所构成。 如同其他的巨行星，天王星也有環系統、磁層和許多衛星。天王星的環系統在行星中非常獨特，因為它的自轉軸斜向一邊，幾乎就躺在公轉太陽的軌道平面上，因而南極和北極也躺在其他行星的赤道位置上。從地球看，天王星的環像是環繞著標靶的圓環，它的衛星則像環繞著鐘的指針（雖然在2007年與2008年該環看來近乎水平）。在1986年，來自太空探测器航海家2號的影像资料顯示天王星實際上是一顆平平無奇的行星，在其可見光的影像中沒有出现像在其他巨行星所擁有的雲彩或風暴。然而，近年內，隨著天王星接近晝夜平分點，地球上的觀測者发现天王星有季節變化的迹象和漸增的天氣活動。天王星上的風速可以達到每秒250公尺。 在西方文化中，天王星是太陽系中唯一以希臘神祇命名的行星，其他行星都依照羅馬神祇命名。.
天琴座
天琴座是北天银河中最灿烂的星座之一，因形状犹如古希腊的竖琴而命名。它是古希腊天文學家托勒密列出的48个星座之一，也是国际天文学联合会所定的88個現代星座之一。雖然天琴座面積不大，但並不難辨認，因為它的主星织女星是“夏季大三角”的頂点之一。 由北面开始順時針方向，天琴座被天龙座、武仙座（海格力斯）、狐狸座及天鹅座所包圍。中心位置：赤經18時50分，赤緯36°。座內目視星等亮於6等的星有53顆，其中亮於4等的星有8顆。.
天琴座恒星列表
以下是星座天琴座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天琴座恒星列表 · 查看更多 »
天球坐标系统
天球坐標系統，是天文學上用來描繪天體在天球上位置的坐標系統。有許多不同的坐標系統都使用球面坐標投影在天球上，類似於使用在地球表面的地理坐標系統。這些坐標系統的不同處只在用來將天空分割成兩個相等半球的大圓，也就是基面的不同。例如，地理坐標系統的基面是地球的赤道。每個坐標系統的命名都是依據其所選擇的基面。.
天球仪
天球仪是将星空表示在一个球上的一种天文仪器。在天球仪上恒星和星座的位置可以不变形地显示出来，但是观看一个天球仪的人是从仪器的外面来看它上面显示的星座的，因此它实际上是天球的一个镜像反射。 在过去天球仪非常普及，它有以下这些好处：.
天社增一
船底座Chi（船底座χ，χ Car）是一个位于南天星座船底座的恒星。这是一个三等星，是船底座最亮恒星之一。船底座χ的距离可以被视差测量直接测定，大约480光年，误差范围6.7%。该星是一个怀疑的天测联星，但是对伴星一无所知。 这是一个大质量的恒星，有大约12倍太阳质量。它大约有4000万年并且自转快速，恒星自转速度为110km/s。恒星分类为B3V，光度分类V代表这是一个经由核心的氢聚变产生能量的主序星。 在1961，船底座Chi被分类为化学异常的的Bp星，因为硅吸收线和氦相比有超乎寻常的强度。然而，紫外线波段显示硅谱线和正常的恒星一样。并没有发现在该星的光谱里有变化。依巴谷卫星的观测表明这个恒星的光度变化微小，该星已经被排除是仙王座β变星。.
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。.
天秤座恒星列表
以下是星座天秤座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天秤座恒星列表 · 查看更多 »
天策上将
天策上將是唐高祖李淵为嘉奖次子李世民而开设的官爵。天策，星名，即傅说星，传说为武丁的大臣傅说死后托神。.
天箭座FG
天箭座FG位於天箭座，是一顆超巨星的恆星，距離地球大約8,000光年。它在1943年第一次被注意到，因為它是一顆變星，並且它的光譜在1955年被登錄為B4leq（藍色）。自那時以來，它在1911年已經擴大和紅化成為G（黃色），然後再轉換成K（橙色）。在登錄光譜為B4leg不久後，天箭座FG不久就變成A型星，並是週期15天的脈動變星，而現在週期已增加至超過100天。 天箭座FG是行星狀星雲Henize 1-5的中心恆星。.
天箭座恒星列表
以下是星座天箭座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天箭座恒星列表 · 查看更多 »
天猫座恒星列表
以下是星座天猫座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天猫座恒星列表 · 查看更多 »
天炉座恒星列表
以下是星座天炉座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天炉座恒星列表 · 查看更多 »
天田 (星官)
天田是中国古代星官，有2座，一座属于二十八宿东方七宿的角宿，位于现代星座划分的室女座，含有2颗恒星，在清代的星表《仪象考成》中又增加7颗；另一座属于北方七宿的牛宿，位于现代星座划分的魔羯座和显微镜座，含有4颗恒星。.
新！!: 恒星和天田 (星官) · 查看更多 »
天燕座恒星列表
以下是星座天燕座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天燕座恒星列表 · 查看更多 »
天节一
天节一，即金牛座π（π Tau，π Tauri）是一个位于金牛座的恒星，虽然它从地球上看似乎是位于毕宿星团的恒星中，但它并不是毕宿星团的成员，其距离要比毕宿星团远很多，距离地球约455光年。 天节一是一颗黄色G-型巨星，视星等为+4.69。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿中毕宿的星官天节第一星，这也是天节一名字的来由。.
天节二
天节二，即金牛座ρ（ρ Tau，ρ Tauri）是一个位于金牛座的恒星，它是毕宿星团的成员，距离地球约152光年。 天节二是一颗白色A-型主序星，视星等为+4.65。它也是一颗盾牌座δ型变星，光变范围为0.01等，光变周期为1.61小时。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿中毕宿的星官天节第二星，这也是天节二名字的来由。.
天蝎座恒星列表
以下是星座天蝎座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天蝎座恒星列表 · 查看更多 »
天街增一
天街增一，即金牛座ω¹（ω¹ Tau，ω¹ Tauri）是一颗位于金牛座的恒星，距离地球约291光年。 天街增一是一颗橙色K-型巨星，视星等为+5.51。 天街增一和天街二（金牛座ω²）共同使用金牛座ω这个拜耳命名，两者在天球上相距2.13° ，但实际距离很远，没有任何物理联系。.
天記
天記(λ Vel / 船帆座λ)是船帆座的一颗恒星，俗名Suhail(该名有时也混用指船帆座γ)。 天记是K5光谱型的巨星或超巨星，估计年龄只有2700万年。它是一颗不规则变星，星等在+2.14到+2.30之间变化。.
天高一
天高一，即金牛座ι（ι Tau，ι Tauri）是一颗位于金牛座的恒星，它是疏散星团毕宿星团的边远成员，距离地球约163光年。 天高一是一颗A-型白色主序星，视星等为+4.62。 在中国古代星官系统中，天高一属于西方白虎七宿中毕宿的星官天高第一星，这也是天高一名字的来由。.
天體
天體（astronomical object，也稱為celestial object）是在可觀測宇宙中，經由科學確認其存在的物體、或是結構。 天體可能像恆星、行星、彗星等結合較緊密的星體或類星體，也可能是指一個複雜的，彼此關聯較鬆散的結構，如星團、星系，其中可能包括許多其他的星體，甚至有其他更小的結構。 天體的例子包括行星系、星团、星云及星系，而小行星、 月球、行星、恒星等則算是星體或類星體。彗星若只考慮其以冰和灰塵組成的彗核，是一個類星體，但若考慮彗核及其彗髮、彗髮，則是一個關聯較鬆散的天體。.
天體命名
天體命名就是為天文觀測所見到或發現的天體取名字。 在古老的時候，只有太陽、月球和數百顆恆星以及肉眼可以看見的行星有名字。但在過去的數百年，天文學上辨認出來的天體數量已經從數百顆增加至數十億顆，而且每年還有更多的新天體不斷的被發現。天文學家需要一套辨識系統，能明確且不含糊的分辨出這些天體，同時對令人感興趣的天體給予特別的名字，而且這些名稱必須是有意義的，能夠呈現這些天體的特質。 國際天文學聯合會（IAU）是全球天文學家和其他的科學家認可，能為天體命名的唯一機構。為了能給予任何天體一個明確的名稱，該學會已經建立一套命名系統，能系統化的為各種不同的天體命名與排列順序。.
天體光譜學
天體光譜學是天文學使用的光譜學技術。研究天體的電磁輻射光譜，包括可見光，是來自恆星和其它天體的輻射。光譜學可以用來推導出遠距離恆星和星系的許多性質，像是它們的化學組成，但也可以從都卜勒頻移測量它們的運動。.
天體的海市蜃樓
天體的海市蜃樓是一種自然發生的光學現象，導致天體發出的光線產生變型、弯曲或形成多個影像。海市蜃樓可以出現在對下列這些天體的觀測時，如太陽、月球、行星、明亮的恆星和很亮的彗星，最常見到的是日出和日沒時的蜃景。.
新！!: 恒星和天體的海市蜃樓 · 查看更多 »
天體生物學
天體生物學（astrobiology），舊稱外空生物学（xenobiology），是一門研究在宇宙中生命起源、生物演化、分布和未來發展的交叉学科，並不只限於地外生物，或包括對地球生物的研究。在天体物理学上，指研究天体上存在生物的条件及探测天体上是否有生物存在，研究太阳系除地球外其他行星及其卫星上和其他恒星的行星系上可能存在生命现象的理论，以及探讨探测方法和手段的。 地外生物学（exobiology）是天體生物學的子集，研究範圍較為專門：包括在地球以外尋找生命，以及地外環境對生物的影響。 天體生物學綜合物理學、化學、生物學、分子生物學、生態學、行星科學、地理學與地質學多個方面，焦點研究在探討生命的起源、散佈和演進，探討在其他世界是否可能有生命存在，幫助辨識與地球生物圈環境不同的其他生物圈。英文中的「astrobiology」來自希臘語的αστρον（astron.
天象儀
天象儀是安放在建築物劇場內的一種儀器，主要用於展示天文和夜空有關的教育與娛樂節目，或用於天文導航的訓練。大多數天象儀的主要特徵是有巨大的圓頂投影螢幕，可以在上面呈現恆星、行星和其他的天體，也可以演出和模擬它們在天球上複雜的運動和移動的現象。可以使用多種技術創建天體的場景，例如結合光學和機電技術等精密工程的恆星球，幻燈片投影機、放映機、全天投影系統和雷射。無論使用那些技術，目的都是將天空中的目標連結在一起，提供它們精確的位置和相對運動。典型的系統可以依照地球上的緯度任意的設置一個時間點，無論是過去或未來，呈現出世界任一地點夜晚的天空。.
天鷹座77
天鷹座77，又名BD-17 6619，HD 216640、SAO 165376、HR 8711，是天鷹座的一颗恒星，视星等为5.56，位于銀經48.79，銀緯-60.9，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
天鷹座λ
天鷹座Lambda（天鷹座λ，λ Aql）是一个位于天鹰座的恒星。中文星官名天弁七。视星等3.43，亮度足以用肉眼看见。视差测量显示它距离地球大约129光年.
天鸽座
天鸽座为南天星座之一。在天兔座之南，雕具座和船尾座之间。.
天鸽座恒星列表
以下是星座天鸽座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天鸽座恒星列表 · 查看更多 »
天鹤座恒星列表
以下是星座天鹤座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天鹤座恒星列表 · 查看更多 »
天鹅座恒星列表
以下是星座天鹅座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天鹅座恒星列表 · 查看更多 »
天龍座BY型變星
天龍座BY型變星通常屬於晚期的K或M型主序星變星。 這個名稱來自這種變星的原型：天龍座BY。由於表面的星斑和恆星的自轉，和色球層上的其它活動，使它們展現出光度上的變化。天龍座BY型變星的亮度波動一般小於0.5視星等，光變曲線週期接近恆星的平均自轉週期，被稱為。在週期內的光變曲線是不規則的，並且從一個週期到下一個週期，在形狀上略有變化。對天龍座BY，週期大約是一個月，而形狀保持相似。 鄰近的K和M型的天龍座BY型變星包括巴納德星、卡普坦星、天鵝座61、羅斯248、拉卡伊8760、拉蘭德21185和魯坦726-8。羅斯248 是被發現的第一顆天龍座BY型變星，傑拉爾德寇倫在1950年辨識出它的變異。天龍座BY本身的變異在1966年才被發現，Sugainov在1973-1976年間對它進行了詳細的研究。 比太陽明亮的南河三，光譜類型為F5 IV/V，也被宣稱是天龍座BY型變星。南河三有兩點異於平常：它正在移出主序星進入次巨星階段；它的核融合反應介於PP燃燒和CNO燃燒，這意味著它的中間有對流層和非對流層。而任何一個理由都可以大於正常的星斑。 有些天龍座BY型變星會出現閃光，而成為另一型變星：鯨魚座UV型變星。同樣的，天龍座BY型變星的光譜（特別是H和K線）類似於獵犬座RS型變星，這是另一種有著活躍色球層活動的變星.
新！!: 恒星和天龍座BY型變星 · 查看更多 »
天龙座恒星列表
以下是星座天龙座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和天龙座恒星列表 · 查看更多 »
天船五
天船五，即英仙座δ（δ Persei），是一颗位于英仙座的恒星，距离地球约527光年。 天船五是一颗蓝色B5III型巨星，视星等为3.01，是疏散星团英仙座α星团中第二亮的恒星，仅次于天船三（英仙座α）。.
天阴增一
天阴增一，即白羊座54（54 Ari, 54 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约600光年，视星等为6.26。.
天阴增二
天阴增二，即白羊座64（64 Ari, 64 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约230光年，视星等为5.50。.
天阴一
天阴一是中国古代星官系统中天阴（昴宿）的一颗恒星，依据清代星表的记载推算，位处于现代星座的金牛座，但没有找到对应天体伊世同 《中西对照恒星图表》。.
天阴二
天阴二，即白羊座ζ （ζ Ari，拜耳命名法）或白羊座58（佛兰斯蒂德命名法），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约340光年。天阴二的视星等为+4.87，它是一颗A型主序星。 白羊座ζ在中国星官系统中属于西方白虎七宿中昴宿的星官天阴第二星，因此被称为天阴二 。在西方和白羊座δ、白羊座ε、白羊座π和白羊座ρ3一起并称为Al Botein，来自于阿拉伯语بطين，意思为“腹部”。.
天阴五
天阴五是中国古代星官系统中天阴（昴宿）的一颗恒星，依据清代星表的记载推算，其位置在现代星座的金牛座，但没有找到对应天体伊世同 《中西对照恒星图表》。.
天阴四
没有描述。
天阿
天阿，即白羊座62（62 Ari, 62 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它距离地球约1000光年，视星等为+5.52。 白羊座62在中国星官系统中属于西方白虎七宿中昴宿的星官天阿的唯一一颗恒星，因此被称为天阿。.
天门 (星官)
天门是中国古代星官之一，属于二十八宿东方七宿的角宿，位于现代星座划分的室女座，含有2颗恒星。 在清代编成的《仪象考成》星表中，天门增加了11颗星。.
新！!: 恒星和天门 (星官) · 查看更多 »
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.
天極
天極是地球的自轉軸（地軸）(earth axis)，向天球延伸後，在无穷远处與天球交會的兩個假想點。 夜空中的星星，看起來是從頭頂上由東向西移動，使人产生天球也在从东向西自转的感觉，这是由于人观测星空时是以地球为参考系的緣故；由于地球不是惯性系，是绕地轴持續自转，因此相對观测者而言會产生天球绕地轴自转的错觉。天球「自转」周期與地球自轉周期一樣，皆為恆星時的23小時56分04秒。 地軸延伸至无穷远处與天球相交于两点稱為天極。以地球为参考系时，观测者会观测到這兩個點是天球上唯一的一對不动的点，以此二点连线（即地轴）为基准轴，以地心为原点，以赤道平面为基准面，所建立的天球坐标系统，即是天球赤道座標系統，相应的二天极坐标的第三坐标（即赤纬）分别为分別是+90°（北天極）和-90°（南天極）。 對於天文攝影中的追蹤攝影，作為追蹤裝置的赤道儀必需先對準天極始能準確追蹤拍攝天體。.
天樞 (北極)
天樞是鹿豹座的恆星，在中文里，也是北極之一。它被称作北極五（星官北極的第五星）。天樞是一個雙星系統。.
新！!: 恒星和天樞 (北極) · 查看更多 »
天樽二
天樽二，即双子座δ（δ Gem, δ Geminoru）是一颗位于双子座的恒星，距离地球约60.5光年。.
天江
天江是中国古代星官之一，属二十八星宿东方七宿的尾宿，位于现代星座划分的蛇夫座，含有4颗恒星。 清代编成的星表《仪象考成》，增加11星。.
天津增十九
天鵝座52，又名BD+30 4167，HD 197912、SAO 70467、HR 7942，是天鵝座的一颗恒星，视星等为4.22，位于銀經73.3，銀緯-7.63，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
天津增廿九
天鵝座61 （英語：61 Cygni）有時也被稱為貝塞爾星（Bessel's Star）或皮亞齊飛行之星（Piazzi's Flying Star），中國傳統名稱天津增廿九，是一個位於天鵝座的雙星系統，由一對K型橙矮星所組成，彼此互相以659年的週期運轉，形成一個目視雙星系統。因為天鵝座61雙星的視星等分別為5及6等，所以它們對於一個沒有使用光學儀器的觀測者而言是非常不顯眼的恆星。 天鵝座61首先引起天文學家的注意是因為它的自行運動相當快速。德國天文學家弗里德里希·威廉·贝塞尔在1838年估算天鵝座61與地球的距離大約為10.4光年，這個數值與實際距離11.4光年已經非常接近，這是天文學家第一次使用恆星視差來測量估算太陽以外的恆星與地球之間的距離。在20世紀中，曾有幾個不同的天文學家提出觀測到大質量行星環繞天鵝座61其中1顆恆星的報告，但最近高精確度的徑向速度觀測顯示這些報告都是錯誤的。直到目前為止，天文學家尚未證實這個恆星系統中存在任何行星，過去所有的發現報告現在都被視為是不可信的。.
天津二
天津二 (δ Cygni / δ Cyg)是天鵝座的第四亮星，他大約將在西元11,250年擔任4個世紀的"北極星"。 這顆恆星與天鵝座ζ、ε和γ － 北十字的橫桿 － 在阿拉伯土著中被稱為al-Fawāris，意思就是"騎士"。 在傳統的中國天文學中，它與天鵝座30、α、ν、τ和υ組成一個星官，稱為天津，意思為"天球上的渡口(淺灘)"，而它是這個星官中的第二顆星。.
天津四
天津四（英語：Deneb）即天鵝座α星（α Cygni），在星官天津中排名第4，是天鵝座最明亮的一顆恆星，亮度在全天空排名第十九位。天津四是一顆藍白色的超巨星，它的視星等為1.25等，也是已知最明亮的恆星之一。天津四與位於天鷹座的河鼓二（牛郎星），及天琴座的織女星，組成著名的「夏季大三角」。.
天津甕星
天津甕星（アマツミカボシ）為《日本書紀》的記述，又記作天香香背男（アメノカガセオ），祂是日本神話裡出現的星星之神；另有星神香香背男（ホシノカガセオ）、香香背男（カガセオ）等別名。.
天渊增一
人马座ι，中文名天渊增一，是一颗位于人马座的恒星，距离地球189光年。 人马座ι是一颗K0型巨星，视星等+4.12，绝对星等+0.30。.
天溷四
天溷四，也稱為鯨魚座φ1（鯨魚座17和HD 4188），是位於鯨魚座的一顆恆星。它是一顆視星等 +4.78等的K型巨星，距離太陽大約。它曾被懷疑是一顆變星；並被認為光度在4.75和4.78之間變動。.
天潢三
天潢三，即御夫座14（14 Aur, 14 Aurigae）或御夫座KW是一颗位于御夫座的恒星系统，距离地球约270光年。 八穀六主星是一颗A-型主序星，视星等为5.205。它的伴星资料如下：.
天潢一
天潢一，即御夫座19（19 Aur, 19 Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约3000光年。 天潢一是一颗A-型亮巨星，视星等为5.047。.
天潢二
没有描述。
天潢五
天潢五，即御夫座μ（μ Aur, μ Aurigae）是一个位于御夫座的恒星，距离地球约162光年。 天潢五是一颗白色A-型主序星，视星等为+4.82。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿毕宿的星官天潢第五星，这也是天潢五名字的来由。.
天潢四
没有描述。
天文学史
天文学的历史非常久远，天文学可谓人类历史上古老的一门科学。从最初人类对于星象变化的认识开始，天文学就已经开始萌芽了。人们为了研究和制定各种时间或时令（例如：季节或者历法）而产生了天文学，甚至有一部分是来源于占卜的——许多人以星象来进行占卜，即占星术。 可以说，天文学发展了那么长的时间，研究它的历史，也是非常有意义的。这也是天文学研究中的一个重要方向。尤其是历史上记录的各种天文现象，更是当今某些天文研究领域的非常重要、非常珍贵的资料。正是由于一直以来不断的资料积累，才使得后来的天文学有了相当大的发展。因此天文学史也就成了天文学的一个重要分支。 早期的天文學致力於發展在天球上可見的明亮天體的運行規律，特別是太陽、月球、恆星和肉眼可見行星。早期天文學研究的一個例子是太陽在地平線上的出沒在恆星中位置的週年變化，這可以用來建立農業的儀式或日曆。在某些文化中，天文的資料被用於占星學中的預測。 古代的天文學家已經能夠區分恆星和行星，在比較下，恆星經歷世紀的長時間依然是固定不變的，但行星在很短的時間就會移動位置。.
天文学大成
天文学大成（Almagest或翻譯為至大論）是埃及亚历山大的天文学家托勒密在公元140年前后编纂的一部数学、天文学专著。该书英文名称源于阿拉伯语الكتاب المجسطي, al-kitabu-l-mijisti，意为“伟大的书”。天文学大成首先由希腊语写成，名为Μαθηματικἠ Σύνταξις（Mathematikē Sýntaxis, 数学论文，后书名改为Hē Megálē Sýntaxis，伟大论文）提出了恒星和行星的复杂运动路径。 直到中世纪和文艺复兴早期，该书提出的地心说模型被伊斯兰和欧洲社会接受长达一千多年。天文学大成是古希腊天文学最重要的信息来源。该书对数学学者也很有价值，因为它记载了古希腊数学家依巴谷已经遗失的著作。依巴谷论述了三角法，但是该著作已经丢失，数学家大体上使用托勒密的书籍来当做依巴谷著作和古希腊三角法的资料。.
天文學
天文學是一門自然科學，它運用數學、物理和化學等方法來解釋宇宙間的天體，包括行星、衛星、彗星、恆星、星系等等，以及各種現象，如超新星爆炸、伽瑪射線暴、宇宙微波背景輻射等等。廣義地來說，任何源自地球大氣層以外的現象都屬於天文學的研究範圍。物理宇宙學與天文學密切相關，但它把宇宙視為一個整體來研究。 天文學有著遠古的歷史。自有文字記載起，巴比倫、古希臘、印度、古埃及、努比亞、伊朗、中國、瑪雅以及許多古代美洲文明就有對夜空做詳盡的觀測記錄。天文學在歷史上還涉及到天體測量學、天文航海、觀測天文學和曆法的制訂，今天則一般與天體物理學同義。 到了20世紀，天文學逐漸分為觀測天文學與理論天文學兩個分支。觀測天文學以取得天體的觀測數據為主，再以基本物理原理加以分析；理論天文學則開發用於分析天體現象的電腦模型和分析模型。兩者相輔相成，理論可解釋觀測結果，觀測結果可證實理論。 與不少現代科學範疇不同的是，天文學仍舊有比較活躍的業餘社群。業餘天文學家對天文學的發展有著重要的作用，特別是在發現和觀察彗星等短暫的天文現象上。 http://www.sydneyobservatory.com.au/ Official Web Site of the Sydney Observatory Astronomy (from the Greek ἀστρονομία from ἄστρον astron, "star" and -νομία -nomia from νόμος nomos, "law" or "culture") means "law of the stars" (or "culture of the stars" depending on the translation).
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。.
天文學辭彙
天文學辭彙是天文學上的一些術語。這項科學研究與關注的是在地球大氣層之外的天體和現象。天文學的領域有豐富的辭彙和大量的專業術語。.
天文單位
天文單位（縮寫的標準符號為AU，也寫成au、a.u.或ua）是天文學上的長度單位，曾以地球與太陽的平均距離定義。2012年8月，在中国北京举行的国际天文学大会（IAU）第28届全体会议上，天文学家以无记名投票的方式，把天文单位固定为149,597,870,700米。新的天文单位以公尺来定义，而公尺的定义来源于真空中的光速，也就是说，天文单位现在不再与地球與太阳的實際距离挂钩，而且也不再受时间变化的影响（虽然天文单位最初的来源就是日地平均距离）。 國際度量衡局建議的縮寫符號是ua，但英語系的國家最常用的仍是AU，國際天文聯合會則推薦au，同時國際標準ISO 31-1也使用AU，后来的國際標準ISO 80000-3:2006又改成了ua。通常，大寫字母僅用於使用科學家的名字命名的單位符號，而au或a.u.也可以是原子單位或是任意單位；但是AU被廣泛的地區使用作為天文單位的符號。以1天文單位距離的值為單位的天文常數的值會以符號A標示。.
天文單位系統
天文單位系統的正式名稱是國際天文學聯合會（1976）天文常數系統（IAU (1976) System of Astronomical Constants），是在天文學開發出來的測量系統。它於1976年被國際天文學聯合會通過Resolution No.
太空戰爭 (遊戲)
是史帝芬·羅素於1962年製作的電子遊戲。《太空戰爭!》與1958年的《雙人網球》皆是電子遊戲產業成為人類商業活動之前的產物，都被視為人類歷史上最早的電子遊戲。.
新！!: 恒星和太空戰爭 (遊戲) · 查看更多 »
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。.
太阳半径
太陽半徑是天文學中的長度單位，使用目前太陽的半徑為基準來表示恆星大小： 太陽的半徑大約是695,500 公里（432,450英里）或大約地球半徑的110倍，或是木星平均半徑的10倍。 由於自轉的緣故，從極點至赤道的半徑有些微的差異，它的扁率約為十萬分之一。 在2003年和2006年，SOHO太空船利用水星從太陽表面的前方經過的水星凌日時間測量太陽的半徑。測量太陽半徑的結果是。.
太阳系
太陽系Capitalization of the name varies.
太阳系天体大小列表
这是一张以逆序排列的太阳系天体半径列表。 太阳、木星、土星在这张表里使用平均半径测量容积。大部分的球形天体如大行星，使用赤道半径。对于不规则天体，使用三个方向的轴进行测量。 表格的顺序与太阳系天体质量列表是不同的因为有些天体密度较大。如天王星比海王星大但质量却比海王星小，木卫三和土卫六比起水星要大的多但质量却不及水星的一半。.
新！!: 恒星和太阳系天体大小列表 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和太阳系天体列表 · 查看更多 »
太阳系流体静力平衡天体列表
2006年，國際天文聯會对行星做出定义，规定行星即为按轨道围绕恒星运动、尺寸大到足以保持流体静力平衡并且清除邻近的小天体的天体。流体静力平衡天体在尺寸上足以令其引力克服内部刚性，并因此成为圆形（椭球形）。“清除邻近小天体”的实际意义是指卫星大到其引力足以控制附近的所有物体。根据国际天文联会此一定义，太阳系共有8颗行星。所有以轨道围绕太阳运行并保持流体静力平衡，但未能清除附近小天体的天体称为矮行星。除太阳、行星和矮行星外，太阳系内的所有其它天体则称为太阳系小天体。此外，太阳和另外十余颗卫星尺寸也大到足以达成流体静力平衡。除太阳外，这些天体都属于“行星质量天体”，簡稱“行质天体”（planetary-mass object，縮寫為planemo）。以下列表中列出了太阳和太阳系中所有已知的行星质量天体。太阳的轨道特性列出的是其与银心的距离。其它所有天体按其与太阳的间隔距离排序。.
新！!: 恒星和太阳系流体静力平衡天体列表 · 查看更多 »
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。.
太阳黑子
太陽黑子是太陽光球上的臨時現象，它們在可見光下呈現比周圍區域黑暗的斑點。它們是由高密度的磁性活動抑制了對流的激烈活動造成的，在表面形成溫度降低的區域。雖然它們的溫度仍然大約有3000-4500K，但是與周圍5,780K的物質對比之下，使它們清楚的顯視為黑點，因為黑體（光球非常近似於黑體）的熱強度（I）與溫度（T）的四次方成正比。如果將黑子與周圍的光球隔離開來，黑子會比一個電弧更為明亮。當它們在太陽表面橫越移動時，會膨脹和收縮，直徑可以達到80,000公里，因此在地球上不用望遠鏡也可以直接看見。 激烈的磁場活動顯示，太陽黑子會導致次一級的活動，像是冕圈和再聯結事件。大多數的閃焰和日冕物質拋射都起源於可見到黑子群存在的磁場活動區域。相似的現象也在一些有著星斑的恆星上被直接觀測到, K. G. Strassmeier, 1999-06-10, University of Vienna, "starspots vary on the same (short)time scales as Sunspots do", "HD 12545 had a warm spot（350 K above photospheric temperature; the white area in the picture）"。 太阳黑子很少单独活动，常是成群出现。黑子的活动周期为11.2年，活躍時会对地球的磁场產生影響，主要是使地球南北极和赤道的大气环流作经向流动，从而造成恶劣天气，使气候转冷。嚴重時會對各类电子产品和电器造成损害。 Image:Sunspots 1302 Sep 2011 by NASA.jpg|2011年9月的太陽黑子。 Image:Sun projection with spotting-scope.jpg|2004年6月22日的太陽黑子影像。 Solar eclipse of October 23 2014 start of partial.jpg|2014年10月23日日食中的2192號太陽黑子 Image:Sunspot 1112.jpg|2010年10月在不同黑子上方的看見的日冕構造。.
太阳星座
太阳星座(Sun sign)其实就是人们生活中常说的太陽星座占星術(Sun sign astrology)中的提到的十二個星座，属于占星学的范畴。.
太陽位置
太陽位置是從地球表面觀察時，太陽在天空中的位置，它是時間和地理位置兩者的函數。當地球繞著太陽運轉一年，太陽似乎相對於在天球上的恆星沿著一條固定的路徑移動，這個路徑稱為黃道。地球自轉導致天空中恆星的運動是相對於觀測者的地理緯度，沿著一定的路徑與方式移動，特定的恆星穿越觀測者的子午線的時間與當地的經度有所關聯。讓一位觀測者找到再給定時間的太陽位置，要經過下列三個步驟 ：.
太陽光度
太陽光度，L_\bigodot，是天文學家習慣用於計量恆星光度（輻射光子的能力）的單位。 它相當於太陽的光度，其值為3.827 × 1026 瓦特，或是, 3.827 × 1033爾格/秒。如果把太阳辐射的中微子也当做电磁辐射的话，该值稍大一点，为3.939 瓦特 (等于4.382 kg/s 或 2.107 M☉/d).
太陽系外行星
太陽系外行星或系外行星，指在太陽系之外的行星。截至2018年5月5日，已經被確認的系外行星總共有3767顆（另有超過2300顆尚未被確認），當中至少有77%是透過凌日現象發現的；這些行星分屬2816個行星系，其中有628個多行星系。克卜勒任務已經檢測到18,000顆行星候選者，包括262顆位於潛在適居帶的候選者。 在銀河系，估計有數十億顆恆星（若每顆恆星都至少有一顆行星，將導致有1,000億至4,000億顆行星），不只在恆星周圍有行星，也有自由移動的行星質量天體，而已知最靠近的系外行星是比鄰星b。 幾乎所有已經發現的系外行星都在我們自己的銀河系內，但是有少量的銀河系外行星可能可以被檢測出來。哈佛－史密松天體物理中心在2013年1月提出的一份報告中提到：估計在銀河系內「至少有170億顆」地球尺度的系外行星。 數百年來，許多哲學家和科學家都認為在太陽系以外應該也有行星的存在，但是沒有辦法知道行星有多普遍，或是與太陽系行星的相似度又是如何。在19世紀，許多的偵測方法被提出來，但最終所有的天文學家得到的結果都是否定的。第一個被確認的檢測出現在1992年，發現有幾顆質量類似地球的天體環繞著脈衝星PSR B1257+12。在主序帶恆星發現行星的第一個偵測結果出現在1995年，在鄰近的飛馬座51發現了以4天週期公轉一週的巨大行星。由於觀測技術的進步，自此之後偵測到的數量與效率迅速的增加。有些系外行星被大望遠鏡直接拍攝到影像，但絕大多數的系外行星都是經由徑向速度測量檢出的。除了系外行星，「系外彗星」（在太陽系之外的彗星）也被發現，也許在銀河系內也是很普遍的。 最常見的系外行星是巨大的行星，相信是類似於木星或海王星，但這也反應了取樣偏差，因為大質量的行星比較容易被觀察到。一些相對比較輕的系外行星，質量只有地球的幾倍（現在所謂的超級地球）；如眾所周知，在統計上的研究表明它們的數量應該超過巨大的行星。雖然現在已經發現一小撮包括地球大小和更小的行星，似乎表現出其它的地球類似體屬性。也存在著有這行星質量的天體環繞著棕矮星和不受到恆星拘束在太空中自由移動的行星；然而，「行星」這個名詞尚未應用在這些天體上。 發現的太陽系外行星，特別是軌道位於適居帶，極有可能有液態水存在表面的那些行星（還因此可能有生命），提高了搜尋外星生命的興趣。因此，尋找太陽系外的行星還包括適居行星，在太陽系外的行星適合承載生命的研究中，被考慮的因素相當廣泛。 在2013年1月7日，來自克卜勒任務太空天文台的天文學家宣布發現了KOI-172.02，一顆像地球的系外行星候選者，在一顆類似太陽的恆星的適居帶中環繞著，可能是「存在著外星生命的主要候選者」。.
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。.
新！!: 恒星和太陽系形成與演化假說的歷史 · 查看更多 »
太陽星雲
太陽星雲相信是讓地球所在的太陽系形成的氣體雲氣，這個星雲假說最早是在1734年由伊曼紐·斯威登堡提出的。在1755年，熟知斯威登堡工作的康德將理論做了更進一步的開發，他認為在星雲慢慢的旋轉下，由於引力的作用雲氣逐漸坍塌和漸漸變得扁平，最後形成恆星和行星。拉普拉斯在1796年也提出了相同的模型。這些可以被認為是早期的宇宙論。 當初僅適用於我們自己太陽系的形成理論，在我們的銀河系內發現了超過200個外太陽系之後，理論學家認為這個理論應該要能適用整個宇宙中的行星形成。.
夜幕降临
《夜幕降临》（Nightfall）是艾萨克·阿西莫夫1941年写的一篇科幻短篇，描述了一个行星被六个太阳照耀，行星的各个角落和所有居民从来没有遇到过黑夜，但是有一天发生了日蝕，夜幕降临之后发生的故事。1990年，另一位美国科幻大师羅伯特·西爾柏格和阿西莫夫一起将这部科幻短篇改编成较长篇幅的科幻小说。《夜幕降临》一直被视为阿西莫夫写得最好的科幻短篇。 这部科幻短篇是阿西莫夫的第32部作品，当时他就读于哥伦比亚大学，同时在他父亲的糖果商店工作。根据阿西莫夫的自传，1941年《惊奇科幻》杂志（Astounding Science Fiction）的主编約翰·W·坎貝爾看到了愛默生一段格言： 他请阿西莫夫就此主题写一篇科幻短篇。 对于愛默生的这段格言，坎貝爾自己的答案是：“我想人们会陷入疯狂。”.
夜空
夜空通常是用來形容在夜晚看見的天空的一個專用術語。這個名詞常與天文學中的天體，像是恆星、月球和行星，這些在日沒之後就能在夜晚晴朗的天空中看見的天體聯結在一起。 夜空和對它的研究，從古至今都是歷史和文化的一部分。在過去，例如，農民就以夜空的狀態當日曆，來決定植物種植的時間。許多文化也將天空中的星座和亮星圖繪與神、神話和傳說等聯結在一起。 占星術在古代的發展相信通常是基於天體對地球上事物的影響和所傳遞的訊息。對夜空和天體的科學性研究和觀察，同時也使天文學成為一門科學。 夜空中天體的可見性受到光汙染的影響。在歷史上，夜空中的月球會增加環境的照明而妨礙天文觀測。然而，隨著人工光源增加所造成的光汙染，已使得觀察天空的問題日趨嚴重。特殊的濾色片和對燈具的改善有助於舒緩這方面的問題，但是無論對專業或業餘的光學天文學家，最好的觀測地點還是位於遠離城市的地區。.
外屏二
外屏二（ε Psc，双鱼座ε）是双鱼座的一颗黄橙恒星，距离地球约190光年。它的光谱型为G9III或K0III，这说明它的表面温度约为5,000开。它是一颗普通的巨星，比太阳表面温度稍低，但是比太阳更亮、更大。 它被怀疑是是一个双星系统，两颗成员星有相同的星等，两星距离0.25弧秒。.
外星生命
外星生命指存在于地球以外的生命体。这个概念囊括了简单的细菌到具有高度智慧的“外星人”。研究和测试关于外星生命猜想的学科被称作地外生物学或天体生物学。自从20世纪中叶以来，人类一直使用包括探测地球之外的电波、天文望远镜观测潜在的宜居行星等方法探测外星生命存在的迹象，但迄今为止并没有确切证据表明外星生命的存在。有人認為發現外星人的機率很小，也有很多人认为外星生命几乎必定存在。 世界各地一直有关于外星人的遐想，在各種史書中也留下不少疑似关于外星人的奇异記載。有人猜测古印度人、古玛雅人、古埃及人建造的發達古文明受到了外星生物科技的影響，更有人宣称曾目睹外星人或与之接触。伴随大量关于外星人的報導、科幻小說和電影的充斥，使得外星生命的传闻绘声绘色。.
奎 (星官)
thumb 奎是中国古代星官之一，属于二十八宿的奎宿，意为“（白虎的）足”。位于现代星座划分的仙女座和双鱼座，含有16颗恒星，清代时又增补了23颗增星。.
奧德蘭
奧德蘭（Alderaan）的拼音很像畢宿五（Alderahan），是一個已經廢棄的名稱。在過去指的是兩對明亮的恆星：小犬座的南河三、南河二(Gomeisa)和雙子座的北河二(Castor)、北河三(Pollux)。這個名詞源自阿拉伯文的al-dhirā`ain الذراعين (意思是"兩隻前臂"、"兩隻前爪"或"量尺上的兩腕尺")。這個名詞最初只是"測量桿"的含意，但是母語不是阿拉伯語的天文學家將它譯成"兩隻前爪"，從字面上擴大了獅子座在天空中的領域，跨越了四分之一的天球，伸展出這一對前爪，創造了以獅子座為中心的星群。.
奇特星
奇特星（Exotic star）的名称类似于奇特原子（Exotic atom），只要是指其成分不是一般的由元素构成的星体，而是一类成分包括基本粒子夸克或其它假想粒子，在簡併壓力和引力间达到平衡之后形成，並且具有其它的量子特性的緻密星。主要包括夸克星和奇異星(成分以奇異物質為主)和更理論的先子星(由先子（前子）組成)。.
威廉·哈金斯
威廉·哈金斯爵士，OM，FRS（Sir William Huggins，），英国天文学家，與他的妻子瑪格麗特·林賽·哈金斯都是光譜學的先驅。 他建造了一座私人的天文台，並進行各種不同天體光譜的發射線和吸收線的觀察。他是第一個區分出星雲和星系之間有差異的人。例如，獵戶座大星雲有單純的發射譜線，是典型的氣體特徵；仙女座星系的譜線特徵如同恆星。 哈金斯在1900至1905年間擔任皇家學會的主席。.
威廉·福勒
威廉·福勒（William Fowler，），美国天体物理学家，1979年获太平洋天文学会布鲁斯奖，1983年获瑞典皇家科学院诺贝尔物理学奖。.
威廉·韦伯·科布伦茨
威廉·韦伯·科布伦茨（William Weber Coblentz，），美国物理学家，因其在红外线辐射测量和光谱学的贡献而闻名于世。.
新！!: 恒星和威廉·韦伯·科布伦茨 · 查看更多 »
威廉·邦德
威廉·克兰奇·邦德（William Cranch Bond，），美国天文学家，哈佛大学天文台的首任台长。他的儿子乔治·邦德也是一位著名的天文学家，父子两人共同做出了许多重要的发现。 威廉·邦德1789年出生于美国缅因州的波特兰，幼时家里贫困，曾经做过学徒，学习制作手表，15岁的时候制造出了自己的第一块手表。1806年，十七岁的邦德观赏了一次日全食，从此天文学成了他的主要爱好。1811年，邦德同其他几位观测者一道各自独立发现了一颗彗星，这颗彗星后来成为明亮的大彗星，即1811年大彗星。 1815年，邦德访问了英国，受哈佛大学的委托，考察了欧洲的天文台，目的是要在美国建立天文台。邦德还在自己家中建立了一个屋顶可以开合的小型天文台。1839年，哈佛大学提议将邦德的私人天文台并入大学，称为哈佛大学天文台，邦德接受了邀请，并担任首任台长。1847年6月24日，哈佛大学天文台从德国购置的口径15英寸（0.38米）的折射望远镜正式启用，是当时世界上最大的望远镜。1848年，邦德父子发现了土卫七，1850年11月，他们又共同发现了土星的第三个环——C环。英国人威廉·拉塞尔也独立发现了土星C环和土卫七，仅比他们晚了几天。1847年至1852年间，邦德父子与摄影先驱约翰·亚当斯·惠普尔一起使用15英寸望远镜进行了天体照相的工作，拍摄了月亮的照片，并于1851年在英国伦敦举办的万国工业博览会上获奖。1850年7月16日至17日夜，邦德父子和惠普尔和使用银版照相法共同拍摄了织女星的照片，这是人类拍摄的第一张恒星的照片。1857年他们又拍摄了大熊座的开阳双星等照片。 1859年，威廉·邦德在美国马萨诸塞州的坎布里奇去世。他的儿子乔治·邦德接任哈佛大学天文台台长。为纪念邦德父子，第767号小行星被命名为Bondia。.
威爾遜-巴甫效應
鈣II K線是低溫恆星的吸收譜線中最明顯的一條譜線。一條來自色球層的微弱發射線存在於中心。在1957年，奧林·威爾遜和M. K. 巴甫報告前述發射譜線的寬度和恆星的絕對星等之間有值得注意的相互關係，這就是所謂的威爾遜-巴甫效應。這種相互關係獨立於恆星光譜之外，適用於恆星類型的G型、K型、和M-型。吸收線越寬，則恆星越明亮。 威爾遜-巴甫效應令人感興趣的是它作為距離顯示器的潛力，以下是事實的成果：.
新！!: 恒星和威爾遜-巴甫效應 · 查看更多 »
娄宿增十
娄宿增十，即白羊座20（20 Ari），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约131光年，视星等为5.797。 它是毕宿星团的成员。.
娄宿增十三
娄宿增十三，即白羊座θ （θ Ari），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约387光年。 娄宿增十三是一颗A-型主序星，视星等为+5.58。.
娄宿增十二
娄宿增十二，即白羊座η （η Ari），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约98.3光年。 白羊座η是一颗F-型主序星，视星等为+5.23。.
娄宿增十四
娄宿增十四，即白羊座15 （15 Ari）或白羊座AV，是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约700光年。 白羊座15的视星等为+5.72。.
娄宿增八
娄宿增八，即白羊座11（11 Ari），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约1200光年。.
子午儀
子午儀是測量恆星通過其所在地的子午線，也就是過中天的事件的計時，同時也測量其距離天底的角距離的儀器。這些都是安裝做特別用途的望遠鏡，以便只在通過經線的北點、天頂、南點、天底的大圓上測量。 子午儀望遠鏡依賴地球自轉將天體帶入它們的視野，並且安裝在東西固定與水平的軸上，因此只能在子午線上南北移動。 類似的中星儀（transit instrument）、 子午圈（transit circle）或中星望遠鏡（transit telescope）同樣安裝在水平軸上，但不需要固定在東西方向的軸。例如，測量用的經緯儀，如果其望遠鏡能夠充分的繞水平軸旋轉，就像中星儀一樣。子午儀有時也會被用這些名稱來稱呼，但這樣是不夠精確的。 多年以來，過中天計時是測量天體位置最精確的方法，子午儀被用來從事這最艱苦的工作。在光譜學、攝影和反射望遠鏡成熟之前，測量位置（和推算軌道和天文常數）是天文台的主要工作。.
學科列表
這是一個學科的列表。學科是在大學教學(教育)與研究的知識分科。學科是被發表研究和學術雜誌、學會和系所所定義及承認的。 領域通常有子領域或分科，而其之間的分界是隨便且模糊的。 在中世紀的歐洲，大學裡只有四個學系：神學、醫學、法學和藝術，而最後一個的地位稍微低於另外三個的地位。在中世紀至十九世紀晚期的大學世俗化過程中，傳統的課程開始增輔進了非古典的語言及文學、物理、化學、生物和工程等學科，現今的學科起源便源自於此。到了二十世紀初期，教育學、社會學及心理學也開始出現在大學的課程裡了。 以下簡表展示出各大類科目，以及各大類科目中的主要科目。 "*"記號表示此一領域的學術地位是有爭議的。注意有些學科的分類也是有爭議的，如人類學和語言學究竟屬於社會科學亦或是人文學科，以及计算机技术是工程学科亦或是形式科学。.
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。.
新！!: 恒星和孔雀座恒星列表 · 查看更多 »
孔雀六
孔雀六 (δ Pav / δ Pavonis) 是位於孔雀座，距離地球19.9光年的一顆恆星。.
宏观
宏观这名词，通常用来描述，那些可以被肉眼测量与观察的物体。当用在现象或抽象物体（abstract object）时，则是描述，我们所能理解，存在于这世界上的。通常被认为是宏观的长度尺度，大致在1毫米至1公里之间。 宏观这词语也可指引为大尺度观点；那就是，只有从大尺度才能得着的观点。一个宏观的立场可以被认为是一副大图画。.
宝瓶座恒星列表
以下是星座宝瓶座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和宝瓶座恒星列表 · 查看更多 »
室女座
室女座（Virgo，天文符号：♍），是最大的黄道帶星座，面积1294.43平方度，占全天面积的3.318%，在全天88个星座中，面积排行第二位，仅次于長蛇座。室女座中亮于5.5等的恒星有58颗，最亮星为角宿一（室女座α），视星等为0.98。每年4月11日子夜室女座中心经过上中天。现在的秋分点位于右执法（室女座β）附近。 在翻譯的外國文献中，最早出現「室女座」名稱的是清朝光緒二十三年(1896年)的《天文揭要》。.
室女座恒星列表
以下是星座室女座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和室女座恒星列表 · 查看更多 »
宗正二
蛇夫座γ，中文星官名宗正二 ，佛兰斯蒂德命名法为蛇夫座62，是一颗位于蛇夫座的A4型恒星。视星等+3.75，距离地球95光年。.
宇宙
宇宙（Universe）是所有時間、空間與其包含的內容物所構成的統一體；它包含了行星、恆星、星系、星系際空間、次原子粒子以及所有的物質與能量，宇指空間，宙指時間。目前人類可觀測到的宇宙，其距離大約為；而整個宇宙的大小可能為無限大，但未有定論。物理理論的發展與對宇宙的觀察，引領著人類進行宇宙構成與演化的推論。 根據歷史記載，人類曾經提出宇宙學、天體演化學與，解釋人們對於宇宙的觀察。最早的理論為地心說，由古希臘哲學家與印度哲學家所提出。數世紀以來，逐漸精確的天文觀察，引領尼古拉斯·哥白尼提出以太陽系為主的日心說，以及經約翰內斯·克卜勒改良的橢圓軌道模型；最終艾薩克·牛頓的重力定律解釋了前述的理論。後來觀察方法逐漸改良，引領人類意識到太陽系位於數十億恆星所形成的星系，稱為銀河系；隨後更發現，銀河系只是眾多星系之一。在最大尺度範圍上，人們假定星系的分布，且各星系在各個方向之間的距離皆相同，這代表著宇宙既沒有邊緣，也沒有所謂的中心。透過星系分布與譜線的觀察，產生了許多現代物理宇宙學的理論。20世紀前期，人們發現到星系具有系統性的紅移現象，表明宇宙正在；藉由宇宙微波背景輻射的觀察，表明宇宙具有起源。最後，1990年代後期的觀察，發現宇宙的膨脹速率正在加快，顯示有可能存在一股未知的巨大能量促使宇宙加速膨脹，稱做暗能量。而宇宙的大多數質量則以一種未知的形式存在著，稱做暗物質。 大爆炸理論是當前描述宇宙發展的宇宙學模型。目前主流模型，推測宇宙年齡為。大爆炸產生了空間與時間，充滿了定量的物質與能量；當宇宙開始膨脹時，物質與能量的密度也開始降低。在初期膨脹過後，宇宙開始大幅冷卻，引發第一波次原子粒子的組成，稍後則合成為簡單的原子。這些原始元素所組成的巨大星雲，藉由重力結合起來形成恆星。 目前有各種假說正競相描述著宇宙的終極命運。物理學家與哲學家仍不確定在大爆炸前是否存在任何事物；許多人拒絕推測與懷疑大爆炸之前的狀態是否可偵測。目前也存在各種多重宇宙的說法，其中部分科學家認為可能存在著與現今宇宙相似的眾多宇宙，而現今的宇宙只是其中之一。.
宇宙年表
宇宙年代學，或宇宙年表依據大爆炸宇宙論描述宇宙的歷史和未來，目前的宇宙如何由普朗克時期隨著時間演化的科學模式，使用宇宙的共動坐標系時間參數。宇宙膨脹的模型即是所知的大爆炸，在2015年，估計開始於137.99 ±0.21億年前 。為了方便，將宇宙的演化分成三個階段。.
宇宙形成年表
這是宇宙從137.99±0.21億年的大爆炸和隨後演化與形成到現在的時間表。時間的量度是從大爆炸的那一刻開始。.
宇宙微波背景
宇宙微波背景（英语：Cosmic Microwave Background，简称CMB，又稱3K背景輻射）是宇宙學中“大爆炸”遺留下來的熱輻射。在早期的文獻中，「宇宙微波背景」稱為「宇宙微波背景輻射」（CMBR）或「遺留輻射」，是一種充滿整個宇宙的電磁輻射。特徵和絕對溫標2.725K的黑體輻射相同。頻率屬於微波範圍。宇宙微波背景是宇宙背景輻射之一，為觀測宇宙學的基礎，因其為宇宙中最古老的光，可追溯至再復合時期。利用傳統的光學望遠鏡，恆星和星系之間的空間（背景）是一片漆黑。然而，利用靈敏的輻射望遠鏡可發現微弱的背景輝光，且在各個方向上幾乎一模一樣，與任何恆星，星系或其他對象都毫無關係。這種光的電磁波譜在微波區域最強。1964年美國射電天文學家阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜偶然發現宇宙微波背景 ，这一发现是基于於1940年代開始的研究，並於1978年獲得諾貝爾獎。 宇宙微波背景很好地解釋了宇宙早期發展所遺留下來的輻射，它的發現被認為是一個檢測大爆炸宇宙模型的里程碑。宇宙在年輕時期，恆星和行星尚未形成之前，含有緻密，高溫，充滿著白熱化的氫氣雲霧電漿。電漿與輻射充滿著整個宇宙，隨著宇宙的膨脹而逐漸冷卻。當宇宙冷卻到某個溫度時，質子和電子結合形成中性原子。這些原子不再吸收熱輻射，因此宇宙逐漸明朗，不再是不透明的雲霧。宇宙學家提出中性原子在「再復合」時期形成，緊接在「光子脫耦」之後，即光子開始自由穿越整個空間，而非在電子與質子所組成的電漿中緊密的碰撞。光子在脫耦之後開始傳播，但由於空間膨脹，導致波長隨著時間的推移而增加（根據普朗克定律，波長與能量成反比），光線越來越微弱，能量也較低。這就是別稱「遺留輻射」的來源。「最後散射面」是指我們由光子脫耦時的放射源接收到光子的來源點在空間中的集合。 因為任何建議的宇宙模型都必須解釋這種輻射，因此宇宙微波背景是精確測量宇宙學的關鍵。宇宙微波背景在黑體輻射光譜的溫度為 K。光譜輻射dEν/dν的峰值為60.2 GHz，在微波頻率的範圍內。（若光譜輻射的定義為dEλ/dλ，則峰值波長為1.063公釐。） 該光輝在所有方向中幾乎一致，但細微的殘留變化展現出各向異性，與預期的一樣，分佈相當均勻的熾熱氣體已經擴大到目前的宇宙大小。特別的是，在天空中不同角度的光譜輻射包含相同的各向異性，或不規則性，隨區域大小變化。它們已被詳細測量，若有因物質在極小空間的量子微擾而起的微小溫度變化，且膨脹到今日可觀測的宇宙大小，應該會與之吻合。這是一個非常活躍的研究領域，科學家同時尋求更好的數據（例如，普郎克衛星）和更好的宇宙膨脹初始條件。雖然許多不同的過程都可產生黑體輻射的一般形式，但沒有比大霹靂模型更能解釋漲落。因此，大多數宇宙學家認為，宇宙大霹靂模型最能解釋宇宙微波背景。 在整個可視宇宙中有高度的一致性，黯淡卻已測得的各向異性非常廣泛的支持大霹靂模型，尤其是ΛCDM模型。此外，威爾金森微波各向異性探測器及宇宙泛星系偏振背景成像實驗觀測相距大於再復合時期之宇宙視界角尺度上漲落間的相關性。此相關可能為非因果的微調，或因宇宙暴脹產生。.
宇宙化學
宇宙化學（Cosmochemistry）是研究宇宙中物體的化學組成和形成這些組成的過程。這主要是通過研究隕石的化學成分和其它實物的樣本。由於隕石母體的小行星有些是太陽系形成初期凝固的第一批固體，宇宙化學通常，但不完全是研究與太陽系有關的物體。.
宇宙距离尺度
宇宙距離尺度（cosmic distance ladder；亦作銀河系外距離尺度，Extragalactic Distance Scale）是天文學家決定天體距離的一系列方法。要對一個天體進行真正「直接」的距離測量，只有在天體與地球之間夠近的情況下才能做到（距離為1000秒差距）。測量距離更遙遠天體距離的技術是奠基在各種已經用近距離天體測量法校正過其相關性的方法。這幾種方法依賴標準燭光，這是一些光度已知的天體。 出現階梯的類比是因為沒有一種方法或技術可以測量天文學的範圍所遇到的所有距離尺度。相反的，一種方法可以用來測量近距離天體的距離，另一種方法可以測量鄰近的中等距離天體，依此類推。每個階梯的梯級提供的資訊，可以用來確定更高的下一個階梯的梯級。.
宇宙戰爭
宇宙戰爭是科幻小說、ACG和特攝片之中，存在於太空和不同星球之間，像是地球人對抗外星人，或是人類分陣營相互交戰的戰爭。.
宇宙拿鐵
宇宙拿鐵（Cosmic Latte）是宇宙內的平均顏色，由約翰·霍普金斯大學的天文學團隊發現並命名。.
安妮·坎农
安妮·詹普·坎农（Annie Jump Cannon，），美国女天文学家，在恒星光谱分类方面做出了开创性的工作。.
寶瓶座
宝瓶座（Aquarius，天文符号：♒）黃道帶星座之一，面积979.85平方度，占全天面积的2.375%，在全天88个星座中，面积排行第十位。宝瓶座中亮于5.5等的恒星有56颗，最亮星为虛宿一（宝瓶座β），视星等为2.90。每年8月25日子夜宝瓶座中心经过上中天。 寶瓶座在日本被称为水瓶座（みずがめ座）.
密度波理论
密度波理論或是林-徐密度波理論是林家翹和徐遐生兩位在1960年代中期為解釋螺旋星系的旋臂結構所推出的理論，他們的理論引進了長期存在的理想準靜態密度波（也稱為heavy sound）)，他們選擇讓星系盤有較高一點的密度（大約高10-20%）。這個理論也成功的運用在土星環。.
密特拉教
羅浮宮博物館） 密特拉教（Mithraism），也被稱為密特拉密教、密特拉秘儀（Mithraic mysteries），是一支以主神密特拉斯（Mithras）為信仰中心的秘密宗教，大約西元一世紀至西元四世紀盛行於羅馬帝國境內。宗教靈感來自波斯人對主神密特拉（，原始印度-伊朗語寫法為Mitra）的敬拜，雖然希臘的密特拉斯（Mithras）是與一個新的和獨特的（宗教）形象聯繫著，並且在波斯與希腊、罗马之間信仰傳播階段的连续性是被（學者）所讨论著。Beck, Roger (2002-07-20).
對聖經的質疑
《聖經》經常被聖經無誤論者認為是沒有錯誤。不過，由於《聖經》始終是多本由兩千年間不同人物書寫的經典而且用不同的文字書寫，這中間的內容或多或少都會有所差異。對於這差異，不同的基督教宗派、神學觀點有不同的見解。.
對流層 (恆星)
對流層是在恆星內部以對流為傳輸能量主要方式的半徑區域。在輻射層，能量經由輻射傳遞。恆星的對流包括內部電漿的質量移動，通常是形成熱電漿上升，冷電漿下沉的迴路。 在史瓦西準則下，恆星內部的不穩定條件會產生對流。一個氣體包裹略微上升就會發現自己處在一個壓力比原本低的環境中，結果是，氣體包裹將會膨脹和冷卻。如果上升的氣體冷却到比新環境周圍的溫度更低，由於它密度比周圍的環境高，在缺乏浮力的情況下，將導致它下沉回到它原來的地方。然而，如果溫度梯度的漸變足夠陡峭（也就是說溫度變化相對於恆星中心的距離是迅速的），或是這種氣體有很高的熱容量（即它的溫度變化相較於體積的擴張是緩慢的），於是上升中的氣體包裹依然比周圍的新環境溫暖和密度較低，它的浮力會導致它繼續上升。發生這種情況的區域，就是恆星的對流層。 質量大於太陽1.3倍的恆星，在核心進行的氫融合成氦的反應是以CNO循環取代了質子-質子鏈反應。CNO循環對溫度相當敏感，所以核心的溫度非常高，但是溫度下降的也很快。因此，核心區域會形成氫燃料與氦產物均勻混合的對流層。這些恆星核心的對流層疊加在熱平衡，但只有少量或沒有混和的輻射層之上。 在質量大約低於10倍太陽質量的恆星，外層會包含一個電離的氫和氦的氣殼，使熱容量增加。由於較重的元素會造成較高的溫度梯度，在這個區域的相對低溫同時造成不透明度。這樣的組合會在外面也造成一個對流層，在太陽最表面可以看見的就是米粒組織。低質量的主序星，像是質量低於0.35太陽質量的紅矮星，以及還在林軌跡上的前主序星沒有輻射層，整顆恆星都是對流層。.
新！!: 恒星和對流層 (恆星) · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和小犬座恒星列表 · 查看更多 »
小罗伯特·伯纳姆
小罗伯特·伯纳姆（Robert Burnham Junior，）。罗威尔天文台观测员，三卷本《伯纳姆天体手册》作者。.
新！!: 恒星和小罗伯特·伯纳姆 · 查看更多 »
小熊座
小熊座（Ursa Minor）是北天星座之一。與大熊座一樣，小熊座的尾巴也可被視為斗（或勺）的手柄，因此有“小北斗”之稱：七顆星中的四顆星組成斗上的瓢，像北斗七星那樣。公元2世紀的天文學家托勒密把小熊座列入它的48星座，並沿用至今成為88個現代星座之一。傳統上小熊座是一個重要的導航星座，在航海上尤其重要，這是因為小熊座的勾陳一就是北極星。 勾陳一（小熊座α）是這個星座內最亮的恒星，它是黃白色的超巨星，同時也是夜空中最亮的造父變星，其視星等變化範圍為1.97至2.00。北極二（小熊座β）這恒星處於其生命的晚期，它已經膨脹過並冷卻成視星等為2.08的橙巨星，只比勾陳一暗一點。北極二和北極一（小熊座γ）曾經被稱為“北極星的守護星”。小熊座共有四顆恒星被探測到有行星圍繞，其中包括北極二。 小熊座還包含一顆孤立的中子星——，以及已知最熱的白矮星H1504+65，其表面溫度為20萬開氏度。.
小熊座恒星列表
以下是星座小熊座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和小熊座恒星列表 · 查看更多 »
小行星
小行星是太陽系内類似行星環繞太陽運動，但體積和質量比行星小得多的天體。 至今為止在太陽系內一共已經發現了約127萬顆小行星，但這可能僅是所有小行星中的一小部分，只有少數這些小行星的直徑大於100公里。到1990年代為止最大的小行星是穀神星，但近年在古柏帶內發現的一些小行星的直徑比穀神星要大，比如2000年發現的伐樓拿（Varuna）的直徑為900公里，2002年發現的誇歐爾（Quaoar）直徑為1280公里，2004年發現的厄耳枯斯的直徑甚至可能達到1800公里。2003年發現的塞德娜（小行星90377）位於古柏帶以外，其直徑約為1500公里。 根據估計，小行星的數目應該有數百萬，詳見小行星列表，而最大型的小行星現在開始重新分類，被定義為矮行星。.
小行星330
小行星330（英语：330 Adalberta）是一颗小型主带小行星，于1910年2月2日由德国天文学家马克斯·沃夫在海德堡发现。 原来的小行星330是在1892年3月18日由马克斯·沃夫发现，临时编号为1892 X，最终命名为330 Adalbert。但之后这颗小行星消失，没有再被找到。1982年，经过更深入的观测发现，其实1892 X是一颗恒星。第330号小行星最终归属于由马克斯·沃夫在1910年2月2日发现的临时编号为A910 CB的小行星。.
小行星45
小行星45號欧仁妮（45 Eugenia）、又譯作尤金尼亞、香女星，直徑214.6千米，由H.
小马座
小马座（拉丁语名称Equuleus），北天星座，面积71.64平方度，占全天面积的0.174%，在全天88个星座中，面积排行第八十七位，仅比南十字座大。小马座中亮于5.5等的恒星有5颗，最亮星为虚宿二（小马座α），视星等为3.92。每年8月8日子夜小马座中心经过上中天。.
小马座恒星列表
以下是星座小马座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和小马座恒星列表 · 查看更多 »
尼古拉·哥白尼
尼古拉·哥白尼（Nicolaus Copernicus，Mikołaj Kopernik，）是文艺复兴时期波兰数学家、天文学家，他提倡日心说模型，提到太陽為宇宙的中心。1543年哥白尼临终前发表了《天體運行論》一般認為他著的是現代天文學的起步點。它开启了哥白尼革命，并对推动科学革命作出了重要贡献。 哥白尼出生于皇家普魯士，该地区自1466年隶属于波兰王国。哥白尼获得了教会法规博士学位，同时也是一名医生，通晓多国语言，了解经典文学，能够胜任翻译，做过执政官、外交官，也是一名经济学家（后续几项都没有学历学位）。1517年，哥白尼总结了货币量化理论，成为当今经济学的重要基础之一。1519年，哥白尼在托马斯·格雷沙姆之前总结出了劣幣驅逐良幣理论的前身。.
新！!: 恒星和尼古拉·哥白尼 · 查看更多 »
尾宿五
尾宿五 （天蝎座θ，θ Sco, θ Scorpii）是在黃道南端天蠍座內的恆星，它在西方的固有名稱是源於Sumer的Sargas。在中國，它屬於尾宿的星官 尾的第五顆星，故稱之為尾宿五。它的視星等是 +1.87，所以列名在最亮的恆星表中，裸眼就很容易看見。它的距離夠近，所以可以利用視差的技術來測量，估計大約是300光年（90秒差距）。 這是一顆在演化的亮巨星，光譜類型為F0 II，質量為太陽的5.7倍，半徑已經膨脹到太陽的26倍，發光能力為太陽的1,834倍，來自外殼的有效溫度是7,268K，使它發出黃白色的光，是顆F型恆星。這顆恆星的自轉非常快速，因此外觀的形狀是一個橢球體，赤道半徑比極半徑長19%。 它有一顆5.36等的伴星，角距離為6.470 秒。.
少衛增八
少衛增八（仙王座γ，Gamma Cephei），傳統的英文名稱是Alrai，也有時被稱為Errai或Er Rai，是在仙王座的一顆恆星。少衛增八是一對雙星，距離地球約50光年，視星等3.22，較大且較亮星的是橘色的次巨星，光譜為K1 IV，較小的是紅矮星，其質量只有太陽的0.409倍。目前對這對雙星的軌道研究尚不充足，最好的估計值是周期為70年±16年，離心率0.439 ±0.06，兩星之兼的距離在10～29天文單位間變化。 少衛增八能以肉眼直接看見，未來將成為北極星，這是由於地球的分點歲差，使地球自轉軸在天球上移動。在第30世紀，少衛增八便會因為是最接近天球北極點的恆星而成為那時代的北極星，然後這個「頭銜」在52世紀時將會轉移給天鉤八（仙王座ι）。.
射电天文学
無線電天文學是天文學的一個分支，通過電磁波頻譜以無線電頻率研究天體。無線電天文學的技術與光學相似，但是無線電望遠鏡因為觀察的波長較長，所以更為巨大。這個領域的起源肇因於發現多數的天體不僅輻射出可見光，也發射出無線電波。 从天体而来的无线电波的初步探测是在1930年代当卡尔·央斯基观察到从银河到来的辐射。随后观察已经确定了一些不同的无线电发射源。这些包括恒星和星系，以及全新的天体种类，如電波星系，类星体，脉冲星和微波激射器。宇宙微波背景辐射的发现被视为通过射电天文学而被做出大爆炸理论的证据。.
属格
属格（英：genitive case；拉：casus genitivus），亦称所有格、领格，是指名词的语法上的格。属格表示一个名词的所属，例如一个名词提及的对象拥有其它的一些属性。有格范畴的语言一般都有属格，例如：拉丁语、希腊语、德语、俄语、芬兰语、梵语、蒙古语、藏语等等。 一个普遍的误解是在英语中只存在一个以“'s”结尾表示所属的属格。然而，语言学家已经表明英语的所有格完全不是一个格，而是一个独立的词并且在书写和发音上都不是前一个词的一部分，这可以有下面这个句子表明：The King of Sparta's wife was called Helen.（斯巴达国王的妻子叫做海伦。）如果“'s”是属格，那么“妻子”（wife）就属于“斯巴达”（Sparta），但是“'s”并不是只表示“斯巴达”（Sparta），而是表示“斯巴达国王”（King of Sparta）。 上面这个例子并不表明英语没有自己的属格；但是它现在已经发展成为另一个形式。在古英语中，ban的属格形式是banes。后来在现代英语中，这个发展成为了使用“'s”表示的“bone's”。在18世纪，人们对此的解释是省略号代替了一个属格代词，就像“the King's horse”是“the King, his horse”的缩写。但是这个解释是不正确的。人们更相信是省略号代替了古英语中的“e”。 在克丘亚语中，由在词尾加上词缀p或pa来表示属格，比如Inti(太阳)的属格就是Intip(太阳的)。 在天文学上，知道星座拉丁文名字的属格形式是重要的，因为在命名恒星的时候都会用到它们。在拜耳命名法中，我们会以一颗星所处星座名称的属格再加上一希腊字母来为它命名。例如，双子座的拉丁名Gemini的属格形式是Geminorum，那么按照命名法，双子座中最亮的星北河二（Castor）又叫做αGeminorum。参看恒星命名法。.
屏一
屏一 (μ Lep，天兔座μ) 是在南天的星座天兔座內的一顆恆星。它的視星等為3.259，使這顆在南半球的恆星用裸眼就可以看見。 視差測量估計這顆恆星與地球的距離是 。 這顆恆星的恆星光譜是B9IV:HgMn，然而’:’之後顯示的是不確定的光譜數值。亮度分類的IV顯示這是一顆次巨星，是一顆已經耗盡核心的氫燃料，是正在變成巨星的一顆恆星。目前，它的半徑是3.4太陽半徑，並且外殼的有效溫度是12,800K 。 屏一被懷疑是周期大約2天的獵犬座α²型變星，然而尚未獲得證實。這顆恆星的光譜顯示有超量的汞和錳，因此在恆星分類上被標示了HgMn。在距離這顆恆星0.93角秒的地方偵測到X-射線輻射，以屏一到地球的距離估計，這等於52天文單位的投影距離。這個輻射源的來源可能是屏一的伴星：可能是一顆主序星或更小的恆星。此物體的X-射線亮度是。.
山案座恒星列表
以下是星座山案座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和山案座恒星列表 · 查看更多 »
岩屑盤
岩屑盤是由塵埃和岩屑組成，環繞在恆星周圍成盤狀的星周盤，在年輕的和發展中的恆星都曾經發現過，而且至少也已經發現一顆中子星有岩屑盤環繞著。它們在行星系形成的過程，可以被視為是原行星盤的階段。它們也可能是星子在碰撞階段產生和剰餘下來的殘骸。 迄2001年，可能有岩屑盤的候選者已經超過900顆恆星。它們通常都是在紅外光觀察時特別明亮的恆星系，並且看起來發射出過量的輻射。這些過量的紅外線輻射都是由恆星發射出的能量被星周盤吸收，然後再以紅外線輻射出來的。 在聯星系統中，當主星在被掩蔽的情況下，有些岩屑盤的影像可以直接被觀測到。.
崇祯历书
《崇祯历书》是大明崇祯年间为历法改革而编著的一部丛书，因由崇祯帝下令编纂故名；又称《時憲曆》，此曆法及其修訂版本由清朝初年源用至今。该书在崇祯二年（1629年）九月由礼部左侍郎徐光启成立曆局开始编写，到崇祯七年（1634年）十一月编完。由于徐光启在1633年病逝，之后的编纂工作由李天经主持。.
左更增三
左更增三，即白羊座ρ1（ρ1 Ari, ρ1 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它距离地球约310光年。 左更增三是一颗白色A-型恒星，视星等为+6.93。 白羊座ρ1在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更增星第三星，因此被称为左更增三。.
左更增一
左更增一，即白羊座26（26 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它是一颗盾牌座δ型变星。它距离地球约230光年， 视星等为6.14。.
左更增二
左更增二，即白羊座40（40 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星。它距离地球约500光年， 视星等为5.83。.
左更增五
左更增五，即白羊座ρ2（ρ2 Ari, ρ2 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它距离地球约400光年。 左更增五是一颗白色M-型红巨星，它是一颗不规则变星，视星等在5.62至6.01之间变化，光变周期为30天，它的变星名字为白羊座RZ。 白羊座ρ2在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更增星第五星，因此被称为左更增五。.
左更增六
左更增六，即白羊座47（47 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星。它距离地球约104光年， 视星等为5.80。.
左更增四
左更增四，即白羊座ρ3（ρ3 Ari, ρ3 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星 ，它距离地球约115光年。 左更增三是一颗白色F-型主序星，视星等为+5.63。 白羊座ρ3在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更增星第四星，因此被称为左更增四。在西方和白羊座δ、白羊座ε、白羊座ζ和白羊座π一起并称为Al Botein，来自于阿拉伯语بطين，意思为“腹部”。.
左更三
左更三，即白羊座ο（ο Ari, ο Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它距离地球约482光年。 左更一是一颗蓝白色B-型主序星，视星等为+5.78。 白羊座ο在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更第三星，因此被称为左更三。.
左更一
左更一，即白羊座ν（ν Ari, ν Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它距离地球约347光年。 左更一是一颗A-型主序星，视星等为+5.45。 白羊座ν在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更第一星，因此被称为左更一。.
左更五
左更五，即白羊座π（π Ari, π Arietis），是一个位于白羊座的恒星系统，，它距离地球约603光年。 左更五包括一个光谱联星系统以及两颗伴星。这个光谱联星系统被分类为B-型主序星，视星等为+5.26。第一颗伴星是一颗白色A-型主序星，距离联星系统3.2角秒，视星等为8.8。第二颗伴星是一颗黄白色F-型主序星，距离联星系统25.2角秒，视星等为10.9。 白羊座π在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更第五星，因此被称为左更五 。在西方和白羊座δ、白羊座ε、白羊座ζ和白羊座ρ3一起并称为Al Botein，来自于阿拉伯语بطين，意思为“腹部”。.
左更四
左更四，即白羊座σ（σ Ari, σ Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，它距离地球约480光年。 左更一是一颗蓝白色B-型主序星，视星等为+5.52。 白羊座σ在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更第四星，因此被称为左更四。.
巨大質量恆星列表
這是一份有關巨大質量恆星的列表，依太陽質量的多寡排列（1太陽質量.
新！!: 恒星和巨大質量恆星列表 · 查看更多 »
巨大恆星列表
以下為已知體積最大的恆星列表，其排序比較的依據是太陽半徑（696,392公里）。然而已知恆星大小的確實排序尚未消楚，也尚未妥善定義。原因有 雙星有時會分開處理，有時會被視為單一系統； 估計恆星大小，不同的測量法會得到不同的結果； 部份恆星的測量結果並不準確； 大部分恆星的距離未能確定，因此其大小亦未能確定； 大部分恆星均有大氣層，而這些大氣層會導致測量結果被高估； 有理論指出銀河系中並沒有半徑大於太陽1500倍的恆星； 一個關於麥哲倫雲的調查發現星雲共有44個半徑大於太陽700倍的紅巨星，這顯示還有很多巨大恆星未被發現。.
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。.
新！!: 恒星和巨爵座恒星列表 · 查看更多 »
巨蟹座55b
巨蟹座55b(有时也被称为巨蟹座55Ab，以区别于恒星巨蟹座55B)是一颗环绕类似太阳的恒星巨蟹座55A运转的系外行星，其轨道周期为14.65地球日。它是距其母星第二近的行星，是热木星的典型代表。该行星于1996年由杰弗里·马西和R·保罗·巴特尔发现，是第四颗被发现的系外行星。.
巨蟹座55d
巨蟹座55d是一颗在长周期轨道上环绕巨蟹座55A运转的系外行星，其轨道和中央恒星的距离与木星和太阳的距离相当，它是距离其中央恒星最远的行星。该行星于2002年6月13日被发现。.
巨蟹座55f
巨蟹座55f（英語：55 Cancri f）是一顆太陽系外行星，環繞距離地球約41光年的巨蟹座55A運行。巨蟹座55f也是已知距離巨蟹座55第4遠的行星，也是第一顆獲得f編號的行星。直到2009年4月為止，巨蟹座55也是人類已知太陽系外唯一擁有至少5顆行星的恆星。.
巨行星
巨行星是任何的大質量行星。它們通常是由低沸點的材料（氣體或冰）組成，而不是岩石或其它固體，但是大質量固體行星也可以存在。太陽系有4顆巨行星：木星、土星、天王星、與海王星。已經檢測到許多恆星都有巨行星在軌道上環繞著。 巨行星有時也被稱為類木行星，這是依據木星命名的。它們有些是氣態巨行星，然而，許多天文學家認為這個名詞只適用於木星和土星，天王星和海王星有不同的成分，在分類上是冰巨行星 。這兩個名詞都可能造成誤導：所有的巨行星主要的流體臨界點之上，不存在明顯的氣相和液相的組成。在木星和土星，主要的成分是氫和氦；在天王星和海王星，主要的成分是水、氨和甲烷。 天體大到足以點燃氘的核融合反應就稱為棕矮星（以太陽系的成分大約是13倍的木星質量），它們的質量範圍介於最大質量的巨行星和最低值量的恆星之間。.
巨蛇座ω
巨蛇座ω（ω Ser、ω Serpentis）是一顆位于巨蛇座的恆星。 巨蛇座ω是一顆黃色的G型巨星，視星等為+5.21。它大約距離地球263光年，並屬於大熊座移動星群。 Category:巨蛇座 Category:巨星 Category:大熊座移動星群.
巨蛇座恒星列表
以下是星座巨蛇座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和巨蛇座恒星列表 · 查看更多 »
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.
巴納德環
巴納德環（Barnard's Loop, Sh 2-276）是位於獵戶座的一個發射星雲。它是包含了馬頭星雲和明亮的猎户座大星云的獵戶座分子雲複合體的一部分。巴納德環是一個巨大的弧型結構，並且中心點大致位於猎户座大星云。獵戶座大星雲中的恆星可能與氣體被電離形成巴納德環的機制相關聯。.
巴納德星
巴納德星（英语：Barnard's Star）是一顆質量非常小的紅矮星，位在蛇夫座β星附近，蛇夫座66星的西北側，距離地球僅約6光年遠。美國天文學家愛德華·愛默生·巴納德在1916年測量出它的自行為每年10.3角秒，是已知相對太陽自行最大的恆星。為紀念巴納德的發現，後來稱這顆恆星為巴納德星。巴納德星距離太陽約1.8秒差距（6光年），是蛇夫座內距離我們最近、宇宙中第二接近太陽的恆星系統，也是第四接近太陽的恆星，前三接近太陽的恆星都是半人馬座α系統的成員。儘管它如此的接近地球，但是人類裸眼仍然看不見巴納德星。 由於它相當接近太陽，而且位於容易觀測的天球赤道附近，所以M型矮星巴納德星比任何恆星受到天文學家更多的研究和注意。天文學家的研究曾經聚焦在恆星的特徵、天體測量和推敲系外行星可能存在的極限。雖然這是一顆古老的恆星，天文學家仍然觀測到巴納德星發生過耀斑爆發。 天文學家曾對這顆恆星的一些研究題材發生爭議。從1960年代初至1970年代初長達十年之久，天文學家彼得·范德坎普（Peter van de Kamp）曾聲稱有一顆巨大的氣體行星環繞著巴納德星，一些天文學家也接受他的說法。天文學家後來認為恆星附近可能存在類似地球的小型行星，所以巨大行星存在的可能性就大為降低，范德坎普的主張被推翻。天文學家十分注意這顆恆星，它是無人旅行到鄰近的恆星系統可以快速前往研究的一個目標。 因為巴納德星擁有幾點與眾不同的特徵，所以它成為天文學家相當矚目的恆星。巴納德星是目前所有已知恆星中自行運動最快的恒星，因此有時候也被稱為巴納德「逃亡之星」（Runaway Star），它的自行速度比大熊座的飛行之星快一倍。恒星通常每年的自行速度還不到1角秒，牧夫座大角星自行運動算是比較明顯的，但是一年也不到2角秒，而巴納德星每年的自行運動卻高達10.31角秒。巴納德星距離太陽系只有5.96光年，除了南門二系統（半人馬座α三合星）外，它是距離地球最近的恒星。巴納德星最吸引人的地方是這顆恒星周圍很可能有兩顆大小約等於木星和土星的行星圍繞它公轉，是一個距離地球很近的恆星系。.
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。.
上升流
上升流，或稱為湧升流，是一种海洋学现象，是由风力驱动温度较低、密度较大、通常富含营养的海水流向海表面，取代温度较高、通常缺乏营养的表层海水。上升流至少有五种类型：沿岸上升流，远洋大尺度风生上升流，与漩涡有关的上升流，地形相关的上升流，以及远洋大面积辐散上升流。.
不確定存在的太陽系外行星列表
前有52個太陽系外行星有可能存在，但還是不確定。克卜勒太空望遠鏡於2011年列出一份太陽系外行星候選列表，包含1235顆行星候選。.
新！!: 恒星和不確定存在的太陽系外行星列表 · 查看更多 »
不稳定性
在許多領域中，不穩定是指一個可由其輸出或內在狀態描述的系統，其狀態可能會不受限制的成長（有時會稱為發散）。另一個對應的詞是，穩定有許多種定義，其中一種定義是指對系統施加一個小型的外擾，使系統離開一平衡狀態，外擾去除後，系統會回到原來的平衡狀態。 以右圖為例：.
帝
帝，意“主宰”，可以指：.
帝座
帝座（Alpha Herculis）也稱為武仙座α星，佛蘭斯蒂德命名法則稱該星為64 Herculis。帝座是由α1與α2這2個系統所組成的，α1是一顆的紅亮巨星或紅超巨星，而α2則是個雙星系統，由一顆黃巨星與一顆黃白矮星所構成。.
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。.
新！!: 恒星和中古伊斯蘭天文學 · 查看更多 »
中天 (天文學)
中天是天文學上當行星、恆星或星座等天體，在周日運動的過程中所經過的一個點，在觀察上是該天體正經過當地子午圈的時刻。換言之，是該天體在最高點的位置，也是該天體最接近天頂的時刻。 有時，會使用上中天來描述上述的現象，而下中天則是天體經過子午圈的另一個時間，這時的位置在天球上的最低點。（也就是最接近天底或離天頂最遠的點）。 中天時的高度是在地球上觀測點的緯度加或減該天體與天極的距離，若是110°則應該換成70°，-100°則應換成-80°，依此類推。兩者的地平經度則與方位一樣，但如果我們做方位的變換，則變換前後的數值將相差180°。 對任意一個緯度，會出現三種情況：.
新！!: 恒星和中天 (天文學) · 查看更多 »
中央子午線 (行星)
中央子午線 是觀測者所見貫穿天體（例如：行星、衛星或恆星）表面地理中心點的子午線。 這個術語一般使用在觀測天文學，理論上是指天體位於地球上觀測者的天頂時，穿過該天體盤面中心的子午線。假想的線是從地球的中心到該天體的中心繪製的，這條線和天體表面之間的交集稱為地下點（sub-Earth point）。 由於天體自轉和軌道對齊的方式，觀測者所見的中央子午線會隨著時間改變。例如，考慮從月球上看見的地球。將有一條穿過地球可見圓盤中心的子午線（假設是西經75°），但這並不是地球的本初子午線（0 ° W / 0 ° E）。隨著地球的自轉，從月球上看見的中央子午線也會改變。.
新！!: 恒星和中央子午線 (行星) · 查看更多 »
中子
| magnetic_moment.
中子俘获
中子俘获是一种原子核与一个或者多个中子撞击，形成重核的核反应。由于中子不带电荷，它们能够比带一个正电荷的质子更加容易地进入原子核。 在宇宙形成过程中，中子俘获在一些质量数较大元素的核合成过程中起到了重要的作用。中子俘获在恒星里以快（R-过程）、慢（S-过程）两种形式发生。质量数大于56的核素不能够通过热核反应（即核聚变）产生，但是可以通过中子俘获产生。.
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。.
中国学科分类国家标准/160
没有描述。
新！!: 恒星和中国学科分类国家标准/160 · 查看更多 »
中国国旗
中國國旗主要是指在中國地理區域內，經由中央政府立法制訂作為象徵國家的旗幟。現今稱為中國國旗的一般是指中華人民共和國的五星紅旗。.
中国科学院图书馆图书分类法
中国科学院图书馆图书分类法简称科图法。是对图书的一种分类方法。 1958年由中国科学院图书馆编写，1974年、1979年、1994年分别进行了修订。分为25大类。.
新！!: 恒星和中国科学院图书馆图书分类法 · 查看更多 »
常陳一
常陳一（α CVn / 獵犬座α）英文名Cor Caroli，是獵犬座最明亮的恆星，距離地球110光年。Cor Caroli意為查理一世之星，這個名稱非常有可能是愛德蒙·哈雷為了紀念查理一世而得名的。常陳一是一個雙星系統。常陳一與牧夫座的大角星、室女座的角宿一、獅子座的五帝座一構成春天大鑽石。.
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。.
希爾球
希爾球，又稱洛希球，粗略來說，是環繞在天體（像是行星）周圍的空间区域，那裡被它吸引的天體（像是衛星）受到它的控制，而不是被它繞行的較大天體（像是恆星）所控制。因此，行星若要能保留住衛星，則衛星的軌道必須在行星的希爾球內。同樣的，月球也會有它的希爾球，任何位於月球的希爾球內的天體將會成為月球的衛星，而不是地球的衛星。 更精確的說法，希爾球約為一個小天體在面對著一個大許多的天體的重力影響下，只會受到攝動影響的引力球範圍。這是美國天文學家喬治·威廉·希爾以法國天文學家愛德華·洛希的工作為基礎所定義的，由於這個緣故，它有時也被稱為洛希球。 為了說明，以考慮木星環繞著太陽為例，對太空中任何的點，可以計算下面三種力的總和：.
七仙人
七仙人（天城体：सप्तर्षि，IAST：saptarṣi）印度神话中的一组著名仙人。在印度天文学与占星术中，七仙人代表大熊星座的七颗亮星（即北斗七星）。.
七公增五
牧夫座Beta（牧夫座β，β Boo）是一个位于北天星座牧夫座的恒星的拜耳命名法。视星等3.5，使它成为这个星座最亮的成员之一。中文星官名七公增五。根据视差测量，这个恒星距离地球大约227光年。在这个距离，该星的视星等被气体和尘埃消光了0.06等。 七公增五有超过3.7倍太阳质量和22倍太阳半径。估计年龄2.5亿年，它已经演化成恒星分类G8III的巨星。该星辐射出大约190倍太阳光度。这个恒星的表面温度为4，923K，使他成为一个发出黄色光的G型星。估计它的自转周期大约为200天，自转轴和地球的视线倾斜28度。 在1993年，伦琴卫星观测到牧夫座Beta的一个X射线闪焰，估计释放出。这是第一次在这种低活动恒星观测到的。闪焰或许可以由一个没被发现的红矮星伴星来解释。.
七公二
七公二（武仙座τ）是在武仙座這個星座內的一顆4等星，它的固有名稱是Rukbalgethi Shemali，它的意思是"北部膝蓋"，然而現在很少使用在科學雜誌上。它是顆比太陽亮700倍的藍次巨星。视星等为3.89，位于銀經72.48，銀緯45.04，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
世界杰出女科学家成就奖
欧莱雅-联合国教科文组织女科学家奖（L'Oréal-UNESCO Awards for Women in Science）即世界杰出女科学家成就奖，是一个旨在提高和鼓励女性在科学领域工作和奉献的项目。该奖项由法国化妆品公司萊雅和联合国教科文组织共同建立，奖金是$100,000。参与评选的科学家主要是生命科学和材料科学领域。参与地区则是非洲和中东、亚洲以及太平洋地区、欧洲、拉丁美洲和加勒比海地区、北美洲。 华人女性科学家一共7人得奖：中国科学院物理所研究员李方华（2003年）、香港科技大学教授叶玉如（2004年）、香港大学教授任咏华（2011年）、中科院院士、中国科学技术大学教授谢毅（2015年）、中国农业科学院研究员陈化兰（2016年）、斯坦福大学教授鲍哲南（2017年）、中国科学院院士张弥曼（2018年）。.
新！!: 恒星和世界杰出女科学家成就奖 · 查看更多 »
万有理论
萬有理論（Theory of Everything或ToE）指的是假定存在的一種具有總括性、一致性的物理理論框架，能夠解釋宇宙的所有物理奧秘。經過幾個世紀奮勉不懈的努力，發展出兩種理論框架：廣義相對論與量子場論。它們的總合，可以說是最接近想像中的萬有理論。廣義相對論專注於研究引力來明白宇宙的大尺度與高質量現象，例如恆星、星系、星系團等等。量子場論專注於研究非引力來明白宇宙的小尺度與低質量現象，例如，亞原子粒子、原子、分子等等。量子場論成功地給出標準模型，並且能夠按照大統一理論將弱力、強力與電磁力這三種非引力統合在一起。 經過多年的研究，這兩種理論分別在適用範圍內做出的預測幾乎都已被實驗肯定。根据物理学家的研究结果，廣義相對論與量子場論互不相容，即對於某些狀況，两者不可能同时是正確的。由於這兩種理論的適用範圍不同，對於大多數狀況，只需用到其中一種理論。這兩種理論的不相容之處在非常小尺度與高質量範圍才成为显著的问题，例如，在黑洞內部、在宇宙大爆炸之后的极短时间。為了解釋這衝突，透露更深層實在、將引力與其它三種作用力統合在一起的理論框架必需被找出，和諧地将廣義相對論與量子場論整合在一起，原則而言，成為能夠描述所有物理現象的單一理論。近期，在追逐這艱難目標的過程中，量子引力已成為積極研究領域。 万有理论用来指那些试图统合自然界四种基本相互作用：引力相互作用、强相互作用、弱相互作用和电磁相互作用成為一体的理论，是在电磁作用和弱相互作用連成一体的电弱作用理论之後，再加入強相互作用連成一体的大統一理論基础之後，又加上引力作用連成一体的理論。目前被认为最有可能成功的萬有理论是弦理论和圈量子引力論。.
三合星
三合星是指三顆恆星組成的聚星系統，這三顆恆星以引力互相維繫，很多時光度相差很大。 現時物理學上還未有準確方法去計算三合星體系的引力關係。.
三体用语列表
三体用语，为中国作家刘慈欣的科幻小说作品《三体》及其续作《三体II：黑暗森林》和《三体III：死神永生》的用语介绍。.
三角座恒星列表
以下是星座三角座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和三角座恒星列表 · 查看更多 »
三星 (天文)
三星在中國古代天文學上是指視覺上三顆明亮而接近的三顆恆星，如參宿三星（在獵戶座，參宿一、二、三）、心宿三星（在天蝎座，心宿一、二、三）等，但實際上多為沒有實際聯繫的三顆不同系統恆星。 據朱文鑫《天文考古錄》研究：《詩經·唐風·綢繆》首章「綢繆束薪，三星在天」指的就是參宿三星。.
新！!: 恒星和三星 (天文) · 查看更多 »
一行
一行禪師（），俗名张遂，法號敬賢，號大慧禪師，魏州昌乐（今河南省濮阳市南乐县）人，唐代僧人，也稱為沙門一行、一行阿闍梨，唐人還呼爲「一公」。他是唐代著名的天文学家也是風水學家，真言宗將其列為傳持八祖之一。 一行精通梵文，熟悉印度的宗教文献，同时了解印度在数学与天文学方面的成就，一行的研究充分利用了当时印度的三角学知识。.
干涉 (物理学)
干涉（interference）在物理学中，指的是兩列或两列以上的波在空间中重疊時发生叠加，从而形成新波形的現象。 例如采用分束器将一束单色光束分成两束后，再让它们在空间中的某个区域内重叠，将会发现在重叠区域内的光强并不是均匀分布的：其明暗程度随其在空间中位置的不同而变化，最亮的地方超过了原先两束光的光强之和，而最暗的地方光强有可能为零，这种光强的重新分布被称作“干涉条纹”。在历史上，干涉现象及其相关实验是证明光的波动性的重要依据 ，但光的这种干涉性质直到十九世纪初才逐渐被人们发现，主要原因是相干光源的不易获得。 为了获得可以观测到可见光干涉的相干光源，人们发明制造了各种产生相干光的光学器件以及干涉仪，这些干涉仪在当时都具有非常高的测量精度：阿尔伯特·迈克耳孙就借助迈克耳孙干涉仪完成了著名的迈克耳孙－莫雷实验，得到了以太风观测的零结果。迈克耳孙也利用此干涉仪測得的精確長度，並因此獲得了1907年的諾貝爾物理學獎。而在二十世纪六十年代之后，激光这一高强度相干光源的发明使光学干涉测量技术得到了前所未有的广泛应用，在各种精密测量中都能见到激光干涉仪的身影。现在人们知道，两束电磁波的干涉是彼此振动的电场强度矢量叠加的结果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的几率幅叠加的结果。.
新！!: 恒星和干涉 (物理学) · 查看更多 »
平一
平一 （長蛇座γ） 是位於赤道上的長蛇座內的恆星，它的視星等為3.0等，在沒有亮星的長蛇座內是第二亮星。根據依巴谷任務測量的視差，這顆恆星與地球的距離是大約是。 這顆恆星的光譜與恆星光譜的G8III吻合，在光度分類上是III，顯示它在耗盡核心的氫之後已經演化成為巨星。干涉法測量這顆恆星均勻盤面的角直徑是，據此配合估計的距離，它的半徑大約是太陽半徑的13倍，質量估計是太陽質量的3倍，從它表面外層的有效溫度5,019k推測，輻射的亮度是太陽亮度的115倍。這種溫度使它是發出黃色的K-型主序星。儘管它已經演化至較高的階段，但是它的年齡大約仍比太陽年輕3億7200萬年左右。這是因為大質量的恆星以較高的速率消耗核心燃料的緣故。.
平庸原理
平庸原理（mediocrity principle，又稱平庸的原則）是一種科學哲學觀念，指出人類或者地球在宇宙中不存在任何特殊地位或重要性。这是一种哥白尼的理论。不管是由启发法得出的地球所在的位置，还是根据哲学原理阐述人类的地位，都能得出这种结论，此外还有下列论据：.
平道
平道是中国古代星官之一，属于二十八宿东方七宿的角宿，含有2颗恒星，位于现代星座划分的室女座。 其名稱的含義是指負責將道路整修平整的官員。.
平衡
平衡，是指一種穩定的狀態，當受到多種對立的各方面，若每一部份都互相抵消，使整體無變化則稱為平衡。在經濟學上，若支出和收入相等，則達到一個平衡；在化學上，若一可逆反應的正反應與逆反應相等，則達到一個平衡；在天文學上，一顆主序帶上的恆星，比如太陽，在恆星內部給定的任何一層，都是在熱壓力（向外）和在其外物質的質量產生的壓力（向內）相等，重力就沒有多餘的能量使恆星塌縮，以達到平衡的狀態。在物理學上，若受力或力矩互相抵消，則也能形成平衡。 若為變動的，但直保留在一個平均而整體為有規律的波動變化，則稱為動態平衡，比如說生態平衡。 此外，平衡亦可以分為穩定平衡和不穩定平衡.
平方千米阵
平方千米阵（Square Kilometre Array，缩写为SKA）是计划中的下一代巨型射电望远镜阵，工作在0.10–30GHz的波段，有效接收面积可以达到大约1平方公里，灵敏度将比目前世界上最大的射电望远镜还要高50倍。 平方千米阵将由上千台天线组成，其中有一半天线位于中央直径5公里的区域内，另有四分之一的天线散布在周围150公里的区域内，其余的分布在大约3000公里的范围内，呈螺旋形排列。平方千米阵预计能够探测到宇宙大爆炸之后第一代恒星和星系形成时发出的电磁波、揭示磁场在恒星和星系演化过程中的作用、探测暗能量产生的种种效应，甚至有人希望能够接受到地外智慧生命发出的无线电信号。 平方千米阵计划始于1993年。在国际无线电科联在日本京都举行的大会上，10个国家的天文学家联合提议建造接受面积为1平方公里的巨型射电望远镜阵。初期选址有澳大利亚、南非、中国、阿根廷四个国家参加了角逐。2006年9月，中国和阿根廷的方案分别由于地理条件以及电离层不稳定而遭到否决。澳大利亚和南非因良好的无线电环境成为最后的候选者。澳大利亚的候选台址位于其西部，距离米卡萨拉（Meekatharra）大约100公里，南非候选站址位于北开普省的卡鲁盆地，距离卡那封（Carnarvon）大约95公里，部分天线将位于博茨瓦纳、纳米比亚、莫桑比克、马达加斯加、毛里求斯、肯尼亚、加纳等周边国家。 平方千米阵计划将于2008年左右选定最终建造地点，2010年开始建造，2015年试运行，2020年开始全面运行。整个项目预计将耗资16亿美元Amos, J., 2006年9月28日, BBC新闻.
幸福科學
幸福科學（幸福の科学），是一個有爭議的日本新興宗教，由日本人於1986年創立，曾在香港、烏干達、澳大利亞等地傳教。.
幻能量
幻能量或鬼能量（英文：Phantom energy）是一种假想的暗能量，满足状态方程w.
广义相对论中的开普勒问题
广义相对论中的开普勒问题，是指在广义相对论的框架下求解存在引力相互作用的两体动力学问题。在典型情况下以及本文中，其中一个物体的质量m和另一个物体的质量M相比可忽略，这种近似对应着实际情形中地球绕太阳公转，以及一个光子在一颗恒星的引力场中的运动等问题。在这些情形下，可以认为大质量M的位置在空间中是固定的，并且只有大质量的引力场对周围时空曲率变化有贡献。这时的时空曲率可由爱因斯坦场方程的史瓦西解来描述；而小质量m（以下简称“粒子”）的运动可由史瓦西解的测地线方程来描述。由于假设小质量m是点状的无尺寸粒子，两者之间的潮汐力可忽略。 从测地线方程可以推出广义相对论的关键性实验证据，著名的水星近日点的进动，以及光线在太阳引力场中的偏折。对于前者，广义相对论为观测到的这一现象提供了漂亮的解释，而后者则是广义相对论的--名预言，其正确性被亚瑟·爱丁顿爵士的实验观测所证实。 广义相对论的两体问题中还涉及了引力辐射造成的轨道衰减，这是一个纯粹的相对论效应，没有对应的经典力学版本。这个问题并不包含在史瓦西解中，请参见引力辐射和引力波天文学。.
新！!: 恒星和广义相对论中的开普勒问题 · 查看更多 »
广义相对论的实验验证
1915年廣義相對論最初被發表之時，並沒有得到穩固的實驗證據支持，已知道的是它正確地解釋了水星近日點的反常進動，並且在哲學層面，它令人滿意地結合了艾薩克·牛頓的萬有引力定律和阿爾伯特·愛因斯坦的狹義相對論。1919年，光波在引力場中的軌跡被發現似乎會彎曲，正如廣義相對論所預測；但一直要等到1959年，一系列精確度實驗才開始進行，從而準確地檢驗了許多廣義相對論在弱引力場極限中的預測，並大大降低了理論於現實偏差的可能性。1974年起，拉塞爾·赫爾斯、約瑟夫·泰勒等人研究脈沖雙星的物理行為，其所受到的引力比在太陽系之中要大得多。無論是太陽系中的弱引力場極限，或是脈衝星系統中更強的引力場，廣義相對論的預測已有相當優良的實驗證據。.
新！!: 恒星和广义相对论的实验验证 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和乌鸦座恒星列表 · 查看更多 »
乔万尼·巴蒂斯塔·里乔利
乔万尼·巴蒂斯塔·里乔利（Giovanni Battista Riccioli，1598年4月17日至1671年6月25日）是意大利天文学家和耶稣会天主教神父。除其他方面的事情外，最出名是他的钟摆与落体实验、有关126条地球运动论据的论述以及引入了现行月球的命名方案。.
新！!: 恒星和乔万尼·巴蒂斯塔·里乔利 · 查看更多 »
乔治·邦德
乔治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond，），美国天文学家，他的父亲威廉·邦德也是一位天文学家，父子两人共同做出了许多重要的发现。.
亚瑟·爱丁顿
亚瑟·斯坦利·爱丁顿爵士，OM，FRS（Sir Arthur Stanley Eddington，英語發音，），英国天體物理學家、数学家，是第一个用英语宣讲相对论的科学家，自然界密实（非中空）物体的发光强度极限被命名为“爱丁顿极限”。 在第一次世界大战期间，英国人并不太清楚德国的科学进展，爱丁顿在1919年写了“重力的相对理论报导”，第一次向英语世界介绍了爱因斯坦的广义相对论理论。.
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。.
亚恒星
亚恒星天体，也被称为亚恒星，是一类质量小于恒星的质量下限的天体。恆星質量下限約0.08''M''☉（約80倍木星質量），天体的质量只有达到该质量下限，才能够维持天体内的氢聚变。该类天体包括：棕矮星和行星質量體——尽管这两类天体的形成机制有所不同，其四周是否存在主星的情况也不同。 假设一颗亚恒星天体的物质构成类似于太阳，而其最小质量接近于木星质量（约为太阳质量的千分之一），则其半径则也将接近于木星半径（约为太阳半径的十分之一）。当一个亚恒星天体恰好处于触发氢聚变的临界条件下时，其内核的简并压缩将十分剧烈，密度将达到约1千克/立方厘米；但是随着亚恒星天体质量的减小，其内核密度也将随之减小，当质量仅相当于木星质量时，其内核密度将小于10克/立方厘米。由于天体密度的减小抵消了天体质量的减小，所以亚恒星天体的半径能够大致保持恒定。 一个质量恰好处于触发氢聚变的临界条件下的亚恒星天体的内核也可能能够短暂的发生氢聚变反应——这一反应将会为天体提供少量的能量——但是却不足以克服天体中持续进行的引力坍缩；同样的，虽然一个质量略大于0.013''M''☉的天体能够短暂的触发氘聚变，但是燃料也将在大约100万年至1亿年间耗尽。这些燃料耗尽之后，亚恒星天体所能使用的能量将仅仅来自于引力势能，这将导致天体逐渐冷却和收缩。环绕恒星运行的亚恒星天体由于能够接收到恒星的热量，其冷却收缩的的过程可能较为缓慢，并将逐渐达到一种辐射出的能量相当于从恒星处接收的能量的平衡状态。.
亢池四
牧夫座18是一顆位于牧夫座的恆星，中文名亢池四，約離地球85光年。其視星等為5.40，絕對星等為3.3。 牧夫座18是一顆光譜型為F5IV的白色次巨星，其光度及半徑分別為太陽的4和1.6倍。 牧夫座18被認爲屬於大熊座移動星群的外圍恆星之一。.
座旗七
座旗七是一颗位于北天星座御夫座的恒星。裸眼依稀可见，视星等为+5.20。恒星的年视差为2.38 ± 0.39 mas 。座旗七距离地球大约1370光年（420秒差距），为B型巨星，恒星分类为B8 III。.
座旗三
座旗三是一颗位于北天星座御夫座的恒星。虽然是暗星，可是裸眼依稀可见，视星等为+5.02。恒星的年视差为10.08 ± 0.33 mas 。座旗三距离地球大约324光年（99秒差距），为K型巨星，恒星分类为K5 III。.
亨丽爱塔·斯万·勒维特
亨丽爱塔·斯万·勒维特（Henrietta Swan Leavitt，）是一位美国天文学家，毕业于拉德克利夫学院。1893年起，她在哈佛大学天文台担任計算員，负责监视感光片，计算和记录各种星体的亮度。勒维特最著名的成就是发现了造父变星的周光关系。这一发现在她在世时没有得到认可，但却使之后的天文学家能够计算地球与遥远星系间的距离。勒维特逝世后，天文学家哈勃利用造父变星的周光关系，连同在洛厄尔天文台的天文学家维斯托·斯里弗首先测量的光谱变化，发现银河系并不是宇宙中唯一的星系，并且宇宙一直处在膨胀之中，这就是著名的哈伯定律。.
新！!: 恒星和亨丽爱塔·斯万·勒维特 · 查看更多 »
亨利·德雷伯
亨利·德雷伯（Henry Draper，），美国医生、天文学家，天体摄影的先驱。 亨利·德雷伯的父亲約翰·威廉·杜雷伯是一位医生、化学家、植物学家，是纽约大学的教授，同时也在1839年到1840年冬天第一个用望远镜拍摄月亮的人O'Dell, C. Robert, 2003, Orion Nebula, Harvard University Press. 。1857年，20岁的亨利·德雷伯毕业于纽约大学医学院，成为一名医生，1859年成为纽约大学医学院的院长。1867年德雷伯结婚，妻子是一位富有的社会名流。 亨利·德雷伯是天体摄影的先驱者之一，他年轻时访问了欧洲，回国后在家里建立了美国第一座专门用于天体摄影的天文台，并自制反射望远镜。1863年，他拍摄了很多高质量的月亮照片。1872年8月他拍摄了织女星的光谱，这是人类拍摄的第一张恒星光谱的照片。1874年金星凌日时他组织了一支考察队进行拍摄，获得了美国国会颁发的奖章。1880年9月30日，德雷伯使用克拉克兄弟制造的11英寸折射望远镜曝光了50分钟，拍摄了第一张猎户座大星云的照片。除此之外他还拍摄了木星、火星、金星以及其它很多亮星的光谱。 1882年，德雷伯因肺炎去世，终年45岁。去世后，他的遗孀Anna Mary Palmer设立了亨利·德雷伯獎章，奖励在天文学上做出杰出贡献的人。她还资助了哈佛大学天文台的爱德华·皮克林、安妮·坎农等人编制收录恒星光谱的亨利·德雷伯星表。月球上的德雷伯环形山也以他的姓氏命名。.
亨利·诺利斯·罗素
亨利·诺利斯·罗素（Henry Norris Russell，），美国天文学家。1913年他发表了关于恒星的亮度、颜色和光谱之间的统计关系，这个结果与丹麦天文学家埃希纳·赫茨普龙的研究结果一样，后来把恒星光谱光度图称为赫罗图。 他从35岁开始担任美国普林斯顿大学天文台台长。1934年－1937年担任美国天文学会会长。 美國天文學會的天文終身成就獎以他的名字命名，他本人也是該獎首位得主。小行星1762、火星上的羅素撞擊坑、月球上的羅素環形山以他的名字命名。.
新！!: 恒星和亨利·诺利斯·罗素 · 查看更多 »
庫樓八
库楼八（半人马座τ，τ Cen）是半人马座的一颗恒星，为A型主序矮星，视星等+3.85，距离地球约131.7光年。 Centauri, Tau Category:半人马座 Category:A-型主序星 Category:库楼 (星官).
亮巨星
亮巨星在約克光譜分類中的光度屬於Ⅱ，是介於超巨星和巨星之間的恆星。一般來說，是光度比巨星明亮但又達不到超巨星程度的恆星。 在各種不同的顏色中，知名的亮巨星有：.
人馬座A*
没有描述。
人馬光窗掩凌系外行星搜尋計畫
人馬光窗掩凌系外行星搜尋計畫（Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search, SWEEPS，或依其縮寫稱為掃蕩計畫）是一個2006年的巡天項目。該計畫使用哈伯太空望遠鏡先進巡天照相機的廣域通道觀測18萬顆恆星7日以利用凌日法偵測太陽系外行星 。.
新！!: 恒星和人馬光窗掩凌系外行星搜尋計畫 · 查看更多 »
人馬臂
人馬臂 （也稱為人馬-船底臂，標示為"-I"）是我們自己的星系 － 銀河系的螺旋臂之一。每一條旋臂都是從銀河中心向外輻射，由恆星和擴散的雲氣結合成的長且蜿蜒的星流。這些碩大無比的結構經常擁有十億顆以上的恆星以及幾千個氣雲。由於集中了大量的電離氫區、年輕恆星、以及分子雲，船底-人馬臂可算最顯著的一支旋臂。 銀河系是一個棒旋星系，有好幾條螺旋臂由中心的棒狀結構向外輻射出去。人馬臂最內的末端就連接在中心短棒的一個尾端，形成一個星系中兩條主要的螺旋臂之一，另一條主要的大螺旋臂是天鵝臂。 在人馬臂內，較密集的位置在盾牌-南十字臂和獵戶臂（獵戶臂在銀河塗上被標示了星號，我們的太陽就在此處）之間，它的名稱源自於在地球的夜空中觀察時，他的位置接近人馬座，就在銀河系中心的方向上。 人馬臂被分成兩個部份，由銀河中心向外彎曲的部分是人馬臂（人馬棒），在向外延伸的部份是船底臂。.
人马座
人马座（Sagittarius，天文符号：♐），又稱射手座，是一个南天黄道带星座，面积867.43平方度，占全天面积的2.103%，在全天88个星座中，面积排行第十五。人马座中亮于5.5等的恒星有65颗，最亮星为箕宿三（人马座ε），视星等为1.85。每年7月7日子夜人马座中心经过上中天。.
人马座ρ
人马座ρ这个名字被位于人马座两颗相隔0.46°的恒星分享——人马座ρ¹和人马座ρ²。由于人马座ρ¹和人马座ρ²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可能遮掩它，但这现象非常罕见。下一次被行星遮掩将发生在2046年2月23日，人马座ρ¹被金星遮掩。.
人马座ξ
人马座ξ这个名字被位于人马座两颗相隔0.46°的恒星分享——人马座ξ¹和人马座ξ²。由于人马座ξ¹和人马座ξ²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可能遮掩它，但这现象非常罕见。上次被行星遮掩是在1810年12月22日，人马座ξ²被金星遮掩。.
人马座恒星列表
以下是星座人马座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和人马座恒星列表 · 查看更多 »
人择原理
人择原理(anthropic principle)是一种认为物质宇宙必须与观测到它的存在 意识的智慧 生命相匹配的哲学理论。有些支持者提出人择原理解释了宇宙的年龄和为什么物理常数能够保证有意识生命的存活。所以他们也认为这个宇宙能给予智能生命（可观测者）存活的那么高的标准是一件正常的事情。 约翰·D·巴罗和法蘭克·迪普勒给出的强人择原理（SAP）指出宇宙存在的某些机能的协调性最终会导致智慧生命的涌现。而有些以为首、对SAP持有批评态度的人给出了弱人择原理（WAP）, 指出表面上的往往是所带来的（尤其是倖存者偏差）比如，只有那些最终有能力给出生命生存条件的宇宙中能有生命，观察并给出调和性的解释。多数情况，这个对多重宇宙論的争论，应该在统计出宇宙总体的数量以及从这些中找出有选择偏好（我们作为观察者所在的宇宙协调性）后才能给出结论。.
二十世紀科學演變年表
二十世紀的科學演變年表按年份列出20世紀人類的科學成就。.
新！!: 恒星和二十世紀科學演變年表 · 查看更多 »
二體問題
在經典力學裏，二體問題（two-body problem）研究兩個粒子因彼此互相作用而產生的運動。這是個很重要的天文問題，常見的應用有衛星繞著行星公轉、行星繞著恆星公轉、雙星系統、雙行星、一個經典電子繞著原子核運動等等。 二體問題可以表述為兩個獨立的單體問題，其中一個是平凡的單體問題，另外一個單體問題研究一個粒子因外力作用而呈現的運動。由於很多單體問題有精確解（exact solution），即不需借助近似方法就可得到問題的解答；其對應的二體問題連帶地也可解析。顯然不同地，除了特別案例以外，三體問題（或者更複雜的多體問題）並沒有精確解。.
库楼
400px 库楼是中国古代星官之一，属于二十八宿的角宿，意为“武器库”。《晋书·天文志》载：星官位于现代西方星座的半人马座，含有10颗恒星。清钦天监编《仪象考成》新增1星（后发现其实并非恒星，而是一球状星团）。.
五車一
五車一 (御夫座Iota/ι Aur / ι Aurigae) 是在御夫座內的一顆恆星，它的固有名是Al Kab，是由Kabdhilinan縮短而得，源自阿拉伯文的 الكعب ذي العنان al-kacb ðīl-cinān "握著韁繩的人(馬車的駕駛人，charioteer)"。Geoffrey Chaucer 在他於1391年出版的星盤'Treatise on the Astrolabe中，將這顆恆星標示為Alkab,。在Antonín Bečvář的星圖中，它的傳統名稱是Hassaleh。 五車一是一顆橘色的K-型亮巨星，視星等是+2.69，與地球的距離大約512光年，光度因為星際塵埃的影響而降低了0.6等。 中國的名稱五車一，則是五輛戰車中的第一輛。.
五车增十七
五车增十七，即御夫座ο（ο Aur, ο Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约482光年。 五车增十七是一颗黄色A-型主序星，视星等为+5.46。.
五车增十五
五车增十五，即御夫座36（36 Aur, 36 Aurigae）或御夫座V444（V444 Aurigae），是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约1000光年。 五车增十五是一颗B-型主序星，视星等为5.71。.
五车增十八
五车增十八，即御夫座12（12 Aur, 12 Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星。 五车增十八是一颗B-型主序星，视星等为6.9。.
五车增十六
五车增十六，即御夫座π（π Aur, π Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约840光年。 五车增十六是一颗红色M-型亮巨星，平均视星等为+4.30。它是一颗不规则变星，视星等在+4.24至+4.34之间变化。.
五车增六
五车增六，即御夫座ω（ω Aur, ω Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约159光年。 五车增六是一颗A-型主序星，视星等为+4.93。.
五车增四
五车增四，即御夫座6（6 Aur, 6 Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球超过1100光年。 五车增四是一颗K-型巨星，视星等为6.46。.
井宿增一
没有描述。
井宿三
井宿三（雙子座γ）是雙子座第三亮的恆星，英文的固有名稱是Alhena和Almeisan。它的視星等為1.9等，即使在城市區域也很容易就能以裸眼看見。依據依巴谷衛星測量的視差，它與地球的距離大約是。.
井宿五
井宿五，即双子座ε（ε Gem, ε Geminoru）是一颗位于双子座的恒星，距离地球约840光年。.
井宿四
井宿四，又名「雙子座ξ星」，是一顆位於雙子座的恆星。它是雙子座所代表雙胞胎四隻腳中的一隻。井宿四原名Alzirr，意為花蕾。它的光譜分類屬於F6，視星等達到3.35，可以在夜晚通過裸眼觀測到。通過恆星視差測距，井宿四距離地球大約有58.7光年（18.0秒差距）。 根據J2000.0紀元的座標，井宿四位於.
事件視界望遠鏡
事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope, EHT）是一個以觀測星系中央超大質量黑洞為主要目標的計畫。該計劃以甚長基線干涉技術（VLBI）結合世界各地的電波望遠鏡，使許多相隔數十萬公里的獨立天線能互相協調、同時觀測同一目標並記錄下數據，形成一口徑等效於地球直徑的虛擬望遠鏡，將望遠鏡的角解析力提升至足以觀測事件視界尺度結構的程度。EHT期望藉此檢驗愛因斯坦廣義相對論在黑洞附近的強重力場下是否會產生偏差、研究黑洞的吸積盤及噴流、探討事件視界存在與否，並發展基本黑洞物理學。 EHT的觀測目標主要為位於南半天球、銀河系中央的超大質量黑洞人馬座A*以及位於北天球的橢圓星系M87星系中央的超大質量黑洞。其中人馬座A*在地球天空中佔的盤面較大，而Ｍ87的黑洞則以擁有一道長達5,000光年的噴流為著名特色。為了看透銀河盤面及圍繞在黑洞周圍的物質，EHT將觀測波長設定於1.33毫米，並預計於未來提升至能更精細觀測的0.87毫米。由於連線觀測產生的數據量將大到無法使用網際網路傳輸，各觀測台會於觀測後將儲滿數據的硬碟郵寄至美國馬薩諸塞州的海斯塔克天文台，交由超級電腦運算，並合成單一影像。根據電腦模擬，環繞黑洞的物質發出的光將被黑洞自身質量產生的重力透鏡效應彎曲，在黑洞周圍形成一光環，而光環中央襯托出的圓形剪影便是黑洞的輪廓，也就是事件視界。 2012年，天文學家於美國亞利桑那州首次正式舉辦EHT會議，確立計畫的科學目標、技術計畫和組織架構等。觀測則始於更早的2006年，當時已有三座望遠鏡使用VLBI技術進行連線觀測。多年下來，EHT逐漸從一個鬆散、資金不足的團隊，成長為30多所來自12個國家的大學、天文觀測站等研究單位與政府機構參與的國際合作組織。EHT於2017年4月首次進行為期十天的全球連線觀測，觀測目標為人馬座A*。此次觀測也第一次納入位於智利的阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）、南極點的南極望遠鏡等成員。其中ALMA為一關鍵成員，它的加入將EHT的靈敏度提高了十倍。天文學家希望於此次觀測中攝得第一張黑洞剪影的影像。觀測結果預計於2017年底至2018年公布。.
新！!: 恒星和事件視界望遠鏡 · 查看更多 »
从官 (房宿)
从官是中国古代星官名，属于二十八宿东方七宿的房宿，位于现代星座划分的豺狼座，含有2颗恒星。清代编成的《仪象考成》星表，房宿从官增加1星。.
新！!: 恒星和从官 (房宿) · 查看更多 »
廁一
廁一（α Lep / 天兔座α）是天兔座最亮的恆星。在中國星官中屬参宿。英文名Arneb，源于阿拉伯语أرنب ’arnab，意为“野兔”。 該恆星正步向死亡，可能已經過了超巨星的演變，或是正在演變為超巨星。由於它的質量少於10個太陽，因此將會演化為熾熱的白矮星。但如果它的質量比預計的大，它則有機會以超新星方式爆炸來結束生命。新的测定结果该星距离远至2250光年，所以各项数据均比原来高的多。.
廣義相對論
广义相对论是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言非常不同，尤其是有关时间流易、空间几何、自由落体的运动以及光的传播等问题，例如引力场内的时间膨胀、光的引力红移和引力时间延迟效应。广义相对论的预言至今为止已经通过了所有观测和实验的验证——广义相对论虽然并非当今描述引力的唯一理论，但却是能够与实验数据相符合的最简洁的理论。不过仍然有一些问题至今未能解决。最为基础的即是广义相对论和量子物理的定律应如何统一以形成完备并且自洽的量子引力理论。 爱因斯坦的广义相对论理论在天体物理学中有着非常重要的应用。比如它预言了某些大质量恒星终结后，会形成时空极度扭曲以至于所有物质（包括光）都无法逸出的区域，黑洞。有证据表明恒星质量黑洞以及超大质量黑洞是某些天体例如活动星系核和微类星体发射高强度辐射的直接成因。光线在引力场中的偏折会形成引力透镜现象，这使得人们可能观察到处于遥远位置的同一个天体形成的多个像。广义相对论还预言了引力波的存在。引力波已经由激光干涉引力波天文台在2015年9月直接观测到。此外，广义相对论还是现代宇宙学中的的理论基础。.
廣義相對論入門
广义相对论是一种关于引力的理论，它在1907年到1915年由爱因斯坦完成。根据广义相对论，物质之间的引力来自于时空的弯曲。 在广义相对论出现之前的200多年间，牛顿万有引力定律被广泛接受，它成功地解释了物质之间的引力作用。在牛顿的定律中，引力来自大质量物质之间的相互吸引。虽然牛顿也不知道这种力的本质，但它在描述运动时却非常成功。 但是，实验和观测都显示，爱因斯坦对引力的描述能够解释多个由牛顿定律无法解释的现象，比如水星和其他行星轨道的反常的进动。广义相对论还预言了一些关于引力的显著效应，比如引力波和引力透镜，还有引力场引发的时间膨胀。2016年2月11日，LIGO團隊於華盛頓舉行的一場記者會上共同宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞融合。 广义相对论已经成为现代天体物理学的重要工具。它提供了现在理解黑洞（一个引力强大到使光都无法逃逸的空间区域）的基础。其强大的引力也使一些天体（比如活动星系核和X射线双星）发射出强烈的辐射。广义相对论也是宇宙学的标準大爆炸模型的理论框架中的一部分。 然而，到现在仍然有大量的问题没有解决，其中最根本的是广义相对论如何和量子力学结合而产生一个完整一致的量子引力理论。.
新！!: 恒星和廣義相對論入門 · 查看更多 »
代達羅斯計劃
代達羅斯計劃（Project Daedalus）是在1973至1978年之間倡導的研究計畫，考慮使用無人太空船對另一個恆星系統進行快速的探測。理論建議使用核聚变火箭並且只要50年，在一個人的有生之年內，就可以抵達另一顆恆星。巴納德星被選擇為其中一個主要的目標。 计划的名称来自于希腊神话中修建米诺斯迷宫的工匠，代达罗斯。.
建 (星官)
建星官图 建是中国古代星官之一，属于二十八宿的斗宿，指日月五星所经的关城，或旗。星官位于现代西方星座的人马座，含有6颗恒星。清钦天监编《仪象考成》新增10星。.
仿星器
仿星器（Stellarator）因模擬恆星內部持續不斷的核聚變反應而得名，是以磁場約束核聚變等離子體，穩定運行提供動力的實驗裝置。它是最早期的受控核聚变装置中，最初美國物理學家萊曼·史匹哲在1950年發明，並且在第二年建造在后来的普林斯頓等離子體物理實驗室。这个名字指的是利用恒星对象太阳动力源的可能性。 此種裝置在二十世紀五六十年代的可控核聚變研究當中十分普遍，但是由於七十年代托卡馬克有重大進展，仿星器研究曾一度擱置。近年來由於托卡馬克研究中的一些問題，仿星器的研究逐漸再受重視，且已經建成一些新設備。一些重要的現代仿星器實驗包括德國的文德尔施泰因7-X（W7X），美國的 （HSX），和日本的（LHD），大多已經通過真空性能測試、磁測試等等的階段。.
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。.
新！!: 恒星和仙后座恒星列表 · 查看更多 »
仙女座VII
仙后座矮星系（也稱為仙女座 Ⅶ）位於仙后座，是一個距離258萬光年的矮橢球星系。仙后座矮星系是本星系群的成員，也是M31的衛星星系。 仙后座矮星系是在1998年與飛馬座矮橢球星系同時被前蘇聯和烏克蘭的一組天文學家發現的。仙后座矮星系與飛馬座矮橢球星系是已知的衛星星系中距離仙女座大星系最遠的，但仍然在其重力能掌握的區域內。這兩個星系內都沒有顯示出年輕的、大質量恆星形成的跡象；取代的是，似乎都以老年的，年齡達到100億歲的恆星為主。.
仙女座VIII
仙女座VIII是在2003年8月發現的星系，它是仙女座星系（M31）的衛星星系，因為很自然的散開在很長的距離上而逃過了一般的偵測。最後是測量在M31前方恆星的紅移，證實與M31有不同的速度，而確認屬於不同的星系。.
新！!: 恒星和仙女座VIII · 查看更多 »
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☉.
仙女座星系-银河系的碰撞
仙女座星系-银河系碰撞是预计四十亿年后，在本星系群中两个最大的成员星系──银河系和仙女座星系之间发生的星系碰撞Hazel Muir, " 。在星系碰撞的有关模拟研究中仙女座星系-银河系碰撞常常被用来当作此类现象的范例。事实上，在这种星系碰撞中星系中所包含的恒星等天体并不会真的发生物理上的碰撞接触，因为星系本身是非常弥散的——作为距离太阳最近的恒星，比邻星与地球间的距离也有太阳直径的三千万倍之遥。（如果太阳按比例缩小为一枚25美分硬币大小，那么比邻星则在700千米之外。）如果这个理论正确，那么在大约三十亿年后仙女座星系内的恒星与气体将能够在地球上用肉眼看到。 如果仙女座星系与银河系发生了碰撞，两个星系将在大约七十亿年后最终合并为一个更大的椭圆星系。对于这一合并后星系的命名有多种提议，其中最广为接受的是「Milkomeda」，亦即「银河系」（Milky Way）和「仙女座星系」（Andromeda）的英文合稱。 要指出的是，现在还无法确定这场碰撞是否一定发生。仙女座星系相对于银河系的径向速度可以通过对星系中恒星光谱的多普勒效应的观测来测量，但其横向速度 （即自行运动的速度）无法直接测量。这样，虽然我们已知仙女座星系正以每秒120千米的速度向银河系接近，但依然无法得知屆时它會和银河系碰撞，还是错过。目前对仙女座星系横向速度的最佳估计是小于每秒100千米，这暗示着星系的暗物质晕将会发生碰撞，而星系盘则可能不会。欧洲空间局计划在2011年将发射一艘新的航天器盖亚，试图通过测量仙女座星系中恒星的位置来精确测定仙女座星系的横向速度。 空间望远镜研究所的弗兰克·萨默斯（Frank Summers）根据凯斯西储大学的克里斯·米霍斯（Chris Mihos）教授和哈佛大学的拉尔斯·赫恩奎斯特（Lars Hernquist）教授的研究制作了描述这一预期事件的计算机图像。 這種星系碰撞在宇宙是相當普遍的。例如一般认为仙女座星系在过去就曾经和其他星系至少发生过一次碰撞。理论上我们的太阳系在这场碰撞过程中也有一定的可能从合并形成的新星系中释放出来，而在星系碰撞的初期甚至有可能成为仙女座星系的一部分。由于恒星间的距离非常遥远，这种事件对太阳系本身不会有什么负面影响（特别是在五六十亿年后太阳将进入红巨星阶段后），对太阳及其行星本身的任何形式的扰动更是非常微小的。.
新！!: 恒星和仙女座星系-银河系的碰撞 · 查看更多 »
仙女座星系的衛星星系
仙女座星系的衛星星系已經被發現了14個。其中最大與最亮的M32是橢圓星系，和第二亮、也是最靠近的是M110（橢圓星系），使用業餘的小望遠鏡就能看見。其他的衛星星系都不容易看見，而且它們都是最近這幾年才首度被發現的。 在2006年的1月11日，天文學家宣布在仙女座星系的一個昏暗的衛星星系，橫亙在仙女座星系中心微弱的盤面之中。在現在的星系形成理論模型中，這是意想不到的發現。這些衛星星系的平面指向另一個鄰近的星系集團－M81星系團，或許可以追蹤到暗物質的大尺度分佈。.
新！!: 恒星和仙女座星系的衛星星系 · 查看更多 »
仙王座 VW
仙王座VW （VW Cep）是一顆距離太陽90.6光年的 密接聯星，它的兩顆成員共享共有包層。因為這兩顆恆星與大熊座W星一樣共用它們的外層，所以被歸類為大熊座W型變星。這兩顆星有著相同的恆星類型，都屬於矮星的G型主序星。兩顆恆星圍繞共同質心的互繞週期為0.2783日（約6.7小時），軌道週期的變化顯示有一顆或更多的天體，可能是低質量的恆星。.
仙王座β型變星
仙王座β型變星，也稱為大犬座β型變星。這種變星的變光快速但幅度很小，亮度變化被認為是由於鐵在內部20萬K下的異常性質，造成表面的脈動。這些變星通常是光譜為B型的藍白色高溫恆星。不要與造父變星混淆，後者以造父一（仙王座δ）為原型命名，是亮超巨星。.
新！!: 恒星和仙王座β型變星 · 查看更多 »
仙王座恒星列表
以下是星座仙王座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和仙王座恒星列表 · 查看更多 »
伊本·弗纳斯环形山
伊本·弗纳斯环形山（Ibn Firnas）是月球背面赤道区一座古老的大撞击坑，约形成于45.5-39.2亿年前的前酒海纪Lunar Impact Crater Database，其名称取自九世纪安达卢西亚博学者、诗人，曾发明模拟恒星与行星运行链环的阿拔斯·伊本·弗纳斯（阿拉伯语：ابن فرناس，公元810年-887年），1976年被国际天文学联合会批准接受。.
新！!: 恒星和伊本·弗纳斯环形山 · 查看更多 »
伊本·西那
阿布·阿里·侯赛因·本·阿卜杜拉·本·哈桑·本·阿里·本·西那（阿拉伯文：，波斯文：ابوعلی حسین بن عبدالله بن حسن بن علي بن سینا；），一般简称伊本·西那（阿拉伯文、波斯文：），欧洲人尊其为阿维森纳（阿维真纳）（希腊文：Aβιτζιανός，拉丁文：Avicenna），塔吉克人，生于布哈拉附近。中世纪波斯哲学家、医学家、自然科学家、文学家。 伊本·西那青年时曾任宫廷御医；二十岁时，因王朝覆灭而迁居花剌子模；十一年后，因政治原因逃至伊朗。他博学多才，有多方面的成就。医学上，丰富了内科知识，重视解剖，所著《》是十七世纪以前亚洲、欧洲广大地区的主要医学教科书和参考书。哲学上，他是阿拉伯/波斯亚里士多德学派的主要代表之一。持二元论，并创造了自己的学说。肯定物质世界是永恒的、不可创造的，同时又承认真主是永恒的。主张灵魂不灭，也不轮回，反对死者复活之说。主要著作还有《》、《知识论》等。.
伐三
伐三（ι Ori/獵戶座ι），是一个在赤道星座猎户座的恒星。视星等2.77，是猎户座的第八亮星。 伐三猎户之剑星群中最亮的恒星。西洋传统名有Hatsya和阿拉伯语的Na’ir al Saif，意为“剑的亮者”。根据视差测量，它距离地球大约1300光年。 猎户座ι是个四星系统，由一对大质量的光谱联星主导，轨道偏心率0.764，周期29天。猎户座ιA的两个成员分别是恒星分类O9III的蓝巨星和大约暗2等的B0III恒星。两星恒星风的相撞使这个系统成为强X射线源。奇怪的是，这个联星的2个成员似乎年龄不同，次星大约是主星年龄的2倍。根据它们轨道的高偏心率，表示这个联星系统可能是经由捕获的，而不是一起形成然后产生质量转移。这种捕获可能会在两对联星近距离接触时发生。 伐三有一个B8巨星的伴星，相距11"（大约5000天文单位），是一颗变星，可能是初期恒星体。还有一个更暗的A0恒星，相距49"，称为猎户座ιC。 疏散星团NGC 1980包含伐三在内的一些亮星。在暗至14等星的调查中只有18颗恒星被认为是成员，大部分都在9等附近，还有5等星的HR 1886和HR1887。.
传质
传质（Mass transfer）是体系中由于物质浓度不均匀而发生的质量转移过程。 体系中由于熵自动向最大值移动，即趋向均匀，如果各部分温度不均匀，会趋向一个平均温度，如果浓度不均匀，也会趋向一个平均浓度，但浓度的传递必须发生在流体中间，可以是两种流体之间，也可以是一种流体和固体之间传质（如萃取），。 在化学工业中，一般应用的是气-液系统；液-液系统和固-液系统之间的传质过程。.
弧矢七
弧矢七（ε CMa/大犬座ε星）是大犬座第2亮的恆星，也是夜空中最明亮的恆星之一。弧矢七的英文名稱為Adhara，是從阿拉伯文當中的عذارى aðāra轉變而來的。.
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。.
弗里曼·戴森
弗里曼·约翰·戴森（Freeman John Dyson，），美籍英裔數學物理學家，普林斯頓高等研究院教授。.
引力坍缩
引力坍缩（英文：Gravitational collapse）是天体物理学上恒星或星际物质在自身物质的引力作用下向内塌陷的过程，产生这种情况的原因是恒星本身不能提供足够的作用力以平衡自身的引力，从而无法继续维持原有的流体静力学平衡，引力使恒星物质彼此拉近而产生坍缩。在天文学中，恒星形成或衰亡的过程都会经历相应的引力坍缩。特别地，引力坍缩被认为是Ib和Ic型超新星以及II型超新星形成的机制，大质量恒星坍缩成恆星黑洞时的引力坍缩也有可能是伽玛射线暴的形成机制之一。至今人们对引力坍缩在理论基础上还不十分了解，很多细节仍然没有得到理论上的完善阐释。由于在引力坍缩中很有可能伴随着引力波的释放，通过对引力坍缩进行计算机数值模拟以预测其释放的引力波波形是当前引力波天文学界研究的课题之一。.
引力奇点
引力奇異点（Gravitational singularity），也称时空奇異点（spacetime singularity）或奇點，是一个體積无限小、密度无限大、引力无限大、時空曲率無限大的點，在这个点，目前所知的物理定律無法适用。例如大爆炸之前的。 当前的理论推测，当一个物体落入黑洞裡并趋近位于中心的奇点时，这物体会因不同部位受到增强的吸引力而被拉长，為潮汐力，或称麵條化，最终完全失去维度并无可挽回地消失于奇点。 外界观测者在安全的距离外，对这事件的观测则会完全不同。根据相对论，外界观测者会看到物体随着趋近于黑洞而变得越来越慢，最终在事件视界完全停止，而从来没有真正落入黑洞。 奇点的存在常被用来作为广义相对论失效的证明，这是意料之内的，因奇点存在于量子效应显著的状况中。可以想像，将来某种与量子引力的联合理论（如目前研究的超弦理论）能够无需奇点来解释黑洞，但这种理论还需要很多年。 根据宇宙审查假说，黑洞的奇点保持隐藏在事件视界后面，事件视界内的光线无法逃逸，因此无法直接对其观测。假想所允许的唯一的例外（称为裸奇点）是大爆炸理论一开始的大爆炸。根據廣義相對論，在大爆炸發生以前，宇宙的初始狀態為一奇點。根據大爆炸理論，廣義相對論及量子力學會在奇異點處失效；但量子力學實際上並不容許粒子佔據比自己波長小的空間。 两种最重要的时空奇点的类型分别是曲率奇異点和锥形奇異点。廣義相對論預言奇點存在於黑洞之內：任何恆星因引力塌縮至小於其史瓦西半徑後會形成黑洞，產生一個被事件視界包圍的奇異點（同樣，黑洞形成的理論並沒有考慮量子力學）。這種奇點被稱為曲率奇異點。 有數學推導指出，物質會被奇異點破壞，消失於三維空間，以二維的形式存於黑洞表面，而其二維數據理論上可以重現於三維空間。這使科學家推測世界實際為二維數據，而三維空可能只是被二維數據所投映。 按奇点的本性，我们有可能永远无法完全描述或了解黑洞中心的奇点。虽然观测者可以向黑洞中心发送信号，但是黑洞内部仍然難以獲取資訊，至今只能單靠理論推測，無法取得實驗數據證明奇點確實存在。.
开封市
開封（英文：Kaifeng）古稱老丘、啟封、大梁、浚儀、汴京、汴梁等，簡稱汴，河南省地級市，地處河南省中東部，西與省會鄭州市毗鄰，東與商丘市相連，南接許昌市和周口市，北隔黃河與新鄉市相望。截至2016年，開封市總面積6266平方公里，下轄5個市轄區、4個縣，常住454.67萬人。 開封迄今已有4100餘年的建城史和建都史，先後有夏朝，戰國時的魏國，五代時期的後梁、後晉、後漢、後周及北宋相繼在此定都，北宋稱此為東京开封府。開封是世界上唯一一座城市中軸線從未變動的都城，城摞城遺址在世界考古史和都城史上少有。北宋首都東京開封府更是當時繼唐朝首都長安後的世界第一大城市。有著“琪樹明霞五鳳樓，夷門自古帝王州”、“汴京富麗天下無”的美譽。開封是清明上河圖的創作地，有“東京夢華”之美譽。 開封是戲曲之鄉，中國第一大地方劇種豫劇發源於此。開封市內五湖四河環繞分佈，素有“北方水城”之稱。開封是中國優秀旅遊城市、中國菊花名城、中國書法名城，擁有國家5A、4A級旅遊景區8家，全國重點文物保護單位19處。中國開封清明文化節 、中國開封菊花文化節吸引著眾多海內外遊客。 開封是河南省新興副中心城市、中原城市群核心發展區城市，鄭州大都市區核心城市。開封自貿區也是中國（河南）自由貿易試驗區三大片區之一。.
佛蘭斯蒂德命名法
恆星的佛蘭斯蒂德命名法（Flamsteed designations）與拜耳命名法類似，除了以數字取代希臘字母外，每顆恆星還是以數字和拉丁文所有格的星座名稱結合在一起。（參見星座列表列出的星座名稱和所有格的形式） 在每一個星座中，數字起初是隨著赤經的增加而增加，但是因為歲差影響，現在有些地方已經不合規定了。這種命名法最早出現在約翰·佛蘭斯蒂德的《不列颠星表》（Historia coelestis Britannica），是哈雷與牛頓未經約翰·佛蘭斯蒂德同意就在1712年出版的。在約翰·佛蘭斯蒂德過世後，1725年的最後一版，包含了約3,000顆恆星，比過去的星表都要巨大，準確度也更高，但卻略去了佛氏的編號。 這種命名法在18世紀獲得普遍的認同，沒有拜耳名稱的恆星幾乎都會以這種數字來標記，但有拜耳名稱的恆星全部依然繼續沿用舊名，而佛氏編號就幾乎完全被捨棄不用。有些著名的恆星都是使用佛氏編號標示的，例如，飛馬座51（參見太陽系外行星）、天鵝座61（參見視差），都是採用佛氏編號命名的。 當現代的星座界限在草擬時，有些已經有佛氏編號的恆星被分割到沒有被編號過的星座內，或是因為已經有了拜耳的名稱，而省略了編號。但需要特別注意的是佛氏編號只涵蓋到在大不列顛可以看見的星星，因此偏向南天的星座都沒有佛氏編號。（南天的球狀星團杜鵑座47的编号来自约翰·波得；鄰近的波江座82不是佛蘭斯蒂德命名法而是古德命名法的编号。） 在佛蘭斯蒂德的目錄上有些錯誤的記載，例如，佛蘭斯蒂德在1690年記錄了天王星，但他沒有認出那是顆行星，而將他登錄為金牛座34。.
新！!: 恒星和佛蘭斯蒂德命名法 · 查看更多 »
徐家汇观象台
徐家汇观象台，又名徐家汇天文台，简称徐台，是位于上海市徐汇区蒲西路166号的一座气象台。观象台成立于1872年，为上海乃至中国最古老的气象观测站，号称“远东气象第一台”。该台是上海中心气象台和上海天文台的前身，也是一座兼具天文、地磁等观测功能的综合观测站，在中国气象史上有着举足轻重的地位。目前，徐家汇观象台被列为上海市文物保护单位，也因其连续不间断的观察而被授予“世纪气候站”的称号。.
依巴谷卫星
依巴谷卫星（High Precision Parallax Collecting Satellite，缩写为Hipparcos），全称为“依巴谷高精視差測量衛星”，是歐洲太空總署发射的一颗天体测量卫星，用以測量恆星視差和自行，以古希臘天文學家喜帕恰斯的名字命名。 依巴谷卫星於1989年8月8日由亞利安4號火箭運載升空。它本應於地球同步軌道上運作，但因助推火箭失效，衛星只到達近地點507千米、遠地點35,888千米的狹長橢圓軌道。儘管如此，它仍能完成85%的原任務目標。與該衛星的通訊於1993年8月15日中止。 整個計劃分「依巴谷實驗」和「第谷實驗」兩部分。前者目標是測量120,000顆恆星的五個天文測量參數，精度達2至4毫角秒；後者目標是測量另外400,000顆恆星的天文測量參數及B-V色指數，但位置精度稍遜（20─30毫角秒）。 1996年8月，依巴谷星表和第谷星表正式完成，並於1997年6月由歐洲太空總署出版。這兩個星表的資料用來編製千禧年星圖，包含全天百萬餘顆暗至11等的恆星，以及一萬餘個非恆星天體。 曾有人指出依巴谷卫星的測量數據中，至少在某些天區有大約1毫角秒的系統誤差。利用依巴谷卫星數據所推算的昴星團距離，比採用其他量天方法得出的距離要短10%。直至2004年，這爭論還未有結果。.
御夫座
御夫座在猎户座和金牛座的北面天区，由一个特别醒目的五边形组成。有一半沉浸在美丽的银河之中。.
微中子天文学
中微子天文学以测量中微子的流量为主要手段，研究天体物理过程。恒星内部的核反应、超新星爆发等过程都会发出大量的中微子。中微子是一种轻子，不参与强相互作用和电磁相互作用，与普通物质的反应截面很小，平均自由程很长，给探测带来了很大的困难。太阳中微子是在太阳内部核反应过程中产生的，在地球附近具有很高的流量。因为中微子与物质的弱相互作用，中微子提供了一个独特的机会去观察那些光学望远镜无法接触的过程。 中微子天文学领域仍然处于非常初期的阶段 - 唯一证实地球之外来源至今为止仅有太阳和超新星SN 1987A。.
德雷克公式
德雷克公式（Drake equation）又稱薩根公式（Sagan equation）或格林班克公式（Green Bank equation），是由天文學家法蘭克·德雷克（Frank Drake）於1960年代提出的一条用來推測「可能與我們接觸的銀河系內外星球高智文明的數量」之公式。.
徑向速度
视向速度是物體朝向視線方向的速度。一個物體的光線在徑向速度上會受多普勒效应的支配，退行的物體光波長將增加（紅移），而接近的物體光波長將減少（藍移）。 恆星的徑向速度，能夠經由高解析的光譜精確的測量，並且和在實驗室內測出的已知譜線波長做比較。在習慣上，正的徑向速度表示物體在退行，如果是負值，物體則是在接近。 在許多聯星中，軌道運動通常都會造成每秒數公里的徑向速度改變量。這些恆星譜線的變化肇因於都卜勒效應，因此她們被稱為光譜聯星。研究徑向速度可以估計恆星的質量和一些軌道要素，像是離心率、半長軸。同樣的方法也被用在發現環繞恆星的行星上，在這種方法下測量的運動可以確定行星的軌道週期，而位移量的大小可以用來計算行星的質量。.
保罗·威拉德·梅里尔
保罗·威拉德·梅里尔（Paul Willard Merrill，），美国天文学家，研究方向为天体光谱。。 他曾在1922年率先定义了S-型星。.
新！!: 恒星和保罗·威拉德·梅里尔 · 查看更多 »
保罗·勒杜
保罗·勒杜（Paul Ledoux，），比利时天体物理学家，最知名于关于恒星稳定性和变星的研究。他和西奥多·沃雷文一起发表了关于恒星振荡的重要工作。 1964年，保罗·勒杜获得了法朗基精确科学奖。1972年，他因关于恒星稳定性和变星的研究获得了皇家天文学会爱丁顿奖章 。1976年，他获得了法国科学院让森奖章。.
保羅·卡拉斯
保羅·卡拉斯（生於1967年8月13日）是以發現環繞著恆星的岩屑盤而著名的希臘裔的美國天文學家。卡拉斯的科學小組在距離地球25光年的北落師門觀察到第一顆有著軌道運動的可見光影像的系外行星，這顆行星被命名為北落師門 b。.
心宿三
心宿三，即天蝎座τ （τ Sco，拜耳命名法）或天蝎座23（佛兰斯蒂德命名法），是一颗位于天蝎座的B型主序星，视星等为+2.82，距离地球约430光年。.
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。.
地心说
地心说（或稱天动说），是古人認為地球是宇宙的中心，而其他的星球都環繞著它而運行的學說。 由於古代人缺乏足夠的宇宙觀測數據，以及懷著以人為本的觀念，因此他們誤認為地球就是宇宙的中心，而其他的星體都是繞著它而運行的。古希臘的托勒密（Claudius Ptolemy）將地心說的模型發展完善，且為了解釋某些行星的逆行現象（即在某些時候，從地球上看那些星體的運動軌跡，有時這些星體會往反方向行走），因此他提出了本轮的理論，即這些星體除了繞地軌道外，還會沿著一些小軌道運轉。後來，天主教教會接納此為世界觀的「正統理論」。 托勒密的理論能初步的解釋從地球上所看到的現象，但是在文藝復興時代，隨著科學技術的進步，一些支持日心說的證據逐漸出現，且有些證據無法以地心說解釋，地心說逐漸占了下風。在現代世界，支持地心說的人已經寥寥無幾。.
地球
地球是太阳系中由內及外的第三顆行星，距离太阳约1.5亿公里。地球是人類已知宇宙中唯一存在生命的天体，也是人類居住的星球，共有74.9億人口。地球质量约为5.97×1024公斤，半径约6,371公里，密度是太阳系中最高。地球同时进行自转和公转运动，分别产生了昼夜及四季的变化更替，一太陽日自转一周，一太陽年公转一周。自转轨道面称为赤道面，公转轨道面称为黄道面，两者之间的夹角称为黄赤交角。地球仅擁有一顆自然卫星，即月球。 地球表面有71%的面积被水覆盖，称为海洋或可以成为湖或河流，其余是陆地板块組成的大洲和岛屿，表面分布河流和湖泊等水源。南极的冰盖及北极存有冰。主體包括岩石圈、地幔、熔融态金属的外地核以及固态金属的內地核。擁有由外地核產生的地磁场。外部被氣體包圍，称为大氣層，主要成分為氮、氧、氬。 地球诞生于约45.4亿年前，42億年前開始形成海洋。并在35亿年前的海洋中出现生命，之后逐步涉足地表和大气，并分化为好氧生物和厌氧生物。早期生命迹象产生的具體证据包括格陵兰岛西南部中拥有约37亿年的历史的石墨，以及澳大利亚大陆西部岩石中约41亿年前的 Early edition, published online before print.。此后除去数次生物集群灭绝事件，生物种类不断增多。根据学界测定，地球曾存在过的50亿种物种中，已经绝灭者占约99%，据统计，现今存活的物种大约有1,200至1,400万个，其中有记录证实存活的物种120万个，而余下的86%尚未被正式发现。2016年5月，有科学家认为现今地球上大概共出现过1--种物种，其中人类正式发现的仅占十万分之一。2016年7月，科学家称现存的生物共祖中共存在有355种基因。地球上有约74亿人口，分成了约200个国家和地区，藉由外交、旅游、贸易、传媒或战争相互联系。.
地球公转
地球环绕太阳的运动称为地球公转。因为同地球一起环绕太阳的还有太阳系的其他天体，太阳是它们共有的中心天体，故被称为“公”转。 地球公轉方向為逆時針，與自轉方向相同。.
地球自转
地球自轉是固體的地球繞著自己的軸轉動，方向是由西向東。從天球的北極點鳥瞰，地球自轉是逆時針旋轉；从南极点上空看是顺时针旋转。.
地球歷史
地球歷史，在地球由原始太陽星雲的部份物質構成後計起，科學家估計大約有46億到50億年之間。而因為表述這麼長久的時間有所困難，可將地球的歷史模擬為二十四小時（將地球形成的時間設定為凌晨零時，而此時此刻為翌日的凌晨零時），每秒大約代表5萬3000年，而大爆炸與宇宙形成的時刻，則大約在137億年前，以此模擬時間來說約等於三日前，即地球誕生前兩日。.
匈牙利自动望远镜网络计划
匈牙利自动望远镜网络（Hungarian Automated Telescope Network，HATNet）是一个由6架小型全自动化望远镜组成的网络。匈牙利自动望远镜网络计划（HATNet Project）即依赖该网络得以实施，其科学目标是使用凌星观测法探测系外行星。该网络也被用于寻找和追逐明亮的变星。目前，哈佛-史密松天体物理中心负责维护该网络。 该网络的英文名简写HAT即表示“匈牙利自动望远镜”（Hungarian-made Automated Telescope），因为该网络最初是由一群匈牙利科学家发展起来的。该计划开始于1999年，并从2001年5月开始全面运作。.
新！!: 恒星和匈牙利自动望远镜网络计划 · 查看更多 »
化學元素豐度
化學元素豐度（Abundance of the chemical elements）是在測量上與所有元素相比較所得到含量多寡的比值。豐度可以是質量的比值或是莫耳數(氣體的原子數量比值或是分子數量比值)，或是容積上的比值。在混合的氣體中測量氣體容積上的比值是最常用於表示豐度的方法，對混合的理想氣體（相對於是低密度和低壓的氣體）這與莫耳數是相當一致的。 例如，氧在水中的質量比是89%，因為這是水的質量和氧的質量的比值，但是氧在水中的莫耳比值只有33%，因為在水的莫耳數中只有三分之一是氧原子。在整個宇宙中，和在如同木星這樣的巨大的氣體行星中，氫和氦在質量上的豐度比值分別相對是74%和23-25%，但是摩爾(原子)比值卻高達92%和8%。但是，因為氫是雙原子分子，而氦在木星外層的大氣環境下只是單原子分子，以分子的摩爾數來比較，在木星大氣層中氫的豐度是86%，而氦的豐度是13%。 在本文中所提到的豐度，多數都是質量百分比的豐度。.
北天中西星名對照表
北天中西星名對照表列出紫微垣、太微垣和天市垣三個天區（即三垣）所有星官的恆星，有76星官，共328星。.
新！!: 恒星和北天中西星名對照表 · 查看更多 »
北冕座
北冕座是現代88個星座和托勒密定義的48個星座之一。.
北冕座R型變星
北冕座R型變星（縮寫為RCB）是一種爆發型變星，這種恆星的光度變化有兩種模式，一個低振幅的脈動（十分之幾星等）和一個不規則而無法預知的1-9等級的暗淡。它的原型星是英國的業餘天文學家愛德華·皮戈特在1795年發現的北冕座R，他首度觀察到這顆星神秘的變暗。從此迄今，只確定了大約100顆的RCB變星，使這種變星成為非常罕見的變星。 這種變暗是是由凝聚的碳煤煙造成的，當可見光的亮度衰減時，以紅外線測量的亮度並沒有隨之減少。北冕座R型變星通常是超巨星，恆星光譜的類型是F和G（習慣上稱之為黃色）與典型的CN分子帶特徵。RCB星的大氣層缺乏氫，氫相對於氦和其他化學元素的豐度由千分之一降至百萬分之一，而宇宙中氫和氦的比例是3：1。.
新！!: 恒星和北冕座R型變星 · 查看更多 »
北冕座恒星列表
以下是星座北冕座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和北冕座恒星列表 · 查看更多 »
北美洲星雲
北美洲星雲（NGC 7000）位於天鵝座，靠近天津四（天鵝的尾部，也是天鵝座內最亮的一顆星）的一個發射星雲。這個發射星雲形似北美洲大陸，特別是東南的海岸，因而得名。.
北极星
北極星是指最靠近北天極的恆星，是北半球能见到的極星。現在的北極星是小熊座α星。 由於歲差的關係，不同时期的北極星是不同的。約4800年前，當時的北極星是天龍座α星。古希臘時代，北極星是小熊座β星。到2100年左右，目前的小熊座α和北極的夾角才會變成最小（只有27'38"）。到31世紀後，少衛增八（仙王座γ）將會成為北極星。14000年左右，天琴座α星（織女星）將成為北極星。.
北极星序
北极星序（缩写为NPS）是天文学中的第一个測光標準，是在美国天文学家爱德华·皮克林的提议下，20世纪20年代哈佛大学天文台用照相方法获得的。他们对北天极附近96颗恒星进行了测光，作为标准星，照相星等范围为2.55等-20.10等，仿视星等范围为2.08等-17.43等。北极星序的建立对天文学的发展起到了非常重要的作用，国际二色测光系统就是在此基础上建立的。但是由于北极星序是用北天极附近的恒星建立的，中低纬度的天文台受大气消光的影响太大，南半球则根本观测不到，并且照相方法的给出的星等精度不够高，目前这一测光标准已经很少使用。 Category:测光系统.
北河二移動星群
北河二移動星群是一個移動星群，這是有著共同的起源，在空間中以共同的速度運動的一群恆星。被辨識出屬於這一集團的恆星有北河二、北落師門、織女一、天鈎五(仙王座α)和天秤座α，它們都有相似的年齡。.
新！!: 恒星和北河二移動星群 · 查看更多 »
北方中西星名對照表
北方中西星名對照表列出斗宿、牛宿、女宿、虛宿、危宿、室宿和壁宿七個天區（即玄武）所有星官的恆星，有65星官，共371星。.
新！!: 恒星和北方中西星名對照表 · 查看更多 »
北斗七星
北斗七星是由大熊座的七顆明亮的恆星組成。在北天排列成斗（或勺）形，因為這七顆星較易被觀星者辨認出來，所以常被用作指示方向和認識星座的重要標誌，是一個重要的星群。 北斗七星之名始見於漢代緯書《春秋运斗枢》：“第一天枢，第二天璇，第三天璣，第四天權，第五玉衡，第六开阳，第七瑤光。第一至第四为魁，第五至第七为标，合而为斗。”。北斗七星的中國星名由--口至斗杓連線順序為天樞、天璇、天璣、天權、玉衡、開陽和瑤光。前四顆稱「斗魁」，有稱「璇璣」；後三顆稱「斗杓」。現代星名則命名為大熊座α、大熊座β、大熊座γ、大熊座δ、大熊座ε、大熊座ζ和大熊座η。通過--口的兩顆星連線，朝--口方向延長5倍可以找到北極星，這兩顆也稱作「指極星」。 中國古代十分重視北斗七星，《甘石星經》：「北斗星謂之七政，天之諸侯，亦為帝車。」皇帝坐著北斗七星視察四方，定四時，分寒暑。把北斗星斗柄方向的變化作為判斷季節的標誌之一。古籍《鶡冠子》記載：「斗杓東指，天下皆春；斗杓南指，天下皆夏；斗杓西指，天下皆秋；斗杓北指，天下皆冬。」古代視北極星為皇帝的象徵，而北斗則是皇帝出巡天下所駕的御輦，一年由春開始，而此時北斗在東，所以上帝從東方開始巡視，故《易。傳》：「帝出乎震」，震卦在東。.
圆规座恒星列表
以下是星座圆规座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和圆规座恒星列表 · 查看更多 »
包克雲球
包克雲球是在恆星形成階段中有時會產生的由塵埃和氣體組成的高密度暗雲氣。包克雲通常都在電離氫區內被發現，典型的質量大約是10–50 太陽質量，大小約為1光年，內部有氫分子（H2）、碳的氧化物和氦，還有大約1%（質量）的含矽的塵埃。包克雲球通常會導致聯星或聚星系統的形成。 包克雲球是在1940年代被天文學家巴特·包克首度發現的，在1947年的一篇論文中，包克和E.F. Reilly假設這些雲氣很像是昆蟲的繭，會經歷重力崩塌後形成新的恆星，也就是恆星或星團的誕生。這個假說很難在觀測上獲得證實，因為內部散發出來的可見光被濃密的黑暗雲氣遮蔽掉而難以看見。1990年，分析在近紅外線的觀測才證實了恆星在包克雲球內誕生。進一步的觀測顯露出包克雲球內嵌有熱源，有些是哈比—哈羅天體，和向外噴流的分子氣體。微米波發射線的研究，也提供了落入的氣體吸積成原恆星的證據。 包克雲球依然是積極研究的主題，是在自然的宇宙中所知最冷的對象（大约为8K），她們的結構和密度仍有許多神秘之處。目前能運用的方法，是依靠近紅外線消光導出的柱密度和未來的恆星計數，以進一步的探測這些天體。.
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）。.
初始质量函数
初始质量函数（缩写为IMF）是同一个星族中单位体积内新形成的恒星的相对数目在质量上的分布，是恒星形成中的一个重要概念。初始质量函数首先是由埃德温·萨尔皮特在1955年引入的，他将大于1倍太阳质量的初始质量函数写为 其中M是恒星质量，\xi(M)是单位质量内新形成的恒星的数目，上式也称为萨尔彼得方程。1979年Glenn E. Miller和John M. Scalo给出了1倍太阳质量以下的初始质量函数，称为Miller-Scalo初始质量函数。.
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。.
创神星
創神星，正式名称为50000 Quaoar，中文音譯為--欧尔，是由美国加州理工学院的两位天文学家布朗和特鲁希略于2002年10月7日发现的柯伊伯带天体。“--欧尔”（Quaoar）一词，源自美国原住民通格瓦部族（Tongva）神话的创世之神，所以中文的正式译名為創神星。国际天文联会之前给予这颗天体临时编号为，也叫小行星50000。 天文學家对創神星的了解甚少，根据天文學家估計，創神星直径介於800至1300公里之間，約相等于地球的十分之一。根據天文學家初步计算，創神星距离地球约41至45天文单位，公轉一周需时286年。.
單星
单星是不和任何其他同类星体组成聚星系统的单一天体。恒星、行星、小行星都存在单星系统。.
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。.
周鼎 (星官)
周鼎是中国古代星官，属于二十八宿东方七宿的角宿，位于现代星座划分的后发座，含有3颗恒星。.
新！!: 恒星和周鼎 (星官) · 查看更多 »
周邊昏暗
周邊昏暗是恆星因為密度由中心向邊緣逐漸降低而呈現出影像向邊緣的強度減少。周邊昏暗是兩種效應造成的結果：.
周日運動
周日運動亦稱周日視運動，是描述地球上的觀測者每天觀測到天空上的天體明顯的視運動狀態，在近極區尤為明顯。這由於地球繞軸自轉使然，使得所有天體都繞著這個軸（從觀測者眼中即繞著北極星）作圓周運動，這個圓圈稱周日圈，完成一圈運動需時23小時56分4.09秒（即一整個恆星日）。而日、月之東升西落也是周日運動之體現。.
咸池一
咸池一，即御夫座ρ（ρ Aur, ρ Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约642光年。 咸池一是一颗蓝白色B-型主序星，视星等为+5.22。它是一颗分光双星。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿毕宿的星官咸池第一星，这也是咸池一名字的来由。.
傅科摆
傅科擺（Foucault pendulum、Foucault's pendulum），是依據法國物理學家萊昂·傅科命名的，是證明地球自轉的一種簡單設備。雖然人們長久以來都知道地球在自轉，但傅科擺第一次以簡單的實驗予以證明。今天，它在許多科學博物館和大學內是很受歡迎的展品。.
哥倫比亞大學諾貝爾獎得主列表
諾貝爾獎由瑞典皇家科學院、瑞典學院、卡羅琳學院和挪威諾貝爾委員會每年頒發一次，分別授予在化學、物理學、文學、和平、生理學或醫學和經濟學領域作出傑出貢獻的人士。每個獎都是由獨立的委員會頒發，瑞典皇家科學院頒獎物理學、化學和經濟學獎，瑞典學院頒獎文學獎，卡羅琳學院頒獎生理學或醫學獎，挪威諾貝爾委員會頒獎和平獎。 截至2017年，根據哥倫比亞大學的統計，共有83位諾貝爾獎得主與該校存在某種程度的關聯；根據該校的官方定義，這些人包括該校的畢業生、教師（包括兼職教師）、研究人員和行政人員。1906年諾貝爾和平獎得主、時任美國總統狄奧多·羅斯福曾在哥倫比亞法學院就讀，也是與該校相關的首位諾貝爾獎得主。有13位哥倫比亞大學的諾貝爾獎得主共同分享了六座獎項，他們分別是：波利卡普·庫施與威利斯·蘭姆共同獲得1955年諾貝爾物理學獎；迪金森·伍德拉夫·理查茲與安德烈·弗雷德里克·考南德共同獲得1956年諾貝爾生理學或醫學獎；奧格·波耳與利奧·雷恩沃特共同獲得1975年諾貝爾物理學獎；巴魯克·塞繆爾·布隆伯格與丹尼爾·卡爾頓·蓋杜謝克共同獲得1976年諾貝爾生理學或醫學獎；利昂·萊德曼、梅爾文·施瓦茨與傑克·施泰因貝格爾共同獲得1988年諾貝爾物理學獎；理察·阿克塞爾與琳達·巴克共同獲得2004年諾貝爾生理學或醫學獎。有27位哥倫比亞大學諾貝爾獎得主獲得了諾貝爾物理學獎，在數量上超過任何其他獎項；1976年，該校有四人獲得了三項不同的諾貝爾獎，為歷年最多。.
新！!: 恒星和哥倫比亞大學諾貝爾獎得主列表 · 查看更多 »
哈伯序列
哈伯序列是哈伯在1926年提出的星系型態分類法，由於它的圖形表示法很像音叉的形狀，所以也稱為哈伯音叉圖。 哈伯的系統建立在目視觀測（原始的攝影乾片）的基礎上，將大部分的星系分為三類－ 橢圓星系、透鏡星系和螺旋星系，第四類則是看起來形狀不規則的不規則星系。直至今日，無論是專業的天文研究還是業餘天文學的觀測，哈伯序列仍是最常用的星系分類法。.
哈佛大学天文台
哈佛大学天文台（Harvard College Observatory，缩写为HCO）座落在美国马萨诸塞州的坎布里奇，建立于1839年，是美国建立的第一座大型天文台，是哈佛大学艺术和科学学院下属的研究机构，并为哈佛大学天文系的教学活动提供设备等方面的支持。1973年，哈佛大学天文台与史密松天体物理台共同组成了哈佛-史密松天体物理中心。.
新！!: 恒星和哈佛大学天文台 · 查看更多 »
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.
哈勃空间望远镜
哈勃太空望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST），是以天文學家愛德溫·哈伯為名，在地球軌道的望遠鏡。哈勃望远镜接收地面控制中心（美国马里兰州的霍普金斯大学内）的指令并将各种观测数据通过无线电传输回地球。由于它位于地球大氣層之上，因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處：影像不受大氣湍流的擾動、視相度絕佳，且无大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。於1990年發射之後，已經成為天文史上最重要的儀器。它成功弥补了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文学上的基本問題，使得人类对天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場则是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。 哈勃太空望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、史匹哲太空望遠鏡都是美國太空總署大型轨道天文台计划的一部分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共同管理。.
新！!: 恒星和哈勃空间望远镜 · 查看更多 »
哈勃深空
哈伯深空（Hubble Deep Field, HDF）是一張由哈伯太空望遠鏡所拍攝的小區域夜空影像。拍攝位置在大熊座，影像的範圍僅144弧秒，等於是100公尺外的一顆網球。由於拍攝目標太暗淡，整張影像由哈伯太空望遠鏡上的第二代廣域和行星照相機（WFPC2）进行342次曝光疊加而成，拍攝時間是连续10天，从1995年12月18日至12月28日。 HDF所包含的區域幾乎沒有銀河系内的恆星，因而，可見的3,000多個物體全部都是遙遠的星系，其中更包含了目前所知最早、以及最遙遠的星系。通过揭示这样大批非常年轻的星系，HDF已经成为了早期宇宙的研究中具有里程碑意义的图像，在2014年年底被引用于900多篇相关科学论文。 哈伯深空觀測三年之後，哈伯太空望遠鏡於南天的杜鵑座再度以同樣的方式拍攝了哈伯南天深空的影像。兩張影像的雷同之處，使天文學家更加堅定地相信宇宙的星系散佈並非是紊亂的，而有統一的構造。2004年，再度拍攝哈伯超深空(HUDF)影像，从几个月的曝光构建而来，這是人類以可見光觀察宇宙得到最遠的影像。该HUDF图像一直曾经是在可见光波段做的最灵敏天文图像，直到哈伯极深空（XDF）于2012年被发布。.
哑铃星云
啞鈴星雲（Dumbbell Nebula）又稱為扯鈴星雲、M27、梅西耶 27或NGC 6853，是一個位於狐狸座的行星狀星雲，距離地球約1,360光年。 啞鈴星雲也是最早被人類發現的行星狀星雲，它於1764年被法國天文學家夏爾·梅西耶所發現。它的視星等為7.5等，直經約為8角分。對於使用小型望遠鏡或雙筒望遠鏡的觀測者，這可能是最理想的行星狀星雲目標。啞鈴星雲也是業餘天文學一個受觀迎的觀測目標。.
再電離
再電離是在大爆炸宇宙學的黑暗期之後，宇宙中物質再電離的過程，並且是宇宙中氣體的兩次主要相變中的第二次。當主要的重子物質成為氫的型式，再電離通常指的是氫氣體的電離。宇宙原生的氦也經歷過相同的相變，但在宇宙歷史上是不同的點，並且通常會稱為氦再電離。.
冷暗物质
冷暗物質（英语：Cold Dark Matter，简称CDM）是大爆炸理論在改善的過程中加入的新材料，這種物質在宇宙中不能用電磁輻射來觀測，因此是暗的；同時這種微粒的移動是緩慢的，因此是冷的。在2006年，多數的宇宙學家熱衷於描述冷暗物質如何在早期宇宙仍是平滑的初始狀態下（如宇宙微波背景辐射所示），如何形成如同我們今日所見的星系和星系團的結構－宇宙的大尺度結構。 在冷暗物質的理論中，結構依層級增長，在連續和逐級增長的過程中，少量的物質先塌縮和合併在一起，逐漸形成越來越巨大的結構。在流行在80年代的熱暗物質的事例中，結構不依層級增長（由下而上），而是以斷裂的方式發展（由上而下），最巨大的超星系團先形成像船艙甲板似的，像薄煎餅的層狀結構，然後斷裂形成，像星系－我們的銀河系－這樣的小碎片。熱暗物質預測的與觀察到的大尺度結構大相逕庭，而冷暗物質的事例卻總能與觀測的現象契合。 有兩個重要的矛盾出現在冷暗物質理論的預測和觀測的事例之間：星系和星系團在空間中的出現和形成，為冷暗物質的拼圖製造了潛在的危機。.
冷木星
冷木星（Cold Jupiter），亦稱雙生木星（Jupiter-twins〕是一種系外氣體巨行星，它們的質量接近或是超過木星質量（1.9 × 1027 kg），並且以與太陽系類木行星相大致相同形式的軌道繞著其母恆星公轉。在我們的太陽系內，木星和土星都星這一類型行星的典型例子。「冷木星」這個名詞意味著行星的軌道位於行星系外側較冷的區域內，但卻並未考慮來自行星的內熱。.
冕 (大氣層)
冕是太陽或其他天體由電漿構成的大氣層，延伸至太空中數百萬公里，在日全食的時候很容易看見，但使用日冕儀隨時都可以看見。在拉丁文中字根corona的意義就是光環。 高溫的日冕呈現特殊的光譜特徵，在19世紀產生了一些爭議，認為有一種早先未知的元素「coronium」。後來，這些光譜的特徵被追蹤對應上了高度電離的鐵（Fe(XIV)），顯示是在溫度超過106 K 的電漿 。 來自冕的光有三種主要來源，雖然所有的都分享相同的空間，但有各自不同的名稱。K-冕（源自德文的kontinuerlich，是"連續"的意思）是被陽光驅散的自由電子創造的，都卜勒致寬使被反射的光球層吸收線完全被遮蔽掉，讓光譜呈現連續而完全看不見吸收線。F-冕（F來自夫朗和斐）是由被陽光彈起的微塵粒子創造的，因為它包含了未加工就能在陽光下看見的夫朗荷斐吸收線，所以可以被觀測到。F-冕延伸到離太陽非常遠的距角時，就會被稱為黃道光。E-冕（E源自輻射這個字）是來自冠冕部分的電漿離子的發射譜線，並且是關於冕區成分的主要訊息來源 。.
新！!: 恒星和冕 (大氣層) · 查看更多 »
几何学
笛沙格定理的描述，笛沙格定理是欧几里得几何及射影几何的重要結果 幾何學（英语：Geometry，γεωμετρία）簡稱幾何。几何学是數學的一个基础分支，主要研究形狀、大小、圖形的相對位置等空間区域關係以及空间形式的度量。 許多文化中都有幾何學的發展，包括許多有關長度、面積及體積的知識，在西元前六世紀泰勒斯的時代，西方世界開始將幾何學視為數學的一部份。西元前三世紀，幾何學中加入歐幾里德的公理，產生的欧几里得几何是往後幾個世紀的幾何學標準。阿基米德發展了計算面積及體積的方法，許多都用到積分的概念。天文學中有關恆星和行星在天球上的相對位置，以及其相對運動的關係，都是後續一千五百年中探討的主題。幾何和天文都列在西方博雅教育中的四術中，是中古世紀西方大學教授的內容之一。 勒內·笛卡兒發明的坐標系以及當時代數的發展讓幾何學進入新的階段，像平面曲線等幾何圖形可以由函數或是方程等解析的方式表示。這對於十七世紀微積分的引入有重要的影響。透视投影的理論讓人們知道，幾何學不只是物體的度量屬性而已，透视投影後來衍生出射影几何。歐拉及高斯開始有關幾何物件本體性質的研究，使幾何的主題繼續擴充，最後產生了拓扑学及微分幾何。 在歐幾里德的時代，實際空間和幾何空間之間沒有明顯的區別，但自從十九世紀發現非歐幾何後，空間的概念有了大幅的調整，也開始出現哪一種幾何空間最符合實際空間的問題。在二十世紀形式數學興起以後，空間（包括點、線、面）已沒有其直觀的概念在內。今日需要區分實體空間、幾何空間（點、線、面仍沒有其直觀的概念在內）以及抽象空間。當代的幾何學考慮流形，空間的概念比歐幾里德中的更加抽象，兩者只在極小尺寸下才彼此近似。這些空間可以加入額外的結構，因此可以考慮其長度。近代的幾何學和物理關係密切，就像偽黎曼流形和廣義相對論的關係一樣。物理理論中最年輕的弦理論也和幾何學有密切關係。 几何学可見的特性讓它比代數、數論等數學領域更容易讓人接觸，不過一些几何語言已經和原來傳統的、欧几里得几何下的定義越差越遠，例如碎形幾何及解析幾何等。 現代概念上的幾何其抽象程度和一般化程度大幅提高，並與分析、抽象代數和拓撲學緊密結合。 幾何學應用於許多領域，包括藝術，建築，物理和其他數學領域。.
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。.
新！!: 恒星和凤凰座恒星列表 · 查看更多 »
凌 (天體)
凌，或明確的說是天體的凌，在天文學上有三種意義：.
內爆
內爆是一種物體塌陷（或受擠壓）至自身內部的過程。作為爆炸的對立面，內爆將物質與能量集中而非擴散。真正意義上的內爆通常涉及內部（相對低）與外部（相對高）的壓力差，或內外受力不均，以至於物體結構向內塌陷。內爆的一個典型例子是潛水艇因受深海水壓而被壓碎。.
內熱
內熱是源自天體內部，如行星、卫星、棕矮星和恆星，由引力坍缩、核聚变、潮汐加热、核心凝固（核心物质由液态凝固为固态时会释放热能）、放射性物質衰變等原因產生的熱。內熱與天體的質量有關，質量越大內熱就越多。內熱能使天體溫暖而活躍。.
內階一
內階一（Omicron UMa，ο Ursae Majoris, ο UMa）是在北天拱極星座大熊座內的一個恆星系統。它的視星等為+3.35。這顆恆星的傳統名稱是Muscida，與光學雙星，內階增七（大熊座π2）與內階增九（大熊座π1）共用這個名字。.
八穀二
八穀二，即御夫座ξ（ξ Aur, ξ Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约241光年。 八穀二是一颗白色A-型主序星，视星等为+4.96。 在中国古代星官系统中，它属于三垣紫微垣的星官八穀第二星，这也是八穀二名字的来由。.
八穀六
八穀六，即御夫座9（9 Aur, 9 Aurigae）或御夫座V398是一颗位于御夫座的恒星系统，距离地球约86光年。 八穀六主星是一颗F-型主序星，视星等为4.98。它的伴星资料如下：.
公转
公转（Orbital revolution），是一物體以另一物體為中心，沿一定軌道所作的循環運動；所沿著的軌道可以為圆、椭圆、双曲线或抛物线。在天文學上，一般用來形容行星、彗星等星体環繞恒星；衛星、人造卫星等環繞行星；小规模星系、星云、宇宙尘埃等環繞大规模星系；以及更大规模的天体间环绕的運動。 在不同的参照系中，公转在不同的视角下，会出现两种公转方向。一种为逆时针方向，一种为顺时针方向。如下面的图所示，橙色球绕着图中心的红色球做公转运动，左边的是逆时针方向，右边的是顺时针方向。.
六分仪座恒星列表
以下是星座六分仪座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和六分仪座恒星列表 · 查看更多 »
共軌組態
共軌組態在天文學中是一種有著與其母體相同 (或常相似) 軌道距離天體的集合 (像是小行星、衛星或是行星)。共軌天體是處於1:1平均軌道共振。 特洛伊天體與大天體共享軌道，但是不會與母天體發生碰撞，因為它們的軌道環繞在兩個穩定的拉格朗日點，L4和L5，位於母天體軌道的前方60°和後方60° (特洛伊點)。 交換軌道是一對天體在相互接近時互換彼此的半長軸或軌道離心率。.
先驅者鍍金鋁板
先驱者鍍金鋁板，是指安裝在兩艘無人駕駛太空探測器－先驱者10號及先驱者11號上，一塊載有由人類發出的訊息的鍍金鋁板。板上刻有一男一女的畫像，及一些符號用以表示這艘探測器的來源。就像海中漂浮的瓶中信，這段訊息將會在星際間漂浮。但是，若探測器要航行到一個距離太陽系30光年距離的恆星的話，其所需的平均時間就已經比我們身處的銀河系現時的年齡還要長。 先驱者探測器是第一個離開太陽系的人造物件。這塊鍍金鋁板裝嵌在探測器上天線的主柱之下，用以保護其不受太空塵所侵蝕。美國太空總署希望這塊板及探測器本身能比地球及太陽更加長壽。 在先驱者計劃後，旅行者計畫的探測器亦仿效這塊鍍金鋁板，把更加複雜及詳細的訊息收錄於旅行者金唱片之中，隨著探測器於1977年發射到太空之中。.
新！!: 恒星和先驅者鍍金鋁板 · 查看更多 »
光學重力透鏡實驗
光學重力透鏡實驗（Optical Gravitational Lensing Experiment，簡稱OGLE）是波蘭華沙大學的一個天文學研究項目，其目標是以重力透鏡的方法，來尋找宇宙中的黑暗物質。研究項目於1992年開始，其間也發現了一些太陽系外行星。該計畫的主持人是華沙大學的。 這個項目所選取的目標分別為麥哲倫星雲及銀河系內的星系核球，由於中間有不少的恆星，因此在該恆星掩過目標時可作為重力透鏡使用。不少觀測均在智利的拉斯坎帕納斯天文台進行，並與美國的普林斯頓大學及卡內基學院共同進行。 而計劃的前三個階段，OGLE-I（1992－1995年）、OGLE-II（1996－2000年）和OGLE-III（2001－2009年）。OGLE-I 是計畫的試驗階段，OGLE-II 是製造設置於拉斯坎帕納斯天文台的望遠鏡。使用8個晶片的 CCD 在波蘭製造後送往智利。OGLE-III 主要是偵測重力微透鏡事件和凌日行星。而定期偵測數百萬顆恆星的副產物就是完成了至今最大的變星星表。這一階段望遠鏡巡天的四個主要方向是在銀河系核球方向、船底座方向 、大麥哲倫雲和小麥哲倫雲方向。在這個階段也以重力微透鏡法發現了第一顆行星。緊接著2009年的工程階段之後，2010年正式開始使用32個晶片的 OGLE-IV 階段。本階段主要目標是增加以重力微透鏡法偵測到的行星數量。新照相機增加的視野增加了在同一天區觀測次數的可能性。.
新！!: 恒星和光學重力透鏡實驗 · 查看更多 »
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。.
光度
光度在科學的不同領域中有不同的意義。.
光度函數 (天文學)
光度函數在天文學上為恆星或星系的光度分佈，是用來研究數量龐大的族群或類別的性質，像是星團中的恆星或是星系團中的星系。.
新！!: 恒星和光度函數 (天文學) · 查看更多 »
光球
光球是恒星向外輻射出光線的區域。它從天體的表面向內延伸，直到氣體變得不透明的區域，大约相當於光深度（光的減弱距離以自然對數形式表示）2/3的位置。換言之，光球是天體外層對普通的光線透明，光子的平均散射次数小于1的區域。恆星輻射的總能量相當於在該半徑處氣體輻射的總能量。由於恆星沒有固體的表面（除了中子星），光球通常指的就是太陽或恆星可以被看見的視覺表面。這個字的英文源自古希臘的字根φως¨- φωτος／photos和σφαιρος／sphairos，意思就是光和球，事實上就是被觀察到表面發光的球體。.
光行差
光行差（或称为天文光行差、恒星光行差）是指运动的观测者观察到光的方向与同一时间同一地点静止的观测者观察到的方向有偏差的现象。光行差现象在天文观测上表现得尤为明显。由于地球公转、自转等原因，地球上观察天体的位置时总是存在光行差，其大小与观测者的速度和天体方向与观测者运动方向之间的夹角有关，并且在不断变化。 光行差本质是由于光速有限以及光源与观察者存在相对运动造成的，类似于运动中的雨滴：下雨的时候，站在原地不动的人感觉到雨滴是从正上方落下的，而向前走的人感觉雨滴是从前方倾斜落下的，因此需要把伞微微向前倾斜。走得越快，需要倾斜得越厉害。光行差的成因与此相似，只不过不符合经典的速度叠加法则，而是需要考虑相对论效应带来的修正。 地球上的观测者与天体之间的相对运动可以分解为各种成分，分别对应下面几种相应的光行差：.
光谱分析
光谱分析是根据物质的光谱来鉴别物质和确定其化学组成。 因为不同元素的光谱会有不同的位置的颜色的谱线，或者会缺少某些谱线，但含有相同元素的物质的谱线却总是会在同一个位置具有相同颜色的谱线。光谱分析就是利用这个原理来分析物质的元素组成的。 天文学裡通过光谱分析来对恒星和小行星进行分类(詳見：恆星光譜分類、小行星光譜分類)。 G.
光致蒸發
光致蒸發表示的是高能輻射電離氣體，並使它從電離源翻散的過程與程序。這通常是天文物理的範疇，來自炙熱恆星的紫外線、電磁輻射作用在像是分子雲、原行星盤或行星大氣層等的雲氣。.
光時
光時（Light hour）是長度單位之一，是光於一小時在真空所行走的距離，一光時相等於1,079,252,848,800米（~ 1.08兆米）。但由於以光時這個單位測量恆星顯得太小，而測量太陽系天體又顯得太大，因此這個單位不常用。 冥王星的公轉軌道半徑約為5.473光時。.
克卜勒20e
克卜勒20e（Kepler-20e）是一顆圍繞著恆星克卜勒20公轉的太陽系外行星。它距離太陽大約950光年，位於天琴座。克卜勒20e的半徑略小於地球和金星。 它和另一顆類似地球體積的行星克卜勒20f一同被發現，這項成果於2011年12月20日公佈。從熱木星到熱海王星，再到超級地球，一些體積近似於地球的天體已被證實存在於類似太陽的恆星周圍。這是首顆被發現體積比地球小的太陽系外行星 。.
克卜勒223
克卜勒223（Kepler-223），舊稱KOI-730（KIC #10227020），是一個位於天鵝座的恆星。克卜勒太空望遠鏡已經在該恆星周圍發現4顆系外行星。.
克卜勒太空望遠鏡
克卜勒任務（Kepler Mission）是美國國家航空暨太空總署設計來發現環繞著其他恆星之類地行星的太空望遠鏡。使用NASA發展的太空光度計，預計將花3.5年的時間，在繞行太陽的軌道上，觀測10萬顆恆星的光度，檢測是否有行星凌星的現象（以凌日的方法檢測行星）。為了尊崇德國天文學家-zh-cn:开普勒; zh-tw:克卜勒; zh-hk:開普勒-，這個任務被稱為克卜勒任務。 克卜勒是NASA低成本的發現計畫聚焦在科學上的任務。NASA的是這個任務的主管機關，提供主要的研究人員並負責地面系統的開發、任務的執行和科學資料的分析。克卜勒任務進度的處理是由噴射推進實驗室執行，負責克卜勒任務飛行系統的開發。 克卜勒太空船於2009年3月6日22:49:57UTC-5發射，已确认了130多个系外行星和发现了超过2700颗候选行星。 2013年5月15日，克卜勒太空望遠鏡由於反應輪故障，無法設定望遠鏡方向，因此被迫停止其搜尋系外行星任務。 同年8月15日，NASA宣布放棄兩個故障的反應輪，以替代計畫使用剩下兩個正常的反應輪重新開始工作。.
新！!: 恒星和克卜勒太空望遠鏡 · 查看更多 »
克赫歷程
克赫歷程是天文學事件，發生在恆星或行星表面冷卻時。冷卻的結果，造成恆星與行星的降壓，並且以收縮來補償。這種壓縮，相對的加熱了恆星/行星的核心。這種歷程在木星和土星，還有核心溫度不夠高，不足以引發核融合的棕矮星上非常明顯。估計木星就是通過這個機制才使他能釋放出比從太陽吸收到更多的能量，但是土星可能沒有。 這個機制最初是由开尔文和亥姆霍兹在1800年代晚期提出，用來解釋太陽的能量來源。我們現在知道，克赫歷程所能產生的總能量遠低於太陽所釋放出來的能量。.
克里斯蒂安·迈尔
克里斯蒂安·迈尔（Christian Mayer）是一位捷克-德国天文学家和教师。.
新！!: 恒星和克里斯蒂安·迈尔 · 查看更多 »
前2世纪
前200年至前101年的这一段期间被称为前2世纪。.
剑鱼座恒星列表
以下是星座剑鱼座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和剑鱼座恒星列表 · 查看更多 »
動態摩擦
在天體物理學之中，動態摩擦描述一物體在空間中移動時，受到周遭其他物體的重力影響而損失動量與動能的現象。動態摩擦最早由錢德拉塞卡於1943年時提出並且進行詳細的探討。.
回力棒星雲
回力棒星雲(英文:Boomerang Nebula)（亦稱領結星雲）是在半人馬座的方向上，距離地球5,000光年的一個原行星雲。這個星雲的溫度經測量為1K（−272.15°C; −457.87°F），是自然界中已知溫度最低之處。回力棒星雲是由從一顆恆星的核心逸流出的氣體形成的，氣體向外流出的速度是164公里/秒，並且在進入太空之後很快速的膨脹。這種膨脹是造成它溫度下降的主要原因（絕熱膨脹）。 在1998年，哈伯太空望遠鏡拍攝了回力棒星雲的詳細影像。它們認為這個星雲是正朝向行星狀星雲階段發展（演化）中的一顆恆星或恆星系。 凱斯·泰勒（Keith Taylor）和麥克·史卡托（Mike Scarrot）在1980年使用在賽丁泉天文台的英澳望遠鏡觀察這個星雲之際，稱它為回力棒星雲。因為不能如同哈伯太空望遠鏡看得那麼清楚，天文學家看見狀似雲氣的瓣，有著輕微的不對稱，其彎曲處的弧度看似澳洲原住民使用的回力棒。高解析的哈伯影像則顯示出或許領結星雲會是比較好的名稱。 在1995年，使用位於智利的15米瑞典ESO次微米波望遠鏡觀測，天文學家發現這是目前在宇宙中發現到的最冷的區域，溫度是−272 °C，只比絕對零度（溫度的最低極限溫度）溫暖了1K的溫度。即使是來自大霹靂的背景溫度-270°C，都比這兒更溫暖。這是目前唯一找到溫度比背景輻射還要低的物體，回力棒星雲的另一個專業的名稱為 。 在2013年，ALMA的電波干涉儀觀測發現這個星雲的其他特徵。這個星雲的雙瓣似乎被一團僅能在次毫米波的波長下觀測得到，更巨大的球體氣團包圍著；這個星雲的外緣似乎也逐漸變得溫暖中。.
回溯發現
回溯發現（precovery，是pre-discovery recovery的簡短語詞）是天文學上在舊的圖檔或乾版中尋找某天體的影像，其目的為更精確的計算該天體的軌道。這種情況最常發生在小行星上，但有時也發生在彗星、矮行星、衛星或是恆星；甚至是系外行星也都曾經在已經歸檔的舊圖檔中被回溯發現。而在英文中的"precovery"原本是先前發現的天體從影像中消失不見（如隱身在太陽後方），但現在又再度從影像中被發現（可以是迷蹤小行星和迷蹤彗星）。 一個天體的軌道計算涉及觀測其位置次數的多寡。測量的次數越多，位置與時間分離的越廣泛，計算的結果就可以更準確。然而，對於一個新發現的天體，只有幾天或數周的測量位置可用，這僅僅可以做出初步的軌道計算（不精確的）。 當對一個天體特別有興趣（例如，可能撞擊地球的小行星），研究者就會開始搜尋舊有的圖檔，期能回溯發現該天體的影像。利用初步計算的軌道預測在舊的影像檔案中可能出現的位置。對這些影像（有時是幾十年）搜尋，以瞭解它是否已經被拍攝過。如果有，那麼就可以進行更精確的軌道計算。 因為這涉及大量的體力勞動，在快速的電腦普及之前，對可能的小行星發現進行圖像分析和測量是不切實際的。通常，這些影像是為了其他的目的（研究星系等）而做了幾年或幾十年，因此不值得為尋找普通的小行星去花費時間回溯發現圖像。現在，電腦可以很容易的分析數位化的天文影像，並將它們與十億顆天體的星表進行位置比對。看看它們是不是一顆恆星，還是實際上是一顆新發現天體的回溯發現。自1990年代中葉以來，這項技術已經被用來確定大量小行星的軌道。.
国际天文联合会的行星定义
在2006年，國際天文聯合會為行星下了定義，太陽系內的天體要成為行星的資格是：.
新！!: 恒星和国际天文联合会的行星定义 · 查看更多 »
国际星辰注册
國際星辰註冊 (International Star Registry，ISR) 創立於1979年，這家公司每隔2-3年會將它銷售的產品刊登在公司出版的《你在宇宙中的位置》。在2009年，這家公司出版了8卷，其中列出了2004年8月至2007年7月的客戶。 這家公司是Ivor Downie 於1979年在多倫多創立的。Downie將公司賣給Phylis Mosele，他將公司遷移伊利諾州的因格塞德，通過廣告，特別是收音機，使它的業務有顯著的增長, Bob Berman, Times Books; 1st edition (January 6, 2004) ISBN 0-8050-7328-0。.
值得關注的小行星列表
以下列舉了太陽系中一些值得關注的小行星，此列表也包括木星軌道以外的小行星。如需更完整的列表，請參見依編號排列的小行星列表。 備註：任何小行星要在其軌道數據被準確得知以後才會賦予一個系統化的數字編號。在此之前，小行星只有一個臨時編號（provisional designation），如“1950 DA”。.
新！!: 恒星和值得關注的小行星列表 · 查看更多 »
B型主序星
B型主序星（B V）是燃燒氫的恆星，光譜分類為B，光度分類為V的主序星。這一類恆星的質量介於太陽的2至16倍，表面溫度載10,000至30,000K。B型恆星是非常明亮的藍色恆星。它們的光譜中有中性的氦線，在B2的類型中最為明顯，和溫和的氫線。例如，軒轅十四和大陵五A。 這種恆星的哈佛光譜分類法刊登在哈佛恒星测光表修订版。在定義上，B型恆星在光譜的藍紫色部分缺少一條氦的電離譜線，也就是沒有氦的電離譜線。所有的光譜類型，包括B型，都有細分的數值尾碼，表示它們與下一種類型接近的程度，因此B2是B型十分級中的第二級，比B0更接近A型。 但是，之後更精細的光譜顯示B0有氦的電離譜線；同樣的，A0也有微弱的中性氦線。隨後細分的光譜類型基於特定頻率的吸收線在恆星中強度，或是比較不同譜線的強度。例如，在MK分類系統中，波長438.7奈米的譜線強度比420.0奈米強的歸類為B0型。氫的巴耳末系譜線在B型中逐漸增強，並在A2型達到峰值（最大值）。電離的矽現被用來矽分B型的恆星，同時鎂線被用來區分溫度上的差異。 B型恆星在大氣層之外沒有冕，並且缺乏對流層。它們比較小的恆星，像太陽這一種，有更高的質量流失率，恆星風的速度大約是3,000公里/秒。B型主序星的能量來源是CNO循環的熱核融合。因為CNO循環對溫度非常敏感，能量的來源大量的集中在這類恆星的核心，結果是對流層出現在核心。這導致核融合產生的氦穩定的與氫燃料混合在一起。許多B型恆星有高速的自轉，在赤道的轉動速度大約是200公里/秒。 有些B型恆星，像是分類為B0至B3的恆星，顯示出有非常強的中性氦譜線。這些化學特殊恆星未稱為強氦恆星，通常他們在光球層會有強大的磁場。對照之下，也有弱氦恆星，它們的氦線強度不足並且有很強的氫光譜。其他化學異常的B型恆星有汞-錳星，它們的光譜類型是B7至B9。Y最後，還有有著途出的氫發射譜線的Be星。.
BD+20°2457
BD+20°2457是一顆視星等約為10等的K-型亮巨星，位於獅子座，距離大約在320至980光年。這顆恆星是貧金屬星，比氫和氦重的元素含量只有太陽的10%，因此分類為第二星族。在2009年6月10日發現有兩顆次恆星 BD+20°2457 b和c環繞著這顆恆星。.
新！!: 恒星和BD+20°2457 · 查看更多 »
BPM 37093
BPM 37093，是一顆位於半人馬座的白矮星，距離地球50光年。之前曾推測該恆星存在大量的碳晶體，及後也有足夠證據，使這個推測得以證實。據推算，它的核心存在著1×1034克拉的鑽石，其直徑達4,000公里。 2005年的情人節前夕，美國哈佛－史密森天體物理中心的麥特考夫、英國劍橋大學的蒙哥馬利、巴西聖卡塔琳娜聯邦大學的卡南宣布發現「BPM 37093」。當時麥特考夫開玩笑說：「就算是比爾·蓋茲加上唐纳德·川普的財力，也買不起。」 四十年來，天文學家一直認為白矮星隨著溫度降低，其核心會結晶化，但確實證據始終難以觀測。麥特考夫則是從白矮星的「BPM 37093」脈動振盪著手，推算出它的核心確已結晶。五十億年之後，我們的太陽也會蛻變成一顆白矮星，再假以一段時日，今日的太陽系中心將只見一顆超級大鑽石。.
新！!: 恒星和BPM 37093 · 查看更多 »
CD型星系
cD型星系或cD星系，是星系型態分類中的一種類型，是巨大的橢圓星系，D型的子類型，有著恆星的巨大星系暈。它們可以在一些富星系團接近中心的地區被發現，它們也被稱為超巨橢圓星系或中心主導星系。.
Celestia
Celestia是克里斯·勞瑞爾以OpenGL開發的3D天文軟體。使用者可自由遨遊於依據依巴谷星表模擬出的宇宙，且沒有速度、方向、時間的限制，並可由任何角度觀賞小至人造衛星、大至星系的各種天體。 NASA和ESA已將Celestia使用於教育和推廣計畫，和作為軌道分析軟體的介面。 Celestia是在GNU通用公共許可證下發佈的自由軟體，目前已有Microsoft Windows、Mac OS X和Linux的版本。.
新！!: 恒星和Celestia · 查看更多 »
状态方程
在物理学和热力学中，状态方程（Equation of state），也称物态方程，表达了热力学系统中若干个态函数参量之间的关系。特別是在热力学中，状态方程是一个热力学方程，描述了给定物理条件环境下物质的状态，例如其温度、压强、体积和内能。状态方程在描述流体、混合流体、固体甚至是研究恒星内部都十分有用。.
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。.
新！!: 恒星和矩尺座恒星列表 · 查看更多 »
矮恒星
恒星是恒星中一些子类别的统称。它包括：.
矮星系
星系是由數十億顆恆星組成，一種比較小的星系，比我們銀河系有二千至四千億顆恆星少了許多。大麥哲倫星系，大約有300億顆恆星，當在討論在銀河系周圍的星系時，有時也會被歸類為矮星系。 在本星系群有許多的矮星系：這些小星系多數都以軌道環繞著大星系，像是銀河系、仙女座星系、和三角座星系。 銀河系有14個已知的矮星系環繞著，參考銀河系有更多的資料。 矮星系有許多不同的分類法：.
石氏星經
原名《天文》，西漢以後被尊稱為《石氏星經》。由戰國時期魏國天文學家、占星家石申所著，共八卷，原著已失傳。.
环联星运转行星
环联星运转行星是一类处于联星系统之中，并环绕两颗恒星而非其中一颗运转的行星。考虑到联星之间较近的距离和运行轨道，该类行星只能在联星相互公转的轨道之外形成。目前确定存在环联星运转行星的联星系统只有：PSR B1620-26、开普勒16b、克卜勒34、克卜勒35、克卜勒38、克卜勒47、室女座DT、室女座NY、獅子座DP、天爐座UZ、雕具座RR、寶瓶座HU、巨蛇座NN、室女座HW、NSVS 14256825 和PH1。.
新！!: 恒星和环联星运转行星 · 查看更多 »
玉夫座恒星列表
以下是星座玉夫座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和玉夫座恒星列表 · 查看更多 »
火星96
火星96（另外稱之為火星8號）是一個俄羅斯在1996年所進行的火星太空探測計畫，與火星計畫中相同名稱的任務並無關聯性。當第二次的第四節火箭點火失敗時，探測器零件重新返回大氣層並在太平洋、智利、玻利維亞一帶解體成一條320公里長的碎片帶 火星96太空探測器是基於1988年弗伯斯1號、弗伯斯2號的架構所建造而成，兩台探測器皆堪稱當代最新設計的探測器但最終均以失敗收場；火星96的設計者也相信已經將弗伯斯太空探測器的缺陷修復，遺憾的是火星96在發射階段就宣告失敗，永遠無法證明錯誤是否已經被修正。 然而在當時火星96號稱是最重的行星際探測器，也是一項野心勃勃的探測任務。火星96包括軌道探測器、表面登陸器、表面穿透器，不僅探測方式眾多，火星96的儀器也由法國、德國等歐洲國家與美國提供，相似的儀器被用在2003年發射的火星特快車。.
火星的衛星
火星目前已知擁有2顆衛星，分別是火衛一與火衛二，都是火星從小行星帶中捕獲的天體。這2顆衛星都是在1877年由美國天文學家阿薩夫·霍爾所發現的，後來分別以希臘神話神祇福波斯及得摩斯，它們都是戰神阿瑞斯之子。除了上述兩顆衛星外，火星可能還有直徑小於50-100米的衛星，以及一個位於火衛一與火衛二之間的行星環。但是，上述天體還沒有被發現。.
獵戶座
獵戶座（Orion）是一個非常顯著的星座，也許是夜空中最出名的一個。全世界的人都能看到它那些分佈在天赤道上耀眼的星，也是各地人都認得的星座，也因此獵戶座一直有著「星座之王」的美譽，形如獵人俄里翁站在波江座的河岸，身旁有他的兩頭獵犬大犬座和小犬座，與他一起追逐著金牛座。一些其他的獵物如天兔座都在他的附近。.
獵戶座分子雲團
獵戶座分子雲團（Orion Molecular Cloud Complex，亦有譯作獵戶座分子雲複合體）是一個位於獵戶座的巨大星雲。該星雲距地球1500至1600光年，延伸數以百光年計。通過小型望遠鏡或雙筒望遠鏡可以觀測到該星雲的某些部分，其中的獵戶座大星雲更是肉眼可見。 它是天上其中一個可以肉眼看到的恆星形成區，而且恆星正在活躍地形成。該星雲中有很多原行星盤和年輕恆星。正因為恆星活躍地形成，以紅外線波長觀測到的獵戶座分子雲顯得很明亮。.
新！!: 恒星和獵戶座分子雲團 · 查看更多 »
現代物理學
近代物理學（Modern physics）所涉及的物理學領域包括量子力學與相對論，與牛頓力學為核心的古典物理學相異。近代物理研究的對象有時小於原子或分子尺寸，用來描述微觀世界的物理現象。愛因斯坦創立的相對論經常被視為近代物理學的範疇。.
球狀星團
球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像衛星的恆星集團。球狀星團因為被重力緊緊束縛，使得恆星高度的向中心集中，因此外觀呈球形。 球狀星團被發現多在星系的暈之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星團擁有更多的恆星，但球狀星團的數量相較疏散星團相對的稀少，在銀河系內迄今只發現大約150個至158個。在銀河系內也許還有10- 20個或更多個尚未被發現。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距（大約130,000光年）或更遠的距離。越大的星系擁有越多：以仙女座星系為例，可能有500個球狀星團。有些巨大的橢圓星系，特別是位於星系團中心的，像是M87，有多達13,000個球狀星團。 在本星系群擁有足夠質量的星系，都有關聯性的球狀星團，並且幾乎每個曾經探測過的大質量星系都被發現擁有球狀星團的系統。人馬座矮橢球星系和有 爭議的大犬座矮星系似乎正在將它們的球狀星團（像是帕羅馬12）捐贈給銀河系。這表明這個星系的許多球狀星團在之前是如何取得的。 雖然這些球狀團看起來包含一些最初在銀河系產生的恆星，但它們的起源和在銀河系演化中扮演的角色仍不清楚。球狀星團看起來和矮橢圓星系有著顯著的不同，它是母星系形成恆星時的一部分，而不是一個獨立的星系。然而，由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。.
球面像差
在光學中，球面像差是發生在經過透鏡折射或面鏡反射的光線，接近中心與靠近邊緣的光線不能將影像聚集在一個點上的現象。這在望遠鏡和其他的光學儀器上都是一個缺點。這是因為透镜和面鏡必须满足所需的形狀，否则不能聚焦在一個點上造成的。 球面像差與鏡面直徑的四次方成正比，與焦長的三次方成反比，所以他在低焦比的鏡子，也就是所謂的「快鏡」上就比較明顯。 對使用球面鏡的小望遠鏡，當焦比低於f/10時，來自遠處的點光源（例如恆星）就不能聚集在一個點上。特別是來自鏡面邊緣的光線比來自鏡面中心的光線更不易聚焦，這造成影像因為球面像差的存在而不能很尖銳的成象。所以焦比低於f/10的望遠鏡通常都使用非球面鏡或加上修正鏡。 在透鏡系統中，可以使用凸透鏡和凹透鏡的組合來減少球面像差，就如同使用非球面透鏡一樣。 File:Spherical_aberration_2.svg|球面像差。一個理想的鏡面(頂端)，能經所有入射的光線匯聚在光軸上的一個點，但一個真實的鏡面(底端)會有球面像差：靠近光軸的光線會比離光軸較遠的光線較為緊密的匯聚在一個點上，因此光線不能匯聚在一個理想的焦點上(圖較為誇張) File:spherical-aberration-disk.jpg|一個 點光源 在負球面像差(上) 、無球面像差(中)、和正球面像差(下)的系統中的成像情形。左面的影像是在焦點內成像，右邊是在焦點外的成像 File:spherical-aberration-slice.jpg|平行光束通過透鏡後聚焦像的縱切面，上：負球面像差，中：無球面像差，下：正球面像差。鏡子位於圖的左側 File:Circle caustic.png|thumb|來自球面鏡的球面像差.
理科
在汉语语境中，理科与文科相对，是指教育體系中对数学、物理、化學、生物、地球科學、地理等与形式科學（数理逻辑）及自然科学相关科目的统称，有别于工科、技术。 此词适用于文理分科的制度，但是在西方科学的学术概念里并没有理科这一概念。因为科学哲学在知识论影响下，很难断定数学在科学里的本体。数学通常被归纳为形式科学而不同于物理、化學、生物等学科所属的自然科学，因为自然科学是遵循从观察或实验、提出假设、做出预计到检验假设的一套完整的方法所得出的有组织体系的知识理论。一般在西方术语中会将其称为“数学与自然科学”。.
理想機械
想機械是一個不會損失能量的理想系統。能量的損失，舉例來說，可以經由任何形式的輻射、輻射熱發生。本文中所提及的能量損失並不是蓄意的，而是在能量轉換過程中無可避免的能量損失，就像太空梭消耗能量一方面使自己加速，一方面能量藉由熱能的形式散失。.
砹
砹（Astatine，--，舊訛作「鈪」、「銰」）是一種放射性化學元素，符號為At，原子序為85。地球上所有的砹都是更重的元素衰變過程中產生的。其同位素壽命都很短，其中最穩定的是砹-210，半衰期為8.5小時。科學家對這一元素所知甚少。砹在元素週期表中位於碘之下，其許多性質可以從碘推算出來，推算值與砹的已知性質相符。 人們尚未觀測過砹元素的單質，因為所有肉眼能觀察到量都會產生大量的放射性熱量，使它瞬間氣化。它的熔點很可能比碘高很多，與鉍和釙相近。砹的化學屬性與其他鹵素相似：它會與包括其他鹵素在內的非金屬形成共價化合物，估計能夠與鹼金屬和鹼土金屬形成砹化物。不過，砹正離子的化學屬性則有別於較輕的鹵素。壽命第二長的砹-211同位素是唯一一種具有商業應用的砹同位素，目前在醫學中用作α粒子射源，以診斷及治療某些疾病。由於放射性極強，所以砹的使用量非常低。 伯克利加州大學的戴爾·科爾森（Dale R. Corson）、肯尼斯·羅斯·麥肯西（Kenneth Ross MacKenzie）和埃米利奧·塞格雷在1940年發現了砹元素。由於產物極不穩定，所以他們根據希臘文「αστατος」（astatos，意為「不穩定」）將其命名為「astatine」。三年後，該元素被發現存在於大自然中，是在地殼中豐度最低的非超鈾元素，任一時刻的總量不到1克。自然界中的重元素經各種衰變途徑一共產生6種砹的同位素，原子量介乎214和219，但最穩定的兩種同位素砹-210和砹-211都不存在於自然中。.
砺石一
石一，即金牛座ψ（ψ Tau，ψ Tauri）是一个位于金牛座的恒星，距离地球约90光年。 砺石一是一颗黄白色F-型主序星，视星等为+5.21。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿中昴宿的星官砺石第一星，这也砺石一名字的来由。.
碰撞激發
撞激發是一種傳遞能量的過程，經由碰撞反應物種核的夥伴轉換成為內能。.
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。.
碳聚变
碳聚变过程是一種核融合反應，發生在質量較重的恆星（誕生時至少4 MSun以上）耗尽了核心內較輕的元素之後。它需要高溫（6×108 K）和高密度（大約2×108 kg/m3），主要过程是： 另一類為： 在氦的聚变停止後，碳聚变開始。當氦聚变時，恆星建立起一個富含碳和氧的惰性核心，一旦氦的密度降低至無法繼續聚变的水平時，核心便會因為重力而塌縮。體積的縮小造成核心的溫度和壓力上昇至碳聚变的临界溫度，這也會使圍繞著核心周圍的溫度上昇，使氦在鄰接核心的殼層內繼續聚变。於是恆星的體積增加，膨脹成為紅超巨星。 當碳聚变時，產物（氧、鎂、氖）堆積成新的惰性核。在一段時間之後（或許～一千年）碳的相对丰度將會降低至不能持續的程度，於是核心溫度開始下降並再次收縮。收縮會加熱核心使得氖开始聚变反应（參見氖融合）。圍繞著核心的碳殼層也會繼續聚变，而在更外面還有氦殼層和氫殼層在聚变。 在這個階段點上，質量在4-8倍太陽質量的恆星，變得不穩定並以巨大的恆星風將外面的殼層拋出，留下的就是以氧-鎂-氖核心的白矮星。 質量更大的恆星將繼續氖融合，但是從此刻起的演變是很快的，外殼通常來不及反應出變化。 Category:核合成.
碳閃
碳閃（Carbon detonation）是垂死的恆星重新进行劇烈的熱核融合，这通常會形成Ⅰa超新星。.
碳氮氧循環
碳氮氧循環（CNO cycle），有時也稱為貝斯-魏茨澤克-循環（Bethe-Weizsäcker-cycle），是恆星將氫轉換成氦的兩種過程之一，另一種過程是質子-質子鏈反應。 在質量像太陽或更小些的恆星中，質子-質子鏈反應是產生能量的主要過程，太陽只有1.7%的4氦核是經由碳氮氧循環的過程產生的，但是理論上的模型顯示更重的恆星是以碳氮氧循環為產生能量的主要來源。碳氮氧循環的過程是由卡尔·冯·魏茨泽克和漢斯·貝特 在1938年和1939年各別獨立提出的。 碳氮氧循環的主要反應如下"Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537： 這個循環的淨效應是4個質子成為一個α粒子、2個正電子（和電子湮滅，以γ射線的形式釋放出能量）和2個攜帶著部分能量逃逸出恆星的微中子。碳、氮、和氧核在循環中擔任催化劑並且再生。 有一個較小分支的反應，在太陽核心中發生的只佔了0.04%的量，最後的產物不是12碳和4氦，而是16氧和一個光子，取代進行的過程如下： 同樣的，碳、氮、和氧在主要的分支，而在較小分支上的氟也僅僅是穩定狀態的催化劑，不會在恆星內累積。 碳氮氧循環的主要分支稱為碳氮氧-I，小的分支稱為碳氮氧-II，在更重的恆星內還有碳氮氧-III和碳氮氧-IV兩個次要的主分支，它們開始於碳氮氧-II反應的最後階段，結果是以18氧和γ射線取代原本的14氮和氦核： 和 氧氟循環： 此處，所有參與反應的"催化劑"（碳、氮、氧的核）數量都是守恆的，而在恆星演化中核的相對比例是會改變的。無論最初的結構是如何，當這個循環在平衡狀態下，12碳/13碳核的比例是3.5，而14氮成為數量最多的核。在恆星的演化中，對流會將碳氮氧循環的產物從恆星的內部帶到表面並混合，改變觀測到的恆星成分。在紅巨星，相較於主序星，能觀測到較低比例的12碳/13碳和12碳/14氮，這些都可以證明核融合在恆星內部進行能量的世代交替。.
神秘山
山，是由哈勃太空望远镜拍摄的一幅照片，图中有大量五颜六色尘埃和气体，并且形成了崎岖陡峭的柱形结构。.
神探夏洛克小姐
《神探夏洛克小姐》（ミス・シャーロック，Miss Sherlock）是HBO Asia首部以日語發音的原創影集，由HBO Asia與日本線上影音網站Hulu所共同製作。。预定于2018年4月27日在Hulu及HBO首播，並在亚洲超過20个国家的HBO Asia旗下頻道同步播出，也可在HBO隨選視訊服務（HBO ON DEMAND）上收看。 本劇改編自英國作家亞瑟·柯南·道爾創作的系列偵探小說《福爾摩斯探案》，剧中的侦探夏洛克·福尔摩斯和其助手约翰·H·华生均改編为女性设定，分别由由竹内结子和貫地谷栞饰演，故事的背景也相应地从伦敦移至现代东京。.
新！!: 恒星和神探夏洛克小姐 · 查看更多 »
积尸
积尸，即英仙座π（π Persei），是一颗位于英仙座的恒星，距离地球约362光年。 积尸是一颗蓝白色A2V型主序星，视星等为4.7。 积尸在中国星官系统中是胃宿星官积尸的唯一一颗恒星，故名，意思为陵墓（大陵）内的尸体。 在西方的传统名字为Gorgonea Secunda，意思是戈耳工（希腊神话传说中的蛇发三姐妹之一）第二星。.
移動星群
移動星群是天文學所謂有著相似年齡、金屬量和運動（徑向速度和自行）的一群恆星。因此，在移動星群中的恆星可能幾乎在同一時間從同樣的氣體雲中形成，但它們組成的星團隨即被潮汐力打亂掉。.
科学可视化
. at wci.llnl.gov.
科学史 (1501年)
科学史上的1501年发生了众多事件，本条目撷取其中部分罗列如下：.
新！!: 恒星和科学史 (1501年) · 查看更多 »
科学大纲
以下大綱是科學的主題概述： 科学（Science，Επιστήμη）是通過經驗實證的方法，對現象（原來指自然現象，現泛指包括社會現象等現象）進行歸因的学科。科学活动所得的知识是条件明确的（不能模棱两可或随意解读）、能经得起检验的，而且不能与任何适用范围内的已知事实产生矛盾。科学原仅指对自然现象之规律的探索与总结，但人文学科也被越来越多地冠以“科学”之名。 人们习惯根据研究对象的不同把科学划分为不同的类别，传统的自然科学主要有生物學、物理學、化學、地球科學和天文學。逻辑学和数学的地位比较特殊，它们是其它一切科学的论证基础和工具。 科学在认识自然的不同层面上设法解决各种具体的问题，强调预测结果的具体性和可证伪性，这有别于空泛的哲学。科学也不等同于寻求绝对无误的真理，而是在现有基础上，摸索式地不断接近真理。故科学的发展史就是一部人类对自然界的认识偏差的纠正史。因此“科学”本身要求对理论要保持一定的怀疑性，因此它绝不是“正确”的同义词。.
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。.
空间望远镜列表
这是一个空间望远镜列表。这里列表是按电磁波谱的主要频段分类的，即自高频至低频分为伽玛射线区、X射线区、紫外线区、可见光区、红外线区、微波区和无线电区。有些望远镜工作在上述中的多个频段，它们会在每一个频段中都被列出。对于采集粒子（如宇宙射线原子核、电子等）的空间望远镜，以及探测引力波的空间望远镜（主要是LISA）也在这个表中列出。对于探测任务仅局限于太阳系，包括太阳、地球以及太阳系中其他行星的探测器则被排除在外，关于这些探测器请参见太阳系探测器列表。 当望远镜处在地心轨道上时，关于它的高度的两个参数会以千米为单位给出，分别为初始轨道的近地点和远地点，即望远镜与地球质心（准确说是望远镜与地球构成的两体系统的质心）距离的最大值和最小值。类似的，如果望远镜处在日心轨道上，这两个参数也会相应地给出，但此时的单位是天文单位（AU）。.
新！!: 恒星和空间望远镜列表 · 查看更多 »
穀神星
星（Ceres，; 小行星序號：1 Ceres）是在火星和木星軌道之間的主小行星帶中最亮的天體。它的直徑大約是，使它成為海王星軌道以內最大的小行星。在太陽系天體大小列表排名第35，是在海王星軌道內唯一被標示為矮行星的天體。穀神星由岩石和冰組成，估計它的質量佔整個主小行星帶的三分之一。穀神星也是主小行星帶唯一已知自身達到流體靜力平衡的天體。從地球看穀神星，它的視星等範圍在+6.7至+9.3之間，因此即使在最亮時，除非天空是非常的黑暗，否則依然是太暗淡而難以用肉眼直接看見。1801年1月1日意大利人朱塞普·皮亞齊在巴勒莫首先發現了穀神星。最初被當成一顆行星，随着越來越多的小天體在相似的軌道上被發現，因此在1850年代被重分類為小行星。 穀神星顯示已經有區分成岩石、核和冰的地函，並且在冰層之下可能留有液態水的內部海洋。表面可能是水冰和不同的水合物礦物，像是黏土和碳酸鹽，的混合。在2014年1月，在穀神星的幾個地區都檢測到排放出的水蒸氣。這是出乎意料之外的，在主小行星帶的大天體床不會發出水蒸氣，因為這是彗星的特徵。 美國NASA的機器人曙光號在2015年3月6日進入繞行穀神星的軌道。從2015年1月，曙光號就以前所未見的高解析度傳回影像，顯示表面有著坑坑窪窪。兩個獨特的亮點（或高反照率特徵）出現在撞擊坑內（不同於早些時候哈伯太空望遠鏡在一個撞擊坑中觀測到的影像。）；出現於2015年2月19日的影像，導致考慮可能有冰火山 或釋氣的發想。在2015年3月3日，NASA的一位發言人說，這些點符合含冰或鹽的反光物質，但不太可能是冰。在2015年5月11日，NASA釋放出高解析的影像，顯示不是一個或兩個點，實際上在高解析的影像上有好幾個。在2015年12月9日，NASA的科學家報導，穀神星的亮斑可能是一種類型的鹽類，特別是“滷水”，包括硫酸鎂等硫酸水合物（MgSO4·6H2O）；也發現這些斑點與富含氨的黏土相關聯。2015年10月，NASA釋出了由曙光號拍攝的真實色彩穀神星影像。.
端点星
端点星（Terminus）是以撒·艾西莫夫基地系列小说中一个位于银河系边缘的虚构的行星，是基地（后为基地联邦）的首都。.
第一推动丛书
一推动丛书是由湖南科学技术出版社出版的一系列科普书籍。该系列的书都是从外国科普著作中翻译过来的，已出了４辑。.
等离子体
--（又稱--）是在固態、液態和氣態以外的第四大物質狀態，其特性與前三者截然不同。 氣體在高溫或強電磁場下，會變為等離子體。在這種狀態下，氣體中的原子會擁有比正常更多或更少的電子，從而形成陰離子或陽離子，即帶負電荷或正電荷的粒子。氣體中的任何共價鍵也會分離。 由於等離子體含有許多載流子，因此它能夠導電，對電磁場也有很強的反應。和氣體一樣，等離子體的形狀和體積並非固定，而是會根據容器而改變；但和氣體不一樣的是，在磁場的作用下，它會形成各種結構，例如絲狀物、圓柱狀物和雙層等。 等離子體是宇宙重子物質最常見的形態，其中大部分存在於稀薄的星系際空間（特別是星系團內介質）和恆星之中。.
类星
类星是一类在宇宙早期形成的拥有极大质量的假想恒星。与现代恒星依靠核心内核聚变不同的是，类星的能量来源于恒星体内部的中心黑洞。 根据理论模型，当一颗核心足够大的原恒星在坍缩成黑洞时，如果恒星外壳足够大可以吸收坍缩产生的能量爆发而不被吹走(类似现在的超新星)，该恒星就会成为一颗类星。由于类星需要抵消恒星坍缩时产生的巨大能量，因此类星需要有着巨大的体积与质量。根据推算，类星的质量至少为太阳质量的100倍(2.0×1033 kg)。而质量如此大的恒星只能在宇宙形成早期在氢和氦融合成更重的元素之前才会存在(详见第三星族星)。 一旦原恒星内部的核心已经坍缩成黑洞，黑洞就会从恒星外部物质中产生大量额外能量。大量能量将抵消恒星本身的巨大引力，产生类似现代恒星核聚变的平衡。类星的寿命预计约为700万年，之后内部的核心黑洞将继续坍缩至。这些中介质量黑洞则被认为是现代超大质量黑洞的起源。据估计，类星表面的温度只有约，但其直径却达到了千米(66.85天文单位)(7,187倍太阳直径)，类星产生的光亮度与一座小星系接近。.
类星体
類星體 （quasar，，也以QSO或quasi-stellar object為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墬落，能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大：最強大的類星體的光度超過1041 瓦特，是普通星系，例如銀河系，的數千倍。 "類星體"這個名詞源自於準恆星狀電波源（quasi-stellar radio source）的縮寫，因為在20世紀50年代發現這種天體時，被認定為未知物理源的電波發射源。當在可見光的照相圖中篩檢出來時，它們類似可見光的星狀微弱光點。 類星體的高解析影像，特別是哈伯太空望遠鏡，已經證明類星體是發生在星系的中心，一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或.
系外彗星
系外彗星或太陽系外彗星是在太陽系之外，環繞著其它恆星的彗星。第一個系外彗星系是在1987年發現的，它環繞著繪架座β (老人增四)，一顆非常年輕的A型主序星。迄2013年1月7日，總共已經發現了10個這樣的系統。 天文學家使用德州麥克唐納天文台2.1米的望遠鏡發現了最後的6個彗星系統。在檢測用的望遠鏡中，發現暗淡的吸收線，被發現夜復一夜的變化著，因此天文學家認為這是"起源於撒向母恆星的彗星，因為被加熱而產生大量氣體雲造成的"。所有的系外彗星都是最近才檢測到的 － 換句話說，"鯨魚座49 (HD 9672)"、"狐狸座5 (HD 182919)"、"仙女座2"、"HD 21620"、 "HD 42111"和"HD 110411" － 被環繞的都是非常年輕的A型恆星。 系外彗星連結了研究人員對行星形成理解的重要環結。天文學家巴里·威爾士 (Barry Welsh) 對這種連結做了如下的描述： “星際塵埃在重力的影響下成為小滴，這些小滴繼續成長成為岩石，岩石結合在一起成為更大的個體 －星子 (微星) 和彗星－ 並且在最後，會成長為行星”。.
系外行星偵測法
任何行星相對於其母恆星都是極其微弱的光源。要在母恆星耀眼的光輝內同時檢測出這種微弱的光源，都有其內在的困難。因為這種緣故，只有很少的太陽系外行星被直接觀測到。 取而代之的，天文學家通常都訴諸間接的方法來偵測太陽系外的行星。目前，有好幾種間接的方法都取得了成功。.
新！!: 恒星和系外行星偵測法 · 查看更多 »
系外衛星
系外衛星泛指在系外行星周圍依照閉合軌道做週期性運行的衛星，雖然目前人類尚未發現任何系外衛星，但是理論上應該有許多衛星運行在系外行星周圍。不過要偵測到系外衛星是非常困難的。.
納拉布里恆星強度干涉儀
納拉布里恆星強度干涉儀 (NSII)是第一個測量大量恆星在可見光波長直徑的天文儀器。他是由Robert Hanbury Brown(還有其他人)設計的，他因這項工作在1971年獲得休斯勛章。它是由雪梨大學物理學院建造，座落於澳州新南威爾斯中心偏北的納拉布里。它的設計是基於較早期由Hanbury Brown和Richard Q. Twiss在英國焦德雷班克建造的光學強度干涉儀。NSII從1963年工作至1974年，曾用來測量32顆恆星的角直徑。.
新！!: 恒星和納拉布里恆星強度干涉儀 · 查看更多 »
索恩－祖特阔夫天体
索恩－祖特阔夫天体（Thorne–Żytkow object，縮寫：TŻO）是一種假設存在的恆星，是指核心有中子星存在的紅巨星或紅超巨星。這型恆星是由美國天文學家基普·索恩和波蘭天文學家於1977年提出假設。2014年時天文學家發現恆星HV 2112是可能性相當高的這型天體的候選者。.
新！!: 恒星和索恩－祖特阔夫天体 · 查看更多 »
約翰·惠勒
約翰·阿奇博爾德·惠勒（John Archibald Wheeler，），出生於美國佛羅里達州傑克遜維爾，美国理论物理学家。 惠勒雖然沒有得到諾貝爾獎，但是他無疑是美國最重要的物理學家之一。作為物理學家，惠勒最重要的工作是與玻爾合作，在1942年共同揭示了核裂變機制，並參加了研製原子彈的曼哈頓工程。他還是美國第一個氫彈裝置的主要設計者之一。作為物理學教育家，惠勒培養出了幾代美國物理學家，他指導過的博士達50位之多——當下美國宇宙學或者天體理論物理的一線人物有相當一部分是惠勒的學生。.
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。.
紅矮星
紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。它們在恆星中的數量較多，大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分一，表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多，有時更可低於太陽光度的萬分之一。又由於內部的氫元素核聚變的速度緩慢，因此它們也擁有較長的壽命。质量低于0.35太阳质量的红矮星会有充分的对流，氦元素会在恒星内部均匀分布，而不会在核心累积，紅矮星不會膨脹成紅巨星，而逐步收縮，直至氫氣耗盡。 它们会保持稳定的光度和光谱持续数千亿年，由于现在宇宙的年龄有限，还没有红矮星发展到之后的阶段。 此外人們又發現，不含「金屬」的紅矮星只佔很少（在天文學裡，「金屬」是指氫和氦以外的重元素），而根據「大爆炸」理論的預測，第一代恆星應只擁有氫、氦及鋰元素，如果這些早期恆星包括紅矮星，這些「純正」的紅矮星至今天定能繼續觀測得到，而事實卻不然，含有「金屬」的恆星佔了紅矮星的大多數。因此在宇宙形成時，能發光的第一代恆星定擁有超高質量，它們擁有極短壽命，在經過超新星爆發後，重元素得以產生，成為形成低質量恆星的所需物質。 宇宙眾多恆星中，紅矮星佔了大多數，大約73%左右。, 科学网, 2014-03-06 09:39:11 离太阳最近的65颗恒星中有50颗是红矮星。例如離太陽最近的恆星，半人馬座的南門二比鄰星，便是一顆紅矮星，其光譜分類為M5，視星等11.0。 至2005年，人們首度在紅矮星身上，發現有太陽系外行星圍繞旋轉，第一顆行星的質量與海王星差不多，日距約為600萬公里（0.04天文單位），其表面度約為攝氏150°C。2006年，人們又發現一顆與土星差不多的行星繞著另一顆紅矮星旋轉，這顆行星的日距為3.9億公里（2.6天文單位），表面溫度為攝氏零下220°C。.
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。.
紅超巨星
紅超巨星（RSG）是恆星的恆星光譜分類的約克光譜分類（光度分類）中的第一級，超巨星中的一種。雖然它們的質量不是最大的，但體積卻是宇宙中最大的恆星。 質量超過10個太陽質量的恆星，在燃燒完核心的氫元素，進入燃燒氦元素的階段之後，將成為紅超巨星。這些恆星的表面溫度很低（3500-4500 K），但有極大的半徑。已知在銀河系內最大的四顆紅超巨星是仙王座μ、人馬座KW、仙王座V354和天鵝座KY，它們的半徑都在太陽的1,500倍以上（大約是7天文單位，或是地球至太陽距離的7倍）。大部分紅巨星的半徑是太陽的200至800倍，已經足以到達並超越地球到太陽的距離。 這些巨大的恆星比起"熱真空"－沒有明確邊界的光球，只是單純的滲入星際空間內－還是非常小。它們有緩慢、密集的恆星風，而且如果核心的反應因為任何原因減緩（例如在殼層中燃燒的轉變），它們可能縮小成為藍超巨星。藍超巨星有較快速但是疏落的恆星風，能造成在紅超巨星階段已經被釋出的物質被壓迫進入擴展的殼層內 許多紅超巨星的質量都允許它們核心的最終產物是鐵元素，在接近生命期的結束時，它們將發展出來的元素會越來越重，而越重的元素也越接近核心。 相對來說，紅超巨星的階段很短暫，持續的時間只有數十萬至數百萬年。大多數大質量的紅超巨星會發展成為沃爾夫-拉葉星，而質量稍低的紅超巨星會以類似II型超新星結束它們的生命。 參宿四和心宿二是紅超巨星最著名的例子。.
織女一
織女一又稱為織女星或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恆星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恆星，僅次於大角星。它與大角星及天狼星一樣，是非常靠近地球的恆星，距離地球只有25.3光年；它也是太陽附近最明亮的恆星之一。在中國古代的「牛郎織女」神話中，織女為天帝孫女，故亦稱天孫。 天文學家對織女星進行過大量的研究，因此它「無疑是天空中第二重要的恆星，僅次於太陽」。織女星大約在西元前12,000年曾是北半球的極星，但因歲差現象地球自轉軸傾斜，再加上日月對地球各部份的引力並不一致，使地球自轉軸緩慢轉圈，週期約兩萬六千年，稱為歲差現象。，它在13,727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14'。織女星是太陽之外第一顆被人類拍攝下來的恆星，也是第一顆有光譜記錄的恆星。它也是第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一。織女星也曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是UBV測光系統用來定義平均值的恆星之一。在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置見到織女星，因為身為天文學上星等的標準，其視星等被定義為0等，因此天文學家會以織女星作為光度測定的標準。 織女星的年齡只有太陽的十分之一，但是因為它的質量是太陽的2.1倍，因此它的預期壽命也只有太陽的十分之一；這兩顆恆星目前都在接近壽命的中點上。織女星的光譜分類為A0V，其溫度比天狼星的A1V高一點。它仍处於主序星階段，透過把核心內的氫聚變成氦來發光發熱。織女星比氦重（原子序數較大）的元素豐度異常的低，織女星光度有輕微的周期性變化，因此天文學家懷疑它是一顆變星。它的自轉相當快速，赤道自轉速度是每秒274公里。離心力的影響導致恆星的赤道向外突起，溫度的變化通過光球表面在極點達到最大值。地球上的觀測者視線正朝著織女星的極點。天文學家經過測定後，得知織女星每12.5小時自轉一周，整顆恆星呈扁平狀，赤道直徑比兩極大了23%。 天文學家觀測到織女星紅外線輻射超量，顯示織女星似乎有塵埃組成的拱星盤。這些塵粒可能類似於太陽系的柯伊伯带，是岩屑盤中的天體碰撞產生的結果。這些由於塵埃盤造成紅外線輻射超量的恆星被歸類為類織女恆星。織女星盤的分布並不規則，顯示至少有一顆大小類似木星的行星環繞著織女星公轉。.
约翰·巴耳末
约翰·雅可布·巴耳末（Johann Jakob Balmer，），瑞士数学家、物理学家。主要贡献是建立了氢原子光谱波长的经验公式——巴耳末公式。.
纬度
纬度（φ）是一个地理坐标，用以确定一点在地球表面上的南北位置。纬度是一个角度，其范围从赤道的0度到南北极的90度。纬度相同的连线或其平行线，是一个与赤道平行的大圆。纬度通常与经度一起使用以确定地表上某点的精确位置。在定义经纬度的时候，做了两个抽象假设。第一，以大地水准面来代替地球的物理表面，大地水准面是一个假想的由地球上静止平衡的海平面延伸到陆地内部而形成的闭合曲面。第二，用一个数学上简单的参考表面来作为大地水准面的近似。最简单的参考表面为球面，但是用旋转椭球面来模拟大地水准面要更为准确些。经纬度在这个参考表面上的定义将在下文中详细说明，经度相同和纬度相同的点的连线共同构成了这个参考表面上的经纬网。地球真实表面上一点的纬度和其在参考表面上的对应点一致，过地球真实表面上一点作参考表面的法线，该法线与参考表面的交点即为真实表面上那一点的对应点。纬度，经度和遵循某种规范的高度共同组成了 ISO 19111 标准中所定义的地理坐标系统。 由于有不同的参考椭球面，地表上一点的纬度特征也就并不唯一。ISO标准中关于这一点的描述为：如果坐标参考系统没有完全定义，那么坐标(主要指经度和纬度)顶多是模糊不清的，至少也是毫无意义的。这对于精确的应用非常重要，比如GPS，但是，在一般的使用中，并不需要很高的精度，通常也就不提及参考椭球面。 在英文文本中，纬度通常使用小写希腊字母phi (φ)来表示。它以度、分、秒或者小数形式的度来计量，再附上N或S来表示北纬或南纬。 无论是为了使用经纬仪还是为了确定GPS卫星的轨道，纬度的测量都要求人们对地球重力场有充分的了解。研究地球的轮廓及其重力场的学科是大地测量学，这些内容将不会在此文中讨论。通过简单的名称变换，这篇文章里涉及到的地球坐标系统也可以扩展运用到月球，行星和其它天体上。 纬度数值在0至30度之间的地区称为低纬度地区；纬度数值在30至60度之间的地区称为中纬度地区；纬度数值在60至90度之间的地区称为高纬度地区。 赤道、南回归线、北回归线、南极圈和北极圈是特殊的纬线。.
经度
经度是一种用于确定地球表面上不同点东西位置的地理坐标。经度是一种角度量，通常用度来表示，并被记作希腊字母λ(lande)。子午线穿过南极和北极并把相同经度的点连起来。按照惯例，本初子午线是经过伦敦格林威治皇家天文台的子午线，是0度经线所在地。其他位置的经度是通过测量其从本初子午线向东或向西经过的角度得到的，经度的範圍为从本初子午线0° 向东至180°E 和向西至180° W。具体来说，某位置的经度是一个通过本初子午线的平面和一个通过南极、北极和该位置的平面所组成的二面角。(这就组成了一个右手坐标系，其z轴(右手拇指)从地球中心指向北极方向，其x轴(右手食指)从地球中心指向本初子午线与赤道的交点。) 如果地球是一个均质球体，那么一点的经度就等于过该点的南北铅垂面和格林尼治子午面之间夹角的角度。地球上任何地方的南北铅垂面都会包含地球的自转轴。但是地球并不是均质的，而是有很多山脉，在山脉的重力影响下，铅垂面就会偏离地球的自转轴。即便如此，南北铅垂面仍然会和格林尼治子午面相交于某个角度，该角度被称为天文经度，通过天文观测来确定。地图和GPS设备上显示的经度是格林尼治子午面与过该点的一个非严格铅垂面之间夹角的角度，该非严格铅垂面垂直于一个近似于大地水准面的椭球体表面，而不是直接垂直于大地水准面本身。 作为起点，过去其它国家或人也使用过其它的子午线做起点，比如罗马、哥本哈根、耶路撒冷、圣彼德堡、比萨、巴黎和费城等。在1884年的国际本初子午线大会上格林维治的子午线被正式定为经度的起点。東經180°即西經180°，約等同於國際日期變更線，國際日期變更線的兩邊，日期相差一日。 经度的每一度被分为60角分，每一分被分为60秒。一个经度因此一般看上去是这样的：东经23° 27′ 30"或西经23° 27′ 30"。更精确的经度位置中秒被表示为分的小数，比如：东经23° 27.500′，但也有使用度和它的小数的：东经23.45833°。有时西经被写做负数：-23.45833°。偶尔也有人把东经写为负数，但这相当不常规。 一个经度和一个纬度一起确定地球上一个地点的精确位置。纬度的每个度的距離大约相当于111km，但经度的每个度的距离从0km到111km不等。它的距离随纬度的不同而变化，沿同一緯度約等于111km乘纬度的余弦。不过这个距离还不是相隔一经度的两点之间最短的距离，最短的距离是连接这两点之间的大圆的弧的距离，它比上面所计算出来的距离要小一些。 一个地点的经度一般与它于协调世界时之间的时差相应：每天有24小时，而一个圆圈有360度，因此地球每小时自转15度。因此假如一个人的地方时比协调世界时早3小时的话，那么他在东经45度左右。不过由于时区的分划也有政治因素在里面，因此一个人所在的时区不一定与上面的计算相符。但通过对地方时的测量一个人可以算得出他所在的地点的经度。为了计算这个数据，他需要一个指示协调世界时的钟和需要观察对太阳经过子午圈的时间。由于地球在一个椭圆轨道上绕太阳旋转，这个计算和观察比上面叙述的还要复杂些。.
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。.
新！!: 恒星和绘架座恒星列表 · 查看更多 »
结合能
结合能（Binding Energy）是指两个或多个粒子结合成更大的微粒释放的能量，或相应的微粒分解成原来的粒子需要吸收的能量，这两种表述是等价的。比如质子和中子结合成原子核时放出的能量，或原子核完全分解成质子和中子时吸收的能量，就是这种原子核的结合能。在结合成原子核的过程中，结合之前质子与中子质量之和大于结合之后原子核的质量，出现质量亏损，放出能量。放出的能量可以用质能方程\Delta E.
结婚纪念日
结婚纪念日是夫妇两人结婚纪念的日子，通常以「日期」為紀念節點。例如2009年1月15日結婚，那每年的1月15日就是該夫婦兩人的結婚紀念日。 近現代，部分人们在结婚周年的时候，采用特定的礼物或名称来纪念他们的婚姻。例如禧年就發表過25周年银婚，30周年珍珠婚，35周年：珊瑚婚，40周年红宝石婚，45周年：蓝宝石婚，50周年：金婚，55周年：祖母绿婚及60周年钻石婚的說法。.
罗盘座恒星列表
以下是星座罗盘座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和罗盘座恒星列表 · 查看更多 »
网罟座恒星列表
以下是星座网罟座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和网罟座恒星列表 · 查看更多 »
美国海军天文台
美国海军天文台（英語：United States Naval Observatory，縮寫：USNO），位于美国首都华盛顿的西北部，主要工作是为美国海军、国防部等部门提供高精度的天文数据，测量地球自转、天体的运动和位置，发布美国的标准时间。.
新！!: 恒星和美国海军天文台 · 查看更多 »
美索不达米亚
美索不达米亚（阿拉米语：ܒܝܬ ܢܗܪܝܢ，Μεσοποταμία，بلاد الرافدين，Mesopotamia）是古希腊对两河流域的称谓，意为“（两条）河流之间的地方”，这两条河指的是幼发拉底河和底格里斯河，在两河之间的美索不达米亚平原上产生和发展的古文明称为两河文明或美索不达米亚文明，它大体位于现今的伊拉克，其存在时间从公元前4000年到公元前2世纪，是人类最早的文明。由于这两条河流每年的氾滥，所以下游土壤肥沃，富含有机物和矿物质，但同时该地气候干旱缺水，所以当地人公元前4000年就开始运用灌溉技术，灌溉为当地带来大规模的人力协作和农业丰产。经过数千年的演化，美索不达米亚于公元前2900年左右形成成熟文字、众多城市及周围的农业社会。 由于美索不达米亚地处平原，而且周围缺少天然屏障，所以在几千年的历史中有多个民族在此经历接触、入侵、融合的过程，苏美尔人、阿卡德人、阿摩利人、亚述人、埃兰人、喀西特人、胡里特人、迦勒底人等其他民族先后进入美索不达米亚，他们先经历史前的欧贝德、早期的乌鲁克、苏美尔和阿卡德时代，后来又建立起先进的古巴比伦和庞大的亚述帝国。迦勒底人建立的新巴比伦将美索不达米亚古文明推向鼎盛时期。但随着波斯人和希腊人的先后崛起和征服，已经辉煌几千年的文字和城市逐步被荒废，接着渐渐为沙尘掩埋，最后被人们所遗忘。直到19世纪中期，伴随考古发掘的开始和亚述学的兴起，越来越多的实物被出土，同时楔形文字逐渐被破解，尘封18个世纪的美索不达米亚古文明才慢慢呈现在当今世人面前。 苏美尔人于公元前3200年左右发明的楔形文字、公元前2100年左右尼普尔的书吏学校、三四千年前苏美尔人和巴比伦人的文学作品、2600多年前藏有2.4万块泥板书的亚述巴尼拔图书馆、有前言和后记及282条条文构成的《汉谟拉比法典》、有重达30多吨的人面带翼神兽守卫的亚述君王宫殿、古巴比伦人关于三角的代数的运算、公元前747年巴比伦人对日食和月蚀的准确预测、用琉璃砖装饰的新巴比伦城和传说中的巴别塔和巴比伦空中花园，以及各时期的雕塑和艺术品，这些成就都属于美索不达米亚这个古老的文明。.
羅伯特·因尼斯
羅伯特·托爾布恩·艾頓·因尼斯（Robert Thorburn Ayton Innes，）是一位蘇格蘭天文學家，曾在1915年發現比鄰星，也發現過許多雙星。1910年1月12日，他也是第一位觀測到1910年1月大彗星的天文學家。他曾在約翰內斯堡氣象台擔任主任，後來該氣象台以天文觀測為主，並更名為聯合天文台。英國建築師赫伯特·貝克為他設計住宅以作為天文台，今天該建築則是南非電氣工程研究所。.
新！!: 恒星和羅伯特·因尼斯 · 查看更多 »
羅斯128
羅斯128是一顆紅矮星，是恆星中第11靠近太陽系的恆星系，距離是10.89光年。它在1926年首度被法蘭克·埃爾莫爾·羅斯記錄在星表中。 這是一顆老的銀盤面星，這意味著它是低金屬量星，並且軌道接近銀河的平面。由於它在數分鐘內的週期內光度就會不可預知的顯著增加，因此被分類為一顆活動中的閃焰星。因為閃焰活動的頻率不高，它被認為是一顆被磁化的恆星，也就是有一些證據顯示恆星的星風有一些磁制動使閃焰的頻率降低，但不能確認是否淨效應。 在研究這顆恆星的多個場合的案例中顯示，這顆恆星有一顆伴星是低質量的棕矮星，在距離主星至少1天文單位的軌道上環繞者，但是迄今尚未發現任何伴星。這顆恆星也缺乏額外的紅外線輻射，而過量的紅外線輻射通常是有塵埃環在軌道中環繞恆星的指標。 羅斯128環繞銀河的軌道與銀河核心的距離從8.22至10.49千秒差距變化，軌道離心率是0.122。這個軌道會使這顆恆星在未來會更接近太陽系，大約在71,000年之後，它與太陽系的距離大約是.
真太阳
真太阳或視太陽是地球上的观察者（或任一行星的观察者）所看见的太阳。术语“真太阳”是用来对比“平太阳”（它指太阳的平均位置），以对应术语“真太阳时”和“平太阳时”。 真太阳日是以太阳为参照的地球的自转周期。由于地球公转的原因，真太阳日并不等于地球自转的恒星周期（恒星日），而是比恒星日约长3分56秒。又由于地球公转轨道是椭圆形的，根据开普勒定律，在近日点的公转速度快于在远日点的公转速度，因此一年之内不同时间的运动并不匀速，所以每个真太阳日的长短也不相等。.
猎犬座恒星列表
以下是星座猎犬座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和猎犬座恒星列表 · 查看更多 »
猶太人諾貝爾獎得主列表
諾貝爾獎（Nobelpriset，Nobelprisen），是一年頒發一次的國際獎項，其中文學、物理學、化學、生理學或醫學及和平等5個獎項於1901年首次頒發，經濟學獎則於1969年起頒發" (2007), in Encyclopædia Britannica, accessed 14 November 2007, from Encyclopædia Britannica Online: 。諾貝爾獎至今已頒給800多人，其中至少有20％是以色列或者以色列移民。 首位得到諾貝爾獎的猶太人或持有以色列国籍的是阿道夫·冯·拜尔，因成功分析出吲哚的結構而於1905年獲頒化學獎。2011年中，除了文學獎、和平獎及經濟學獎外，其他獎均有猶太人獲獎。其中，丹·谢赫特曼獲得化學獎，拉尔夫·斯坦曼及布鲁斯·博伊特勒獲生物或醫學獎，至於物理學獎則由索尔·珀尔马特、亚当·里斯連同非猶太人的布萊恩·施密特共同獲得。 一些猶太得主，如埃利·維瑟爾（1986年收到和平獎），凯尔泰斯·伊姆雷（2002年收到文學獎）是大屠殺的倖存者, Associated Press, January 16, 2006.
新！!: 恒星和猶太人諾貝爾獎得主列表 · 查看更多 »
爱丁顿光度
爱丁顿光度或者爱丁顿极限，是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射，当吸积物质累积到一定程度，辐射压(光压)会阻止物质进一步下落。此时天体作用在一个粒子上向内的引力与其受到向外的辐射压力达到平衡。平衡的状态被称为流体静力平衡。当一个恒星超过爱丁顿光度，它将从它的外层发起非常强烈的辐射驱动的星风。由于大多数恒星都远低于爱丁顿光度，它们的星风多是由较不强烈的吸收线驱动。爱丁顿光度被激发来解释吸积黑洞的观测亮度，例如类星体。.
爱德华·海斯
爱德华·海斯(Eduard Heis)是一位德国数学家暨天文学家，1806年2月18日出生于科隆，1877年6月30日在明斯特去世。 1827年海斯从毕业波恩大学后，在科隆一所学校教授数学，1832年转至亚琛任教，并在那一直呆到1852年。1852年被腓特烈·威廉四世任命为明斯特大学首席教授，1869年成为该学院院长。 他在明斯特大学期间曾对夜空进行了一系列的观测，包括银河系、黄道光、恒星及流星，这些研究都发表在他的著作中，其中包括： 海斯在明斯特大学期间对夜空进行了一系列的观测，包括银河系、黄道光、恒星及流星。这些研究都发表在他的著作中，其中包括：.
爱因斯坦卫星
爱因斯坦卫星是哈佛-史密松天体物理中心和美国宇航局研制的X射线天文卫星，于1978年11月13日发射升空，原名“高能天文台2号”（HEAO-2），为纪念著名物理学家爱因斯坦诞辰100周年而命名为“爱因斯坦卫星”。这颗卫星上面首次安装了能对X射线进行成像的大型掠射式望远镜，由4层套筒组成，口径0.6米，总接收面积为350平方厘米，分辨率能够达到3-5角秒。 截至1981年4月停止工作前，爱因斯坦卫星取得了丰富的成果，包括：首次获得了超新星遗迹的激波图像、星系团中高温气体的图像，精确测量了包括X射线双星、星系和类星体在内超过7000个X射线源的位置，发现了几乎所有当时已知的类星体都是X射线源，发现了一些的正常恒星也会发出很强的X射线辐射，还发现宇宙X射线背景辐射主要是由分立的X射线源，特别是活动星系核所贡献的。这些成果大大促进了X射线天文学的发展，爱因斯坦卫星也被认为是X射线天文学发展史上具有里程碑意义的一颗天文卫星。.
終焉的年代記
《終焉的年代記》（終わりのクロニクル）是川上稔於2003年6月至2005年12月撰寫的輕小說作品，由さとやす負責繪製插畫，已經完結。由電擊文庫出版，中文版則由台灣角川代理發行。共有7集，分14冊推出。 曾获得這本輕小說真厲害！年度作品排名的2005年第11名，2006年第5名，2007年第7名。曾在2012年出现动画化的愚人节消息。 曾经在第七卷以1091页获得电击文库最厚记录，之后被同作者的境界线上的地平线第二卷的1154页打破。.
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。.
疏散星团
疏散星團，也稱為銀河星團，是由同一個巨分子雲中的數百顆至數千顆恆星形成的集團。在銀河系中發現的疏散星團已經超過1,100個，並且被認為還存在更多。它們環繞著銀河中心運轉時，只靠著微弱的引力吸引維繫在一起，並且很容易因為與其它集團或氣體雲的近距離接觸而瓦解。疏散星團的壽命通常只有幾億年，但少數質量特別大的可以存活數十億年。相較之下，質量更大的球狀星團，擁有更多的恆星，成員彼此間的引力極為強大，可以存活的時間也更長。只有在星系的螺旋臂和不規則星系能發現疏散星團，它們只存在於恆星形成活躍區。 年輕的疏散星團可能仍然在它們形成的分子雲中，照亮它們在分子雲內創造出來的H II區。隨著時間推移，來自星團的輻射壓會將分子雲吹散。通常情況下，在輻射壓將氣體驅散之前，大約有10%質量的氣體能凝聚形成恆星。 疏散星團是研究恆星演化的關鍵天體。因為集團中的恆星成員年齡和化學成分都相仿，它們的特性（像是距離、年齡、金屬量和消光）也比單獨的恆星容易測量。有些疏散星團，像是昴宿星團、畢宿星團或英仙α星團，都可以用裸眼直接看見。還有一些，例如雙星團，則幾乎不用儀器也可以察覺它們的存在，而使用雙筒望遠鏡或光學望遠鏡還可以看見更多，野鴨星團，M11，就是個例子。.
疯狂派对
疯狂派对（英文：The Naked Now）是美国科幻电视剧星际旅行：下一代的第三集。在这一集中， 聯邦星艦企業號接到了与科学船SS康斯坦丁·齐奥尔科夫斯基号会合的任务。但随后在这艘科学船上却发生了极不寻常的事情。.
環形球儀
形球儀（也可以稱為球形等高儀或渾儀，英文縮寫為armilla或armil）是中国古代测定天体位置的一种仪器。由相应天球坐标系各基本圈的环规及瞄准器构成，与浑象（浑天仪，一种仿真天体运行的仪器）不同。其主要用作展示圍繞地球的天體軌跡。浑儀也是最早期的複雜機械儀器，其發展促進了機器的改良和設計。 中國的渾儀西汉落下闳曾制造。《朱子语类》卷二十三錄朱熹與弟子黄义刚曾討論過浑仪的原理，黄义刚曾说：“楼上浑仪可见”，表示朱熹家可能有此種儀器。《宋史·天文志一》亦載：“朱熹家有浑仪，颇考水运制度，卒不可得。” 浑儀是由有刻度的金屬圈組成，這些圓形的骨架代表天體的赤道、黃道、子午圈等。金屬球代表天體，而浑儀的中央通常是地球或太陽。中國古代的渾儀還有代表白道的圓圈和協助觀察用的窺管（作用如同望遠鏡，但沒有鏡片）。由於歷代渾儀增加的圓圈太多，妨礙觀察，元朝郭守敬把圓圈簡化，稱為簡儀。 托勒密利用大型的浑仪作為仔細的觀測工具。浑仪在中世紀末期時再度興起。丹麥天文學家第谷（1546年至1601年）建造了作天文觀測用的大型浑仪。文藝復興時間的科學家和公眾人物的畫像中，通常畫有一浑仪，畫中人其中一隻手放在浑仪上，代表他們擁有高度的智慧和知識。葡萄牙國旗上畫有浑仪。自馬努埃一世起浑仪成為該國之象徵。.
環星系
星系是外觀上有環狀結構的星系，環中包含了質量大、相對較年輕且極端明亮的藍色恆星，中央區域則僅有少量且相对昏暗的物質。因為大部分的環星系中心都是很空洞的，因此天文學家相信環星系是較小的星系穿越大星系的中心之後形成的，而且這種碰撞很少會發生恆星之間實際的碰撞。然而，穿越過大星系時造成的引力的擾動可能導致波動促成恆星的形成。.
生肖纪年
生肖纪年法，分成三种类型生肖法 、纳音生肖法和阴阳五行生肖法。生肖法指以十二生肖作为12周期循环的纪年法，因其简单易用，在生肖纪年法中最被广泛运用，而五行（纳音）生肖法和阴阳五行生肖法为西北地区独特的60周期循环纪年法。李树辉 (2006), pg.
甘伯串珠
伯串珠，也稱為甘伯1，是位於鹿豹座的一個星群 － 一群無關聯性的恆星組成的型態。它是由超過20顆視星等從5至10等，五顏六色的恆星組成的一串星鏈，長度大約是地球的衛星月球視直徑的5倍，並且可以在它的一端發現疏散星團NGC 1502。 它是由為紀念神父盧西恩·甘伯（1922-1999），一位佛朗哥修士和業餘天文學家，而命名的。他曾寫了一封信給休斯頓，描述他曾經使用7×35的雙筒望遠鏡在NGC 1502西北方發現這個翻滾而下的美麗小瀑布。 休斯頓於是將此銘記在心，並於1980年發表在" 天空與望遠鏡 "雜誌上的專欄文章：奇妙的深空（Deep Sky Wonders）中稱之為甘伯串珠。 神父盧西恩·甘伯也與另兩個星群，甘伯2（在天龍座，與小一號的仙后座造型相似的星群），和也在鹿豹座的甘伯風箏（類似風箏拖著一條尾巴），有所關聯。此外，有一顆小行星，也以其為銘以示榮耀。.
甘石星經
《甘石星经》，中国古代的天文学专著和观测记录，是世界上现存第二早的天文著作，僅次於前1800年的巴比倫星表。 中国在春秋战国时期天文学已发展，在这一时期出现了一大批天文学专著和关于天文的观测记录用以皇帝星占之用。其中齐国的天文学家甘德著有《天文星占》八卷，魏国的天文学家石申著有《天文》八卷，后人将这两部著作合为一部，取名为《甘石星经》；原著已散佚，現只能在同期之相關史籍中零碎抄錄，如《開元占經》中。.
电子
电子（electron）是一种带有负电的次原子粒子，通常标记为 e^- \,\!。電子屬於轻子类，以重力、電磁力和弱核力與其它粒子相互作用。轻子是构成物质的基本粒子之一，无法被分解为更小的粒子。电子带有1/2自旋，是一种费米子。因此，根據泡利不相容原理，任何兩個電子都不能處於同樣的狀態。电子的反粒子是正电子（又称正子），其质量、自旋、帶电量大小都与电子相同，但是电量正負性与电子相反。電子與正子會因碰撞而互相湮滅，在這過程中，生成一對以上的光子。 由电子與中子、质子所组成的原子，是物质的基本单位。相对于中子和质子所組成的原子核，电子的质量显得极小。质子的质量大约是电子质量的1836倍。当原子的电子数与质子数不等时，原子会带电；称該帶電原子为离子。当原子得到额外的电子时，它带有负电，叫阴离子，失去电子时，它带有正电，叫阳离子。若物体带有的电子多于或少于原子核的电量，导致正负电量不平衡时，称该物体带静电。当正负电量平衡时，称物体的电性为电中性。靜電在日常生活中有很多用途，例如，靜電油漆系統能夠將或聚氨酯漆，均勻地噴灑於物品表面。 電子與質子之間的吸引性庫侖力，使得電子被束縛於原子，稱此電子為束縛電子。兩個以上的原子，會交換或分享它們的束縛電子，這是化學鍵的主要成因。当电子脱离原子核的束缚，能够自由移动时，則改稱此電子为自由电子。许多自由电子一起移动所产生的净流动现象称为电流。在許多物理現象裏，像電傳導、磁性或熱傳導，電子都扮演了機要的角色。移動的電子會產生磁場，也會被外磁場偏轉。呈加速度運動的電子會發射電磁輻射。 根據大爆炸理論，宇宙現存的電子大部份都是生成於大爆炸事件。但也有一小部份是因為放射性物質的β衰變或高能量碰撞而生成的。例如，當宇宙線進入大氣層時遇到的碰撞。在另一方面，許多電子會因為與正子相碰撞而互相湮滅，或者，會在恆星內部製造新原子核的恆星核合成過程中被吸收。 在實驗室裏，精密的尖端儀器，像四極離子阱，可以長時間局限電子，以供觀察和測量。大型托卡馬克設施，像国际热核聚变实验反应堆，藉著局限電子和離子電漿，來實現受控核融合。無線電望遠鏡可以用來偵測外太空的電子電漿。 電子被广泛應用于電子束焊接、陰極射線管、電子顯微鏡、放射線治療、激光和粒子加速器等领域。.
电磁辐射
電磁辐射，又稱電磁波，是由同相振盪且互相垂直的電場與磁場在空間中以波的形式傳遞能量和動量，其傳播方向垂直於電場與磁場構成的平面。 電磁輻射的載體為光子，不需要依靠介質傳播，在真空中的傳播速度为光速。電磁輻射可按照頻率分類，從低頻率到高頻率，主要包括無線電波、微波、紅外線、可見光、紫外線、X射線和伽馬射線。人眼可接收到的電磁輻射，波長大約在380至780nm之間，稱為可見光。只要是本身溫度大於絕對零度的物體，除了暗物質以外，都可以發射電磁輻射，而世界上並不存在温度等於或低於絕對零度的物體，因此，人們周邊所有的物體時刻都在進行電磁輻射。儘管如此，只有處於可見光频域以内的電磁波，才可以被人們肉眼看到，對於不同的生物，各種電磁波頻段的感知能力也有所不同。.
电离氢区
电离氢区（H II區）是發光的氣體和電漿組成的雲氣，有時會有數百光年的直徑，是恆星誕生的場所。從這些氣體中誕生的年輕、炙熱的藍色恆星散發出大量的紫外線，使星雲環繞在周圍的氣體游離。 H II區在數百萬年的歲月中也許可以誕生成千上萬顆的恆星。最後，超新星爆炸和來自星團中質量最大的那些恆星吹出的強烈恆星風，將會吹散掉H II區的氣體，留下來的就是像昴宿星團這樣的星團。 H II區是因為有大量被游離的氫原子而得名的，天文學家同樣的將中性氫的區域稱為HI區，而H2稱為分子氫。在宇宙的遠處的H II區不會被忽略，也能被看見，對其它星系H II區的觀測，在測量距離和化學組成是很重要的研究項目。.
無線電波源
宇宙射电源是在外太空散發強烈的無線電波的天體。無線電輻射來自熱氣體、在磁場中呈螺旋運動的電子和在太空中輻射出特定波長的原子和分子。无线电发射来自于各种来源。这些物体代表了宇宙中最极端的和充满能量的物理过程。.
無敵怪醫
《無敵怪醫》(Super Doctor K，日文：スーパードクターK)及其續作《新無敵怪醫》是日本漫畫家真船一雄的醫療漫畫作品，《無敵怪醫》單行本全44卷，《新無敵怪醫》（Doctor K）單行本全10卷。主要描述擁有著高超醫術的主角─Dr.K一族於世界各地行醫救人的故事。最新的續集作品為《無敵怪醫K2》。 《無敵怪醫》中譯單行本早期於台灣發行時，時值港台盜版時期，書中人物的日文名字曾因此被譯為柯懷民、王學友、丁大垣等華人姓名。.
熱木星
熱木星（Hot Jupiters），亦稱為焙燒爐行星（roaster planets）、超級木星（epistellar jovians）和pegasids是一種系外氣體巨行星。它們的質量接近或超過木星（1.9 × 1027 kg），但与太陽系中的情况不同：木星的軌道半徑是5天文單位，成為熱木星的行星軌道與母恆星距离在0.5至0.015天文單位以內，大約只是太陽系內水星到太阳距離的八分之一至金星到太阳距離。.
熔岩行星
岩行星是表面全部或大部分被熔化的岩漿所覆蓋的一種假設的類地行星。存在這種行星的可能情況是最近遭受巨大撞擊；或非常靠近其母恆星的年輕類地行星，因為巨大的潮汐力或輻照量而使表面熔化。.
物理学
物理學（希臘文Φύσις，自然）是研究物質、能量的本質與性質，以及它們彼此之間交互作用的自然科學。由於物質與能量是所有科學研究的必須涉及的基本要素，所以物理學是自然科學中最基礎的學科之一。物理學是一種實驗科學，物理學者從觀測與分析大自然的各種基於物質與能量的現象來找出其中的模式。這些模式（假說）稱為「物理理論」，經得起實驗檢驗的常用物理理論稱為物理定律，直到有一天被證明是有錯誤為止(具可否證性)。物理學是由這些定律精緻地建構而成。物理學是自然科學中最基礎的學科之一。化學、生物學、考古學等等科學學術領域的理論都是建構於這些物理定律。 物理學是最古老的學術之一。物理學、化學、生物學等等原本都歸屬於自然哲學的範疇，直到十七世紀至十九世紀期間，才漸漸地從自然哲學中分別成長為獨立的學術領域。物理學與其它很多跨領域研究有相當的交集，如量子化學、生物物理學等等。物理學的疆界並不是固定不變的，物理學裡的創始突破時常可以用來解釋這些跨領域研究的基礎機制，有時還會開啟嶄新的跨領域研究。 通過創建新理論與發展新科技，物理學對於人類文明有極為顯著的貢獻。例如，由於電磁學的快速發展，電燈、電動機、家用電器等新產品纷纷涌现，人類社會的生活水平也得到大幅提升。由於核子物理學日趨成熟，核能發電已不再是藍圖構想，但其所引致的安全問題也使人們意識到地球環境、生態與人類的脆弱渺小。.
物质状态
物質狀態是指一種物質出現不同的相。早期來說，物質狀態是以它的體積性質來分辨。在固態時，物質擁有固定的形狀和容量；而在液態時，物質維持固定的容量但形狀會隨容器的形狀而改變；氣態時，物質不論有沒有容量都會膨漲以進行擴散。近期，科學家以分子之間的相互關係作分類。固態是指因分子之間因為相互的吸力因而只會在固定位置震動。而在液體的時候，分子之間距離仍然比較近，分子之間仍有一定的吸引力，因此只能在有限的範圍中活動。至於在氣態，分子之間的距離較遠，因此分子之間的吸引力並不顯著，所以分子可以隨意活動。電漿態，是在高溫之下出現的高度離化氣體。而由於相互之間的吸力是離子力，因而出現與氣體不同的性質，所以電漿態被認為是第四種物質狀態。假如有一種物質狀態不是由分子組成而是由不同力所組成，我們會考慮成一種新的物質狀態。例如：費米凝聚和夸克-膠子漿。 物質狀態亦可用相的轉變來表達。相的轉變可以是結構上的轉變又或者是出現一些獨特的性質。根據這個定義，每一種相都可以其他的相中透過相的轉變分離出來。例如水數種固體的相。超導電性便是由相的轉變引伸出來，因此便有超導電性的狀態。同樣，液晶體狀態和鐵磁性狀態都是用相的轉變所劃分出來並同時擁有不一樣的性質。.
特超巨星
特超巨星（Hypergiant）在約克光譜分類中的光度屬於0（是數字的零，不是字母O），位置在赫羅圖的最上方，是一種具有極高質量與光度的恆星，顯示它們質量流失非常大。.
特洛伊小行星
特洛伊群小行星是與木星共用軌道，一起繞著太陽運行的一大群小行星。從固定在木星上的座標系統來看，他們是在所謂的拉格朗日點中穩定的兩個點，分別位於木星軌道前方（L4）和後方（L5）60度的位置上。 依照原本的規範，特洛伊小行星的軌道半長軸是介於5.05至5.40天文單位，並且在是在兩個拉格朗日點的一段弧形區域內。這個規範現在也適用在其他天體的相似情況下，而在這些情形下會標示出主要的天體。例如：海王星的特洛伊小行星。 在2006年，夏威夷凱克天文台的一個小組宣佈，他們曾經測量到一個小行星（617）普特洛克勒斯（Patroclus）的密度比結冰的水還要低，因而建議這是一對小行星，而且許多特洛伊小行星都可能是雙星。彗星或柯伊伯带天體在大小和組成上（冰與包覆在外圍的塵埃），也是可能的對象。而在未來，他們可能才是主要的小行星帶天體。（reference: 2.Feb issue of Nature）.
牛頓旋轉軌道定理
在經典力學裏，牛頓旋轉軌道定理（Newton's theorem of revolving orbits）辨明哪種連心力能夠改變移動粒子的角速度，同時不影響其徑向運動（圖1和圖2）。艾薩克·牛頓應用這理論於分析軌道的整體旋轉運動（稱為拱點進動，圖3）。月球和其他行星的軌道都會展現出這種很容易觀測到的旋轉運動。連心力的方向永遠指向一個固定點；稱此點為「力中心點」。「徑向運動」表示朝向或背向力中心點的運動，「角運動」表示垂直於徑向方向的運動。 發表於1687年，牛頓在巨著《自然哲學的數學原理》，第一冊命題43至45裏，推導出這定理。在命題43裏，他表明只有連心力才能達成此目標，這是因為感受連心力作用的粒子，其運動遵守角動量守恆定律。在命題44裏，他推導出這連心力的特徵方程式，證明這連心力是立方反比作用力，與粒子位置離力中心點的徑向距離r\,\!的三次方成反比。在命題45裏，牛頓假定粒子移動於近圓形軌道，將這定理延伸至任意連心力狀況，並提出牛頓拱點進動定理（Newton's apsidal precession theorem）。 天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡在他的1995年關於《自然哲學的數學原理》的評論中指出，雖然已經過了三個世紀，但這理論仍然鮮為人知，有待發展。自1997年以來，唐納德·淩澄-貝爾（Donald Lynden-Bell）與合作者曾經研究過這理論。2000年，費紹·瑪侯嵋（Fazal Mahomed）與F·娃達（F.）共同貢獻出這理論的延伸的精確解。.
新！!: 恒星和牛頓旋轉軌道定理 · 查看更多 »
狐狸座
座（Vulpecula）是一個位於北天球銀河中的模糊星座，在天鵝座南方。17世紀末波蘭天文學家赫維留命名為「狐狸與鵝」。.
狐狸座U
座U，又名BD+20 4200，HD 185059、SAO 87447、HR 7458，是狐狸座的一颗恒星，视星等为7.14，位于銀經56.07，銀緯-0.29，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
狐狸座恒星列表
以下是星座狐狸座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和狐狸座恒星列表 · 查看更多 »
狐狸皮星雲
NGC 2264俗稱狐皮星雲、狐毛星雲或狐狸皮星雲（Fox Fur Nebula），是位於麒麟座聖誕樹星團內的星雲。.
狮子座
子座（Leo，天文符号：♌）黃道帶星座之一，面积946.96平方度，占全天面积的2.296%，在全天88个星座中，面积排行第十二位。狮子座中亮于5.5等的恒星有52颗，最亮星为轩辕十四（狮子座α），视星等为1.35。每年3月1日子夜狮子座中心经过上中天。.
狮子座恒星列表
以下是星座狮子座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和狮子座恒星列表 · 查看更多 »
狗国四
人马座59 （59 Sagittarii），拜耳命名法为人马座b，中文名狗国四，是一颗位于人马座的K-型亮巨星，视星等为4.544。 它位于星群狗國（中国古代星官称为狗国）的东南边，距离地球约1200光年，是狗國星群中最远的一颗恒星。.
相對論角動量
對論角動量是角動量在狹義相對論與廣義相對論中的數學形式與物理概念，其與傳統在古典力學中的（三維）角動量有些許差異 (GR)。 角動量是由位置與動量衍生出的物理量，其為一物體「轉動程度」的測度，也反映出對於停止轉動的阻抗性。此外，如同動量守恆對應到平移對稱性，角動量守恆對應旋轉對稱性——諾特定理將對稱性與守恆律聯結起來。這些觀念在古典力學中即相當重要，而在狹義與廣義相對論中亦佔有重要角色。透過抽象代數中的龐加萊群、勞侖茲群可描述角動量、四維動量以及其他時空中的對稱的不變性。 在古典物理中不同類別的物理量，透過相對性原理在狹義與廣義相對論中自然的統合：比如時間與空間結合為四維位置，能量與動量結合為四維動量。這些四維向量與所使用的參考系相依，參考系之間的變換關係由勞侖茲變換來聯繫。相對論角動量的關係式則不那麼明顯…古典力學中的角動量定義為位置x與動量p的叉積，產生了一個贗向量x×p；其亦可透過外積產生一個二階x∧p。 上述提到自然統合，在角動量的情形為何呢？在此有一不常提及的向量——時變質量矩（time-varying moment of mass），其非慣性矩，而是與質心的相對速度有關。時變質量矩與古典力學的角動量一起形成一個二階反對稱張量。對於旋轉的質能分佈（比如陀螺儀、行星、恆星、黑洞等），角動量張量與旋轉物體的應力-能量張量有關。 在狹義相對論情形，在自轉物體的靜止系中有一內稟角動量，類似於量子力學中的自旋，差別在於本篇談論對象是巨觀物體，而量子力學的自旋粒子是點粒子不可分割。相對論量子力學中，自旋角動量算符與軌道角動量算符加總為總角動量算符，為一張量算符。通例上，這樣的加總關係可以來描述。.
相态列表
态列表是关于各种常见（固态，液态，气态，等离子态）和不常见的相态（物质在一定温度压强下所处的相对稳定的状态）的列表，列表是根据能量密度由低到高排列。.
盾牌座恒星列表
以下是星座盾牌座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和盾牌座恒星列表 · 查看更多 »
發射光譜
射光譜是當一個元素被激發（加熱）時，在相對於電磁輻射的每一個頻率中，某些頻率的輻射強度增加的現象。 當化學元素中的電子被激發時，它會躍遷至能量較高的軌道上，而當這個電子離開激態，返回低能量的軌道時，能量會被再輻射出來，分離出來的發射譜線就是所提到的波長。注意，輻射的譜線頻率會比原來的頻率寬一些，這是譜線致寬的效應。 這個項目雖然經常提到可見光的發射光譜，但實際上它存在於整個的電磁頻譜，從低能量的無線電波到高能量的γ射線都有。 發射光譜可以用來確定材料的組成，因為在週期表上的每一種化學元素都有各自不同的發射光譜。例如，分析接收到的光譜可以確認恆星的組成。 當光線通過冷且稀薄的氣體物質會產生吸收光譜，在氣體中的原子會吸收特定的頻率，當他們再輻射出來時不會遵循原來被吸收光子的方向前行進，在原先的光譜上形成暗線（光線被吸收）。由被激發的原子輻射出來的光，不會朝向觀測者，因此這條譜線會從原來的連續光譜中消失。.
發射星雲
射星雲是能輻射出各種不同色光的电离氣體雲（也就是所謂的電漿），造成电离的原因通常是來自鄰近恆星輻射出來的高能量光子。這些不同的發射星雲有些類型是H II區，也就是年輕恆星誕生的場所，大質量恆星的光子是造成电离的來源；而行星狀星雲是垂死的恆星拋出來的外殼被曝露的高熱核心加熱而被电离的。.
白天
白晝、白天、日間，是地球表面受到日光直接或間接照射之時，即日出至日落之間。 相對之下，其它的行星，在旋轉之下也會因為被恆星照亮，也會經歷白晝的狀態。但是此處主要論述地球上的白晝。.
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.
白羊座
白羊座（Aries，天文符号：♈）是黄道十二星座之一，位于双鱼座和金牛座之间。面积441.39平方度，占全天面积的1.07%，在全天88个星座中，面积排行第三十九。白羊座亮于5.5等的恒星有28颗，其中2等星1颗，3等星1颗。每年10月30日子夜白羊座的中心经过上中天。白羊座虽然不引人注目，但在古希腊很著名，因为古代春分点就位于白羊座。现在由于岁差的关系，春分点已经移到双鱼座。 白羊座在日本称为牡羊座，即「おひつじ座」，受其影响，在大中华地区也有用牡羊座这个占星學的名称。.
白羊座27
白羊座27（27 Ari, 27 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约310光年，视星等为6.238。.
白羊座29
白羊座29（29 Ari, 29 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约94光年，视星等为6.001。.
白羊座36
白羊座36（36 Ari, 36 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约410光年，视星等为6.40。.
白羊座38
白羊座38（38 Ari, 38 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约125光年，视星等为5.17。.
白羊座4
白羊座4（4 Ari, 4 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星系统，距离地球约287光年，视星等为5.86。.
白羊座49
白羊座49（49 Ari, 49 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约210光年，视星等为5.91。.
白羊座51
白羊座51（51 Ari, 51 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球69.027805291005光年，视星等为6.62。.
白羊座55
白羊座55（55 Ari, 55 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约1100光年，视星等为5.74。.
白羊座59
白羊座59（59 Ari, 59 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约210光年，视星等为5.93。.
白羊座60
白羊座60（60 Ari, 60 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约290光年，视星等为6.14。.
白羊座65
白羊座65（65 Ari, 65 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球约300光年，视星等为6.07。.
白羊座7
白羊座7（7 Ari, 7 Arietis），是一颗位于白羊座的恒星系统，距离地球约522光年，视星等为5.76。.
百科详编
《百科详编》（Macropædia），是《大英百科全书》的第三部分；另外两部分是《百科类目》（Propædia）和《百科细编》（Micropædia）。 2007版的百科详编（Macropædia）共17卷，699篇文章按照字母顺序排列；每篇文章长度从2页到310页不等，平均为24页。所有文章几乎都有参考文献和署名贡献者，这些贡献者的名字在百科类目（Propædia）都按照首字母顺序予以列明。.
Einstein@Home
Einstein@Home，是一个由威斯康星大學密爾沃基分校主辦，基于BOINC计算平台的分布式计算项目。.
新！!: 恒星和Einstein@Home · 查看更多 »
銀河平面
銀河平面是銀河系主要的質量形成的盤狀平面，垂直於銀河平面的方向指向銀極。通常的使用，在實際的情況下，"星系平面"和"星系極"這兩個項目就是特指地球所在銀河系的平面和極點。 有些星系是不規則的，無法明確的定義盤面，即使是像銀河系一樣的螺旋星系，也會因為星星沒有完全共平面，也難以明確的定義出星系平面。在1959年，IAU使用1950年分點的曆元定義銀河系的北銀極的精確位置是RA.
螢火蟲 (電視劇)
《螢火蟲》（Firefly）是一部美國科幻電視劇，2002年9月20日於美國和加拿大首播，以傳統西部電影為原型，自然主義為設定，劇中大量使用中文，呈獻出一部與眾不同的科幻戲劇。此劇由喬斯·溫登自製自編自導，他與提姆·米尼爾（Tim Minear）共同擔任執行製片，他的製作公司「Mutant Enemy」也曾製作過電視劇《捉鬼者巴菲》和《夜行天使》。 《螢火蟲》最初在福斯頻道播映，播到第11集就遭停播，當時已錄製14集節目。此劇儘管短命，後座力卻著實驚人，不僅DVD銷售量開出長紅，還激起影迷龐大的支持運動。「溫登說：『這部電影本不該存在的，』他繼續說，『遭停播的電視劇沒有資格拍成電影，除非製片、演員和影迷能相信…這部電影意義空前。』」, 「福斯停播《螢火蟲》，激起網路影迷的強烈反彈，進而促成《衝出寧靜號》的拍攝」, 因此促成溫登與環球影業合作，將電視劇拍成電影，標題以劇中太空船為名，稱為《衝出寧靜號》。此劇首播集與電影同名，曾獲2003年艾美獎「影集類最佳視覺特效」的殊榮。 此劇時空背景設定於2517年，人類已探索遠行到新的星系。此劇講述一群異議分子駕駛一艘「螢火蟲級」太空船「寧靜號」在宇宙中冒險的故事。「寧靜號」上的角色一共九位，溫登形容此劇是「九個人望向幽深黑暗的太空中，卻看到九樣截然不同的東西。」，並探討內戰戰敗派的人事變遷，以及星系邊緣的拓荒文化。這個未來世界，只剩美國和中國兩個超級強權，兩國共組中央聯邦政府，文化相互融合，稱為「星際聯盟」。溫登表示，未來跟現代一樣，什麼都沒變：有更多的人口和更先進的科技，但是相同的政治問題與道德爭議也依然存在。.
新！!: 恒星和螢火蟲 (電視劇) · 查看更多 »
螣蛇
螣蛇，或作騰蛇，在中國古代文獻中泛指能飛行的蛇，能興霧乘雲，為中國古代的神獸之一。.
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。.
聚星
聚星需要由三顆或更多恆星在地球的角度上顯得非常接近對方。這種接近可能只是表面上看來接近，這時聚星便是視覺上的；又或者它們實際上地接近並以引力吸引著對方，這時聚星便是物理上的。, A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (July 1997), pp.
適居帶
適居帶（circumstellar habitable zone, CHZ，或稱宜居帶），是天文學上給一種空間的名稱，指的是行星系中適合生命存在的區域。適居帶中的情況有利於生命的發展，並且可能像地球般出現高等生命。。有兩種區域是有可能的，一個是在行星系內，另一個則存在于星系之中。在適合的區域內的行星和天然衛星是最佳的候選者，這些地球外的生命有能力生活在類似我們的環境下。天文學家相信生命最可能發生在像太陽系這樣的星周盤適居帶（CHZ）和大星系的星系適居帶（GHZ） 內（雖然天文學家對後者的研究才剛開始）。適居帶也許是指「生命帶」、「綠帶」或「古迪洛克帶」（Goldilocks）。在我們的太陽系中，適居帶為距離恆星0.99至1.70天文單位之間的區域。 格利泽581g是人類在紅矮星格利泽 581 （距離地球大約20光年）旁發現的第六颗行星。格利泽581g是至今在天文學家發現系外行星中，軌道理論上位於適居帶中的著名例子。目前天文學家僅發現了十幾顆行星位於適居帶中，而克卜勒太空望遠鏡則確認了54顆行星位於適居帶中。天文學家目前估計銀河系至少有500,000,000顆行星位於適居帶中。.
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。.
聯星系統
聯星系統是天文學的術語，指在空間中的兩個天體（通常是恆星、星系或小行星）彼此間有引力上的交互作用存在，因而繞著共同的質心運轉。有些定義（像是雙行星，但不是聯星）需要質心不在兩個天體的任何一個內部。聚星系統像雙星系統一樣，只是有三個或更多的天體。.
遙遠未來的時間線
雖然未來的預測永遠不可能完全準確，但如果僅限於廣泛的輪廓，則可以由現今各種知識領域的理解，預測遙遠未來的事件。這些領域包含了揭示行星與恆星形成、相互作用與死亡的天體物理學；揭示物質在最小尺度之性質的粒子物理學；預測生命如何隨時間演化的演化生物學；以及顯示千年以來地球大陸變化的板塊構造論。 所有地球、太陽系和宇宙未來的投射，都必須考慮熱力學第二定律，也就是熵（做功時所損失的能量）會隨時間的推移而增加。恆星最終會耗盡氫氣的供應並燃燒殆盡。行星與恆星之間的緊密接觸，將會使行星受到引力的影響而拋離恆星系統之外；而恆星與銀河系之間的緊密接觸，也會使恆星拋離星系之外。 最終，物質自身預計會受到放射性衰變的影響，即使是最穩定的物質也會分解成次原子粒子。目前的資料暗示著宇宙有一個扁平的幾何構造（或非常接近扁平構造），因此在有限的時間過後，不會出現自身塌陷的情形，而且在無限的未來可能會發生難以置信的大規模事件，如波茲曼大腦的形成。 本條目所列出的時間線，涵括了直到所能觸及的未來時間中，所發生的事件。其中本條目列出諸多可替換的未來事件，以用來說明尚未解決的問題，例如人類是否會滅絕，質子是否會衰變，或是當太陽膨脹成紅巨星時地球是否會存活下來等。.
新！!: 恒星和遙遠未來的時間線 · 查看更多 »
華盛頓不明飛行物事件
华盛顿不明飞行物事件（1952 Washington, D.C. UFO incident），也称华盛顿不明飞行物集中爆发（Washington flap），华盛顿国家机场目击事件（Washington National Airport Sightings）或者入侵华盛顿（Invasion of Washington），是指从1952年7月12日至7月29日间，发生于华盛顿哥伦比亚特区上空的一连串有关不明飞行物报告的事件。其中最广为人知的目击事件发生于连续两个星期的周末，7月19日-20日和7月26日-27日。不明飞行物历史学家柯蒂斯·皮伯斯（Curtis Peebles）把这次事件称作“1952年不明飞行物集中爆发的高峰”（the climax of the 1952 (UFO) flap）——“蓝皮书计划和空军之前从来没有、之后也不会经历像这样潮水般众多的不明飞行物报告。”.
新！!: 恒星和華盛頓不明飛行物事件 · 查看更多 »
鐵達尼號沉沒事故
鐵達尼號沉沒事故（英語：Sinking of the RMS Titanic）是1912年4月15日凌晨在北大西洋發生的著名船難，事發時是鐵達尼號從英國南安普敦港至美國紐約港首航的第5天，該船當時是世界最大的郵輪。1912年4月14日星期天23時40分與一座冰山擦撞前，已經收到6次海冰警告，但當瞭望員看到冰山時，該船的行駛速度正接近最高速。由於無法快速轉向，該船右舷側面遭受了一次撞擊，部分船體出現縫隙，使16個水密隔艙中的5個進水。鐵達尼號的設計僅能夠承受4個水密隔艙進水，因此沉没。 當乘客被放入救生艇時，他們使用遇險訊號彈和向外求援。根據當時航运业的慣例，鐵達尼號的救生艇系統只是用來將乘客「運送」到附近的其他船隻，而不是設計給所有人員「同時撤離」到救生艇上避難，因此在數量上遠遠不足；隨著泰坦尼克号迅速沉沒，而其他船只還有幾個小時才能抵達，許多乘客和船員无法搭乘救生艇。雪上加霜的是，糟糕的疏散管理导致許多救生艇在還沒完全裝滿乘客之前就下水。2小時40分鐘後，泰坦尼克号沉没。 當鐵達尼號沉沒時，超過一千名乘客和船員仍在船上。數分鐘後，幾乎所有跳入海中或跌入海中的人都因冷休克而死亡。客輪卡柏菲亞號在沉船約一個半小時後抵達現場，並在事故發生後九個半小時，即4月15日9時15分之前救到最後一名生還者，這艘船總共救助了710人。這次災難震驚了全世界，造成1,514人死亡，成為歷史上最嚴重的和平時期船難。这次灾难暴露出撤離期間救生艇數量嚴重不足、管理不善和三等艙乘客的不平等待遇等问题引起了廣泛爭議。隨後的調查建議促使全球海事法規進行大規模修改，1914年《國際海上人命安全公約》就是鑑於鐵達尼號沉沒事故而制定的，至今仍在規管全世界的海事安全。.
新！!: 恒星和鐵達尼號沉沒事故 · 查看更多 »
蝎虎座恒星列表
以下是星座蝎虎座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和蝎虎座恒星列表 · 查看更多 »
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。.
蝘蜓座恒星列表
以下是星座蝘蜓座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和蝘蜓座恒星列表 · 查看更多 »
類太陽恆星
類太陽恆星包括太陽型恆星、太陽相似體、孿生太陽等，是與太陽特別相似的那些恆星。這樣的分類是有階層性的，孿生是與太陽最接近的，其次是相似體，最後是太陽型。觀察這些恆星最重要的是能更好的理解太陽與其他恆星相關的各種性質，特別是恆星與行星的適居性。.
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。.
行星定義
行星定義直到2006年8月24日才有了一個比較明確且可以被接受的文字敘述。在這之前，尽管行星一詞已經被使用了數千年，但令人驚訝的是，科學界始終沒有給過行星明確的定義。進入21世紀後，行星的認定成為一個備受爭議的主題，這才迫使天文學界不得不為行星做出定義。 數千年來，「行星」一詞只被用在太陽系內。當時天文學家尚未在太陽系以外發現任何行星。但從1992年起，人類陸續發現了許多比海王星更遙遠的小天體，而且其中也不乏與冥王星大小相當者，這使得有資格成為行星的天體由原有的9顆增加至數打之多。1995年，科學家发现了第一个太阳系外行星飛馬座51b。之後，陸續發現的太阳系外行星已經有數百顆之多。這些新發現不僅增加了潛在行星的數量，且由於這些行星具有迥異的性質──有些大小足以成為恒星，有些又比我們的月球還小──使得長久以來模糊不清的行星概念，越来越有明確定義的必要性。 2005年，一顆外海王星天體，阋神星（當時編號為2003 UB313）的發現，使得對行星做明確定義的必要性升至頂點，因為它的質量比冥王星（在當時是已被定義為行星的天體中最小者）還要大。國際天文學聯合會（IAU），由各國的天文學家組成負責為天體命名與分類的組織，在2006年對此問題做出了回應，發佈了行星的定義。依據這最新的定義，行星是環繞太陽（恆星）運行的天體，它們有足夠大的質量使自身因為重力而成為圓球體，並且能清除鄰近的小天體。未能清除軌道內小天體的則被納入一個新創的分類，稱做矮行星。除了以上兩類，其他圍繞太陽運行的天體則被稱為「太陽系小天體」。 按照以上定義，太陽系有八個行星：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，而冥王星被排除在外。至2007年7月為止，已獲承認的矮行星則有冥王星、穀神星和鬩神星，2008年7月才增加了第四顆鳥神星，又於同年9月增加了第五顆妊神星。但國際天文學聯合會的這項決議並無法弭平所有爭議，部分天文學家拒絕承認此一決議。.
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。.
行星遷移
行星遷移（英文：Planetary migration）是行星或者其他恆星旁的天體和恆星周圍的盤內的氣體或者微行星交互作用時發生的現象；該現象會改變行星等天體的軌道半長軸等軌道參數。現在廣被接受的行星形成理論內容指出，原行星盤內行星不會在相當接近恆星的區域形成，因為太過靠近恆星的區域內的天體質量不足以形成行星，並且溫度過高無法讓主要含岩石或冰的微行星存在。恆星旁氣體盤還存在時，質量與地球相當行星可能會向內快速靠近恆星；這也可能會影響巨大行星（質量高於10倍地球質量）的核心形成，如果它們的形成是經由核心吸積機制的話。行星遷移是太陽系外行星中巨大質量且公轉週期極短的熱木星形成最可能的解釋。.
行星類型列表
下面是表列的行星類型：.
行星質量體
行星質量體（Planetary-mass objects），是一個質量落入行星定義範圍的天體：有足夠的質量，能以自身的重力克服剛體力，因此能呈現流體靜力平衡的形狀(接近圓球體)，但不足以像恆星一樣維持核心的氘的融合。.
衛星星系
衛星星系是受到引力影響而環繞另一個大星系的星系。 星系是由數量龐大的天體（像是恆星、行星、和星雲）組成的，雖然彼此之間沒有互相直接的聯結，但它有個質量中心，代表所有質量的平均位置。這好比相似於日常所有的物質都有質量中心，就是所有組成的原子質量平均所在的位置。 在一對互繞的星系中，如果其中一個大於另一個，大的就是"主要的"星系，較小的就是衛星。如果兩個星系幾乎是一樣的大，則會被稱為雙星系系統。 星系相互遭遇時，可以在任何的方向上發生碰撞、合併、相互撕裂、或傳送部分天體給對方。在這些情況下，困難的是得知一個星系由何處結束，而另一個又從哪裡開始。星系間的"碰撞"不會是一個星系的天體和另一個星系的天體相互的劇烈撞擊，因為星系內部的空間仍然幾乎都是空的。.
飞马座
飞马座（別名天馬座）的大四边形是秋季星空中北天区中最耀眼的星象，整个这片天区远离银河系的银盘。所以布满了明暗各异的星系。这里有一个梅西耶天体，即球状星团M15。.
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。.
新！!: 恒星和飞马座恒星列表 · 查看更多 »
飞鱼座恒星列表
以下是星座飞鱼座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和飞鱼座恒星列表 · 查看更多 »
飛馬座51b
飞马座51b(也被称为柏勒洛丰)是一颗位于飞马座、距离地球约50光年的系外行星。它是被发现的第一颗围绕类似太阳的恒星（飞马座51）运转的系外行星，同时也是热木星的原型。.
西特拉利奎
西特拉利奎（Citlalicue，意为“星裙”）也称西特拉利尼奎（Citlalinicue）、伊拉马特库特利（Ilamatecuhtli），是阿兹特克神话中，与其夫（Citlalatonac）共同创造银河系及繁星的女神。他们亦创造了死亡与黑暗.
西門·馬里烏斯
西門·馬里烏斯（Simon Marius，）是一位德国天文学家和医生。.
新！!: 恒星和西門·馬里烏斯 · 查看更多 »
西次相
西次相 (θ Leo / 狮子座θ)是狮子座的一颗恒星，也称太微右垣四，西次相的光谱型为A0，视星等为+3.4。距离地球170光年。.
西方中西星名對照表
西方中西星名對照表列出奎宿、婁宿、胃宿、昴宿、畢宿、觜宿和參宿七個天區（即白虎）所有星官的恆星，有54星官，共291星。.
新！!: 恒星和西方中西星名對照表 · 查看更多 »
馬尾三
尾三（δ Cen/半人馬座δ）是南天星座半人马座的恒星。视星等2.57，很容易用肉眼看见。基于视差测量，该星距离地球大约410光年。.
馬亞爾II
亞爾II（M31的G1），也稱為NGC-224-G1、SKHB 1、GSC 2788:2139、HBK 0-1、M31GC J003247+393440或仙女的星團，是一個繞著M31，也就是仙女座星系的球狀星團。 它的位置在距離仙女座星系核心130,000光年（40Kpc），並且是本星系群中絕對星等最亮的球狀星團，視星等為13.7等。G 1的質量被認為是半人馬座ω的兩倍，並且在核心可能有中介質量的黑洞（∼ 2 M⊙）。 它是由尼古拉斯馬亞爾（Nicholas Mayall）和O.J. Eggen在1953年首度從帕洛馬山天文台48吋施密特望遠鏡在1948年拍攝的乾版上檢出的。 由於恆星金屬量的分布很廣，包含了數個世代的恆星和許多的恆星創生期間，顯示經歷了數個世代的恆星創生，所以許多人主張他不是真正的球狀星團，許多人認為他不是個真正的球狀星團，而是被仙女座星系吞噬的矮星系殘留下的星系核心殘骸。.
香港太空館
香港太空館 （英文：Hong Kong Space Museum）位於香港九龍尖沙咀梳士巴利道10號，毗鄰香港文化中心、香港藝術館和尖沙咀鐘樓，是康樂及文化事務署轄下的博物館之一，佔地8,000平方米，於1977年動工興建，並於1980年10月開幕。太空館定期舉行各類型的天文展覽及講座，亦開放予學校，團體及公眾參觀。太空館擁有一個蛋形外殼建築，在啟用初期，因為該蛋型建築（天象廳），是一格格正方形組成，所以很多市民都稱它為「菠蘿包」。.
香港小學常識科課程
香港小學常識科課程（英文 General Studies）是香港小學教育的四大單元之一。常識科一直都是香港小學教育中除中、英、數以外第四重要的科目。不過，數十年來這科目的轉變很大。 由於常識科所涉獵的範圍非常之廣，它所需要的教學資源非常高；但另一方面，不少傳統的學校和教師仍然視這一科目為一“閒科”（現時，一般小學的上課時間表中，每周有4天是有常識科，合共5節，當中一天是有2節），拒絕對常識科投放資源，或讓常識科的老師進修。.
新！!: 恒星和香港小學常識科課程 · 查看更多 »
觸鬚星系
觸鬚星系，也稱為NGC 4038/NGC 4039或科德韋爾60/61，是在烏鴉座的一對交互作用星系，早在1785年就被威廉·赫歇爾發現。.
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。.
角分
角分（minute of angle，简称MOA），又稱弧分（minute of arc、arc minute或minute arc），是量度平面角的單位，符號為′，在不會引起混淆時，可簡稱作分。「角分」二字只限用於描述角度，不能於其他以「分」作單位的情況使用（如時間的分，或者考試分數）。 完整的周角为360度，1度等於60分，1分等於60 秒。以數學等式來表示即：.
观测天文学
觀測天文學（Observational astronomy）是天文學的一個分支，常用於取得數據以與天文物理學的理論比對，或以測量所得的物理量解釋模型的涵義。在實務上，通過望遠鏡或其他天文儀器的使用來觀測目標。 做為一門科學，天文學有些困難之處，由於距離的遙遠，要直接驗證宇宙的特性是不可能的。然而，有為數眾多的恆星可以被觀察到，已經能夠讓天文學家獲取一些事實的真相。這些觀測到的資訊所繪製成的各種圖表，與紀錄足以顯示一般的趨向。變星就是很貼切的具體例證，能藉由變星的特性，測量出遙遠天體的距離。這一種類的距離指標，足以測量鄰近的距離，包括附近的星系，進而對其他現象進行測量。.
视差
視差是從兩個不同的點查看一個物體時，視位置的移動或差異，量度的大小位是這兩條線交角的角度或半角度。這個名詞是源自希臘文的παράλλαξις（parallaxis），意思是"改變"。從不同的位置觀察，越近的物體有著越大的視差，因此視差可以確定物體的距離。 从目标看两个点之间的夹角，叫做这两个点的视差角，两点之间的距离称作基线。 天文學家使用視差的原理測量天體的距离，包括月球、太陽、和在太陽系之外的恆星。例如，依巴谷衛星測量了超過100,000顆鄰近恆星的距離。這為天文學提供了測量宇宙距離尺度的階梯，是其它測距方法的基礎。在此處，"視差"這個名詞是兩條到恆星的視線交角的角度或半角度。 一些光學儀器，像是雙筒望遠鏡、顯微鏡、和雙鏡頭單眼反射相機，會以略為不同的角度觀看物體，都會受到視差的影響。許多動物的兩隻眼睛有著重疊的視野，可以利用視差獲得深度知覺；此一過程稱為立體視覺。這種效果在電腦視覺用於電腦立體視覺，並有一種裝置稱為視差測距儀，利用它來測量發現目標的距離，也可以改變為測量目標的高度。 一個簡單的，日常都能見到的視差例子是，汽車儀表板上"指針"顯示的速度計。當從正前方觀看時，顯示的正確數值可能是60；但從乘客的位置觀看，由於視角的不同，指針顯示的速度可能會略有不同。.
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。.
觀測臺
觀測臺（observatory）是觀測天文現象或是地貌的一個場所。像天文學、气候学/气象学、地质学、海洋学及火山学都是會用到 觀測臺的學科。以前的觀測臺很簡單，例如會包括一個用來量測恒星距離的，也可以用六分儀量測和天文現象有一些對正關係的巨石阵。.
騎官四
骑官四（β Lup/豺狼座β），是一颗位于南天星座豺狼座的恒星。视星等2.68，可以用肉眼看见。基于视差测量，该星距离地球大约383光年。.
马克斯·普朗克天文研究所
克斯-普朗克天文研究所 (Max Planck Institute for Astronomy，MPIA) 是馬克斯-普朗克協會的一個研究機構。它位於德國巴登玉坦伯格display.
新！!: 恒星和马克斯·普朗克天文研究所 · 查看更多 »
马菲1
菲1是位於仙后座的一個巨大橢圓星系。一度被認為是本星系群的成員，但目前已知它屬於自己的群組：馬菲星系群（IC 342/馬菲群）。它是以發現者保羅·馬菲命名的星系，在1967年經由紅外線的輻射發現了這個星系，同時也發現了馬菲2。 馬菲1是個核心稍扁平的橢圓星系。它有一個四四方方形狀的核心，主要是老年的富金屬星。它有個藍色的小核心，有恆星在那裏繼續的生成。像所有巨大的橢圓星系，它擁有值得注意的大量球狀星團。估計馬菲1與銀河的距離在3〜4百萬秒差距，可能是距離我們最近的巨大橢圓星系。 馬菲1位於被銀河系的恆星和塵埃嚴重遮蔽的隱帶。如果沒有被遮蔽，它將是天空中最大（約滿月的四分之三大小）且最亮的星系之一。人們可以在非常黑暗的天空下使用30〜35釐米或更大的望遠鏡看見馬菲1。.
詹姆斯·卡彭特
詹姆斯·卡彭特（James Carpenter，）是英国格林尼治皇家天文台的一名天文学家。19世纪60年代，他在皇家天文学家乔治·比德尔·艾里的指导下，首次进行了对恒星电磁波谱的观察分析。1861年-1862年他成功地观察了土星环的暗面，成为当时三位观察到该特征的天文学家之一，另外二位是威廉·弗雷（William Wray）和奥托·斯特鲁维。 1871年，他与工程师詹姆斯·内史密斯（James Nasmyth）合撰了一本标题为《月球，被看作是一颗星球、一个世界和一颗卫星》的图书。书中附有有趣的月表插图-以不同角度拍摄的月表石膏模型照片，这些月表图像比从望远镜中拍摄到的照片还要逼真。这二位作者都支持月球陨石坑起源于火山的观点，但后来该理论被证明是错误的。 月球上的卡彭特环形山就是以他和埃德温·弗朗西斯·卡彭特的名字共同命名的。.
新！!: 恒星和詹姆斯·卡彭特 · 查看更多 »
高分辨率天文中心
分辨率天文中心（Center for High Angular Resolution Astronomy，缩写为CHARA）是美国佐治亚州立大学在加利福尼亚的威尔逊山天文台建造的光学干涉仪，工作在可见光以及近红外波段，由6架1米口径的望远镜组成，排列成Y字形，等效分辨率最高可相当于一台口径330米的望远镜。6台望远镜采集的光束经过真空管道传输到一个光束合成设备中，最终获得高分辨率的干涉图像，在近红外波段空间分辨率可以达到0.0005角秒。 高分辨率天文中心成立于1984年，得到了美国国家科学基金会的资助，于1996年7月13日在威尔逊山天文台动土兴建，最初设计有5台望远镜。1998年7月，凯克基金会提供了150万美元用于建造第6台望远镜以及改造光束合成设备。1999年，南边的两台望远镜获得了一幅干涉图像。2000年10月4日，高分辨率天文中心正式启用，2001年9月19日使用331米长的基线拍摄了第一幅干涉图像，这是世界上在光学波段能够使用的最长基线。截至2005年，6台望远镜中的4台已经开始工作。 该干涉仪有助于促进许多天文学分支领域的研究，特别适合于恒星天文学的研究，例如测量恒星的直径、距离，拍摄恒星表面活动的图像等，并且有望直接拍摄太阳系外行星。.
新！!: 恒星和高分辨率天文中心 · 查看更多 »
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。.
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。.
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：.
鯨魚座矮星系
魚座矮星系是一個矮橢球星系距離地球約246萬光年遠，它是本星系團的成員之一。而目前在鯨魚座矮星系裡較明亮恆星都是紅巨星。.
鯨魚座κ1
魚座κ1（κ1 Cet、κ1 Ceti）是在天球赤道上鯨魚座內的一顆黃矮星，距離大約30光年。這顆恆星被發現有著快速的旋轉，周期大約為9天。雖然尚未證實有太陽系外行星環繞著這顆恆星，但鯨魚座κ1被認為是擁有類地行星（像地球）的最佳候選者之一。這顆恆星也被懷疑是聯星，但尚未得到證實。也不要將它與距離遠了約10倍的鯨魚座κ2混淆。.
诺贝尔物理学奖得主列表
诺贝尔物理学奖是诺贝尔奖的六个奖项之一，由瑞典皇家科学院每年颁发给在物理科学领域做出杰出贡献的科学家。 根据阿尔弗雷德·诺贝尔的遗愿，该奖由诺贝尔基金会管理，由瑞典皇家科学院选出5名成员组成一个委员会来评选出获奖者。 诺贝尔物理学奖於1901年第一次頒發，由德国的威廉·伦琴獲得。每个获奖者会得到一块奖牌，一份获奖证书，以及一笔不菲的奖金，奖金的数额每年会有变化。1901年，伦琴得到150,782瑞典克朗，相当于2007年12月的7,731,004瑞典克朗。2008年，三位获奖者（小林诚、益川敏英和南部阳一郎）分享了总额为1千万瑞典克朗的奖金（略多于100万欧元，或140万美元）。该奖每年于12月10日，即阿尔弗雷德·诺贝尔逝世周年纪念日，以隆重的仪式在斯德哥尔摩音乐厅颁发。 约翰·巴丁是唯一两次获得该奖的得主，他于1956年和1972年獲獎。威廉·劳伦斯·布拉格是至今最年轻的诺贝尔物理学奖奖得主，也是诺贝尔三项科学奖项中的最年轻得主，他在1915年获奖时仅有25岁。 至今共有两位女性获得过该奖，分别是玛丽·居里（1903年）和玛丽亚·格佩特-梅耶（1963年）。在六个诺贝尔奖项中，这是女性获奖人次第二少的奖项（只多於僅一位女性得主的諾貝爾經濟學獎）。 截至2016年10月，共有203人获得过该奖。诺贝尔物理学奖有6年因故停发（1916、1931、1934、1940至1942）。.
新！!: 恒星和诺贝尔物理学奖得主列表 · 查看更多 »
豺狼座GQb
豺狼座GQb是一颗位于豺狼座、可能属于系外行星的天体，其母星为豺狼座GQ。科学家于2005年4月宣布发现该行星。它和2M1207b是第一批通过直接成像法发现的系外行星。2004年6月25日，位于智利的帕瑞纳天文台超大望远镜获得了可辨识豺狼做GQb的图像。, ESO Press Release 09/05, 2005年4月7日.
豺狼座恒星列表
以下是星座豺狼座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和豺狼座恒星列表 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和鲸鱼座恒星列表 · 查看更多 »
鳥之星 ～Aerial Planet～
《鳥之星 ～Aerial Planet～》是日本一軟件於2008年2月28日發售的PlayStation 2用冒險遊戲及模擬飛行遊戲。是第一個發表收錄以「初音未來」製作的音樂的商業產品（但並非第一個發售）。.
新！!: 恒星和鳥之星 ～Aerial Planet～ · 查看更多 »
質心
質心為多質點系統的質量中心。若對該點施力，系統會沿著力的方向運動、不會旋轉。質點位置對質量加權取平均值，可得質心位置。以質心的概念計算力學通常比較簡單。質心對應的英文有 center of mass 與 barycenter（或 barycentre，源自古希臘的 βαρύς heavy + κέντρον centre）。後者指兩個或多個物體互繞物體的質量中心。 Barycenter 在天文學和天文物理上是很重要的一個觀念。從一個物體的質心轉移一個距離至彼此的質心，可以簡化成二體問題來進行計算。在兩個天體當中，有一個比另一個大許多的情況下（在相對封閉的環境），質心通常會位於質量較大的天體之內。因而較小的天體會在軌道上繞著共同的質心運動，而較大的僅僅只會略微"抖動"。地月系統就是這樣的狀況，倆者的質心距離地球的中心4,671公里，而地球的半徑是6,378公里。當兩個天體的質量差異不大時，質心通常會介於兩者之間，而這兩個天體會呈現互繞的現象。冥王星和它的衛星夏戎，還有許多雙小行星和聯星，都是這種情況的例子。木星和太陽的質量相差雖然超過1,000倍，但因為它們之間的距離較大，也是這一類型的例子。 在天文學，質心座標是非轉動座標，其原點是兩個或多個天體的質心所在。國際天球參考系統是質心座標之一，它的原點是太陽系的質心所在之處。 在幾何學，質心不等同於重心，是二維形狀的幾何中心。.
鳳凰計畫 (美國)
於越戰時期的特種作戰行動，請參見鳳凰計畫 (越南戰爭)。關於香港足球總會的改革計劃，請見鳳凰計畫 (香港)。 鳳凰計畫是外星高智生物的項目，以分析無線電訊號的模式搜尋外星的高智生物，它是一個由位於美國加州聖塔克萊拉縣山景鎮的外星高智生物學院獨資贊助和執行的計畫。.
新！!: 恒星和鳳凰計畫 (美國) · 查看更多 »
贝蒂尔·林德布拉德
贝蒂尔·林德布拉德（Bertil Lindblad，），瑞典天文学家，银河系结构和星系动力学方面的先驱。.
新！!: 恒星和贝蒂尔·林德布拉德 · 查看更多 »
质量
在日常生活中的“重量”常常被用來表示“質量”，但是在科学上，这两个词表示物质不同的属性（参见质量对重量）。 在物理上，质量通常指物质在以下的三个实验上证明等价的属性之一：.
费尔米库斯·马特尔努斯
费尔米库斯·马特尔努斯（Julius Firmicus Maternus），约活动于公元4世纪前后。古罗马基督教作家与占星家，生活于君士坦丁堡。早年曾为上层贵族担任律师，开始著述，他致力于基督教神学以及占星术工作，为古罗马贵族所赏识。《数学》、《恒星的能力和影响》等著作均出于其手，在古代西方影响深远。.
新！!: 恒星和费尔米库斯·马特尔努斯 · 查看更多 »
费米-狄拉克统计
费米-狄拉克统计（Fermi–Dirac statistics），简称费米统计或 FD 统计，是统计力学中描述由大量满足泡利不相容原理的费米子组成的系统中粒子分处不同量子态的统计规律。该统计规律的命名源于恩里科·费米和保罗·狄拉克，他们分别独立地发现了该统计律。不过费米在数据定义比狄拉克稍早。, translated as 费米–狄拉克统计的适用对象是热平衡的费米子 (自旋量子数为半奇数的粒子)。此外，应用此统计规律的前提是系统中各粒子间相互作用可忽略不计。如此便可用粒子在不同定态的分布状况来描述大量微观粒子组成的宏观系统。不同的粒子分处不同能态，这点对系统许多性质会产生影响。自旋量子数为 1/2 的电子是费米–狄拉克统计最普遍的应用对象。费米–狄拉克统计是统计力学的重要组成部分，它利用了量子力学的一些原理。.
新！!: 恒星和费米-狄拉克统计 · 查看更多 »
超大質量黑洞
超大質量黑洞是黑洞的一種，其質量是10^5至10^9倍的太陽質量。現時一般相信，在所有的星系的中心，包括銀河系在內，都會有超大質量黑洞。.
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。.
超廣角尋找行星
超廣角尋找行星(Super Wide Angle Search for Planets, SuperWASP)是一個正在執行的用凌日法以超廣角度尋找系外行星的計畫，瞄準的範圍是覆蓋在整個天空，亮度暗至約15等的天體。 SuperWASP包含兩個機器人天文台，位在穆查丘斯罗克天文台（Roque de los Muchachos Observatory）的SuperWASP-N，和位於南非南非天文台的SuperWASP-S。每個天文台都有一個8架佳能200mm，f1.8的鏡頭，配置2K X 2K科學等級的CCD的陣列。這架望遠鏡安置在光學結構有限公司的望遠鏡用赤道儀上，佳能的大視場鏡頭給天文台每次的指向可以覆蓋500平方度的大範圍天空。 這些觀測站不斷的監視著天空，大約每分鐘可以取得一張影像，一個晚上可以得到100Gigabyte的總資料量。由SuperWASP收集的資料可以測量每一顆恆星在影像上的亮度，使用凌日法，在亮度上小小的降低就可以協助找到在母恆星前方經過的大行星。 SuperWASP 由包括財團在內的8個學術機構負責營運，其中含括加那利群島天文研究所（Instituto de Astrofisica de Canarias）、艾薩克·牛頓望遠鏡集團、基理大學、 萊斯特大學、英國公開大學、贝尔法斯特女王大学和圣安德鲁斯大学。她們希望SuperWASP能夠革新我們對行星形成過程的瞭解，為未來搜尋地球型行星的太空任務鋪路。 在2006年9月26日，這個小組報告發現了兩颗系外行星：WASP-1b (以2.5天的週期600萬公里的距離環繞恆星)和WASP-2b (以2天的週期，450萬公里的距離環繞恆星) (PDF requires acrobat reader)。 在2007年10月31日，這個小組報告誘發現了3顆系外行星：WASP-3b、WASP-4b和WASP-5b。這3顆行星都是質量和木星相似，並且各自與母恆星接近，軌道週期都短於2天。發現的這些行星都是軌道週期極短的，因此與母恆星的距離都很近，所以行星表面的溫度幾乎都超過2000℃。這些發現也使SuperWASP成為第一個也是唯一使用凌日法的觀測技術，在南半球和北半球都發現行星的團隊 (PDF requires acrobat reader)。WASP-4b和WASP-5b是WASP計劃的照相機在南非發現的第一批行星，而WASP-3b是WASP計劃的照相機在 La Palma發現的第3顆行星。 在2009年8月，宣布發現了WASP-17b，相信WASP-17是第一顆恆星自轉方向和行星公轉方向相反的行星。.
新！!: 恒星和超廣角尋找行星 · 查看更多 »
超低溫矮星
超低溫矮星（Ultra-cool dwarf）是指光譜為M型的的恆星或亞恆星，並且表面有效溫度低於。TRAPPIST-1是超低溫矮星中最廣為天文界所知道的一個例子。.
超级地球
超级地球是指一种绕行恒星公转，因质量约为地球的二點五到十倍，被归类在温度较热且较无冰层覆盖的类海王星与体积大小近似地球之行星中间的星体。 自从2005年格利泽876d被尤金尼亞·里維拉（Eugenio Rivera）所率领的团队发现之后，相继有数颗超级地球被世人发现。地球做为太阳系中最大的类地行星，其所身处的太阳系并不包含这一类能被当作范例的行星，举凡那些体积大过地球的行星，质量至少都在其十倍以上。.
超金属
超金属是电子简并态物质的别称，是通常物质在超高压下形成的，由原子核紧密排列，浸泡在自由电子海洋中的物质状态。（普通金属是金属阳离子浸泡在自由电子海洋中的物质状态） 最简单，也是实验室能够得到超金属的是金属氢，因为氢没有内层电子，其金属化后，所有电子都处于简并气体状态。金属氢存在于多数气态氢行星（例如木星）的内核。因为金属氢中的质子既是普通阳离子，又是原子核，因此金属氢也是唯一既属于超金属，又属于通常金属的物质。 而最常见的电子简并态物质存在于白矮星，即物质在1400000大气压下，其原子中的电子被挤出，形成类似金属中的电子气体。原子核紧密排列，密度相当大，就成为了超金属。.
超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
超新星候選列表
超新星候選列表是天文學家提出將成為超新星前身的恆星。II型超新星的前身包括演化至最後階段的質量仍然大於10倍太陽質量的恆星(在這個質量範圍內的恆星，著名的例子包括心宿二、角宿一、天社一 仙王座μ和五合星團中的一些成員。)。Ia型超新星的前身是接近錢德拉塞卡極限，經由伴星吸積至大約是1.38太陽質量的白矮星。這張表也包括大質量的沃夫-瑞葉星，它們可能會成為Ia/Ib超新星。.
新！!: 恒星和超新星候選列表 · 查看更多 »
超新星閃光人
《超新星閃光人》（原題：超新星フラッシュマン﹑Flash Man，台譯：超新星 閃電武士）是日本東映公司在1986年製作的「超級戰隊系列」第10部特攝作品。於1986年（昭和61年）3月1日至1987年（昭和62年）2月21日每周五18：00 - 18：25於朝日電視台播映，全50話。這組強調的是五人從遙遠的星系上，拯救地球免於侵略者攻擊的英雄故事，從這組開始，他們的戰鬥機器人，已開始增加了一位新的機器人，之後的戰隊，就一直出現兩位以上的戰鬥機器人。.
超新星早期预警系统
超新星早期預警系統 (SNEWS)是個檢測微中子的網路，可以為天文學家提供銀河系或鄰近的星系，像是大麥哲倫星系、大犬座矮星系等的超新星早期預警。在紅巨星等恆星塌縮時，在核心會產生大量的微中子。在目前的模型中，這些微中子是在超新星的亮度高峰之前發出的，所以原則上微中子檢測器可以提前給天文學家一個超新星已經產生，可能很快就能看到的警訊。來自超新星SN 1987A的微中子脈衝在光子抵達之前3小時就已經被工作中的SNEWS檢測到。 目前SNEWS的成員包括Borexino、超級神岡、LVD、SNO和IceCube。目前SNO 正在進行升級為SNO+的計畫，暫時不能參與檢測工作。 ，SNEWS沒有提供任何的超新星警訊。.
新！!: 恒星和超新星早期预警系统 · 查看更多 »
跨大西洋系外行星搜尋計劃
跨大西洋系外行星搜尋計劃（Trans-atlantic Exoplanet Survey，TrES，或譯為大西洋兩岸太陽系外行星調查、跨大西洋太陽系外行星調查）是使用分別位於羅威爾天文台、帕洛马山天文台和加那利群岛的三個口徑 4 英吋望遠鏡尋找太陽系外行星的一項計劃。該計劃使用小型且相對廉價的望遠鏡組成特別設計觀測太陽系外行星通過恆星盤面的網路。.
新！!: 恒星和跨大西洋系外行星搜尋計劃 · 查看更多 »
鹿豹座Z
鹿豹座Z（Z Cam）是在鹿豹座的一顆激變變星SIMBAD, (accessed 2012-03-20)，它的視星等在界乎於10.0至14.5之間變化。它是鹿豹座Z型變星的原型。 File:Gas Shell Around Z Cam.jpg|環繞著鹿豹座Z的氣體殼層。 File:Z Camelopardalis GALEX.jpg|紫外線觀測下的鹿豹座Z 。.
麥哲倫雲
麥哲倫雲（包括大麥哲倫雲與小麥哲倫雲）皆為不規則的矮星系，可能都環繞著我們的銀河系，因此是屬於本星系群的伴星系。 雖然近年發現了有比它們更接近銀河系的星系，但仍然在一般人習慣與科普書上寫成最近的星系。.
麥哲倫橋
麥哲倫橋（Magellanic Bridge）是連接大小麥哲倫雲的一條由中性氫組成的氣流 。它的特徵是氣體的金屬量很低，並且僅曾在其中發現少量的恆星 Lehner, Nicolas.
麒麟座環
麒麟環是由恆星組成，像環形燈絲般環繞銀河系三次的一個細長的複雜結構。它被建議是大犬座矮星系在銀河系數十億年的潮汐力作用下被撕裂出來的星流殘留物，而其中的一部分已經與銀河系合併。然而，這個觀點與過程長久以來都有著爭議。這個環長達20萬光年和1億個太陽質量。.
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。.
新！!: 恒星和麒麟座V838 · 查看更多 »
麒麟座恒星列表
以下是星座麒麟座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和麒麟座恒星列表 · 查看更多 »
軫宿三
軫宿三（δ Crv/烏鴉座δ），其英文傳統名稱為Algorab，是一顆位于南天星座烏鴉座的恆星三等星，距离太阳87光年。.
軫宿一
軫宿一（γ Crv、烏鴉座γ）是烏鴉座之中最亮的恆星。 烏鴉座γ的英語傳統命名為“Gienah”來自于阿拉伯語（al-janāħ al-ghirāb al-yaman），意為“烏鴉的右翼”，但是現代的星圖卻把它當作烏鴉的左翼。其英文名Gienah与天鹅座ε完全相同。Gienah Corvi（或Gienah Ghurab）可以用来区分天鹅座的Gienah（天津九）。.
軫宿二
烏鴉座ε（ε Crv、ε Corvi或軫宿二）是一顆位于烏鴉座的恆星，其英文傳統名稱為Minkar，中文的為軫宿二。 烏鴉座ε的視星等為+3.02，光譜型為K2 III，約距離地球303光年。 Coordinates (equinox J2000).
軫宿四
烏鴉座β（Beta Crv、β Corvi、β Crv、軫宿四）是烏鴉座之中第二亮的恆星，大約距離地球140光年，是一顆G型亮巨星。其視星等介乎于2.60和2.66。.
黃特超巨星
黃超巨星(Yellow hypergiant star)，一般而言是大氣層向外擴展的大質量恆星，在恆星光譜的分類上屬於晚期A型至早期K型，初始質量通常介于20-60倍的太陽質量，但也有的文章认为，金属度很少的情况下，原初质量60—90倍的恒星，也有可能出现一个很短暂的黄特超巨星阶段。黄特超巨星往往损失了很多质量，有的文章甚至认为失去了多達一半的質量。黃特超巨星，像是在仙后座的仙后座ρ，曾經被觀測到周期性的爆發，造成相對性的周期性和連續性的光度變暗。在宇宙中，黃特超巨星似乎極為罕見，由於它們消耗核燃料的速率非常的快速，黃特超巨星在摧毀自己成為大質量超新星或極超新星之前，存活在主序帶上的時間通常只有數百萬年。 也有的文章认为，少数质量和光度很大的黄特超巨星，很有可能属于被抛出的气体壳层遮掩的高光度蓝变星。.
黑体辐射
黑体辐射指处于热力学平衡态的黑体发出的电磁辐射。黑体辐射的电磁波谱只取决于黑体的温度。 另一方面，所謂黑體輻射其實就是光和物質達到平衡所表現出的現象。物質達到平衡，所以可以用一個溫度來描述物質的狀態，而光和物質的交互作用很強，如此光和光之間也可以用一個溫度來描述（光和光之間本身不會有交互作用，但光和物質的交互作用很強）。而描述這關係的便是普朗克分佈（Planck distribution）。黑体辐射能量按波长的分布仅与温度有关。 黑体不仅仅能全部吸收外来的电磁辐射，且散射电磁辐射的能力比同温度下的任何其它物体强。 对于黑体的研究，使自然现象中的量子效应被發现。 黑体作为一个理想化的物体，在现实中是不存在的，因此现实中物体的辐射也与理论上的黑体辐射有所出入。但是，可以观察一些非常类似黑体的物质发出的辐射，例如一顆恆星或一個只有單一開口的空腔所发出的辐射。舉個例來說，人們觀測到宇宙背景輻射，對應到一個約3K的黑體輻射，這暗示宇宙早期光是和物質達到平衡的。而隨著時間演化，溫度慢慢降了下來，但方程式依然存在。（頻率和溫度的效應抵銷）.
黑馬星雲
黑馬星雲或 大黑馬是一個巨大的暗星雲，從地球上觀察，遮蔽了銀河中心上方的一部分。黑馬星雲位於蛇夫座（捕蛇人）的南方，靠近著名的天蝎座和人馬座的交界處。 這個黑暗的星雲區域被稱為黑馬，是因為它的外觀像是馬的側面剪影，並且在背景炙熱的恆星和恆星雲襯托之下顯得英姿煥發。他也會被稱為"大黑馬"，因為他是天空中的暗星雲中最大的之一（以視大小量度）。 在大黑馬的後面（他的臀部和後腿）有另一個被稱為菸斗星雲的暗星雲，它本身就擁有 B59、B77和B78 三個編號（B代表天文學家愛德華·愛默生·巴納德的暗星雲表）。蛇幢星雲從黑馬星雲延伸至蛇夫座ρ星雲物質。 要使用肉眼觀察大黑馬需要非常黑暗的天空，也就是說必須在沒有光汙染，不受都市和工业影響的環境下。.
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」。.
軒轅十四
軒轅十四（α Leo /獅子座α）為星官軒轅的第十四星，是獅子座最明亮的恆星（主星），英文名Regulus，也是全天空二十五顆最明亮的恆星之一，為第21亮的恆星。 軒轅十四是一顆白色主序星，距離地球約77.5光年，是距离地球最近的B型主序星。在地球上看它位于獅子座的「心臟」位置。軒轅十四被認為是最黯淡的1等星，因為排在它之後的弧矢七的視星等為+1.5等，被天文學界視為是一顆2等星。.
黄道
道是太阳在天球上的视运动轨迹，它是黄道坐标系的基准。另外，黄道也指太阳视运动轨迹所在的平面，它和地球绕太阳的轨道共面（看起来像是太阳绕着地球转） 。太阳的视运动轨迹并不能经常被观测到，地球自转产生了日出与日落的变化，这掩盖了太阳相对其他星星运动的轨迹。 黃道是在一年當中太陽在天球上的視路徑，看起來它在群星之間移動的路徑，明顯的也是行星在每年中所經過的路徑。更明確的說，它是球狀的表面（天球）與黃道平面的交集；以幾何學來描述，它是包含地球環繞太陽運行的平均軌道平面。 西方的黃道（ecliptic）一詞是從蚀（eclipse）發生的地方延伸出來的。 由于地球公转受到月球和其他行星的摄动，地球公转轨道并不是严格的平面，即在空间产生不规则的连续变化，这种变化包括多项短周期的和一项缓慢的长期运动。短周期运动可以通过一定时期内的平均加以消除，消除了周期运动的轨道平面称为瞬时平均轨道平面。.
黄超巨星
黃超巨星（yellow supergiant，缩写为“YSG”）是光譜類型為F或G的超巨星，這一類型恆星的初始質量介於10至40太陽質量之間，並且多數會在演化過程中損失超過一半的質量。質量低的恆星光度也較低，會被歸類為黃巨星，但高質量的也不會發展成為藍超巨星。 多數離開主序帶的黃超巨星只會在這個階段維持數千年，很快的就會冷卻並且膨脹成為紅超巨星，所以他們比紅超巨星更為罕见。黃超巨星在耗盡核心的氫之後，在核心外層繼續燃燒氫。核心的氦在某一個點被順利地點燃，並發展成為紅巨星，但模型的變異上不能確定是在黃超巨星階段，還是在成為紅超巨星階段之後才點燃了氦。 黃超巨星位於赫羅圖上的不穩定帶，因為它們的動態會導致溫度和亮度的不穩定。在不穩定帶觀測到的恆星多數都是變星，像是次巨星的天琴RR變星、巨星的室女W型變星（第二型造父變星）、和較亮的巨星和超巨星的經典造父變星。此外，有許多罕見的黃超巨星變星，像是金牛座RV型變星，後來被認為是前AGB星和北冕座R，極不尋常的是幾乎沒有氫的富碳星。上述的不穩定帶還發現更不穩定的黃特超巨星（也就是更為明亮），有著更不規則的脈動和大質量的損失。多數的黃特超巨星不是已經成為紅超巨星，就是演化成為bluewards。然而，至少HD 33579是個例子，它是首度演化成為紅超巨星的一個例子。 並不期望在從黃超巨星階段演化成為紅超巨星階段之前會發生超新星爆炸，然而目前並不清楚後紅超巨星的黃特超巨星是否會坍塌形成一顆超新星。然而發光能力不足以成為後紅超巨星超新星，可與黃超巨星有關聯，祖先可能是黃超巨星的超新星屈指可數。如果可以證實，然後解釋一顆中等質量，核心為氦核的恆星，怎麼會導致核心崩潰成為超新星。這種情況的候選人，明顯的是某種形式互動下的聯星。.
黄润乾
润乾（），中国天体物理学家。生于北京，籍贯湖南衡山。1958年毕业于德国耶拿大学（当时中文译名：席勒大学）。1999年当选为中国科学院院士。 中国科学院国家天文台云南天文台研究员。 曾任中国天文学会副理事长、云南省科协常务理事。.
輻射壓
輻射壓(Radiation pressure)（亦稱光壓）是電磁輻射對所有暴露在其下的物體表面所施加的壓力。如果被吸收，壓力是流量密度除以光速；如果完全被反射，輻射壓將會加倍。例如，太陽輻射的能量在地球的流量密度是1370 W/m2，所以吸收狀態下的輻射壓是 4.6 µPa（參考氣候模型）。.
較差自轉
較差自轉，又名差動自轉。是指一个天体在自转时不同部位的角速度互不相同的现象。較差自轉在大多数非固体的天体中存在，比如星系、恒星、巨型气体行星等等；太陽系內則在太陽、木星和土星的表面出現。.
轨道 (力学)
在物理学中，轨道是一个物体在引力作用下绕空间中一点运行的路径，比如行星绕一颗恒星的轨迹，或天然卫星绕一颗行星的轨迹。行星的轨道一般都是椭圆，而且其绕行的质量中心在椭圆的一个焦点上。 当前人们对轨道运动原理的认识基于爱因斯坦的广义相对论，认为引力是由时空弯曲造成的，而轨道则是时空场的几何测地线。为了简化计算，通常用基于开普勒定律的万有引力理论来作为相对论的近似。.
新！!: 恒星和轨道 (力学) · 查看更多 »
轨道速度
天体，一般是行星，天然卫星或人造卫星以及聚星系统中的恒星的轨道速度，是指该天体环绕系统的质心，通常是一个较大质量天体运转的速度。它即可被用来表示天体完成一周运转的平均轨道速度，也可指其瞬间轨道速度，即其运行在某个特定点上的速度。 天体运行在轨道任一点上的速度能够通过该点与中心天体的距离计算出来；而天体的轨道能量则与其所在位置无关，轨道能量等于动能加势能之和。 故，在理想状态下轨道速度(v\)为：.
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）。.
轉動的黑洞
轉動的黑洞是擁有角動量的黑洞。.
迈克耳孙-莫雷实验
迈克耳孙－莫雷实验是为了验证“以太”存在与否而做的一个实验，1887年由阿尔伯特·迈克耳孙与爱德华·莫雷合作在美国的克利夫兰进行。.
新！!: 恒星和迈克耳孙-莫雷实验 · 查看更多 »
迈克耳孙测星干涉仪
迈克耳孙测星干涉仪（Michelson stellar interferometer）是最早被提出并建造的天文干涉仪之一，它的概念首先由美国物理学家阿尔伯特·迈克耳孙和法国物理学家阿曼德·斐索在1890年提出，而迈克耳孙和美国天文学家弗朗西斯·皮斯於1920年在威尔逊山天文台使用它首次测量了恒星的角直径。 在此之前，恒星尺寸（角直径）的测量是天文学上的一大难题，这是由于传统光学天文望远镜的角分辨率受到物镜口径的限制，即使是人类能制造的最大的天文望远镜，其角分辨率也大约只有10-2弧度秒的量级，无法达到测量普通恒星所需的分辨率。迈克耳孙测星干涉仪利用干涉条纹的可见度随扩展光源的线度增加而下降的原理，将恒星看作一个平面非相干光源，从而可以很巧妙地测量恒星的角直径。 最初设计的迈克耳孙测星干涉仪的长度约为6米，架设在口径为2.5米的胡克望远镜之上。其中两面平面镜M1、M2的最大间距为6.1米，并且是可调的；而平面镜M3、M4的位置是固定的，等於1.14米。当有星光入射到干涉仪上时，两组平面镜所构成的光路是等光程的，从而会形成等间距的干涉直条纹，而条纹间距为 这里f\,是望远镜的焦距，d\,是平面镜M3和M4之间的距离。而平面镜M1和M2之间的距离相当於扩展光源的线度，当M1和M2靠得很近时干涉条纹的衬比度接近於1，随着两者间距增加衬比度会逐渐下降为零。如果认为恒星是一个角直径为2\alpha\,，光强均匀分布的圆形光源，其可见度由下面公式给出 其中u.
新！!: 恒星和迈克耳孙测星干涉仪 · 查看更多 »
进贤 (恒星)
进贤（室女座k，k Vir，室女座44，44 Vir）是室女座的一颗恒星，光谱型A3V。.
新！!: 恒星和进贤 (恒星) · 查看更多 »
进贤 (消歧义)
进贤可以指：.
新！!: 恒星和进贤 (消歧义) · 查看更多 »
錫安國家公園
錫安國家公園（英文：Zion National Park），亦譯為宰恩國家公園，是一個位於美國西南部猶他州史普林戴爾（Springdale, Utah）附近的國家公園。這個佔地共229平方英里（593平方公里）的國家公園的首要景點是錫安峽谷，長15英里（24公里），並且有半英里（800米）深，其紅色與黃褐色的納瓦霍砂岩（Navajo Sandstone）被維琴河（Virgin River）北面支流所分割。其他著名特色有白色大寶座（Great White Throne）、棋盤山壁群、科羅布拱門（Kolob Arch）、三聖父與維琴河隘口（Virgin River Narrows）等。錫安與科羅布峽谷地帶的地質包含了九個意味著由150,000,000年前的中生代沉積作用而成的岩層。在該段時間的不同時期，暖流、淺海、小河、池塘與湖泊、大量沙漠和乾澡的近岸環境覆蓋了此地區。與科羅拉多高原形成有關的隆起運動使得該地區由10,030,000年前開始逐漸隆起了10,000英尺（3,000米）。 人類由大約在8,000年前開始於此地區居住，那時只有小數美洲原住民家族；其中一支家族在西元300年成為了半遊牧編筐時期的阿納薩齊印第安人（Anasazi）。隨著遊牧生活的減少，這族人在500年移居至維琴河附近。另一族人，費瑞蒙人（Parowan Fremont）亦在此居住。兩族人在1300年左右神秘地消失，並且被派盧士人（Parrusits）與少數其他南方派尤特人（Paiute）亞族所取代。摩門教徒在1858年發現了這峽谷，並在1860年代初期在此定居。1909年，米鄺杜域國家保護區（Mukuntuweap National Monument）成立，以保護此峽谷，而在1919年這國家保護區被擴張並改名為錫安國家公園（錫安是古希伯來語，意為避難所或聖殿）。而科羅布（或譯口拉卜、柯洛伯，Kolob）部份在1937年被宣佈為一個獨立的錫安國家保護區，並在1956年合併至錫安國家公園。 其位於科羅拉多高原、大盆地與莫哈維沙漠地區的交界，因此具有獨特的地理環境與變化眾多的生物帶，容許更多不尋常的植物與動物種類生存。共有289種鳥類、75種哺乳類動物（包括了19種蝙蝠）、32種爬蟲類與無數品種的植物棲息於公園內的四個區域：沙漠、河岸、林地與針葉樹林。較為特出的巨型土壤動物包括了美洲獅、騾鹿與金雕，並且有重新引入的加州禿鷲與大角羊。而常見的植物品種有杜松（Juniper Pine）、槭（Boxelder）、灌木蒿與眾多不同的柳樹。.
霹雳 (星官)
霹雳星官图 霹雳是中国古代星官之一，属于二十八宿的壁宿，意为“雷神”。它位于现代星座划分的双鱼座，含有5颗恒星。《石氏星经》载： 清代的钦天监编纂的《仪象考成》补增星8颗，位于现代星座的双鱼座和飞马座。后修订的《仪象考成续编》再补星1颗。.
新！!: 恒星和霹雳 (星官) · 查看更多 »
霹雳一
霹雳一（β Psc，双鱼座β）是双鱼座的一颗恒星，英文俗名Fum al Samakah，源于阿拉伯语فم السمكة fum al-samakah，意为"鱼嘴" (注意与Fomalhaut的区别)。 霹雳一光谱型为B6Ve，视星等+4.53，距离地球约492光年。 双鱼座, β Category:B-型主序星 Category:双鱼座 Category:有固有名的恆星 Category:霹雳 (星官) 217891 113889 双鱼座, 04.
霹雳二
霹雳二 （γ Psc / 双鱼座γ）是双鱼座的第二亮星，距离地球约130光年。它光谱型为G9III，颜色偏黄，表面温度为5,000到6,000度。这比太阳表面温度稍低。它半径为11倍太阳半径，光度为61倍太阳光度，视星等为3.69。它在14亿年前曾经是一颗A2光谱型的白色恒星。 据称 它俗名为Simmah，源于巴比伦的鱼神。 霹雳二在天空中每年移动3/4弧秒，这对应130光年之外对应的是145km/s。这意味着它是来自银河系另一部分的访客；从天文学意义上来说，它将很快远离太阳附近。它的金属度只有太阳的四分之一，可能它所来源的银盘外金属量较低，碳-氮含量也较低。 霹雳二位于双鱼座一个称作“小环”的星群里。.
霹雳五
霹雳五（ω Psc / 双鱼座ω）是双鱼座的一颗恒星，距离地球约106光年，光谱型F4IV。它是一颗亚巨星或矮星，表面温度约6,600开。它可能是一个密近双星系统。通过光谱变化推测其绕行周期为2.16天，但后来被证明是错误的。如果该星是一颗独立的恒星，它的光度为太阳的20倍，质量为太阳的1.8倍。 据称霹雳五的俗名为Vernalis，即拉丁语的“春天的”意思，因为该星位于春分点。 在佛氏星号和希腊字母的编号、以及含有专名的恒星中，霹雳五是赤经最大的恒星。由于地轴以26,000年的周期摆动，在2013年，霹雳五的赤经将会变为0h。它是双鱼座小环东边的第一颗星。.
蜜蜂三
蜜蜂三 (α Mus/苍蝇座α)是位于南天拱极星座苍蝇座的恒星。视星等2.69，它是苍蝇座的最亮星。根据视差测量，该星距离地球大约315光年。 恒星分类B2V-IV，随着核心的氢正在慢慢耗尽，该星将会逐渐演化离像是太阳的主序星成为次巨星。它比太阳大，有8倍太阳质量和5倍太阳半径。其光度是太阳的4,520倍，温度为21,900K，表面呈蓝-白色。 蜜蜂三是一颗仙王座β型变星。它自转相当快速，投影恒星自转速度为114km/s，估计年龄大约1800万年。 该星是天蝎-半人马星协中下半人马-南十字次分群的成员，是距离太阳最近的OB星协。蜜蜂三的本动速度为10km/s，虽然比较高，但还不足以被认为是逃逸星。.
范马南星
没有描述。
蜘蛛星云
NGC 2070 是位于剑鱼座大麦哲伦星系中的一個弥漫星云，亦稱蜘蛛星雲（Tarantula Nebula）或剑鱼座30（30 Doradus）。蜘蛛星云一开始被人们认为是一颗恒星，直到1751年法国天文学家尼可拉·路易·拉卡伊才发现它其实是一个星云。.
郭守敬
郭守敬（），字若思，邢台人，中國元朝的天文學家、數學家和水利學家。.
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。.
能量均分定理
在经典統計力學中，能量均分定理（Equipartition Theorem）是一種聯繫系統溫度及其平均能量的基本公式。能量均分定理又被稱作能量均分定律、能量均分原理、能量均分，或僅稱均分。能量均分的初始概念是熱平衡時能量被等量分到各種形式的运动中；例如，一个分子在平移運動时的平均動能應等於其做旋轉運動时的平均動能。 能量均分定理能够作出定量預測。类似于均功定理，对于一个给定温度的系统，利用均分定理，可以計算出系統的總平均動能及勢能，從而得出系统的熱容。均分定理還能分別給出能量各個组分的平均值，如某特定粒子的動能又或是一个彈簧的勢能。例如，它預測出在熱平衡時理想氣體中的每個粒子平均動能皆為(3/2)kBT，其中kB為玻爾兹曼常數而T為溫度。更普遍地，無論多複雜也好，它都能被應用於任何处于熱平衡的经典系統中。能量均分定理可用於推導经典理想氣體定律，以及固體比熱的杜隆-珀蒂定律。它亦能夠應用於預測恒星的性質，因为即使考虑相對論效應的影響，该定理依然成立。 儘管均分定理在一定条件下能够对物理现象提供非常準確的預測，但是當量子效應變得显著時（如在足够低的温度条件下），基于这一定理的预测就变得不准确。具体来说，当熱能kBT比特定自由度下的量子能級間隔要小的時候，該自由度下的平均能量及熱容比均分定理預測的值要小。当熱能比能級間隔小得多时，这样的一個自由度就說成是被“凍結”了。比方說，在低溫時很多種類的運動都被凍結，因此固體在低溫時的熱容會下降，而不像均分定理原測的一般保持恒定。對十九世紀的物理學家而言，這种熱容下降现象是表明經典物理学不再正確，而需要新的物理学的第一個徵兆。均分定理在預測電磁波的失敗（被稱为“紫外災變”）普朗克提出了光本身被量子化而成為光子，而這一革命性的理論對刺激量子力學及量子場論的發展起到了重要作用。.
胃宿一
胃宿一，即白羊座35（佛兰斯蒂德命名法），是一颗位于白羊座的恒星，距离地球370光年，视星等为+4.65，光谱类型是B3V。 虽然胃宿一在白羊座算是比较亮的恒星，但由于这颗恒星在历史上属于一个现代被废弃的星座北蝇座，因此没有希腊字母的拜耳命名。白羊座39在中国星官系统中属于西方白虎七宿中胃宿第一星，因此被称为胃宿一 。.
胃宿二
没有描述。
航海九星
航海九星是指中国古代的航海家依据长期的航海经验，确定的9颗恒星，它们近似均匀地依赤经分布，而且赤纬都不超过南北30°，每两颗之间相距40度左右。通过观测这些恒星，来判断方向。 航海九星是：.
鈹-8
鈹-8，是一种鈹的同位素。有4個中子和質子，氧化態為0時有4個電子，是一個放射性同位素。.
船尾座恒星列表
以下是星座船尾座的主要恒星列表，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。.
新！!: 恒星和船尾座恒星列表 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和船帆座恒星列表 · 查看更多 »
船底座x
船底座V382，也稱為船底座x (x Car)，是在船底座的一顆恆星。 船底座V382是一顆黃色的G-型特超巨星，平均視星等為 +3.93，與地球的距離為5930.90 光年。它是一顆造父變星，變光範圍在 +3.84 至 +4.02，大小高達太陽的747倍。这个恒星是一个变幅微小的变星，类似造父变星但未能得到其具体变光周期。根据该星的大小和温度可以大致推算出该星的全波辐射光度，大约为太阳的48万倍。 船底座 x Category:船底座 Category:造父變星 Category:特超巨星 Category:G-型特超巨星 船底座V382.
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。.
新！!: 恒星和船底座恒星列表 · 查看更多 »
阳历
陽曆（又稱太陽曆，Solar Calendar），為據地球圍繞太陽公轉軌道位置，或地球上所呈現出太陽直射點的週期性變化，所制定的曆法；不據月亮的月相周期，歲實為365.2421897日，有大小月之分，一、三、五、七、八、十、十二月各三十一日；四、六、九、十一月各三十日。而二月平年二十八日，閏年二十九日。 在華語文化中，「陽曆」一詞有時會被特指為公曆，以與中國傳統的農曆或陰曆有所區別。.
阿德里安·范·馬納恩
阿德里安·范·馬納恩（Adriaan van Maanen，）是一位荷蘭－美國天文學家，也是范馬南星的發現者。.
新！!: 恒星和阿德里安·范·馬納恩 · 查看更多 »
阿雷西博天文台
阿雷西博天文台（Arecibo Observatory）1963年11月1日正式在位于波多黎各的阿雷西沃山谷中開光（開始觀測），2016年之前是世界上最大的单面口径電波望遠鏡。该望远镜直径达305米，后扩建为350米，由史丹佛國際研究中心、国家科学基金会與康奈尔大学管理。阿雷西博望远镜是固定望远镜，不能转动，只能通过改变天线馈源的位置扫描天空中的一个带状区域。 1974年，为庆祝改造完成，阿雷西博望远镜向距离地球25,000光年的球状星团M13发送了一串由1,679个二进制数字组成的信号，称为阿雷西博信息。如果信息被地外智慧生命所接收並正確解讀，会得到如右图所示的信息，从上到下依次为：用二进制表示的1-10十个数字、DNA所包含的化学元素序号、核苷酸的化学式、DNA的双螺旋形状、人的外形、太阳系的组成、望远镜的口径和波长。向球状星团M13发送信息的原因是其中的恒星分布比较密集，被地外智慧生命接收的可能性较大。 阿雷西博射电望远镜因其壮观的外形受到影视作品的青睐。007系列黄金眼和电影《接觸未來》的部分场景是在这里拍摄的。.
新！!: 恒星和阿雷西博天文台 · 查看更多 »
阿耶波多
阿耶波多（आर्यभट、IAST: ，或譯阿里亚哈塔，阿耶波多一世，公元476年－550年）是5世纪末印度的著名数学家及天文学家。他的作品包括《阿里亚哈塔历书》，分四部分。書中提供了精確度達5個有效数字的圓周率近似值。此外，他還根據天文觀測，提出日心說，並發現日月食的成因。另外，印度在1975年發射的第一顆人造衛星以他的名字命名。.
阿斯特赖俄斯
阿斯特莱欧斯（古希腊语：στράιος，字面意思为“星辰升起”）希腊神话中的一个提坦。 根据赫西俄德的《神谱》，阿斯特莱欧斯是提坦神克利俄斯与欧律比亚的儿子，帕拉斯和珀耳塞斯的兄弟。伪阿波罗多洛斯的说法与赫西俄德一致。但是，许癸努斯提供了另外一种谱系；他说阿斯特莱欧斯并非提坦，而是一个癸干忒斯，係由该亚与塔耳塔罗斯所生。 阿斯特莱欧斯的名字表明他是一个与天体有关的神。他曾经参加过提坦神族反对宙斯的战争（所谓神祇-提坦战争）。 阿斯特莱欧斯的配偶是黎明女神艾奥斯。他们生育了许多黑夜中的行星，包括：法厄农（土星），皮罗厄斯（火星），福斯福耳与赫斯珀洛斯（金星），以及斯堤耳班（水星）。希腊神话中的四位风神（艾乌洛斯、波雷阿斯、兹德弗洛斯和诺托斯）也是阿斯特赖俄斯与艾奥斯所生。.
阵车
阵车是中国古代星官之一，属于二十八宿的东方七宿的氐宿，含有3颗恒星。 清代编成的星表《仪象考成》增加2星。.
赤纬
赤纬（英文Declination；縮寫為Dec；符號為δ）是天文学中赤道座標系統中的两个坐标数据之一，另一个坐标数据是赤经。赤纬与地球上的纬度相似，是纬度在天球上的投影。赤纬的单位是度，更小的单位是“角分”和“角秒”，天赤道为0度，天北半球的赤纬度数为正数，天南半球的赤纬的度数为负数。天北极为+90°，天南极为-90°。值得注意的是正号也必须标明。 例如，织女星的确切赤纬（曆元2000.0）为+38°47'01"。 在观测者天顶的赤纬与該觀測地的纬度相同。.
赫羅圖
赫羅圖（英语：Hertzsprung–Russell diagram，简写为H–R diagram或HR diagram或HRD）是丹麥天文學家赫茨普龙及由美國天文學家罗素分別于1911年和1913年各自獨立提出的。後來的研究發現，這張圖是研究恆星演化的重要工具，因此把這樣一張圖以當時兩位天文學家的名字來命名，稱為赫羅圖。赫羅圖是恒星的光譜類型與光度之關係圖，赫羅圖的縱軸是光度或絕對星等，而橫軸則是光譜類型或恒星的表面溫度，从左向右遞減。恒星的光譜型通常可大致分為O.B.A.F.G.K.M七种，有一個簡單的英文口訣便于记诵这七种类型，即"Oh Be A Fine Girl(Guy).
赫比格-哈羅天體
赫比格-哈羅天體（Herbig-Haro object或HH天體）是宇宙中由新生恆星所形成、狀似星雲的天體。新誕生的恆星以秒速將近數百公里的高速不斷噴出氣體，這些氣體會與恆星周圍的氣體雲和灰塵雲激烈碰撞、產生光芒。赫比格-哈羅天體普遍存在於恆星生成區，在單一新生恆星的極軸附近常可見到排成一列的多個赫比格-哈羅天體。 赫比格-哈羅天體是相當短暫的天文現象，不會持續超過數千年。在氣體持續發散至星際物質中時，赫比格-哈羅天體也就漸漸模糊不可見。哈伯太空望遠鏡觀察了數個複雜的HH天體，其中有些正在消逝，另外一些因為與星際物質的碰撞漸趨激烈而越來越明亮。 HH天體最早在19世紀由美國天文學家舍本·衛斯里·伯納姆（Sherburne Wesley Burnham）所觀測，但當時被紀錄為一發射星雲。直到1940年代，美國天文學家喬治·赫比格與墨西哥天文學家吉列爾莫·哈羅才開始分別對HH天體展開研究，並確認了HH天體是恆星演化的過程。如今赫比格-哈羅天體即是為紀念兩人的貢獻而命名。.
新！!: 恒星和赫比格-哈羅天體 · 查看更多 »
閣道二
阁道二（ε Cas/仙后座ε）是位于仙后座的一个恒星。英文名Segin。视星等3.37，是仙后座最亮的恒星之一。它距离太阳大约410光年。.
開元占經
《開元占經》，唐朝太史監瞿曇悉達在開元年間主持編纂的占星術書。整理中國很多有關占星術、天文學的資料。《開元占經》中包含了印度天文曆書納瓦格拉哈歷的漢譯本《九執歷》。他於718年將印度數字「〇」（零）引入中國，以此來代替算籌。曾經亡佚，明末在古佛像腹中又發現抄本。.
藍巨星
藍巨星（Blue Giant）是恆星的恆星光譜分類中的第III級，光譜型為O或B型，為巨星的其中一種。藍巨星擁有极高的亮度，絕對星等一般为-2至-5.5等，表面溫度10,000K-55,000K。蓝巨星通常具有相当大的质量，大多数蓝巨星质量在太阳的5到25倍之间，少数O型的蓝巨星质量会更高。蓝巨星具有非常高的亮度，通常蓝巨星的总辐射能量在太阳的800倍(B9.5III)到太阳的10万倍（O8III）之间，一些O2/O3型的蓝巨星亮度则高达太阳的150万倍。蓝巨星拥有较高的表面温度，导致蓝巨星的大小远远不如同光度的黄色/红色巨星。蓝巨星的直径通常在太阳的6-20倍之.更大的则是蓝超巨星。.
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。.
新！!: 恒星和藍矮星 (紅矮星階段) · 查看更多 »
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。.
藤田良雄
藤田良雄（）日本天文学者。生于福井县福井市。萩原雄祐的学生。尽管其老师是天体力学的权威，但他却在天体物理学方面取得了更大的成就。.
钱德拉X射线天文台
钱德拉X射线天文台（Chandra X-ray Observatory，缩写为CXO），是美国宇航局（NASA）于1999年发射的一颗X射线天文卫星，以美国籍印度物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡命名，為大型轨道天文台计划的第三颗卫星，目的是观测天体的X射线辐射。其特点是兼具极高的空间分辨率和谱分辨率，被认为是X射线天文学上具有里程碑意义的空间望远镜，标志着X射线天文学从测光时代进入了光谱时代。.
新！!: 恒星和钱德拉X射线天文台 · 查看更多 »
蒂加登星
蒂加登星（Teegarden's Star），又称为SO J025300.5+165258，是一颗位于白羊座的M-型红矮星（也有可能是棕矮星），距离太阳系12光年。虽然它离地球很近，但却非常昏暗，视星等仅有15等，只能通过大型望远镜才能看到。这颗恒星的自行很大，每年约以5角秒的速度向东南方向移动，目前已知仅有七个恒星系统的自行比它快。.
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。.
那美克星
那美克星（ナメック星；Namek）是《七龙珠》中登場的虛構行星，為故事中主要角色短笛的故鄉。智能生物主要为--（Namekian）。此行星的命名由來是來自蛞蝓的日本語稱呼。.
蓝移
蓝移也称蓝位移，与红移相对。在光化学中，蓝移也非正式地指浅色效应。 藍移是一個移動的發射源在向觀測者接近時，所發射的電磁波（例如光波）頻率會向電磁頻譜的藍色端移動（也就是波長縮短）的現象。 這種波長改變的現象在相互間有移動現象的參考座標系中就是一般所說的都卜勒位移或是都卜勒效應。 當一般將星光的紅移被視為是宇宙膨脹的證據時，天文学中同样有很多蓝移现象，例如：.
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。.
银晕
銀暈是由星系的主要部分向外延伸、大致成球形、可見的組成部分。它可能具有下面幾種組成性質中的任何一部分或好幾種：.
锝
锝（--）是一種化學元素，其原子序數是43，化學符號是Tc。其所有同位素都具有放射性，是原子序最小的非穩定元素。地球上現存的大部分鍀都是人工製造的，自然界中僅有極少量存在。在鈾礦中，鍀是一種自發裂變產物；在鉬礦石中，鉬經中子俘獲后可以生成鍀。鍀是一種銀灰色的金屬晶體，其化學性質介於錳和錸之間。 在鍀發現以前，德米特里·門捷列夫就已經預測了它的許多性質。在他的周期表中，門捷列夫把這種尚未發現的元素叫做“類錳”，符號為Em。1937年，鍀（準確的說是鍀-97）成為第一個大部分由人工製造的元素。它的英文名來自希腊語τεχνητός，意為“人造”。 鍀的短壽命同位素鍀-99m具有γ放射性，廣泛用於核醫學。鍀-99僅具有β放射性。商業上，鍀的長壽命同位素是反應堆中鈾-235裂變的副產物，可以從乏燃料中提取得到。鍀最長壽命的同位素是鍀-98（半衰期為420萬年）。1952年，有人在壽命超過十億年的紅巨星中發現了鍀-98，讓人們認識到恆星可以製造重元素。.
鄰近恆星列表
這份清單包含距離太陽系5秒差距（16.3光年）內所有已知的恆星和棕矮星。除了太陽系之外，目前已知在這個距離內還有56個恆星系統。這些系統共包含60顆進行氫融合的恆星（其中50顆是紅矮星）、13顆棕矮星和4顆白矮星。儘管這些天體相對而言都很接近地球，但是只有9顆的視星等小於6.5等，這意味著這些天體只有大約12%是可以用裸眼看見。除了太陽之外，只有三顆是明亮的1等星：南門二（半人馬座α星）、天狼星（大犬座α星）、和南河三（小犬座α星）。這些天體全部都位於銀河系獵戶臂的本地泡。.
膨胀宇宙的未来
有物理宇宙學家指出，膨胀宇宙的未来很可能會為繼續膨胀。若果事實如此，宇宙將因其膨胀而繼續冷卻，並會達到並不足以支持生命的溫度。因此，膨胀宇宙的未来又稱為大凍結。.
新！!: 恒星和膨胀宇宙的未来 · 查看更多 »
重力波背景
重力波背景（Gravitational wave background，簡稱為GWB）是在偵測重力波上，可能偵測到的目標。偵測到重力波背景將會對早期宇宙的研究及高能物理有深遠的影響。重力波背景即是由天體放出來的重力波會形成一個隨機分布的背景。例如：一個質量夠大的恆星在其演化的最終階段會塌陷而形成黑洞或中子星，以超新星爆炸來說，在其最終階段會有一段快速的塌陷，而此時重力波理論上就會被釋放出來。此外，在快速旋轉的中子星中，其會受重力波驅使而有不穩定性。 一直以來都有很多研究在進行重力波背景的量測。在2016年2月11號，雷射干涉重力波天文台（LIGO）及處女座干涉儀（Virgo）共同宣布他們於2015年9月時第一次直接觀測到重力波。他們所觀察到的是兩個黑洞碰撞造成的可觀測重力波，這也是要發現重力波背景的第一步。.
重力昏暗
重力昏暗，也相對的被稱為重力增亮，是一顆恆星快速自轉使它的形狀成為扁橢球體時，例如獅子座的軒轅十四，造成的一種天文現象。 當恆星成為扁橢球體，它的赤道直徑會遠大於極直徑。結果是極區有較大的表面重力、溫度和亮度。因此，極區是重力增亮，而赤道呈現重力昏暗。 恆星成為扁橢球體 (並且因而產生重力昏暗) 是因為自轉產生的離心力 (慣性力) 在恆星上創造了向外的額外力量。離心力以數學表示為： 此處m是質量 (在本例中是恆星的小體積元素)， \Omega是角速度，和 \rho是與自轉軸的距離。以恆星為例，\rho的值在赤道最大，並且在極點最小。這意味著在赤道相較於極點有著較大的離心力。離心力將質量推離自轉軸，其結果是整體的氣體壓力在赤道減少。這會造成在赤道的氣體密度減少，並且溫度也較低。.
重元素
重元素，指的是除去氢和氦之外的所有化学元素。一切重元素由氢与氦通过恒星内部核聚变反应产生。在恒星爆发成为超新星之后，重元素会扩散到宇宙空间中去。 由于在宇宙形成初期没有任何重元素，所以早期星体重元素含量很低。每种元素的含量叫做丰度。银河系晕中的球状星团中找到银河系内年龄最老的恒星，它的重元素相对丰度只及太阳的0.2％。 目前发现的最重元素是Og。.
量 (数学)
量是非負實數，更簡單來說是其長度。.
量子力学
量子力学（quantum mechanics）是物理學的分支，主要描写微观的事物，与相对论一起被认为是现代物理学的两大基本支柱，许多物理学理论和科学，如原子物理学、固体物理学、核物理学和粒子物理学以及其它相关的學科，都是以其为基础。 19世紀末，人們發現舊有的經典理論無法解釋微观系统，於是經由物理學家的努力，在20世紀初創立量子力学，解釋了這些現象。量子力學從根本上改變人類對物質結構及其相互作用的理解。除透过广义相对论描写的引力外，迄今所有基本相互作用均可以在量子力学的框架内描述（量子场论）。 愛因斯坦可能是在科學文獻中最先給出術語「量子力學」的物理學者。.
量子引力
量子引力，是對引力場進行量子化描述的理論，屬於萬有理論之一。研究方向主要嘗試結合廣義相對論與量子力學，是當前物理學尚未解决的問題。當前主流嘗試理論有：超弦理論、迴圈量子重力理論。引力波的发现，为量子引力理论提供了新的佐证。.
臨界宇宙
臨界宇宙是指一種宇宙存在的型態，其密度參數\Omega\,.
自由枪骑兵
是一部太空战斗经营模拟游戏，Digital Anvil制作，Microsoft Game Studios发行。本于1999年由克里斯·罗伯茨（Chris Roberts，Digital Anvil创始人）首次公开，但由于制作计划数次延期以及制作组被微软收购，游戏直到2003年才正式发售。 本游戏允许玩家驾驶一架星际战机在数十颗恒星及其行星系之间游历。玩家可以作为商船队护卫与敌对的战机进行格斗，也可以投身于海盗事业。在停靠于空间站与行星时，玩家可以寻找雇主或进行贸易。在单人游戏中玩家扮演自由职业者（本作由此得名）Edison Trent，从外星人手中拯救整个天狼星域。本作的剧情是线性的，但随着剧情的发展对玩家行动的限制将一一解除，直到单人游戏通关后再无任何限制。在多人游戏下，玩家从一开始就是完全自由的。 罗伯茨本来承诺提供更多的游戏体验，例如支持数千玩家在线的多人模式，自动飞行控制和动态的经济体系。但最终发售的版本并未具备这些功能。本作最初公布的技术展示非常吸引人，但由于制作组被微软收购以及罗伯茨的离职，导致一些评论认为本作可能沦为雾件。游戏最终发布后，评论认为本作虽然品质不俗，但与当初的承诺仍有差距。.
自然
自然（英文：Nature），是指不断运行演化的宇宙萬物，包括生物界和非生物界两个相辅相成的体系。 人类所能理解地自然现象有：生物界的基因模因、共识主动、意识行为、社会活动和生态系统等；宇宙间的天使粒子、次原子粒子、星系星云和黑洞白洞等。 人类不能理解地宗教信仰、灵魂观念和神明信念等现象，被称为超自然现象。 从对超自然现象的探索，到对自然现象的认知，是人类逐渐理解自己、适应生存环境和丰富社会活动的过程。例如，古时，火是神明，日月星辰是超自然现象；如今，卫星、电视、电脑和手机成为了神话中的千里眼和顺风耳；区块链成了全球共识共享的无字天书。.
自转
自轉，是指物件自行旋轉的運動，物件會沿著一條穿过本身的軸旋轉，這條軸被稱為「自轉軸」。一般而言，自轉軸都會穿越天體的質心。 恆星和行星都會自轉，小天體亦大多會自轉。作為天體的集合體，星系也會自轉。 如果行星自轉軸在長期運動中漸漸偏離原有方向，即會產生歲差, Western Washington University Planetarium.
自轉週期
自轉週期是一個天文學的物體繞著自己的轉軸，相對於背景的恆星完成一次完整轉動的時間。它不同於行星的太陽日，後者包括了行星公轉太陽所需要的額外旋轉量。.
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。.
金属
金属是一种具有光泽（对可见光强烈反射）、富有延展性、容易导电、传热等性质的物质。金属的上述特质都跟金属晶体内含有自由电子有关。由於金屬的電子傾向脫離，因此具有良好的導電性，且金属元素在化合物中通常帶正价電，但當溫度越高時，因為受到了原子核的熱震盪阻礙，電阻將會變大。金屬分子之間的連結是金屬鍵，因此隨意更換位置都可再重新建立連結，這也是金屬伸展性良好的原因之一。 在自然界中，絶大多數金屬以化合態存在，少數金屬例如金、銀、鉑、鉍可以游離態存在。金屬礦物多數是氧化物及硫化物。其他存在形式有氯化物、硫酸鹽、碳酸鹽及矽酸鹽。 屬於金屬的物質有金、銀、銅、鐵、鋁、錫、錳、鋅等。在一大氣壓及25攝氏度的常温下，只有汞不是固體（液態），其他金属都是固體。大部分的純金屬是銀色，只有少數不是，例如金為黄色，銅為暗紅色。 在一些個別的領域中，金屬的定義會有些不同。例如因為恆星的主要成份是氫和氦，天文學中，就把所有其他密度較高的元素都統稱為「金屬」。因此天文學和物理宇宙學中的金屬量是指其他元素的總含量。此外，有許多一般不會分類為金屬的元素或化合物，在高壓下會有類似金屬的特質，稱為「金屬性的同素異形體」。.
金屬線星
金屬線星或是Am星（Am star or metallic-line star）是一種在光譜類型上呈現化學性質特別的恆星，它們的光譜有著強烈和經常改變的金屬吸收譜線，像是鋅、鍶、鋯和鋇，但是缺乏其它的像是鈣和鈧。這些異常是由於一些元素被推向表面並異常的吸收了部分的光，而其它的則因為重力而下沉。這種效果是因為恆星具有低轉速的情況下才發生的, The Internet Encyclopedia of Science, David Darling.
金剛戰神
《金剛戰神》（原題：UFOロボ グレンダイザー）為日本漫畫家永井豪與東映動畫所共同企劃而成的「-zh-hans:魔神;zh-hk:鐵甲萬能俠;zh-tw:鐵金剛;-系列」第3作，同時也是劇中--之名稱。.
金牛座RV
金牛座RV是在金牛座內的一顆恆星，它是一顆AGB后期恒星，並且是金牛RV型變星的原型。虽然其光谱被归类为超巨星，但这仅仅是根据其表面重力分类的结果，该星的光度和质量均远低于真正的黄超巨星。它的光度以超過78.7天的週期在+9.8至+13.3等之間變化著，伴隨著光度的變化還有光譜的改變，在最亮時的光譜是G2型，最暗時是M2。除了基本的週期外，金牛座RV還展示出超過1,224天的平均光度變化週期，在這個週期內的最大和最低光度都會降低。 这个恒星的质量现在预计为0.8-1.2个太阳质量，光度在太阳的2000-6500倍之间变化。该星的半径约为太阳的90倍。.
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：.
新！!: 恒星和金牛座RV型變星 · 查看更多 »
金牛座恒星列表
以下是星座金牛座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和金牛座恒星列表 · 查看更多 »
金髮姑娘原則
金髮姑娘來自英國作家羅伯特·騷塞(Robert Southey)的童話故事《三隻小熊》，講的是一個金髮女孩進山採蘑菇，不小心闖進了熊屋，趁著熊爸爸、熊媽媽和熊小孩外出還沒有回來，金髮女孩把廚房裡各種好吃的東西一掃而光，然後舒適地躺在熊的床上迷迷糊糊地睡著了，還做了一個美夢。被金髮姑娘霸佔的房子中，每個熊都有自己的偏好的床、食物和椅子。金髮姑娘在偷吃過過三碗粥、偷坐過三把椅子、偷躺過三張床後，金髮姑娘覺得不太冷或太熱的粥最好、不太大或太小的床和椅子最舒適。……直到有一天3只熊回來了，原來這間房子屬3只熊所有，金髮女郎的幸福生活就一去不復返了。.
金魚增一
金魚增一(繪架座α) (α Pic / α Pictoris)是繪架座最亮的恆星，視星等3.30，距離太陽99光年 。這是一顆比較年輕的牧夫座λ型星 ，估計年齡為6億6千萬歲，並且以高速自轉，估計恆星自轉的速率可能高於206公里/秒。 光譜的吸收譜現呈現狹窄且隨時間變化的現象，顯示出星周盤氣體朝向恆星的特徵。這不是星際物質造成的結果，但可能取代的是沿著軌道平面的氣體殼。金魚增一被歸類為快速旋轉的殼層星，可能在近期內會將大氣層的質量拋射出來。 來自依巴谷任務的資料顯示，這可能是一顆尚待確認的聯星，有一顆軌道半長軸為1天文單位的伴星，或是與太陽到地球相等的距離。金魚增一也是一個X射線源，由於模型預測這顆恆星沒有磁發電機，因此它是一顆不尋常的A型恆星。這些輻射可能來自他的伴星。 這顆恆星的空間速度分量是U.
金魚一
金魚一（劍魚座γ /γ Dor）是劍魚座的第三亮星 ，它是視星等大約4.25等的變星，並且是劍魚γ型變星的原型。這一類型的變星，就像金魚一，是脈動型的變星，它的光度變化少於0.1個星等，是由非徑向的重力波振盪造成的Gamma Doradus Stars: Defining a New Class of Pulsating Variables, Anthony B. Kaye et al., Publications of the Astronomical Society of the Pacific 111, #761 (July 1999), pp.
长蛇座恒星列表
以下是星座长蛇座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和长蛇座恒星列表 · 查看更多 »
色指數
色指數是天文學中利用顏色來顯示恆星表面溫度的一個純量。要測量出這個指數，觀測者需要使用兩種不同的濾鏡，U和B或B和V，依序測出目標物的光度。這是一套很常用的通帶或濾鏡測光系統，U是對紫外線靈敏的濾鏡，B是對藍光靈敏的濾鏡，V是對黃綠色的可見光靈敏的濾鏡（參考UBV系統）。使用不同濾鏡測得的光度差分別稱為U-B或B-V的色指數，數值越小，恆星的顏色越接近藍色；反之，色指數越大，顏色越紅（或溫度越低）。 這是一系列以對數顯示的結果，明亮的天體呈現的數值比暗淡的天體為小（可以為負值）。在比較上，淡黃色的太陽B-V色指數為0.656±0.005，藍色的參宿七B-V的數值為-0.03（參宿七的B星等為0.09，V星等為0.12，B-V.
艾米
艾米（Exametre，符號Em）是一个长度单位。1 Em＝1018米。.
鉛星
鉛星是一顆低金屬量的恆星，和其他S-過程產生的恆星相比，鉛星的鉛和鉍豐度較高http://xxx.lanl.gov/pdf/astro-ph/0302075。 原本鉛星的存在只是AGB星核合成过程中模型的预测。van ECK等利用欧洲南方天文台发现有五颗星的铅豐度相对于其他重元素超丰，从而首次从观测上证实铅星的存在。.
苍蝇座恒星列表
以下是星座苍蝇座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和苍蝇座恒星列表 · 查看更多 »
苏颂
苏颂（閩南語：So͘ Siōng；），字子容，福建泉州同安縣葫芦山（今属厦门市同安区）人，閩南人。他是一名中國北宋十分傑出的博學家，身兼科學家、數學家、政治家、天文學家、地圖學家、鐘錶學家、藥理學家、礦物學家、地質學家、動物學家、植物學家、機械和建築工程師、詩人、古董家、外交大使等多重身份。 蘇頌是中世紀開封水運儀象台的設計工程師，為世界上早期採用擒縱器的機械設計。擒縱器是由佛教和尚一行與粱令瓚於公元725年所發明的，但被應用於環形球儀機械上，蘇頌是第一人。.
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。.
新！!: 恒星和英仙座恒星列表 · 查看更多 »
雪花星團
雪花星團是在麒麟座內，包含於NGC 2264內的一個星團。.
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。.
電磁波譜
在電磁學裏，電磁波譜包括電磁輻射所有可能的頻率。一個物體的電磁波譜專指的是這物體所發射或吸收的電磁輻射（又稱電磁波）的特徵頻率分佈。 电磁波谱频率从低到高分別列为无线电波、微波、红外线、可见光、紫外线、X射线和伽马射线。可见光只是电磁波谱中一个很小的部分。電磁波譜波長有長到數千公里，也有短到只有原子的一小段。短波長的極限被認為，幾乎等於普朗克長度，長波長的極限被認為，等於整個宇宙的大小，雖然原則上，電磁波譜是無限的，而且連續的。.
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。.
新！!: 恒星和蛇夫座恒星列表 · 查看更多 »
蛇尾一
蛇尾一（β Hyi/水蛇座β），是南天拱极星座水蛇座的恒星。视星等2.8，是水蛇座的最亮星。基于视差测量，该星的距离大约是24.3光年。 该星有大约1.2太阳质量和1.8太阳半径，超过3倍太阳光度。恒星分类为G2IV，亮度分类“IV”表示它是一个次巨星。它是一个比太阳还要演化更多的恒星，核心的氢已经耗尽。它是太阳附近最老的恒星之一。该星类似太阳可能在遥远未来的样子，使它成为天文学家感兴趣的天体。.
雅各布斯·卡普坦
雅各布斯·科内利乌斯·卡普坦（Jacobus Cornelius Kapteyn，），荷兰著名天文学家。 卡普坦1851年出生于荷兰的巴讷费尔德，1868年进入乌特勒支大学学习数学和物理，1875年获得物理学博士学位，随后前往莱顿天文台工作。1878年，卡普坦成为荷兰格罗宁根大学的天文学教授，直到1921年退休。 1896年到1900年期间，卡普坦研究了英国科学家大卫·吉尔（David Gill）在南非拍摄的照片，于1900年发表了第一份专门针对南天的照相星表——好望角照相星表（CPD），刊载了南天极周围19度范围内的454,875颗恒星。这份星表是研究银河系结构的重要资料。1897年，卡普坦还发现了一颗自行很高的矮星，这颗星被命名为卡普坦星，是目前已知的具有第二高自行的恒星，仅次于巴纳德星。1904年，卡普坦提出了恒星的二流理论，认为全天的恒星大体上朝着两个方向流动。这个理论为瑞典天文学家林德布拉德和荷兰天文学家扬·奥尔特日后建立银河系自转的理论奠定了基础。1906年，卡普坦提议在天空中均匀、随机地选出206个区域（卡普坦选区），由世界各地的天文台分工协作进行恒星计数。这些工作开创了统计天文学的先河，促进了恒星天文学和星系动力学的发展，为人们了解银河系结构起到了巨大的推动作用。 根据恒星计数的结果，卡普坦建立了岛宇宙的模型，并且认为银河系是透镜状的，直径为55,000光年，厚11,000光年，太阳位于其中心附近，距离银心2,000光年。由于未考虑到星际消光的影响，他得到的银河系大小仅为现在所知的一半左右，但是比英国著名天文学家威廉·赫歇尔给出的结果大了9倍。人们把他建立的宇宙模型称为“卡普坦宇宙”。在他去世后，罗伯特·尤利乌斯·特朗普勒才由星际红化估计出与目前结构较为接近的银河系大小。 1922年，卡普坦在阿姆斯特丹去世。为纪念他，第818号小行星被命名为“卡普坦”，月球上一座环形山也以他的名字命名。 丹麥天文學家埃希纳·赫茨普龙是卡普坦的女婿。.
新！!: 恒星和雅各布斯·卡普坦 · 查看更多 »
雙子星
雙子星可以指： 天文.
雙質子
在物理學中，雙質子，是指僅含有2個質子、不包含任何中子的核素，是一種假想的氦同位素，因此又稱為氦-2（Helium-2，）。一般認為雙質子（或氦-2）無法穩定存在，是由於核力的自旋－自旋間耦合（spin-spin interaction）和包立不相容原理，導致的兩個質子自旋角動量相反，使得其可能擁有負的结合能。雖然不穩定，但仍有許多相關研究。亦有研究認為，若雙質子能穩定存在，則恆星的核反應將會變得更激烈，導致宇宙成為難以孕育生命的宇宙，對大霹靂和恆星核合成也會造成影響。.
雙黑洞
雙黑洞（Binary black hole）是由兩顆繞著共同的重心旋轉的黑洞組成的系統。其中恆星雙黑洞是高質量雙星系統的殘骸，至於超重雙黑洞則被認為是所造成的。 目前已發現一些超重雙黑洞候選系統，它們在天文物理學中被視為具高度重要性，因為它們是目前宇宙中已知的最強重力波源。隨著公轉的黑洞向外散播出重力波，它們的軌道逐漸衰變，其公轉週期亦隨之變短。這個階段被稱作雙黑洞旋近（binary black hole inspiral）。當二個黑洞足夠靠近，便會併合成單一黑洞。併合後，這個單一的黑洞進入了--（ring-down）階段，它的任何形變隨著更多重力波的產生而逐漸消散。 阿尔伯特·爱因斯坦研究所的一位研究员于2015年9月14日发现的引力波信号与广义相对论中对双黑洞環降現象的理论预测相符。这是人类首次直接探测到引力波，也是对双黑洞併合首度观测。这项结果展示了双黑洞系统确实存在，且其併合在宇宙的目前阶段仍能发生。該結果於2016年2月11日由激光干涉引力波天文台（LIGO）和VIRGO共同宣布。亦于2016年6月15日宣布人类第二次直接探测到的引力波，該次探測時間為2015年12月26日，這再度展示了双黑洞系统的存在。.
雙星 (天文)
雙星是觀測天文學的名詞，當兩顆恆星由地球上觀察時，在視線的方向上非常接近，以致以肉眼看起來像是只有一顆恆星，但使用望遠鏡時就能分辨出來是一對的恆星。這種情形可以發生在一對聯星，也就是有著互動的軌道，並且被彼此的引力束縛在一起；也可以是光學雙星，這是兩顆有著不同的距離，但恰巧在天空中相同的方向上被對準在一起The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 1.
新！!: 恒星和雙星 (天文) · 查看更多 »
速霸陸Alcyone
速霸陸Alcyone（スバル・アルシオーネ）為日本富士重工業於1985年至1991年間製造、販售的雙門轎跑車，外銷澳洲和紐西蘭的車名為速霸陸Vortex，外銷北美洲的車名則為速霸陸XT（搭載EA82型水平對臥四缸引擎）和速霸陸XT6（搭載ER27型水平對臥六缸引擎）。 車名「Alcyone」來自昴宿星團中金牛座最明亮的恆星昴宿六，代表此乃速霸陸汽車的旗艦車款。.
新！!: 恒星和速霸陸Alcyone · 查看更多 »
速霸陸Alcyone SVX
速霸陸Alcyone SVX（スバル・アルシオーネSVX）為日本富士重工業於1991年至1996年間製造、販售的雙門豪華旅行車（grand tourer），外銷版的車名則為速霸陸SVX。 車名「Alcyone」來自昴宿星團中金牛座最明亮的恆星昴宿六，代表此乃速霸陸汽車的旗艦車款；「SVX」則為「Subaru Vehicle X」之縮寫。.
新！!: 恒星和速霸陸Alcyone SVX · 查看更多 »
速霸陸Stella
速霸陸Stella（スバル・ステラ）為2006年起由日本富士重工業製造販售的輕型高頂旅行車。自2011年發售的第二代開始，改由同樣隸屬豐田汽車集團的大發工業OEM代工，以第五代大發Move為原型換上速霸陸的廠徽銘牌而成。.
新！!: 恒星和速霸陸Stella · 查看更多 »
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。.
老人星
老人星（α Car / 船底座α）亦叫南極老人星，壽星，是船底座主星，在中国传统天文系统里是位于井宿的老人星官裡唯一肉眼可见的恒星。雖然老人星距離地球超過300光年，不過視星等為−0.72等，是南半球船底座最明亮的恆星，也是全天空中第二亮的恆星，僅次於天狼星。而它實際的絕對星等則為−5.71等。.
造父 (星官)
造父是中国古代星官之一，属于二十八宿的北方七宿的危宿，位于现代星座划分的仙王座，含有5颗恒星。 清代编成的星表《仪象考成》增加5星。.
新！!: 恒星和造父 (星官) · 查看更多 »
進動
進動（precession）是自轉物體之自轉軸又繞著另一軸旋轉的現象，又可稱作旋進。在天文學上，又稱為「歲差現象」。 常見的例子為陀螺。當其自轉軸的軸線不再呈鉛直時，即自转轴与对称轴不重合不平行时，會發現自轉軸會沿著鉛直線作旋轉，此即「旋進」現象。另外的例子是地球的自轉。 對於量子物體如粒子，其帶有自旋特徵，常將之類比於陀螺自轉的例子。然而實際上自旋是一個內稟性質，並不是真正的自轉。粒子在標準的量子力學處理上是視為點粒子，無法說出一個點是怎樣自轉。若要將粒子視為帶質量球狀物體來計算，以電子來說，會發現球表面轉速超過光速，違反狹義相對論的說法。 自旋的進動現象主要出現在核磁共振與磁振造影上。其中的例子包括了穩定態自由旋進（進動）造影。 進動是轉動中的物體自轉軸的指向變化。在物理學中，有兩種類型的進動，自由力矩和誘導力矩，此處對後者的討論會比較詳細。在某些文章中，"進動"可能會提到地球經驗的歲差，這是進動在天文觀測上造成的效應，或是物體在軌道上的進動。.
适居太阳系外行星目录
適居太陽系外行星目錄是波多黎各大學的行星適居性實驗室編製，這個列表是根據其方法及估算而使用地球相似指數(Earth Similarity Index)去為可能適居的太陽系外行星評定等級。.
新！!: 恒星和适居太阳系外行星目录 · 查看更多 »
耀星
耀星是一種變星，它可以不可預知的在數分鐘內戲劇性的急遽增光，有時在幾分鐘內的改變會大於幾個星等以上，並持續幾分鐘到幾小時後又慢慢復原。它被認為與太陽閃焰類似，是由於在恆星大氣層內的磁重聯。亮度的增加跨越了整個光譜，從X射線到無線電波。第一批耀星（天鵝座V1396和顯微鏡座AT） 是在1924年發現的；然而，最著名的耀星是在1948年發現的鯨魚座UV 。如今，相似的耀星在變星目錄上，像是變星總表都被分類為鯨魚座UV型變星（使用上縮寫為UV）。耀斑可以隔幾天就發生 ，或是頻率非常低，像巴納德星。 雖然最近的研究表明質量更小的棕矮星也可能發生閃焰，但大多數的耀星都是暗淡的紅矮星。質量更大的獵犬座RS型變星（RS CVn）已知也是耀星，但據了解這些閃焰是由聯星系統中的伴星造成的磁場糾纏誘發的。此外，也觀察到9顆類似太陽的恆星曾經歷閃焰的事件。曾經有建議指出在類似RS CVn變星誘發閃焰的機制，是有看不見的，大小類似木星的行星，在一個緊密的軌道上繞著恆星運轉。目前在太陽系附近已發現近100顆耀星。.
虚宿一
虚宿一，即宝瓶座β（β Aqr，β Aquarii）是一颗位于宝瓶座的超巨星，距离地球约540光年。.
G3
G3、G03、G.III、G.3或G-3可以指：.
GCl 38
GCl 38是位於武仙座的一個球狀星團。它被Sidney van den Bergh和Halton Arp從1958年帕洛瑪巡天的攝影乾片中發現。這是位於銀河系銀暈外圍的集團，它比典型的球狀星團年輕30-40億歲 。 星團的金屬量是.
Google地球
Google地球（Google Earth）是一款Google公司開發的軟件， 它把衛星照片、航空照相和GIS布置在一個地球的三維模型上，支援多種作業系統平台。.
新！!: 恒星和Google地球 · 查看更多 »
GRB 090423
GRB 090423是一个伽瑪射線暴（GRB）。 在2009年4月23日世界标准时07:55:19，专门用于观测伽玛射线爆發的雨燕卫星探测到了一次遥远的伽玛射线暴发，位置在軒轅十三（獅子座η，獅子座30）西方數度之處，它的红移值Z.
新！!: 恒星和GRB 090423 · 查看更多 »
GRB 110328A
GRB 110328A是由雨燕卫星于2011年3月28日探测到的伽玛射线暴（gamma-ray burst，GRB），这也是在至今探测到持续时间最长的一次伽玛射线暴。这次伽玛射线暴发生在天龙座一个小星系的中心，距离地球约38亿光年。 科学家认为这种极端异常的能量释放，可能是由星系中心附近一个大质量黑洞利用其强大的潮汐力撕裂了一颗靠近它的恒星引发的，黑洞产生了两束剧烈的喷流，而其中一束恰好正对着地球。.
新！!: 恒星和GRB 110328A · 查看更多 »
GSC 02634-01087
GSC 02634-01087或稱HAT-P-5，是一個位在天琴座的恆星，星等12等，無法用肉眼看到。目前發現一個叫做稱HAT-P-5b的行星環繞著它。.
新！!: 恒星和GSC 02634-01087 · 查看更多 »
HAT-P-3
HAT-P-3，编号为GSC 03466-00819，是大熊座中一颗离地球大约450光年的恒星。它的视星等为12，因此不能用肉眼看到，但是使用小型望远镜既可观测到。这是一颗年轻的富金属橙矮星。.
新！!: 恒星和HAT-P-3 · 查看更多 »
HD 10180
HD 10180是一颗太阳型恒星。它距离地球127光年，位于水蛇座南部。該恆星因為其規模龐大的行星系而聞名。科学家认为其拥有至少7颗、可能多达9颗行星。因此它被認為是擁有最多太陽系外行星的恆星，超越了克卜勒11、轩辕增十九，甚至是太陽系。.
新！!: 恒星和HD 10180 · 查看更多 »
HD 101930
HD 101930是一颗暗淡的8等恒星，位于99光年以外的半人马座中。它是一颗橙矮星（光谱分类：K2V），比我们的太阳略微暗淡，温度也略低。.
新！!: 恒星和HD 101930 · 查看更多 »
HD 102117
HD 102117是一颗137光年外半人马座内类似太阳的恒星。尽管它的温度比太阳低，它的亮度与太阳类似。HD 102117至少有一颗行星（太阳系外行星）围绕它公转。.
新！!: 恒星和HD 102117 · 查看更多 »
HD 106906
HD 106906是一個位在南十字座的恆星，在恆星光譜分類上屬於F5V等級。目前發現一顆名為HD 106906 b的行星環繞著它，該行星軌道與母恆星HD 106906距離是目前已知相距最遠的最大行星軌道半徑系統。.
新！!: 恒星和HD 106906 · 查看更多 »
HD 108147
HD 108147是一顆位於南十字座的七等恆星，呈黃白色，質量及亮度比太陽稍高，年齡比太陽年輕，光譜類型介乎F8 V到G0 V之間。這果恆星距地球約130光年，肉眼幾乎不可見，需以雙筒望遠鏡等輔助方能觀測。由於它處於天球的南部，因此僅能在南半球及熱帶地區進行觀測。 這顆恆星於2000年被發現有一顆日外行星環繞其運行。.
新！!: 恒星和HD 108147 · 查看更多 »
HD 140283
HD 140283是一顆位於天秤座的貧金屬次巨星，距離地球約190.1光年。最近的研究顯示該恆星相當古老，並且形成於大爆炸之後不久（普朗克卫星觀測資料測定宇宙年齡為137.98 ± 0.37億年），是目前已知的宇宙中最古老的恆星。該恆星因此有了別稱「瑪土撒拉星」（Methuselah star）。.
新！!: 恒星和HD 140283 · 查看更多 »
HD 141168
HD 141168，又名CP-52 8944，SAO 243022、HR 5869，是一颗恒星，视星等为5.77，位于銀經327.83，銀緯0.8，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 141168 · 查看更多 »
HD 142448
HD 142448，又名CD-3910237，SAO 207128、HR 5918，是一颗恒星，视星等为6.03，位于銀經337.19，銀緯10.42，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 142448 · 查看更多 »
HD 149026
HD 149026是一個位在武仙座的恆星，星等為8，距離地球260光年，目前已發現一個稱作HD 149026b的行星環繞著它。.
新！!: 恒星和HD 149026 · 查看更多 »
HD 153834
HD 153834，又名BD+22 3045，SAO 84758、HR 6325，是一颗恒星，视星等为5.65，位于銀經43.15，銀緯33.8，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 153834 · 查看更多 »
HD 16175
HD 16175是一颗7等的G-型恒星，温度大约6000 K，位于距离我们大约195光年之外的北冕座中。这颗恒星只有用双筒望远镜或更好的设备才能观测到。它的绝对星等是3.40，也就是在可见光波段比我们的太阳亮3.73倍。.
新！!: 恒星和HD 16175 · 查看更多 »
HD 162826
HD 162826，又名BD+40 3225，SAO 47009、HR 6669，是一颗位于武仙座的恒星，位于銀經66.06，銀緯28.06，其B1900.0坐标为赤經，赤緯，距地球110光年。视星等为6.46，可用双筒望远镜或低倍望远镜参照相邻的天琴座織女一而观察到。 比太阳大15%，表面温度略高 。它没有已知的行星，目前天文學家已排除該恆星周圍熱木星存在的可能性，並認為距離較遠的與木星類似行星不太可能存在，但是類地行星卻可能存在。先前已有該恆星的光譜觀測紀錄。 HD 162826被天文學家認為幾乎可說是和太陽在同一個星際雲氣中同時形成，並且曾經和太陽在同一個星團內的恆星。.
新！!: 恒星和HD 162826 · 查看更多 »
HD 17092
HD 17092是英仙座中一颗8等恒星。它是一颗橙巨星，恒星光谱分类为K0III。 这颗恒星只有用双筒望远镜或更好的设备才能看到。.
新！!: 恒星和HD 17092 · 查看更多 »
HD 181433
HD 181433是一颗距离地球大约87光年的恒星从视差可计算出距离（单位是秒差距）：\textstyle.
新！!: 恒星和HD 181433 · 查看更多 »
HD 181597
HD 181597，又名BD+49 2977，SAO 48315、HR 7341，是一颗恒星，视星等为6.31，位于銀經80.82，銀緯16.19，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 181597 · 查看更多 »
HD 183312
HD 183312，又名CD-3215233，SAO 211315、HR 7399，是一颗恒星，视星等为6.6，位于銀經6.91，銀緯-21.67，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 183312 · 查看更多 »
HD 189733
HD 189733是一顆位於狐狸座的雙星系統，其主星為一顆黃矮星，距離地球63光年，現已證實擁有最少一顆日外行星。這顆恆星的視星等與HD 209458相近，與它同樣是研究日外行星凌日的好材料。要觀測這顆恆星，可使用雙筒望遠鏡，沿著啞鈴星雲（M27）以東0.3度位置尋找。 這顆恆星的已知行星，編號HD 189733 b，比木星體積大15%，繞日公轉週期為2天。人們研究行星的光譜，於2007年發現行星擁有充足的水蒸氣，成為第二個有充足證據存在水的日外行星。 至2007年7月12日，倫敦《金融時報》報導，人們從該行星的大氣層中找到水蒸氣的化學成份。雖然行星表面溫度達攝氏1,000度，不適合生物居住，但這項發現表明了作為孕育生命的水，可於日後在類似地球的日外行星上找到。 至2008年3月，天文學家又利用哈勃太空望遠鏡，在這顆行星上發現了甲烷。.
新！!: 恒星和HD 189733 · 查看更多 »
HD 191877
HD 191877，又名BD+21 4088，SAO 88315、HR 7716，是一颗恒星，视星等为6.26，位于銀經61.57，銀緯-6.45，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 191877 · 查看更多 »
HD 20367
|- style.
新！!: 恒星和HD 20367 · 查看更多 »
HD 209458 b
HD 209458b是太陽系外行星之一，其恆星為HD 209458。它位於飛馬座，與太陽近似，距離地球大約150光年。为一颗热木星。HD 209458的視星等為8.24等，肉眼不能看見，可用雙筒望遠鏡來觀測。該行星的非正式名稱為「歐西里斯」（Osiris）。 該行星的公轉軌道半徑約為700萬公里，相等於0.05天文單位，以及水星軌道距離的八分之一。其公轉週期為3.5天，运行周期为潮汐锁定，对着恒星一面的溫度約攝氏1000度，而背面则只有几百度。質量是地球的220倍，相等於0.7個木星質量。 HD 209458b具有多個外行星的第一紀錄，包括首個以凌日觀測的方式發現的外行星、首個已知有大氣的、首個觀測到有蒸發中的氫氣層的，以及其大氣成份含有氧和碳的。.
新！!: 恒星和HD 209458 b · 查看更多 »
HD 21455
HD 21455，又名BD+46 760，SAO 38874、HR 1047，是一颗恒星，视星等为6.24，位于銀經148.93，銀緯-7.8，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 21455 · 查看更多 »
HD 215497
HD 215497是一颗杜鵑座中的恒星，距离太阳大约142光年。它是一颗K3V型恒星，特征与太阳非常相似。2009年，天文学家发现了两颗围绕其公转的太阳系外行星。.
新！!: 恒星和HD 215497 · 查看更多 »
HD 23079
HD 23079是网罟座中一颗距离地球大约114光年的恒星。因为它的视星等只有7.1，肉眼无法看到它，但是用双筒望远镜就很容易观测到。它的光谱分类是F8或G0，也就是一颗主序星。这颗恒星比太阳更大更重。它是典型的可能有行星的恒星，即第一星族星，金属量为–0.24dex（太阳的58%）。它的年龄为65.3亿岁，比太阳大一些。.
新！!: 恒星和HD 23079 · 查看更多 »
HD 23127
HD 23127是一颗位于网罟座的恒星，距离地球大约320光年。用肉眼不能观测到它，但用较好的双筒望远镜就容易看到它。.
新！!: 恒星和HD 23127 · 查看更多 »
HD 23596
HD 23596是英仙座中一颗7等恒星，距离地球大约170光年。它的光度是太阳的1.71倍，它的物理性质与太阳相形见绌，例如质量、半径、年龄、金属量和温度。这颗恒星的光谱型是F8。.
新！!: 恒星和HD 23596 · 查看更多 »
HD 26326
HD 26326，又名BD-16 796，SAO 149412、HR 1288，是一颗恒星，视星等为5.37，位于銀經210.32，銀緯-43.12，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 26326 · 查看更多 »
HD 27894
HD 27894是网罟座中一颗9等恒星，位于大约138光年之外。它是一颗橙矮星，光谱类型为K2V，它的温度和光度都比我们的太阳低。 2005年，日内瓦系外行星探测小组宣布发现了它的一颗太阳系外行星。2017年，天文學家宣布在該恆星旁再發現2顆系外行星。其中一顆較晚發現的行星與較早的行星一樣極為靠近母恆星，另外一顆則明顯遠離母恆星許多。這是天文學家首次發現行星系統內各行星軌道之間有如此巨大空隙的例子。.
新！!: 恒星和HD 27894 · 查看更多 »
HD 32518
HD 32518，又名BD+69 302，SAO 13382、HR 1636，是一颗鹿豹座的恒星，视星等为6.41，位于銀經142.12，銀緯17.12，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。該恆星是一顆視星等6等的 K 型巨星。它的質量是太陽的1.13倍，半徑是太陽的10.22倍，光度則是太陽的41.2倍。它的金屬量較太陽低，且較太陽年老。2009年8月在該恆星旁發現一顆氣體巨行星。.
新！!: 恒星和HD 32518 · 查看更多 »
HD 33283
HD 33283是一颗8等恒星，位于天兔座中。它距离太阳系86.88秒差距（283.37光年）。HD 33283的光谱分类（G4V）与太阳 类似。然而，这颗恒星质量比太阳大24%，体积大20%，温度高217K，金属量多232%。它比太阳年轻40%。 2006年时发现一颗类木行星围绕其公转。.
新！!: 恒星和HD 33283 · 查看更多 »
HD 4203
HD 4203是双鱼座中一颗9等恒星，距离地球大约253光年。此恒星的光谱分类为G5，它已经演化了94.1亿年。目前已知有一颗类木行星围绕这颗富金属恒星运转。.
新！!: 恒星和HD 4203 · 查看更多 »
HD 4208
HD 4208是一颗距离地球大约106光年的8等恒星，位于玉夫座中。它的光谱分类是G5V。它是一颗与我们的太阳类似的黄矮星，只是温度、光度稍低。使用肉眼不能观测到它，但是使用双筒望远镜或小型望远镜就很容易看到。 2001年时发现它拥有一颗太阳系外行星 。.
新！!: 恒星和HD 4208 · 查看更多 »
HD 4308
HD 4308是一颗位于杜鹃座南部的6等恒星，距离地球大约71光年。.
新！!: 恒星和HD 4308 · 查看更多 »
HD 43691
HD 43691是一颗G-型恒星，星等为+8.03。它位于大约260光年以外的御夫座中。这颗黄矮星的核心将要热核氢聚变，最终将会膨胀成一颗红巨星。.
新！!: 恒星和HD 43691 · 查看更多 »
HD 45350
HD 45350是一颗8等恒星，位于大约160光年之外的御夫座中。这是一颗黄次巨星（光谱分类 G5 IV），也就是一颗内部已结束氢核聚变的类太阳恒星。尽管它温度稍低，但不考虑它的次巨星状态的话它的光度高一些。然而，这颗恒星已经很老了，将很快开始膨胀，成为一颗红巨星。.
新！!: 恒星和HD 45350 · 查看更多 »
HD 50554
HD 50554是双子座中的一颗恒星，距离我们大约。.
新！!: 恒星和HD 50554 · 查看更多 »
HD 5980
HD 5980，是位于小麦哲伦星系的疏散星团和弥漫星云NGC 346中的一个双星系统，是目前已知光度最亮的恒星之一。其中， HD 5980 A可能是一颗高光度蓝变星，质量大约为40-60个太阳质量。 而HD 5980 B是一颗沃尔夫–拉叶星，约有30个太阳质量。.
新！!: 恒星和HD 5980 · 查看更多 »
HD 6434
HD 6434是一顆位於鳳凰座的八等恆星，其類型與太陽近似，同屬黃矮星，距離地球130光年，肉眼不可見，需以雙筒望遠鏡方可觀測。 2000年，人們發現有一顆日外行星圍繞其運行。這顆行星的質量約為木星的一半，日距為水星的2.5倍（0.14天文单位），公轉週期為22天。與飛馬座51的行星不同，這顆行星的軌道較為橢圓，軌道離心率較高。 透過依巴谷衛星對這顆行星進行的天體測量，一眾科學家假定這顆行星的軌道傾角為179.9°，以及質量為木星的196倍。一顆天體如達這個質量理應可成為會發光的紅矮星，但從收集得的統計數據顯示，行星位置與預期相差太遠。又由於其傾角為未知數，其真實質量也會是未知數，但仍估計這顆天體最後會被確實是一顆行星。.
新！!: 恒星和HD 6434 · 查看更多 »
HD 68988
HD 68988是一颗8等G-型恒星，位于大约192光年之外的大熊座中。.
新！!: 恒星和HD 68988 · 查看更多 »
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 。.
新！!: 恒星和HD 69830 · 查看更多 »
HD 69830 b
HD 69830 b是環繞著HD 69830的海王星質量或超級地球質量的系外行星，它的質量10倍於地球，是在這個行星系中最小的。它的軌道非常靠近母恆星，公轉一周只需要82/3天的時間。 它看起來是一顆岩石行星，而不是氣體巨星。如果他成為氣體巨星，它可能不會以這種形式留在該處。 如果HD 69830 b是一顆類地行星，模型預測的潮汐熱會使表面的熱通量高達大約55 W/m2，這是埃歐的20倍。.
新！!: 恒星和HD 69830 b · 查看更多 »
HD 69830 d
HD 69830 d是一顆系外行星，以197天的周期環繞著橘色恆星HD 69830運轉著。它是這個行星系中已知最外層的一顆行星，並且可能位在適居帶內。.
新！!: 恒星和HD 69830 d · 查看更多 »
HD 73887
HD 73887，又名CP-62 1058，SAO 250288、HR 3432，是一颗恒星，视星等为5.47，位于銀經278.15，銀緯-12.99，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 73887 · 查看更多 »
HD 8574
HD 8574是一颗黄白色的恒星，位于双鱼座中。它的视星等为+7.12，而绝对星等为+3.90。此恒星距离我们的太阳系144光年（44.15秒差距）。 2001年时发现了一颗以椭圆轨道围绕其运转的太阳系外行星。.
新！!: 恒星和HD 8574 · 查看更多 »
HD 88133
HD 88133是一颗8等恒星，位于狮子座中。它的分类是黄次矮星（光谱分类为G5IV型）。它的质量比我们的太阳略大，温度更低，光度更大。作为一颗次矮星，它已经离开了主星序，并开始逐渐演化成红巨星。它位于距离地球240光年的地方，距离相对比较远，因此使用肉眼不能看到它。不过只需要小型的望远镜就能很容易地观测到。.
新！!: 恒星和HD 88133 · 查看更多 »
HD 93070
HD 93070，又名CP-59 2532，SAO 251090、HR 4200，是一颗恒星，视星等为4.57，位于銀經287.84，銀緯-1.5，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 93070 · 查看更多 »
HD 99913
HD 99913，又名BD+55 1468，SAO 28038、HR 4427，是一颗恒星，视星等为6.41，位于銀經146.03，銀緯58.97，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 恒星和HD 99913 · 查看更多 »
HE 1523-0901
HE 1523-0901是一颗位于天秤座的红巨星，它在银河系内，距离地球大约7500光年。它被认为是一颗第二星族星（或贫金属星）为目前发现年龄最老的恒星（.
新！!: 恒星和HE 1523-0901 · 查看更多 »
Hen 2-47
Hen 2-47是一個年輕的行星狀星雲，位於南半球的船底座方向上，距離地球大約6,600光年。 Hen 2-47包含6個氣體和塵埃組成的瓣，這暗示在星雲中心的恆星至少三度改變噴流的方向，將物質拋向三個不同的方向。在每一次的拋射，恆星都發射出一對指向相對方向的狹窄氣體噴流，最終使星雲呈現目前所見的形狀。.
新！!: 恒星和Hen 2-47 · 查看更多 »
HH 34
|- ! style.
HIP 13044b
HIP 13044b 是一个曾经被认为存在的类似木星的太阳系外行星，围绕著离地球约2000光年的天炉座恒星HIP 13044旋转的，它的发现于2010年11月18日宣布。HIP 13044形成在另一个星系内，在其母星系于6–9亿年前被银河系吸收的时候成为银河系的一员，该星系的残余成为珍珠星流。后续研究表明该行星实际上并不存在。.
新！!: 恒星和HIP 13044b · 查看更多 »
HL金牛座76
HL金牛座76（HL Tau 76）是一顆DAV型（或鲸鱼座ZZ型）白矮星變星，在1961年G. Haro和W. J. Luyten首度觀測這顆變星，並在1968年成為第一顆被確認的白矮星變星，Arlo U. Landolt發現它以749.5秒，或是12.5分的週期改變光度, Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153, #1 (July 1968), pp.
新！!: 恒星和HL金牛座76 · 查看更多 »
IC 4651
IC 4651是一个位于天坛座，距离地球约2900光年的疏散星团，最早由约翰·路易斯·埃米尔·德雷尔在他的1895年版NGC天体表中记录。 IC 4651的年龄大约为1.2±0.2亿年，属于中等年龄的星团。 与太阳相比，该星团中的恒星具有更高的化学元素丰度（氢和氦除外）。 IC 4651中活动恒星的总质量约为630个太阳质量。目前已知的活动恒星的质量只占星团初始质量的约7%。剩余质量中约35%演化成了白矮星或其他致密星。其余丢失质量组成的恒星星已经离开了星团主体或完全离开星团。.
新！!: 恒星和IC 4651 · 查看更多 »
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。.
IRC+10420
IRC+1420 (也稱為天鷹座V1302) 是位於天鷹座的一顆黃特超巨星 (不過早期將它分類為原行星雲)，距離太陽大約3-5千秒差距。.
新！!: 恒星和IRC+10420 · 查看更多 »
ΛCDM模型
ΛCDM模型（英语：ΛCDM Model或Lambda-CDM Model）是所谓Λ-冷暗物质（Cold Dark Matter）模型的简称。它在大爆炸宇宙学中经常被称作索引模型，这是因为它尝试解释了对宇宙微波背景辐射、宇宙大尺度结构以及宇宙加速膨胀的超新星观测。它是当前能够对这些现象提供融洽合理解释的最简单模型。.
KStars
KStars是一個免費、自由的天文學程式，使用GPL授權。它提供了一個從地球上任何地點、任何時間和日期，精確圖形顯示的夜空。該顯示能力包括250萬顆恆星、13000個深空天體、所有88個星座、所有8個行星、太陽和月球、成千上萬的彗星和小行星。它的功能適合所有階段的用戶，從豐富的超文本天文學文章，到作為耐用的望遠鏡和CCD相機。.
LAMOST
大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope，LAMOST），是中国大陆在国家天文台兴隆观测站的一种大型天文望远镜，位于河北省承德市境内。LAMOST和传统天文望远镜的不同之处是，它可以对较大的天区范围（20平方度）内的4000个目标的光谱进行长时间的跟踪积分记录（积分时间可至1.5小时），在1.5小时曝光时间内以1纳米的光谱分辨率可以观测到20.5等的暗弱天体的光谱。 在2010年4月17日，大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜被正式冠名为“郭守敬望远镜”。.
M11
M11(NGC 6705），又稱野鴨星團，是位於盾牌座的一個疏散星團，在1681年就被戈特弗里·柯希發現，梅西爾在1764年將之編入他的星表內。 M11大約包含有2,900顆恆星，是已知的疏散星團中恆星最多與最密集的一個，估計年齡約為二億歲。他的名稱可能來自於明亮的恆星排列成的三角形有如在飛翔中的野鴨。.
M13
梅西爾13（M13），也稱為NGC 6205，有時就直接稱為武仙座球狀星團或'仙座星團，是位於武仙座，擁有大約300,000顆恆星的球狀星團。.
M25 (疏散星團)
M25位于人马座，是一个明亮稀疏的疏散星团，有亮度6等或以上的恒星约50颗，还有更多更暗的。.
新！!: 恒星和M25 (疏散星團) · 查看更多 »
M28
M28（NGC 6626）是人马座中一个小的但很緻密的球状星团，於1764年被梅西耶發現，直徑約60光年，距地球約18,300光年，视星等为+6.8等，需要约口径12英寸（30厘米）的望远镜才能分辨出单个恒星。目前在星團內共發現了18顆天琴座RR型變星。.
M30
M30（NGC 7099）是一个位于摩羯座的球状星团，星等是+7.5，用一架小型望远镜观测，它的大小也只有5弧分，要看清它必须使用6英寸（15厘米）的望远镜，它与地球的距离是24000光年，在这个星团中心的北边还有两排不显眼的恒星。.
M36 (疏散星团)
M36（NGC1960）是一星团，亮度约+6，使用双筒望远镜很容易观测。它看上去都相当圆，呈星云状。M36相较M37和M38结构最为简单，由大约60颗恒星组成（最亮一颗星等+8.86），也是直径最小的一个（12弧分）。它位于御夫座。.
新！!: 恒星和M36 (疏散星团) · 查看更多 »
M38
M38（NGC 1912）是一個疏散星团，亮度接近+6，使用双筒望远镜很容易观测。它看上去都相当圆，呈星云状。M38与M36类似，但更大一些（20弧分），包含的恒星也更多（使用6英寸／15厘米望远镜观测，可以看见至少100颗恒星）.
M4 (球狀星團)
M4星团（又称球状星团M4或NGC 6121）是位于天蝎座的一个结构松散的球状星团。 位于心宿二西边1.3度的地方。用小望远镜能看见，中型望远镜则能分辨出单个恒星。最亮的一颗视星等为10.8，整个星团则为5.6等。距地球7200光年，大概是最近的星团之一。包含至少43颗变星。 1746年被Philippe Loys de Chéseaux发现。是最先被分辨出单个恒星的星团。1987年，天文学家在该星团内发现了一颗周期为3.0毫秒的脉冲星。1995年，哈勃太空望远镜拍下的白矮星是已知最古老的天体。其中之一PSR B1620-26有一颗脉冲星伴星和一个质量为木星2.5倍的行星。.
新！!: 恒星和M4 (球狀星團) · 查看更多 »
M46 (疏散星團)
梅西爾 46（也稱為M 46或NGC 2437）是在船尾座的一個疏散星團，於1771年被梅西爾發現。Dreyer描述這是一個"非常亮、非常大且有非常多恆星"的星團。 M46 距離地球5,400光年，估際年齡是3億歲，包含有500顆的恆星，其中有150顆的星等超過13等。他在空間的直徑大約是30光年，以41公里／秒的速度遠離我們。 有一個行星狀星雲NGC 2438看似在這個星團內的北邊（在圖上端的中間，像是一個汙點），但因為它以77公里／秒的速度退行，因此可能只是個前景。它應該比星團年輕，但卻是從比星團更老的恆星中拋射出來的。 在天空中，M46在 M47東方約1度，所以可以在雙筒望遠鏡或廣角的望遠鏡的視野中同時看見這兩個天體。.
新！!: 恒星和M46 (疏散星團) · 查看更多 »
M62 (球狀星團)
M62（NGC 6266）是一个明亮，外形相当圆的球状星团，位于恒星紧密的天区，星等为+6.6，它在蛇夫座.
新！!: 恒星和M62 (球狀星團) · 查看更多 »
M73 (星群)
梅西爾73（也稱為M73或NGC 6994）是位於寶瓶座內，以四顆恆星為主體的星群。所謂星群，只是從地球上看天空中聚在一起，但彼此完全沒有關聯的恆星。M73是天空中最著名，並且曾被仔細的研究過的星群之一。.
新！!: 恒星和M73 (星群) · 查看更多 »
M78
M78（NGC 2068）是猎户座的一個反射星云。它在1790年被皮埃尔·梅尚发现，并在同年被查尔斯·梅西耶列入他的类彗星天体列表。 M78是包括着NGC 2064，NGC 2067和NGC 2071的星云群中最亮的弥漫反射星云。这个星云群属于猎户座分子云团，距地球约有1600光年。用小型望远镜就轻易可以看到M78这模糊的小亮点和星云中的两颗十等星。这两颗星就是HD 38563A和HD 38563B。M78之所以能被看见，就是因为M78的尘埃云反射了它们的光线的缘故。 M78中大约有45颗变星是金牛座T型星，年轻的恒星仍处在形成的过程中，同时已知M78中有17个赫比格-哈罗天体。.
M80
M80（也稱為NGC 6093）是位於天蝎座的一個球狀星團，在1781年被梅西爾發現。 M80的位置在心宿二（天蝎座α）和房宿四（天蝎座β）的中間，是銀河中有豐富星雲的場所。使用最普通的業餘望遠鏡就能看見，看似一個顏色斑駁的光球。 M80位於銀河系中球狀星團密集的區域，距離估計是32,600光年，在天空中的跨度大約是10' ，真實的直徑大約是95光年，並且包含數十萬顆的恆星。M80有相當數量的藍色掉隊者，這是看來比星團本身年輕許多的恆星。這些恆星被認為是與星團中其他鄰近的成員遭遇而失去了外層的氣體，或是在密集的星團之間與其他恆星碰撞的結果。來自哈伯太空望遠鏡的影像顯示藍色掉隊者所在處的恆星密度非常的高，暗示在星群中心發生恆星碰撞與捕獲的頻率非常高。 在1860年5月21日，在M80發現了一顆新星，使他的視星等達到+7.0等。這顆新星被給予天蝎座 T的變星名稱，絕對星等高達-8.5等，曾經短暫的照亮了整個星團。.
MACS J1149 Lensed Star 1
MACS J1149 Lensed Star 1是目前人类观测到的最遥远的恒星，距离地球约90亿光年（红移为z.
新！!: 恒星和MACS J1149 Lensed Star 1 · 查看更多 »
MAXI J1659-152
MAXI J1659-152 是NASA的史威福特太空望遠鏡在2010年9月25日發現的一顆快速旋轉的黑洞/恆星系統。在2013年3月19日，ESA的XMM-牛頓太空望遠鏡協助確認了這個一顆恆星和黑洞以2.4小時的軌道週期互繞著。 這個黑洞和恆星繞著它們的質量中心運轉著。因為恆星是較輕的天體，因此它以離質心較遠也較大的軌道環繞著，時速高達驚人的200萬公里，也就是每秒鐘555公里。這是在X射線聯星系統中所見過最快的速度。另一方面，這個黑洞的軌道速度只有150,000公里/小時（～40Km/Sec.）。 這個緊湊的黑洞質量至少是3倍太陽質量，而他的伴星是質量僅為太陽20%的紅矮星。這一對之間的距離大約只有100萬公里，與地球和太陽的距離150,000,000公里相比較，可說是非常接近。.
新！!: 恒星和MAXI J1659-152 · 查看更多 »
NGC 1097
NGC 1097是位於天爐座的一個棒旋星系，距離大約4,500萬光年遠。在1790年10月9日被弗里德里希·威廉·赫歇爾發現。迄2006年，已經在這而發現三顆超新星：SN 1992bd、SN 1999eu、和SN 2003B。 NGC 1097也是一個有噴流從核心射出的西佛星系，並且和許多星系一樣，在NGC 1097的核心有個超大質量黑洞。環繞著中心黑洞的是一圈恆星形成環，氣體和塵埃形成一個從環到黑洞的網路。 NGC 1097有兩個衛星星系：矮橢圓星系NGC 1097A是兩個中較大的，它是一個奇特的橢圓星系，在離NGC 1097的核心42,000光年的距離上環繞著。矮星系NGC 1097B在更外側，我們對它所知無幾。.
新！!: 恒星和NGC 1097 · 查看更多 »
NGC 122
NGC 122是鲸鱼座的一個恆星。星等不詳，赤經為27分42秒，赤緯為-1°38'00"。在1880年9月27日首次被恩斯特·威廉·勒伯萊希特·坦普爾發現。.
新！!: 恒星和NGC 122 · 查看更多 »
NGC 1448
NGC 1448 是时钟座的一個星系。為1835年英國著名天文學家、數學家約翰‧赫歇爾（John Herschel）首次發現。此後的天文學家觀測到NGC 1448發生四次超新星爆發。 2009年天文學家發現NGC 1448中心存在一個超級黑洞。而且該星系中有大量年輕恆星，年齡僅約500萬年。.
新！!: 恒星和NGC 1448 · 查看更多 »
NGC 162
NGC 162 是仙女座的一個恆星。赤經為36分9.2秒，赤緯為23°57'44"。在1867年9月5日被Per Magnus Herman Schultz發現。.
新！!: 恒星和NGC 162 · 查看更多 »
NGC 1988
NGC 1988 是金牛座的一個恆星。.
新！!: 恒星和NGC 1988 · 查看更多 »
NGC 206
NGC 206是仙女座的一個疏散星团，它是仙女座星系的一部分，位于该星系的一个有许多星云的旋臂上。NGC 206是一个非常年轻的星团，组成它的恒星多数是非常明亮的蓝巨星。通过研究NGC 206的造父变星的周期和亮度天文学家得以非常精确地确定仙女座星系离地球的距离。.
新！!: 恒星和NGC 206 · 查看更多 »
NGC 2362
NGC 2362是位于大犬座的疏散星团。它在1654年之前就已经被意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯特·霍迪尔纳首先观测到。 在NGC 2362中，最亮的恒星是大犬座τ星，因此这个疏散星团有时候也被称为大犬座τ星团。这个星团距离地球约1480秒差距（4800光年），年龄大约为400万－500万年，质量大于500个太阳质量。 星團與巨大的星雲有著相同的距離，所有兩者之間必定有所關聯。.
新！!: 恒星和NGC 2362 · 查看更多 »
NGC 2770
NGC 2770 是位于天猫座的一个SASc型螺旋星系，距离地球88,000,000 光年 。.
新！!: 恒星和NGC 2770 · 查看更多 »
NGC 2915
NGC 2915是一個藍緻密矮星系，距離1,200萬光年，正好位於本星系群的邊緣。在光學的觀測下，它是一個核心非常巨大的螺旋星系，但在無線電觀測下，他有大量的中性氫 。 這個星系非常像銀河系，中心有短棒和非常擴散的旋臂。 有著旋臂和星系盤的主要原因是依然有中性氫（相對於恆星的形成），雖然令人不解，但似乎與星系的隔離有關，因為在鄰近的區域沒有衛星星系，也沒有主要的星系，足以產生處成恆星形成的力量。.
新！!: 恒星和NGC 2915 · 查看更多 »
NGC 2976
NGC 2976 是位于大熊座的一个螺旋星系，属于M81星系團，位于M81西南部1° 20′处。它是在1801年11月8日由英国天文学家威廉·赫歇尔首先发现，并在H I.星表中编号为285。.
新！!: 恒星和NGC 2976 · 查看更多 »
NGC 308
NGC 308 是鲸鱼座的一個恆星。.
新！!: 恒星和NGC 308 · 查看更多 »
NGC 310
NGC 310 是鲸鱼座的一個恆星。 de:NGC 310.
新！!: 恒星和NGC 310 · 查看更多 »
NGC 3115
NGC 3115，也稱為紡錘星系或科德韋爾53，是位於六分儀座的一個 透鏡星系。這個星系是威廉·赫歇爾在1787年2月22日發現的，與地球的距離大約是3,200萬光年，它的大小數倍於銀河系。 在1992年，夏威夷大學的John Kormendy和密西根大學的Douglas Richstone宣稱在這個星系觀測到超大質量黑洞，它是當時發現最大的 (20億太陽質量)。這個星系的恆星看起來都是老年或是不活躍的，黑洞的生長也已經停止。.
新！!: 恒星和NGC 3115 · 查看更多 »
NGC 3226
NGC 3226是一個位在獅子座的矮橢圓星系，目前發現正與NGC 3227合併當中。根據星系合併的理論，NGC 3226應該會吸引NGC 3227的氣體而形成多恆星，但是根據次毫米波跟查並沒有發現任何氣體，代表上述的效應不會發生。.
新！!: 恒星和NGC 3226 · 查看更多 »
NGC 46
NGC 46是雙魚座一個恆星。赤經為14分10秒，赤緯為+5°59'14"。在1852年10月22日首次被發現。.
NGC 5264
NGC 5264是一個不規則星系，位於長蛇座。NGC 5264是半人馬座 A/M83星系團的一部分，距離地球大約1,500萬光年。 1835年3月30日，約翰·赫歇爾（John Herschel）發現NGC 5264，NGC的主編者約翰·路易·埃米爾·德雷耳（John Louis Emil Dreyer）稱其為「非常黑暗的圓形星系」。 哈勃太空望遠鏡在2016年拍攝過NGC 5264。這個星系相對較小，是一個矮星系，一種比正常螺旋星系和橢圓星系小得多的星系。事實上，NGC 5264的直徑只有11,000光年（3300毫秒）。矮星系通常有十億顆恆星。 NGC 5264顏色比較藍，因為它與其他星系的相互作用，提供恆星形成的氣體所致。.
新！!: 恒星和NGC 5264 · 查看更多 »
NGC 5286
NGC 5286，也稱為科德韋爾84，是由恆星組成的一個球狀星團，位置在半人馬座，距離地球35,900光年。在這個距離，來自這個星團的光經歷了星際氣體和塵埃的紅化，因此在UBV測光系統.
新！!: 恒星和NGC 5286 · 查看更多 »
NGC 6025
NGC 6025是一个明亮易辨的疏散星团，形状呈长形，有大约30颗+7等或更暗的恒星。該星團為天文學家Abbe Lacaille於1751年至1752年間在南非發現的，距離地球約2000光年，在天空中位於矩尺座的邊緣一帶。 Category:星團 50.
新！!: 恒星和NGC 6025 · 查看更多 »
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）。.
新！!: 恒星和NGC 604 · 查看更多 »
NGC 6751
NGC 6751是在天鷹座的一個行星狀星雲，又稱為亮眼星雲。估計它距離地球約6,500光年，直徑是0.8光年，在這個星雲中心的恆星表面溫度大約是140,000K。這是一顆在數千年塌縮的恆星，拋出外層氣體形成的。 這個星雲是澳大利亞高級中學的學生參加雙子星天文台舉辦的影像競賽中獲選的畫面，並贏得2009年雙子學校天文競賽的主題。 本條目中NGC 6751的圖片是在2000年4月被選出做為哈伯太空望遠鏡發射十週年紀念的假色合成影像。.
新！!: 恒星和NGC 6751 · 查看更多 »
NGC 82
NGC 82是仙女座的一個恆星。赤經為21分17.6秒，赤緯為+22°27'40"。在1884年10月23日首次被法國天文學家纪尧姆·比古尔丹發現。鄰近的星系有NGC 83、NGC 85和IC 1546。.
NGC 84
NGC 84是仙女座的一個恆星。赤經為21分21.2秒，赤緯為+22°37'09"。在1884年11月14日首次被纪尧姆·比古尔丹發現。鄰近的天體有NGC 86和NGC 79。.
NGC 91
NGC 91是仙女座的一個恆星。赤經為21分51.7秒，赤緯為+22°22 '8"。在1854年10月26日首次被威廉·帕森思發現。.
NGC天体列表 (1-999)
3wewrss.
新！!: 恒星和NGC天体列表 (1-999) · 查看更多 »
Noctis
Noctis（取自拉丁语 “夜”之意）是一个开源的太空模拟游戏。此游戏最引人注目的特点与其小巧的体积（小于1MB）相比，它可以构造出一个完全虚拟的星系，让玩家在其中畅游。 游戏的科幻背景是这样的，很久以前，住在Balastrackonastreya太阳系中的Felysia星球上的一群智慧猫科动物Felysian创造了宇宙飞船Stardrifter，用于星际探险。但后来，由于未知原因，它们逃离了自己的家园而不知所踪。一批Stardrifter被留在了星系中，但是无法与它们的族群取得联系。Felysian是Noctis星系中唯一的智慧生命，所以没有其他文明可以寻找。.
O型星
O型星是炙熱、藍白色，在天文學家使用的耶基斯光譜系統中分類為光譜類型O的恆星。它們的溫度超過30,000K，因此出現在赫羅圖上的左側。這種類型恆星的特徵是它們的譜線有強烈的電離元素，氦-II的吸收線，而氫和中性氦的吸收線比B型星微弱。 這種類型的恆星非常罕見，在主序中只有0.00003%是O型星。然而，因為它們通常都非常明亮，因此即使距離比黯淡的恆星遠了許多，依然比較容易被看見，在地球上看見的亮星就有90%是O型星。由於高溫和高亮度，O型星會很快地以劇烈的超新星爆炸結束生命，結果是形成黑洞或中子星。大多數的這些恆星都是年輕的主序星、巨星或超巨星，但行星狀星雲的中央恆星，雖然都是老死的低質量恆星（白矮星），但通常也有些有著O型星的光譜。 O型星通常都位於活躍的恆星形成區，像是螺旋星系的螺旋臂。這些恆星會照亮周圍的任何物質，並是螺旋臂顏色的主要提供者。此外，O型星經常是多星系統，以致其質量往往會在成員中轉移，而難以預測何者在何時會爆炸成為超新星的可能性。.
OB星
OB星是熱的大質量恆星，在恆星分類上是O型或B型 ，它們形成於結構鬆散的OB星協中。它們的生命期很短，因此距離它們誕生的地區不會很遠。在它們的有生之年，會輻射出數量豐沛的紫外線。這些輻射會使巨大分子雲環繞在周圍的星際氣體快速被電離，形成電離氫區（H II區）或斯特龙根球。 在光譜的清單中OB光譜的範圍仍屬於未知的，但它們都屬於OB星協中的早期型恆星。.
OGLE 2003-BLG-235L
OGLE 2003-BLG-235L是一顆位於人馬座的恆星，距離地球16,000光年。在2004年，OGLE和MOA兩個天文研究小組以重力透鏡的方式，共同在這顆恆星身上發現一顆行星，它被編為 "OGLE 2003-BLG-235Lb"。.
新！!: 恒星和OGLE 2003-BLG-235L · 查看更多 »
OGLE-2005-BLG-169L
OGLE-2005-BLG-169L是一顆位於人馬座的恆星，距地球約2,700秒差距。到目前為止，人們未能確認這顆恆星屬主序星與否，但認為屬紅矮星的可能性最高，其他推測有白矮星、中子星或黑洞。 2006年，人們發現有一顆日外行星環繞其運行。.
新！!: 恒星和OGLE-2005-BLG-169L · 查看更多 »
OGLE-2005-BLG-390L
OGLE-2005-BLG-390L（OGLE-05-390L）是位於天蝎座的一顆恆星，距離地球21,500 ± 3300光年（6600 ± 1000 pc）。該恆星很有可能是一顆屬於M型光譜的紅矮星，其質量約為太陽的0.22 ± 0.1倍。 在波蘭的OGLE小組對該恆星進行觀測期間，透過重力透鏡，發現有一顆行星繞著它公轉，這顆行星的質量約為地球的五倍，距離恆星約為2.6天文單位。該發現於2006年1月26日對外公佈。.
新！!: 恒星和OGLE-2005-BLG-390L · 查看更多 »
OGLE-2005-BLG-390Lb
OGLE-2005-BLG-390Lb是一顆太陽系外行星，繞著恆星OGLE-2005-BLG-390L公轉。它位於天蠍座，距離地球21,500 ± 3,300光年，其位置接近銀河系的中心。截至2006年1月，這顆行星是眾多系外行星當中，與地球最為相似的一個。 這顆行星是由三個小組共同發現的，分別為PLANET/RoboNet、OGLE和MOA，該發現於2006年1月25日公佈。科學家發現OGLE-2005-BLG-390Lb並未擁有行星適居性。.
新！!: 恒星和OGLE-2005-BLG-390Lb · 查看更多 »
OGLE-TR-111
OGLE-TR-111是一顆位於船底座的暗星，其光譜類型介乎G和K之間，與太陽相似。它距離地球大約5000光年，其視星等為15.55。由於該恆星並不起眼，故不少星表均未有收錄。 2002年，有人偵測到該恆星的光度每隔4天會略微變暗，其後於2004年證實是由行星凌日所造成的，該行星被給予 "OGLE-TR-111 b" 這個編號。 2005年，有跡象顯示該恆星可能存在另一顆凌日行星，該未知天體被編為OGLE-TR-111 c。如果發現得以證實，它將成為首顆擁有雙凌日行星的恆星。.
新！!: 恒星和OGLE-TR-111 · 查看更多 »
OGLE-TR-111 b
OGLE-TR-111 b是一顆太陽系外行星，其母恆星是OGLE-TR-111。 2002年，光學重力透鏡實驗小組（OGLE）偵測到該恆星的光度每隔4天會略微變暗，並得知是由一顆類似行星的天體凌日造成的。但當時並沒有對該天體的質量作出量度，因此尚未確定該天體為一行星、褐矮星或其它。至2004年，透過徑向速度的量度，得知該凌日天體為一行星。 該行星與不少「熱木星」天體相似，其大小與木星接近，質量約為木星的一半，與日距離約為0.05天文單位。.
新！!: 恒星和OGLE-TR-111 b · 查看更多 »
OGLE-TR-132
OGLE-TR-132是一顆位在船底座的恆星，非常黯淡，星等只有15.72等，有一個環繞它的行星叫OGLE-TR-132b，一顆富含金屬的恆星。.
新！!: 恒星和OGLE-TR-132 · 查看更多 »
OGLE-TR-182
OGLE-TR-182 是一個位在船底座的恆星，距離地球12700光年之遠，目前發現一個環繞著它的行星叫OGLE-TR-182b.
新！!: 恒星和OGLE-TR-182 · 查看更多 »
OGLE-TR-56
OGLE-TR-56是一顆位於人馬座的恆星，於2003年證實有一顆日外行星環繞其運行。該恆星的行星因為有凌星現象，因此在行星發現相關論文中被歸類為食變星。 2002年，位於波蘭的光學重力透鏡實驗小組（OGLE）以凌日觀測的方法找到這顆恆星的行星，編號為OGLE-TR-56b，並於2003年以多普勒方式確證。這顆行星屬於熱木星，質量比木星大一點，為木星的1.29 ± 0.12倍，其公轉週期為1.21天，截至2006年，這顆行星是所有被人類發現的日外行星當中，公轉週期最短的行星。.
新！!: 恒星和OGLE-TR-56 · 查看更多 »
PG 1159星
PG 1159星，通常也稱為前簡併星，是一顆大氣層的氫不足夠，而中心正在轉變成為行星狀星雲和高熱白矮星的恆星。這些恆星非常熱，表面溫度在75,000K至200,000K, S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta, and S. J. Kleinman.
新！!: 恒星和PG 1159星 · 查看更多 »
PGC 6240
PGC 6240是一個非常大的和古老的星系，位於水蛇座南部，距離地球約3億4500萬光年，也稱為AM 0139-655或白玫瑰星系。 PGC 6240看起來像天空中的一朵白玫瑰，有一團霧狀的恆星繞著一個發光的中心旋轉，有幾顆恆星靠近中心，而另外一些則在遠處。那些遠離中心的地方似乎脫離星系中心。 PGC 6240中球狀星團的年齡範圍很大，包括相當年輕（約4億年）的球狀星團，一批年齡在10億年左右的老星團，其他的星團還要古老。年輕星團的年齡與星系周圍的年齡一致，表明PGC 6240與另一個星系合併之後，年輕的星團才隨之形成。.
新！!: 恒星和PGC 6240 · 查看更多 »
Pismis 24-1
Pismis 24-1（即HDE 319718），是弥漫星云NGC 6357中的疏散星团Pismis 24的一部分，距离地球8,150光年，是Pismis 24中质量最大、亮度最高的恒星，也是目前已知光度最亮的恒星之一。 在最近哈勃太空望远镜对Pismis 24-1的观测发现，它至少是一个三联星系统，包括Pismis 24-1SW和一对双星Pismis 24-1NE。Pismis 24-1SW的光谱类型已经确定，它是一颗非常明亮的蓝超巨星，将可能演化为高光度蓝变星。Pismis 24-1NE的光谱型还没确定。上述恒星和位于其附近的Pismis 24-17在诞生时质量都接近100个太阳质量，但并没有超过爱丁顿极限。.
新！!: 恒星和Pismis 24-1 · 查看更多 »
PSO J318.5-22
PSO J318.5-22 是一颗直接拍摄到的太阳系外物体，目前将其作为一颗星际行星对待，即不环绕任何恒星旋转的行星。其距地球大约80光年，属于绘架座移动星群的星体。该星体在2013年由泛星计划 PS1广角望远镜发现。据推测，该星体年龄为1200万年，和绘架座移动星群的年龄相同，质量为木星的6倍。.
新！!: 恒星和PSO J318.5-22 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和PSR B1919+21 · 查看更多 »
PSR B1937+21
PSR B1937+21 是一颗位于狐狸座的脉冲星，离人类历史上发现的第一颗脉冲星PSR B1919+21仅有数度的距离。PSR B1937+21的命名是根据脉冲星的命名规则而定的：PSR是脉冲星英文pulsar的缩写，1937是指该脉冲星位于赤经19 h 37 m，+21是指其位于赤纬+21°，B意味着赤经赤纬值是归算到历元1950年的值。PSR B1937+21是在1982年由美国天文物理学家唐纳德·贝克和他的合作者所发现的。它是人类历史上发现的第一颗毫秒脉冲星，其自转周期为1.557708毫秒，每秒自转约642圈。这颗不同寻常的毫秒脉冲星自转周期要远远小于天文学家之前估计的脉冲星自转最低极限，无法用已有的理论来解释它的特性，使得人们知道处于双星系统脉冲星可以通过吸积其伴星的物质而使自身的转速不断加快。PSR B1937+21以及之后发现的毫秒脉冲星自转周期都非常稳定（减慢的速率非常慢），可以和原子钟相媲美。PSR B1937+21有一个不寻常的特性，它是少数几颗可以偶然发射出强脉冲的脉冲星中的一颗，这是目前观察到的最明亮的无线电波。PSR B1937+21的这些特点，以及发现过程的未预见性，为脉冲星的相关研究开启了新的窗口。.
新！!: 恒星和PSR B1937+21 · 查看更多 »
PSR J1719-1438 b
PSR J1719-1438 b是一颗在2011年8月25日发现的太阳系外行星。它围绕毫秒脉冲星PSR J1719-1438公转。这颗脉冲星行星很可能由结晶碳（钻石）构成。PSR J1719-1438 b和母星PSR J1719-1438在之前是一个联星系统中的两颗恒星，但当PSR J1719-1438的前身星发生超新星爆发并变成脉冲星后，PSR J1719-1438 b膨胀进入红巨星时期并演化为白矮星。这个联星系统中的剧烈条件将白矮星转变为主要由重元素如碳和氧组成的行星。PSR J1719-1438 b的运转轨道离母星很近，如果放在太阳系中，它将会在太阳内部运行。钻石行星的存在已经在理论上得到证实。.
新！!: 恒星和PSR J1719-1438 b · 查看更多 »
R136a1
R136a1是一顆藍特超巨星，是目前在巨大質量恆星列表中已知質量最大的恆星。這顆恆星的質量是由謝菲爾德大學的天文學家測量的，估計是265太陽質量 。這顆恆星也列名在恆星光度列表中，光度是太陽的870萬倍。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星雲中，是靠近劍魚座30複合體的R136超星團中的成員。.
RCW 120
RCW 120是位於南天的銀河系內，距離地球4,300光年的一個電離氫區的發射星雲，也稱為Sh 2-3和Gum 58，它位於座標348.25°，0.49°。 Veta S. Avedisova認為RCW 120的狀態是被光譜分類O8V的 和B2V的 的恆星電離， 有著等3個邁射和電離氫區輻射源CH87 347.386+0.266，並位於恆星形成區的星雲。 赫歇爾紅外線望遠鏡的影像顯示有一顆尚未引發核融合的胚胎期恆星，在數十萬年後可能成為銀河系內最亮的恆星之一。它現在的質量已經是太陽的數十倍，並且還在吸积周圍的氣體和塵埃增長中。即使已經發現質量是太陽120倍的恆星，但目前的理論還不能解釋質量大於太陽10倍左右的恆星是如何形成的。 RCW星表，於1960年首度發表，是依據亞歷山大·威廉·羅傑斯 (R)、柯林 T·坎貝爾 (C)、和約翰·巴特利特·懷特科 (W)三個人命名的。他們在澳大利亞斯壯羅山天文台工作的巴特·博克領導下，編製了這本南天星雲的目錄。.
新！!: 恒星和RCW 120 · 查看更多 »
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。.
S0-102
S0-102，是一颗恒星，十分靠近银河系中心，并接近无线电波源人马座A*，环绕其运行的周期为11.5年。 该恒星于2012年发现，为迄今已发现的距银河系中心黑洞最近的恒星，是由洛杉矶加州大学教授安德烈娅·吉兹（Andrea M. Ghez）领导的小组发现的。 凱克天文台自2000到2012年間觀測S0-102的運動，並得知了它以順時針方向環繞人马座A* 的完整軌道。觀測人马座A*中心附近兩顆恆星完整週期的軌道運動可以求得人马座A*的重力位。而這些恆星周圍可能有大量暗物質存在。通过研究该恒星，可以观察该恒星受到黑洞附近扭曲时空的影响，有助于验证广义相对论。.
S5 0014+81
S5 0014+81是一个位于仙王座高纬度地区靠近北天赤道极的耀变体（一种拥有高能量和变化特征的类星体），该类星体呈高度扭曲状态，拥有极大的质量并发出宽的吸收谱线，属于特亮类星体。.
新！!: 恒星和S5 0014+81 · 查看更多 »
SDSS J001820.5–093939.2
SDSS J001820.5–093939.2是位在星座的鯨魚座內，距離大約1,000光年的一顆恆星，也可以簡潔的稱為SDSS J0018-0939。.
新！!: 恒星和SDSS J001820.5–093939.2 · 查看更多 »
Sh2-264
Sh2-264，又稱獵戶座λ環（Lambda Orionis Ring），是位於獵戶座的分子雲和電離氫區，可見於獵戶座分子雲團（OMCC）上方。OMCC是銀河系最靠近太陽系，也是最著名的一個恆星誕生區，有許多大質量恆星在該處出生。這個星雲是依據該區最主要的恆星，讓周圍物質電離的一顆藍巨星，觜宿一（獵戶座λ，Meissal）命名。因為它的形狀酷似神仙魚，有時也叫做神仙魚星雲。.
新！!: 恒星和Sh2-264 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和SN 1604 · 查看更多 »
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。.
新！!: 恒星和SN 1993J · 查看更多 »
SN 2004dj
SN 2004dj是从SN 1987A开始到发现时为止最亮的超新星。 这颗II-P型超新星是由日本天文学家板垣公一于2004年7月31日发现的。在发现时，它的视星等为11.2，已过了亮度最高的时期。此超新星的前身星位于NGC 2403的一个年轻的致密星团中，它处于鹿豹座中。这个星团在艾伦·桑德奇1984年出版的星表在列在96位，因此前身星被称作“桑德奇96”。这个星团在基特峰国家天文台的照片中很容易看见，外观像恒星。.
新！!: 恒星和SN 2004dj · 查看更多 »
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.
新！!: 恒星和SN 2006gy · 查看更多 »
SN 393
SN 393是中国在393年发现并记载的一颗超新星的现代编号。它位于天蝎座，是一颗位于银河系内的超新星。.
SPICA
SPICA（Space Infra-Red Telescope for Cosmology and Astrophysics，即宇宙学与天体物理空间红外望远镜的缩写）是日本宇宙航空研究开发机构和美国国家航空航天局、歐洲太空總署的合作项目，它将取代AKARI红外望远镜，成为新一代的中远红外波段望远镜。SPICA将和以近中红外波段为主要观测区间的詹姆斯·韦伯太空望远镜(JWST)在红外太空观测项目中形成互补之势。 SPICA计划在2009年仍然处于会议讨论阶段。预计SPICA将在2017年由日本H-2A运载火箭发射升空，并与JWST一样放置于地球背向太阳的后面150万千米的第二拉格朗日点。.
Star
Star一般指恒星的英文名稱，還可以指：.
Starry Night
Starry Night是一款世界知名的天文应用软件。目前的最新版本是Pro Plus 6.4.3版。.
新！!: 恒星和Starry Night · 查看更多 »
Stellarium
Stellarium是一款天文类自由软件，以GNU通用公共许可证发布，可以运行在Linux、Windows及Mac OS X操作系统中。Stellarium Mobile是该项目衍生的付费移动应用版本，支持安卓、iOS和塞班操作系统。Stellarium使用OpenGL对星空做实时渲染。.
新！!: 恒星和Stellarium · 查看更多 »
SWEEPS-11
SWEEPS-11是一顆太陽系外行星，環繞位於人馬座的恆星SWEEPS J175902.67−291153.5運行。該系統距太陽系約6,500光年，行星於2006年由「人馬光窗掩凌系外行星搜尋計畫」（SWEEPS）以凌日觀測的方式發現。 這顆行星的質量為木星的9.7倍，半徑為木星的1.13倍，距離恆星僅0.03天文單位，比飛馬座51的行星還要近，因此被分類為「超熱木星」，其公轉週期也相當短（43小時），表面溫度也極高。.
新！!: 恒星和SWEEPS-11 · 查看更多 »
TVLM513-46546
TVLM513-46546是在牧夫座內溫度非常低的一顆紅矮星，它顯示出耀星的活動性質，並且由於半球有著不同的亮度，和以大約兩天的週期自轉，有著和半規則變星一樣的變化。這顆恆星的質量很低，只有木星質量的90倍 (或是太陽質量的9%)，和估計半徑只是太陽的11% (接近木星大小的恆星)。這顆恆星也顯示出有著看不見，質量尚未測定的伴星。後續的觀測將能排除伴星是低質量的恆星，或是只是行星質量的伴星 (下限是2-10木星質量)，與介於1-15天自旋和軌道週期。 假設這顆恆星的亮度是太陽的0.042%，則類地行星可以保留液態水的適居帶將在0.02天文單位以內 (大約是從地球到月球距離的10倍)。.
新！!: 恒星和TVLM513-46546 · 查看更多 »
TV消失之日
是2007年8月31日由KeroQ（ケロQ）的姐妹公司PetitKeroQ（プチケロQ）製作發售的成人遊戲。.
UDFy-38135539
UDFy-38135539（又名為："HUDF.YD3"）是人類觀測到的經光譜確認的最遙遠的天體（截至2010年10月），也是當前宇宙中已知存在的第三遙遠的天體（排在UDFj-39546284之後）。經計算它的光行距離超過40億秒差距，同移距離為91億秒差距。UDFy-38135539（哈勃超深空（UDF）的星系分類）最初於2009年9月由三個科學小組從哈勃太空望遠鏡紅外線圖像中發現。.
新！!: 恒星和UDFy-38135539 · 查看更多 »
UGC 2885
UGC 2885是一个位于英仙座距地球3.13亿光年的无棒螺旋星系。.
新！!: 恒星和UGC 2885 · 查看更多 »
UGC 9618
UGC 9618又被称为VV 340或Arp 302，位于牧夫座，由两个富含气体，处于撞击早期的旋涡星系组成。两个星系的气体受大质量恒星作用辐射出大量的红外线。这些大质量恒星的形成率与银河系最大、最活跃的恒星形成区相似。UGC 9618距离地球4.5亿光年远，在Arp（特殊星系图集）中排名第302。 位于北边正向我们的星系又被成为MCG +04-35-019、UGC 9618N或UGC 9618B。.
新！!: 恒星和UGC 9618 · 查看更多 »
Var 83
Var 83是一颗位于三角座三角座星系（M33）的高光度蓝变星。它的热星等为±2,200,000太阳光度，绝对星等-11.1，是目前已知光度最亮的恒星之一。.
WASP-1
WASP-1 是一個位在仙女座的恆星，而且有一個叫WASP-1b的行星。.
WASP-2b
WASP-2b是一個環繞著WASP-2的太陽系外行星，距離地球500多光年遠，位在海豚座。根據觀測到它的質量和半徑，它應該是一顆與木星組成相似的氣體行星，但他與木星不一樣的一點是，這跟目前發現的太陽系外行星一樣，他離它的母恆星很近，而且表面溫度很高，因此天文學家把他歸類於熱木星。.
新！!: 恒星和WASP-2b · 查看更多 »
WASP-3c
WASP-3 是位於天琴座的一顆黃-白矮星，距離大約727光年，光度10等的恆星。.
新！!: 恒星和WASP-3c · 查看更多 »
WISE 0350-5658
WISE J035000.32-565830.2（编号可以缩写为WISE 0350-5658）是一颗光谱分类为Y1的棕矮星， 位于网罟座中，这个星座已知最近的恒星/棕矮星。 距离地球大约14光年。.
新！!: 恒星和WISE 0350-5658 · 查看更多 »
WISE 0535-7500
WISE J053516.80-750024.9（编号缩写为WISE 0535-7500）是一颗光谱分类为≥Y1的棕矮星， 位于山案座中，这个星座已知最近的恒星/棕矮星。 距离地球大约19光年。.
新！!: 恒星和WISE 0535-7500 · 查看更多 »
WISE 1217+1626
WISEPC J121756.91+162640.2（编号可缩写为 WISE 1217+1626，又称WISE J1217+1626）是一颗光谱分类为T9的棕矮星， 位于后发座中，可能是这个星座最近的恒星/棕矮星。 距离地球大约23光年。.
新！!: 恒星和WISE 1217+1626 · 查看更多 »
Wray 17-96
Wray 17-96是一颗位于天蝎座的高光度蓝变星，距离地球15,000光年（4,600秒差距）。和其他高光度蓝变星一样，Wray 17-96的亮度很亮，为1,800,000太阳亮度，绝对星等−10.9等，是目前已知光度最亮的恒星之一。Wray 17-96有一个气体壳，之前曾经一度被认为是行星状星云。.
新！!: 恒星和Wray 17-96 · 查看更多 »
X射线
--（X-ray），又被称为爱克斯射线、艾克斯射线、伦琴射线或--，是一种波长范围在0.01纳米到10纳米之间（对应频率范围30 PHz到30EHz）的电磁辐射形式。X射线最初用于医学成像诊断和X射线结晶学。X射线也是游離輻射等这一类对人体有危害的射线。 X射線波長範圍在較短處與伽馬射線較長處重疊。.
XO-2
XO-2是一個位于天猫座的聯星系統，兩颗成員星都是与太阳类似而温度略低的恒星，距地球大约光年 。該系統的兩顆成員星分別為 XO2-S（或 XO-2A）和 XO2-N（或 XO-2B）。它的视星等只有11等，因此地球上用肉眼无法看到，但是使用小型望远镜既可观测到。这颗恒星也因为它较大的自行而引人注目。 XO-2N 和 XO-2S 兩者距離約天文單位。.
XO望遠鏡
XO望遠鏡（XO Telescope）是位於夏威夷茂宜島海拔3054公尺的海勒卡拉火山頂的望遠鏡。該望遠鏡以一對焦距200 mm的望遠鏡頭組成，是以凌日法偵測太陽系外行星，其原理相當類似跨大西洋系外行星搜尋計畫（Trans-atlantic Exoplanet Survey, TrES）。硬體花費為六萬美金，相關軟體花費則更少得多。.
XTE J1650-500
XTE J1650-500是一个位于天坛座的恒星质量黑洞候选者，它位于一个双星系统中，其伴星是正常恒星，两者互相围绕旋转一周的周期为0.32天。 在2008年的一项研究认为XTE J1650-500的质量只有太阳质量的3.8±0.5倍，使它成为已知质量最小的黑洞。但之后的研究推翻了这个结论，现在一般认为它的质量为5-10个太阳质量。.
新！!: 恒星和XTE J1650-500 · 查看更多 »
折威七
折威七 (σ Lib / 天秤座σ)是在天秤座的一顆恆星。视星等3.29，可以用肉眼看见。基于视差测量，该星與地球的距離約為288光年。.
暗物質暈
暗物質暈環繞在星系外圍，如同太陽圈包圍著太陽般，包圍著星系的暗物質。大多數的星系都受到這種與星系有著相同的中心，但散佈在外圍卻是星系動力學中心的主宰。.
暗能量星
暗能量星是一種假想的天體，是2005年喬治查·普林提出的理論，他認為黑洞並不存在，而目前發現類似黑洞的現象是暗能量星的作為，一般來說，黑洞是由巨大質量的天體塌縮而成的，而黑洞的中心有一個奇異點，任何東西到黑洞裡都會到奇異點然後完全的毀滅，任何相關的資訊都會消失，但是量子力學不容許資訊憑空消失的行為。廣義相對論中有提到，當一個東西到黑洞的視界時，相對它的時間就會停止，也就是說，對一個旁觀者來說，任何掉進黑洞的物體都會停在在黑洞的視界，而量子力學也不容許時間停止的行為。在解決這兩個物理佯謬時，科學家受到與此問題不相關的另一類物理現象的啟發，那就是超導晶體越過量子臨界點時，出現了一些怪異的行為，像是它們的電子自旋逐漸趨於緩慢，就像是時間停止一樣，http://my.opera.com/Rojer/blog/show.dml/363295這跟物體到了黑洞的事件視界一樣，而且沒有觸犯量子力學，而如果在恆星表面發生了這種現象，它將使時間慢下來而形成一種臨界層，此表面的行為確實類似於黑洞的視界。根據喬治查·普林的理論當巨大質量的恆星坍塌時，會形成類似上述的臨界層，而它的大小就決定於星體的質量，而星體的質量就會變成巨大的真空能量（這就是暗能量星的名字由來），喬治查·普林相信，在臨界層的夸克會衰變成正電子和伽馬射線，這也可以解釋星系中心的強大的正電子和伽馬射線源（一般認為星系中心有巨大的黑洞）。.
暗星系
暗星系是指一種含很少恆星（甚至沒有）的星系級的天體，一般認為它們是由暗物質構成，且這些物質也會如同一般星系一樣繞著星系核心旋轉，而它們可能含有一些氣體（例如氫），因此它們能藉由無線電波波段來偵測它們的存在。根據觀測結果在宇宙中暗物質佔的比例非常大，因此暗物質由自己的重力塌縮而形成暗星系也不是不可能。.
柱三 (毕宿)
柱三，即御夫座η（η Aur, η Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约219光年。 柱三是一颗蓝白色B-型主序星，视星等为+3.18。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿毕宿的星官柱第三星，这也是柱三名字的来由。在西方，它被称为Hoedus II（或Haedus II）和Mahasim。它被认为是母羊（御夫座α，即五车二）所生的两只小羊之一（另一只是御夫座ζ，即柱二），因此被称为Haedus II。Mahasim这个名字来自于阿拉伯语المِعْصَم(al-micşam)，意思为“（战车的驾驭者）的腕部”，这个名字和御夫座θ（即五车四）分享。.
新！!: 恒星和柱三 (毕宿) · 查看更多 »
柱五 (毕宿)
没有描述。
新！!: 恒星和柱五 (毕宿) · 查看更多 »
柱四 (毕宿)
柱四，即御夫座υ（υ Aur, υ Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约475光年。 柱四是一颗M-型红巨星，视星等为+4.72。.
新！!: 恒星和柱四 (毕宿) · 查看更多 »
柳宿增十
柳宿增十 (β Cnc / β Cancri)是巨蟹座最亮的恆星，與地球的距離大約是290光年。它的固有名稱是Tarf或Al Tarf (Altarf)，不清楚語源但很可能來自阿拉伯文的الطرف aṭ-ṭarf ("眼睛")或 طرفة aṭ-ṭarfah(獅子的"一瞥")。 主要的成員，柳宿增十A，是一顆橘色的K-型巨星，視星等+3.50，絕對星等-1.25(目視)。它有一顆暗淡，14星等的伴星，柳宿增十B，與主星相距29角秒。.
掩星
掩星是一種天文現象，指一個天體在另一個天體與觀測者之間通過而產生的遮蔽現象。一般而言，掩蔽者較被掩者的視面積要大。（若相反者則稱為“凌”，如金星凌日，“凌”有以小欺大的意思。）有天文愛好者認為日食也是月掩星的一種。.
林極限
林極限是在給定的質量被壓縮成恆星時的半徑最大值。當一顆恆星達到完全的流體靜力平衡時—情況是向內的重力和電漿體向外的壓力是相配的，這時恆星的大小不會超過林極限所定義的半徑。這在恆星的演化上有著重要的涵義，不僅是收縮階段的公式化，還有稍後經由核融合消耗掉絕大部分供應的氫。 赫羅圖顯示的是恆星的表面溫度對應於光度的關係。在圖中，林極限大約形成在3,500K的垂線位置。低溫的恆星完全都是對流層，而恆星模型對在極限右邊的恆星，因為始終在對流中而無法提供恆星平衡的解答（對表面溫度更低的恆星），因此，只有所有的期間都在極限左邊的恆星能達到流體靜力平衡，而在極限右邊的區域就形成了"禁制帶"。但是，在林極限還是有例外，這些包括塌縮的原恆星，因為磁場干擾了恆星內部對流層能量的傳輸。 紅巨星是核心進行氦融合反應而使外面的氣殼層膨脹的恆星，這會使恆星在赫羅圖上向上和向右移動。但是，由於林極限的抑制，它們的膨脹有一定的半徑限制。 林極限的名稱取自於日本天文物理學家林忠四郎（Chushiro Hayashi）。.
恩赐奖 (日本学士院)
恩賜賞（おんししょう）是日本学士院设立的一个奖项。日本学士院选择学術上有特殊贡献的論文、著書或者其他的研究業績，发奖表彰学者的研究事业（日本学士院法8条1款）。日本学士院恩賜奖和学术奖都是日本最权威的学術奖项。其中，恩賜奖又是日本学士院颁发的最高奖项，候选人是毎年仅颁发9件以内的日本学士院賞的得主。日本学术院从中精选当年最優的学术作品（1件以内），由日本皇室亲自赐奖金给获奖者。1911年设立。。.
新！!: 恒星和恩赐奖 (日本学士院) · 查看更多 »
恒星年
恆星年是太陽在天球上返回到對恆星而言的相同位置上的時間。恆星年是地球的軌道週期。一恆星年等於365.25636042 平太陽日，即365日6小時9分鐘10秒。一個真實的週期數總與兩個天體相對的週期數相差整整一週。回歸年比恆星年短20分鐘又24秒。 「恆星年」是地球圍繞太陽公轉的真正週期，也就是地球圍繞太陽公轉360°。.
恒星物理学
恒星物理学，是天体物理学的一个重要分支，研究恒星内部的结构与物理过程、恒星的演化、脉动与大气内辐射以及致密天体（如白矮星、中子星）等，它奠定了当代天体物理的基础。诺贝尔物理学奖多次颁给了恒星物理学领域相关的研究者。.
恒星月
恆星月是指月球對於一顆恆星來説的自轉週期。如果月球上某一點，本來面向著遙遠的一顆恆星，在經過一段時間後，這一點指向同一恆星，這一週期就稱爲恆星月。一個朔望月有29.53天，而一個恆星月就有27.322天，或是27天7小時43分11.51秒（約為27\frac天）。在天文學中，有三種主要的旋轉週期：天（太陽—地球）、恆星月（月球—地球—恆星）、年（太陽—地球—恆星）.
恒星日
通常认为，恒星日（Sidereal Day）是地球上某点对某个恒星连续两次经过其上中天的时间间隔。地球自转的恒星周期，是指在天文学上以恒星为标准量度地球自转的周期，因为恒星通常被假设是不动的，从这个意义来说，是地球真正的自转周期。 在天文学上，定义恒星日的不是具体的恒星，而是黄道对于天赤道的升交点，即白羊宫第一点，就是北半球的春分点。但是春分点在不断的西移（岁差），所以天文学上的恒星日与地球的自轉週期还是有区别的。（前者比後者短約8.4毫秒） 因为地球自转不断变慢，所以恒星日将越来越长。.
恆行星
恆行星（Planetar）是指比次棕矮星還小的行星質量等級的天體，它的質量比太陽質量的0.004倍還要低(低於4倍木星質量)，甚至可能比木星質量還低，溫度比行星略高。此類星體是以恆星形成的方式，經由氣體雲的坍縮形成，溫度是來自原恆星階段來自重力能量的加熱或摩擦造成的溫度，但因質量太小無法發生核融合反應，故無法進入主序星階段，原恆星階段結束後即開始冷卻。 另外，恆行星也可以指次棕矮星，或核融合完全停止的棕矮星，質量很小的紅矮星當氫耗盡時，若質量太小無法收縮變成白矮星，而形成一個冷卻的氣體天體，也可以稱做恆行星。 恆行星還有另外的定義，就是不繞任何恆星公轉、自由漂浮在宇宙或繞著星系中心公轉的星際行星，他們可以比上述天體還小，甚至低於地球質量(0.000006太陽質量)，形成原因可能是是受到其他行星等天體的引力影響而被拋出原本繞著公轉的行星系統，或是在行星系統形成期間被彈射出來原行星。 已經提出了兩個定義，但也取得了在天文學和行星科學界廣泛使用。 恆行星（Planetar）一詞是由"planet"(行星) + "star"(恆星)，意即體型介於行星和恆星之間的天體，目前還沒有確定的中文翻譯，或中文翻譯還沒有共識，可以稱做恆行星、次恆星、超行星、矮次棕矮星。.
恆星大氣層
恆星大氣層是恆星的最外層區域，位置在核心、輻射層和對流層之上，依照獨特的特徵可以分為數層：.
恆星天文學
對恆星和恆星演化的研究是我們瞭解宇宙的基礎，恆星的天文物理學通過對恆星的觀察、研究、測量和理論上的瞭解；還有經由電腦對內部的模擬Harpaz, 1994, pp.
恆星天文學年表
*本表為恆星天文學年表，以下譯自英文維基同名條目。.
新！!: 恒星和恆星天文學年表 · 查看更多 »
恆星之書
恆星之書 （كتاب صور الكواكب）是天文學家阿卜杜勒-拉赫曼·蘇菲於西元964年撰寫的書。雖然作者是波斯人，但這本書是用阿拉伯文書寫。他試圖將托勒密的《天文學大成》（第七冊和第八冊）和阿拉伯傳統天文學原本的星座綜合成星表。 這本書詳細說明和敘述對恆星的觀察，它們的位置（從托勒密的《天文學大成》複製過來，而因為歲差的緣故，經度增加了12° 42'）、星等（亮度）和顏色。如同托勒密的天文學大成是以星座，他的研究結果也是以星座來呈現。對每一個星座，他提供樂兩個圖形，一張是從內向外觀看天球，另一張是從外面觀看天球。 這項工作有很大的影響力，因而有許多手稿和翻譯本倖存下來。現存最古老的手稿保存在博德利圖書館，並且是作者兒子在1009年的手稿。在大英圖書館中有一份13世紀的複製品。 他所描述的小雲，實際上是對仙女座星系最早的描述和插畫。他把它說成是躺在一條大魚的嘴前，這是一個阿拉伯的星座。很可能在905年之前，伊斯法罕的天文學家就都已經熟知這朵"雲"的存在。 大小麥哲倫星雲最早的紀錄，也出自"恆星之書" 。這些都是在銀河系之外最早從地球觀察到的星系。他觀察到的仙女座大星系也是第一個真正不同於星團的星雲。。 他可能還將船帆座o星團歸類為"朦朧之星"，此外還有狐狸座的"模糊物件"，現在被稱為蘇菲的星團、"衣架星群"、布洛契星團或Collinder 399。此外，他提到了兩個麥哲倫雲，而它們從伊拉克與內志看不到，但從可以看見；而且它們被稱為"母牛"（al-Baqar）。 這本書沒有發表過英文的譯本，但在1874年被譯成法文。迄2012年3月，澳洲唐斯維詹姆士庫克大學的Ihsan Hafez在籌備中。.
恆星形成
恆星形成是分子雲的高密度區崩潰成為球形的電漿形成恒星的過程。作為天文物理的一個分支，恆星形成的研究包括作為前導的星際物質和巨分子雲，到恆星形成過程，早期型恆星和行星形成則是直接的成果。恆星形成的理論，不僅是一顆單獨恆星的形成，還必須統計聯星和初始质量函数。.
恆星命名
國際天文聯合會（IAU）是國際上認可唯一能為恆星和各類天體分配與指定名稱的機構。在IAU成立之前，已經有許多恆星的名字被使用，其他的名字，主要是變星（包括新星、超新星）則一直在增加，但是多數的恆星在被提到時還是沒有名字，只能用星表中的编号來稱呼。這篇文章將簡要述說恆星命名的方法。.
恆星光度列表
下面的恆星列表是依據恆星的絕對熱星等增加（發光度減弱）的順序排列。絕對星等是恆星在距離地球10秒差距所呈現的視星等。絕對熱星等是測量恆星的發光度–一顆恆星每秒鐘所輻射的總能量。 這個表并不十分完整，因為一顆恆星的距離如果遠到我們看不到它，我們就無從得知它的發光度。 一些參考資料所給的恆星發光度非常的不一樣（不同的順序或不同的恆星），這些恆星的不同數據資料有些不見得是不可靠，而是注意的和分析時注重的物理資訊不同和有實際上的困難。 要注意的是即使是最明亮的恆星（比太陽明亮四千萬倍）仍然不如像是類星體，目前已經發現了數百個，這種銀河系外的天體明亮。現在所知最亮的類星體是在室女座的3C 273，它的平均視星等是12.8等（使用望遠鏡才能看見），但是絕對星等是-26.7等。如果它在距離地球10秒差距的位置上，看起來將如同太陽（視星等-26.8）一般的明亮，因此類星體的發光度是太陽的2兆（1012）倍，或是像我們銀河系這樣的巨型星系總亮度的100倍。然而也發現類星體的光度在不同的時間週期內也不一樣。 根據伽馬射線的觀察，一顆被稱為SGR 1806-20的磁星（中子星的一種類型），曾經在2004年12月27日將極端強烈的爆發傳達到地球。它是來自太陽系外對我們的行星造成最明亮的衝擊事件。如果伽馬射線能夠看見，它的光度將達到−29，會比我們的太陽還要明亮（如同雨燕衛星所觀測到的）。 在1998年偵測到的伽馬射線暴GRB 971214在當時被認為是宇宙間最巨大的能量事件，等同於數百顆超新星釋出的能量。稍後的研究指出因為幾何的關係射向地球的能量或許相當於一顆超新星將環繞在周圍氣體的總能量集成光束射向地球。.
恆星動力學
恆星動力學是天文物理的一個分支，以統計學的方法介紹恆星在它們共同重力下的集體運動。但重力的長距離效應和恆星系統緩慢的弛豫，阻礙了統計物理方法的使用。一顆恆星在星系或球狀星團內的運動，主要受到其它恆星的平均分布和恆星距離的影響，和最鄰近的恆星少量的影響。 如果物質的分布是理想化的平滑，恆星的弛豫過程是傾向於每顆恆星有著各別的運動軌跡的。2-體弛豫被限制在一顆恆星和另一顆恆星之間的交互作用下，而"劇變弛豫"是大型恆星集團系統集體變異所造成的。 Category:天體力學 動力學.
恆星碰撞
恆星碰撞指兩顆恆星通過重力作用合併成一個較大天體的過程。天文學家們估計，銀河系內的球狀星團每一萬年可能發生一次這樣的事件。Chang, Kenneth.
恆星結構
質量和年齡不同的恆星，有著不同的內部結構，恆星結構模型敘述恆星的詳細結構，要能預測詳細的光度、分類和演化。.
恆星際旅行
恒星際旅行，是一個用來指在恆星或行星系統之間進行假想性的載人或無人太空旅行的名詞。恒星際旅行的難度是遠高於行星際航行的；太陽系以內的行星間的距离是不多於三十個天文单位的，而恆星間的距离卻往往是以百上千個天文单位計，而且很多時是以光年作單位。由于恆星間相隔遼遠，恒星際旅行速度需要達到光速的一個相當高的百份比，或者需要很長的旅行時間；要用上數十年至五十年，甚至更久。 人類現時的太空船推進技术仍未能滿足恒星際旅行所需的速度。即使具备假想性的能達到完美效率的推進系統，所需的動能對於當今的能量生產標準依然是巨大的。此外，航天器與宇宙塵埃和氣體的碰撞可以對乘客和航天器本身造成危險的影響。 現時，人们已經提出了諸多策略來實現恆星際旅行，其中有攜帶整個生態系統的巨型架構，以至到微細的空间探测器等。人们又提出了許多不同的航天器推進系統，以滿足航天器所需的速度，其中包括了核动力推进，和其他基於推測性物理學的方法。 無論是對於載人或無人星際旅行，都需要滿足相當大的技術和經濟挑戰。即使是對於星際旅行最樂觀的看法，都認為恆星際旅行只能在幾十年後才可行；更常見的預測是一個世紀或更遠。然而，儘管有挑戰，如果星際旅行能夠實現，那麼將會帶來極大的科學收益。 大多數星際旅行的概念都建基在一個發達的，能夠將數百萬公噸的物體移動到建築或操作地點，並且需要上千兆的電力來滿足建築或動力需求（例如或中的星際旅行概念）。如果太空太陽能發電成為地球能源結構的重要組成部分，這樣的系統便可以自然地發展成熟。消費者對於電力系統的需求將會催生一個恆星際旅行所需的每年數百萬公噸容量的太空物流系統。.
恆星質量
恆星質量是天文學家用來描述恆星的質量時所用的一個名詞，它通常是以太陽質量來列舉其它恆星與太陽的質量比較。因此，明亮的天狼星質量大約是2.02太陽質量。恆星的質量會隨著恆星演化而不停的改變，因為恆星風的吹送或脈動的行為而拋出質量，或是從伴星獲得而增加質量。.
恆星質量流失
恆星質量流失是在一些大質量恆星上觀測到的現象，在此一事件的發生機制會造成恆星大部分的質量被拋射出去；或是在聯星系統中的一顆恆星質量逐漸流失至它的伴星或是星際空間中。.
恆星黑洞
恆星黑洞（Stellar black hole）是一種大質量恆星（大約20倍太陽質量，但其真實質量並未證實，而且也取決於其他變數）引力坍塌後所形成的黑洞，可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡，其質量是五至數十倍的太陽質量。目前已知質量最大的恆星黑洞是15.65±1.45倍太陽質量。另外，也有証據證明IC 10 X-1 X-ray是一個擁有24至33倍太陽質量的恆星黑洞。 根據廣義相對論，可以存在任何質量的黑洞。質量越少，形成黑洞所需的密度就越高（參看史瓦西半徑）。直至目前為止，還沒有發現任何可以製造少於1太陽質量的黑洞方法。但如果它們存在，它們極有可能是微黑洞。 恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星寿终正寝时，即所有能量耗盡後，引力坍塌是無可避免的事態。如果恆星的坍塌質量低於臨介值時，將會生成白矮星或中子星的緻密星。這些星體擁有最大的質量，所以，如果緻密星的質量超過此臨介值時，引力坍塌會繼續，然後突變為重力坍塌，形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量，但估計也有3倍太陽質量。直至目前為止，質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 另外，也有觀察証據證明有兩種質量比恆星黑洞更大的黑洞，它們是中介質量黑洞（位於球狀星團的中心）和超大質量黑洞（位於銀河系和活動星系核的中心）。 一個黑洞最多只能擁有以下三個特性：質量、電荷和角動量（旋轉）。所有自然生成的黑洞都會旋轉，但並沒有確實觀察旋轉狀況。恆星黑洞的旋轉是因為恆星的角動量守恆而造成的。.
恆星自轉
恆星自轉是恆星相對於軸的角運動，自轉的速率可以從恆星的光譜測量，或是經由表面明顯的特徵運動量測。 恆星自轉產生的離心力可以造成赤道隆起。如果恆星不是固體，便可以用不同的速度轉動，因此恆星赤道和高緯度可以有不同的角速度。自轉速率上的差異在恆星磁場發電機上也許是重要的角色。 恆星的磁場會與恆星風產生交互作用，當恆星風離開恆星會使恆星的角速度減慢。磁場與恆星風的交互作用對恆星的自轉產生制動，結果是恆星的角動量會轉移給恆星風，於是隨著時間的過去，恆星自轉的速率逐漸減慢。.
恆星雲
恆星雲是銀河系內無數微弱星光的恆星所形成的現象。這些恆星離地球很遠，即使用望遠鏡觀測也不能把它們之間分開，因此，星光混成一片，像雲霧一樣。它們不是真的星團，但是以觀測者的觀點寧可稱它們為星團。這些披著雲氣的恆星並不是真的聚集在一起，只是出現在視線相近的方向上。目前最亮的恆星雲在人馬座和盾牌座兩星座之內。.
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.
恆星時角
恒星时角（Sidereal Hour Angle，SHA）是恒星坐标的一个参量。它表示恒星所在的子午圈相对于观察者所在子午圈在天赤道上的距离。.
東京光電子午儀
東京光電子午儀（PMC）是一架用於觀測和紀錄恆星與行星位置，然後報導於PMC星表的子午儀。.
新！!: 恒星和東京光電子午儀 · 查看更多 »
東次將
東次將（ε Vir / 室女座ε）中文名又作“太微左垣四”，是在室女座的一顆恆星。视星等2.83，是室女座的第三亮星。基于依巴谷卫星的视差测量，东次将距离太阳大约110光年，误差0.5光年。.
東方中西星名對照表
東方中西星名對照表列出角宿、亢宿、氐宿、房宿、心宿、尾宿和箕宿七個天區（即青龍）所有星官的恆星，有46星官，共153星。.
新！!: 恒星和東方中西星名對照表 · 查看更多 »
杜鹃座恒星列表
以下是星座杜鹃座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和杜鹃座恒星列表 · 查看更多 »
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。.
核天体物理学
核天体物理学（nuclear astrophysics）是天體物理學和核物理學的交叉學科，主要研究的領域有恆星結構，天體質量與其壽命的關係等，並從中了解恆星如何產生能量，認識化學元素的起源和演变與，分析驱动天体物理现象的机制。.
核嬗变
核嬗變是一種化學元素轉化成另外一種元素，或一種化學元素的某種同位素轉化為另一種同位素的过程。能夠引發核嬗變的核反應包括一個或多個粒子（如質子、中子以及原子核）與原子核發生碰撞后引發的反應，也包括原子核的自發衰變。 但反過來說，原子核的自發衰變或者與其他粒子的碰撞並不一定都導致核嬗變。比如，γ衰變以及同它有關的内轉換過程就不會導致核嬗變。核嬗變既可以自然發生，也可以人工引發。.
核球
核球，在天文學中是指緊密聚集的一群恆星，在多數的場合中提到時，通常就是指星系－特別是螺旋星系－中央區域的核心，但在歷史上核球曾經被認為是有星盤環繞的橢圓星系。然而，在高解析度的影像下，使用哈伯太空望遠鏡揭露出許多核球也具有與螺旋星系相同的特性。現在認為核球至少有兩種類型：像橢圓星系的傳統核球和像螺旋星系的似星盤核球。.
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.
核技术
核子技術是关于原子核的核反应技术，其中比较重要和已经投入实用的有核动力、核医学和核武器。核技术的应用十分广泛，也应用于，到瞄准具。.
核時標
核時標是在天文物理學中純粹基餘核燃料消耗速率估計的恆星壽命。如果假設的條件能夠滿足，熱和力學時標是用來估計個別恆星處在生命階段的哪一個時期，和恆星壽命的某一個階段。實際上，恆星的壽命會大於原子核時標估計的，因為當一種燃料變得缺乏時，另一種常常會取而代之－氫燃燒成氦、氦會再燃燒等等。但是，在氫燃燒之後所有階段總合在一起的時間通常仍短於氫燃燒期間的10%。.
格利泽229
格利澤229 (也可以寫成Gl 229或GJ 229) 是在天兔座內距離地球大約19光年的一顆紅矮星。它的質量是58%太陽質量，半徑是 69%太陽半徑，和在赤道只有1公里/秒，非常低的投影轉速。 已知這顆恆星是低活動的焰星，這意味著它曾經是一顆表面亮度會因為磁場活動而隨意變化的恆星。頻譜中顯示出鈣的H和K發射譜線，在冕部的光譜中也曾經檢測出X射線，這可能是磁場迴圈與恆星外圍的大氣層交互作用引起的，但沒有檢測到大規模的黑子活動。 在1994年拍到次恆星伴星格利澤229B的影像，並在1995年獲得證實。它是一顆棕矮星。雖然是一顆質量太小，無法維持氫的核融合的恆星，它的質量大約是木星的20至50倍，對行星而言是太重了。格利澤229B是第一顆被確認的次恆星質量的天體，表面溫度大約是950K。 這顆恆星的空間速度分量是U.
格利泽581e
格利泽581e（英语、德语、法语、卡斯蒂利亚语：Gliese 581 e；Gliese为德语，汉译格利泽，）是迄今发现的第四颗围绕M3V型红矮星格利泽581运转的行星，属于太阳系外行星，位于天秤座，距离地球大约20.5光年。该行星的质量至少为地球的1.9倍，是迄今发现的围绕太阳系外恒星运转的最小的、同时也是质量最接近地球的太阳系外行星。不过它的轨道距离其母星只有0.03个天文单位，远离适居带；同时由于高温、过小的体积和来自恒星的强烈辐射，它也不大可能拥有大气层。.
新！!: 恒星和格利泽581e · 查看更多 »
格利泽581g
格利泽581g（Gliese 581 g）是一颗未经证实的系外行星，绕行位于天秤座的红矮星格利泽581，距离地球约20.5光年。它是在格利泽581行星系中发现的第六颗行星，距离恒星距离则排该星系第四，于2010年9月29日由华盛顿卡内基学会和加州大学圣克鲁斯分校（UCSC）等机构发现后公诸于世，是夏威夷凯克天文台历时11年的观测所取得的成果。这颗在“適居带”内新发现的行星，有可能是迄今发现的与地球最像的系外行星，也是第一个潜在適居行星的确凿证据。但是ESO和HARPS研究小组都不能证实此行星存在 。也有天文学家指出没有在格利泽581的可居住区域内任何行星的可信信号，无法证实格利泽581g的存在。而根据美国高分辨率蝇眼探测器（HiRes）研究显示，格利泽581拥有6颗行星的可能性误差达到99.9978% 。.
新！!: 恒星和格利泽581g · 查看更多 »
格利澤185
格利澤185是位於天兔座的一顆紅矮星，他與太陽系的距離大約是28光年。這顆恆星大約在35,000年後會最靠近太陽，屆時的距離大約是14.8光年 (4.5秒差距)。.
格利澤581d
格利澤581d（英語、德語：Gliese 581 d）是一顆系外行星，繞行位於天秤座的紅矮星格利澤581，距離地球約20.5光年。它的質量為地球質量的8倍，被認為是一顆超級地球或迷你海王星。於2007年發現格利澤581d的科學家小組在2009年4月下旬藉由新的觀測結果判斷該行星位於適居帶當中，意味著它可能有液態水或生物存在。.
新！!: 恒星和格利澤581d · 查看更多 »
格里·诺伊格鲍尔
格哈特“格里”·诺伊格鲍尔（Gerhart "Gerry" Neugebauer，），美国天文学家，在红外天文学领域做出了开创性的工作。.
新！!: 恒星和格里·诺伊格鲍尔 · 查看更多 »
格里戈里·阿布拉莫维奇·沙因
格里戈里·阿布拉莫维奇·沙因(Григорий Абрамович Шайн；)，是一位苏联及俄罗斯天文学家。 他是俄罗斯天文学家“佩拉格娅·沙因”(ПелагеяФёдоровнаШайн)，父姓「桑尼科夫」(Санникова)的丈夫。.
新！!: 恒星和格里戈里·阿布拉莫维奇·沙因 · 查看更多 »
梅格納德·薩哈
梅格納德·薩哈（মেঘনাদ সাহা、Meghnad Saha FRS，），印度天文物理學學家，因為提出描述恆星物理與化學狀態的薩哈電離方程而聞名。.
新！!: 恒星和梅格納德·薩哈 · 查看更多 »
棒旋星系
棒旋星系指的是中間具有由恆星聚集組成短棒形狀的螺旋星系。大約三分之二的螺旋星系是棒旋星系。短棒通常會影響在棒旋星系裏的恆星與星際氣體的運動，它也會影響旋臂。棒旋星系的旋臂則看似由短棒的末端湧現。而在普通的螺旋星系，恆星都是由核心直接湧出的；在星系分類法以符號SB表示。.
棕矮星
褐矮星又称--矮星，是質量太低，在核心不能維持大規模的氫融合反應，與主序恆星不同的次恆星。它們的質量據有最重的氣體巨星和最輕的恆星，質量上限大約在75至80 木星質量（MJ）。棕矮星的質量至少超過氘融合所需要的13 MJ，而超過〜65 MJ，鋰融合就可以進行。 在2013年3月，有一篇論文提出質量非常低的棕矮星和巨大行星的分界大約在〜13木星質量，引起了學界的討論。相似的研究涉及DENIS-P J082303.1-491201 b，在2014年3月發現的一個極低溫的聯星系統，質量較低的成員大約只有29木星質量，並且被列名為質量最大的系外行星。儘管如此，一個學派認為要基於形成；另一派認為要依據內部的物理。 棕矮星一樣可以依據光譜分類，主要的類型有M、L、T、和Y。不管它們的名稱，棕矮星有著不同的顏色。依據A.
棕矮星列表
棕矮星就是質量大於木星13倍以上的太陽系外行星，一般來說，都會繞著另一個恆星公轉，但是也有少數幾個例外，像是OTS 44。目前已發現608個棕矮星，而本頁只列出39個。.
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。.
極迅瞬變光源太空觀測計畫
極迅瞬變光源太空觀測計畫（Ultra-Fast Flash Observation，簡稱UFFO），是一個國際合作科學衛星計畫，目標為監測恆星死亡以及中子星與黑洞撞擊產生之伽瑪射線爆，以了解宇宙之膨脹史。參與該計畫之團隊包含俄羅斯、臺灣、韓國、丹麥、西班牙等地之大學或研究機構，其中臺灣團隊的人數最多，一共10人。 該計畫最初起源於臺灣團隊所提出的POET計畫，但該計畫提出一年後即與韓國團隊合作，因而更名為UFFO計畫。2011年7月12日至7月15日，UFFO實驗儀器進行熱真空測試，並於7月25日至7月27日進行三軸振動測試與衝擊振動測試。2016年4月28日协调世界时早上2點，UFFO太空望遠鏡安裝在上，由俄羅斯的聯合號自該國遠東地區、靠近中俄邊境的阿穆尔州东方航天发射场發射升天，為該處之第一次發射任務。該火箭原先預定於2015年12月發射，但因技術原因推遲至2016年4月27日，更因故延後一日至4月28日才順利發射。俄罗斯总统-zh-cn:弗拉基米尔·弗拉基米罗维奇·普京;zh-hk:弗拉迪米爾·弗拉迪米羅維奇·普京;zh-tw:佛拉迪米爾·佛拉迪米羅維奇·普丁;-也在現場觀看發射情形。 藉由臺灣團隊研發出的紫外可見光迴旋望遠鏡，UFFO在伽瑪射線爆發生1到2秒內即可鎖定光源進行觀測，比起在它發射前反應最快的雨燕衛星的60秒鐘還要快上數十倍。.
新！!: 恒星和極迅瞬變光源太空觀測計畫 · 查看更多 »
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%.
橙矮星
橙矮星 ，也就是K型主序星（KV），是主序帶（以氫為燃料）上，光譜類型為K，亮度分類為V的恆星。這些恆星的大小介於M-型主序星、亮度分類為V，和G-型主序星、亮度分類為V的恆星之間，質量是太陽質量的0.5至0.8倍，表面溫度在3,900至5,200K。, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (November 1981), pp.
次巨星
次巨星 次巨星是有著與正常主序星（矮星）相同的光譜類型，但比較明亮，卻又不如巨星明亮的恆星。次巨星這個名詞適用於恆星演化的一個階段，是一個光譜的特定光度分類。.
次矮星
次矮星，有時標示為sd，是約克光譜分類系統中光度屬於VI的恆星，它們是絕對星等的光度比主序星低1.5至2等，但光譜型態相同的恆星。在赫羅圖上，次矮星的位置在主序帶的下方。 次矮星這個名詞是古柏在1939年創造的，是用來標示之前被稱為“中繼白矮星”，卻有著異常光譜的恆星。.
次棕矮星
次棕矮星（sub-brown dwarf）是一種與恆星及棕矮星形成方式相同（即透過星雲塌縮而成），但擁有行星等級質量的天體。它們的質量甚至比棕矮星的質量下限（大約木星質量的13倍）還要低，因此它們並非棕矮星，故名「次棕矮星」。不同於棕矮星的性質，它們的質量不足以進行氘的融合。 POSITION STATEMENT ON THE DEFINITION OF A "PLANET" (IAU).
次毫米波陣列望遠鏡
次毫米波陣列望遠鏡（Sub-Millimeter Array，簡稱SMA）位於美國夏威夷毛納基山天文台，是由美國夏威夷大島上的史密松天体物理台與中華民國（台灣）的中央研究院天文及天文物理研究所合作興建。首先由史密松天文台所建造的六座次毫米波陣列望遠鏡先行測試運轉，其後由台灣負責製造的兩座次毫米波陣列望遠鏡（Sub-Millimeter ARray of Taiwan, SMART）也設置完成，並於2003年11月22日共同舉行這八座次毫米波陣列望遠鏡及操控中心的啟用典禮。 次毫米波是指波長略小於毫米的電磁波。比起大家較熟悉的無線電波段和光學波段，次毫米波段無疑稱得上是天文學中相對發展較晚的領域。次毫米波段介於紅外線與微波之間，頻率為300～900吉赫，波長則介於1～0.3毫米，是研究恆星形成的最佳頻段，但因其透明度較低，只能在海拔4000公尺以上，氣候乾燥且氣流穩定的高地才能觀測到。 設置在毛納基山的這八座次毫米波陣列望遠鏡，個別直徑均為6公尺，能夠共同構成一個天線陣列，用以模擬出一座直徑508公尺、面積大約九座足球場大小的單一碟型望遠鏡。.
新！!: 恒星和次毫米波陣列望遠鏡 · 查看更多 »
武仙座14b
武仙座14b是一颗位于武仙座、距离地球59光年的系外行星，其母星为武仙座 14。该行星体积接近于木星，但是质量大于木星。1998年7月日内瓦系外行星搜索团队发现了该行星。在当时，它是已发现的系外行星中轨道周期最长的，不过随后又发现了周期更长的系外行星。.
武仙座ζ移動星群
武仙座ζ移動星群（天紀二移動星群）是一群有著共同通過空間運動的恆星。 奧林·艾根在1958年發現並發表移動星群的存在。他依據高速通過空間的天紀二，尋找有著類似運動方向和速度的恆星並與以追蹤，一共鑑定出22顆候選的成員。這個集團的成員包括水蛇座β（蛇尾一）、英仙座ρ（大陵六）、網罟座η、豺狼座φ1（從官增一）、武仙座ζ（天紀二）、南極座ε。他估計這個星群的速度是74.5km/s 。在1970年，李察·伍利（Richard Woolley）將這份名單精簡至10顆恆星，包括孔雀座φ2和網罟座ζ1、網罟座ζ2、網罟座ζ，都是這個星群的成員 。 平行的移動，意味著這一群恆星有著共同的起源，因此有相似的年齡和組成。成員中的天紀二和HD 158614似乎有些問題，因為它們似乎比其他的成員年輕，而估計這個星群的平均年齡是，而估計天紀二的年齡只有63億年。然而，在金屬量上與這個星群的樣本比較卻無差異，除非有更多的統計分析顯示出與其它成員的差異才可能排除。.
新！!: 恒星和武仙座ζ移動星群 · 查看更多 »
武仙座恒星列表
以下是星座武仙座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和武仙座恒星列表 · 查看更多 »
武仙座星流
武仙座星流是由恆星組成的一個大移動星群，尾隨在銀河自轉本地速率的後方，並且超越在盤面之外，星流中的成員有時就被稱為武仙座的恆星。這個星流起初被假設是星團經過蒸發一段時間後的殘骸，因而不受重力的約束；或者，武仙座星流是在與銀河系中心的星系棒共振影響形成的。這個星流在空間速度的V分量相當於40km/s。.
歲差 (天文)
歲差（axial precession，字面意義為「（自轉）軸進動」），在天文學中是指一個天體的自轉軸指向因為重力作用導致在空間中緩慢且連續的變化。例如，地球自轉軸的方向逐漸漂移，追蹤它搖擺的頂部，以大約25,800年的週期掃掠出一個圓錐（在占星學稱為大年或柏拉圖年）。「歲差」這個名詞通常只針對長期運動，其他在地軸準線上的變動 －章動和極移－ 規模要小了許多。 在歷史上，地球的歲差被稱為分點歲差，這是因為 分點沿著黃道相對於背景的恆星向西移動，與太陽在黃道上的運動相反。在非技術的討論中仍沿用此一名詞，這點在詳細的數學中是不存在的。在歷史上, Western Washington University Planetarium, accessed 30 December 2008，記載喜帕恰斯發現分點歲差，雖然確實的時代和日期並不清楚，但由托勒密認為是他所做的天文觀測推測，期間在西元前147年至127年。 在19世紀的前半世紀，由於對行星之間引力計算能力的改進，人們發現黃道本身也有輕微的移動，在1863年之際這稱為行星歲差，而占主導地位的部份稱為日月歲差（lunisolar precession）。它們合起來稱為綜合歲差，並且取代了分點歲差。日月歲差是太陽和月球對地球赤道隆起的引力作用造成的，引發地軸相對於慣性空間的轉動。 行星歲差(actually an advance)是由於其它行星對地球和軌道面（黃道）的引力有小角度造成的，導致黃道面相對於慣性空間的移動。日月歲差比行星歲差強大了500倍。除了月球和太陽，其它行星也會造成地軸的運動在慣性空間中產生微小的變化，在對比時會造成對日月歲差和行星歲差的誤解，所以國際天文聯合會在2006年將主要的部分重新命名為赤道歲差，而較微弱的成份命名為黃道歲差，但是兩者的合稱仍是綜合歲差。.
新！!: 恒星和歲差 (天文) · 查看更多 »
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。.
毕宿增十二
毕宿增十二，即金牛座δ²（δ² Tau，δ² 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——毕宿星团的成员之一，距离地球约146光年。由于毕宿增十二的位置接近黄道，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。 毕宿增十二是一颗A-型主序星，视星等为+4.80，在天球上和金牛座δ¹相隔0.23°。.
毕宿增七
毕宿增七，即金牛座μ（μ Tau，μ Tauri）是一个位于金牛座的恒星，距离地球约435光年。 毕宿增七是一颗蓝白色B-型次巨星，视星等为+4.27。.
毕宿增三
毕宿增三，即金牛座ν（ν Tau，ν Tauri）是一个位于金牛座的恒星，距离地球约129光年。 毕宿增三是一颗白色A-型主序星，视星等为+3.91。.
毕宿七
毕宿七，即金牛座71（71 Tau，71 Tauri）是一颗位于金牛座的恒星，距离地球约156光年， 毕宿七是一颗黄白色F-型主序星，视星等为+4.48，.
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。.
毕宿四
毕宿四，即金牛座γ（γ Tau，γ 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——毕宿星团的成员之一。它和毕宿星团的其他亮星以及附近的毕宿五一起组成金牛座的头部。.
氐宿四
氐宿四，亦稱天秤座β（β Lib），是天秤座內最亮的恆星，它在西方的傳統名稱是Zubeneschamali（），而拉丁名稱則是Lanx Australis，意思是「在南方的天秤尺規」。而西方的傳統名稱「Zubeneschamali」則是由阿拉伯名稱「」（al-zuban al-šamāliyyah）延伸出來的，意思是「北方的爪」。這顆恆星的視星等為2.6，使之成為天秤座內最亮的恆星。透過測量视差，天文學家們得出氐宿四距離地球。.
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。.
氢弹
氢弹，又称热核武器，屬於核武器的一种。主要利用氢的同位素（氘、氚）的核融合反应所释放的能量来进行杀伤破坏，属于威力强大的大规模杀伤性武器。聯合國安全理事會五大常任理事國（美、俄、中、英、法）合法擁有熱核武器，2017年9月朝鲜民主主义人民共和国公開測試氢弹技术。.
氣候變遷
气候变化是指气候在一段时间内的波动变化，一段时间也可能是指几十年或几百万年，波动范围可以是区域性或全球性的，其平均气象指数的变化。目前对气候变迁讨论最多的是关于环境政策对当代气候的影响，也就是说人为因素对气候的影响，尤其是关于全球变暖问题，而對於當前發生的全球暖化，學界對此已達成共識，認為人為活動導致全球暖化是事實，超過97%的氣候科學家認為「人類活動極有可能是導致近半個世紀的全球暖化現象的主要原因」。https://climate.nasa.gov/scientific-consensus/.
氣泡星雲
NGC 7635，也稱為氣泡星雲、Sharpless 162或Caldwell 11，是在仙后座內，靠近疏散星團M52的一個電離氫區發射星雲。這個"氣泡"是由一顆視星等+8.7的年輕高溫恆星SAO 20575 (BD+60 2522)創造的，它的質量大約是15± 5M☉。這個氣泡靠近巨大的分子雲，當它本身被中心的恆星激發時，包含了這個膨脹的氣泡星雲，並造成了它的成長。這個星雲是 在1787年被威廉·赫歇爾發現的，恆星SAO 20575或BD+602522的質量估計是10-40太陽質量。.
氦-4
氦-4，是氦的同位素之一，元素符號為4He。它的原子核由二顆質子和二顆中子所組成，其自旋量子數為0，是玻色子。氦-4是穩定同位素。其相對豐度是99.999863%。.
氦融合
氦融合是核融合的一種，參與此一反應的原子核是氦。 這種由氦4（α粒子）融合的反應就是所謂的是3氦過程（3α過程），因為這項反應先由兩個氦核融合成為鈹 8，但是這種同位素很不穩定，半衰期只有2.6×10-16秒，隨即又分裂成兩個氦。如果這顆恆星的核心溫度高達一億K，並且又在紅巨星或紅超巨星末期的演化階段，則第三顆氦原子能在鈹衰變之前參與反應，於是形成碳12。取決於溫度和壓力，額外的氦核也可能參與反應形成氧 16；在非常高的溫度下，另外的氦核也可能和氧融合而產生更重的元素（參考氦核作用）。 氦3本身或氦4主要形成於主序星（參考質子-質子鏈反應），並且一般還不會進行氦融合。.
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。.
氧的同位素
氧（原子量：15.9994）共有18種同位素，其中有3種是穩定的。.
氧燃燒過程
氧燃燒過程是發生在大質量恆星內的核融合反應，使氧成為更重的元素，它需要1.5×109 K的高溫和1010 千克/米3的高密度才能進行。 主要的反應程序如下： |16O + 16O||→||28Si + 4He + 9.594 MeV |- | ||→||31P + 1H + 7.678 MeV |- | ||→||31S + n + 1.500 MeV |- | ||→||30Si + 21H + 0.381 MeV |- | ||→||30P + 2D - 2.409 MeV | 或二擇一 |16O + 16O||→||32S + γ |- | ||→||24Mg + 24He | 在氖燃燒，惰性的氧鎂核心已經在恆星中心形成，當氖燃燒結束後，核心會收縮並持續加熱至氧燃燒所需要的溫度和密度。大約6個月至1年的時間核心的氧就會耗盡，堆積出有豐富矽含量的核心。而一旦氧被耗盡，這個核心會因為熱度不夠而呈現惰性，核心開始降溫并触发再次收縮。收縮會使核心的溫度上昇，直到達到矽燃燒的燃點。向外，仍有氧燃燒的殼層，再往外是氖的殼層、碳殼、氦殼和氫殼。 Category:核合成.
氮-14
氮-14（Nitrogen-14）是氮的同位素之一，為穩定同位素，原子核包含了七個質子和七的中子，是最常見的同位素，豐度有99%，在高空中，氮-14被宇宙射線轟擊，並產生有放射性的碳-14。一般來說，氮-14在宇宙中是被恆星合成的，在碳氮氧循環中扮演重要的角色。.
水委一
水委一（英語：Achernar）也稱為波江座α星，是波江座最明亮的恆星，也是全天空第九亮的恆星，距離地球約139光年 ，位於波江座的南端。在全天空最明亮的九顆恆星中（天狼、老人、大角、南門二、織女、五車二、參宿七、南河三與水委一），水委一是最炙熱，顏色也是最藍的一顆。.
水平分支
' 水平分支（HB）是質量與太陽相似的恆星緊接在後面的一個恆星演化階段。水平分支恆星的能量是通過在核心的氦融合（三氦反應）和圍繞著核心的一圈氣體的氫融合（碳氮氧循環）。在恆星核心的氦融合開始之際，進入紅巨星分支前端的恆星結構產生巨大的變化，導致整體光度的減少，恆星外殼的收縮使表面達到更高的溫度。.
水位增六
水位增六（巨蟹座Mu2）是一顆單獨的黃色恆星，位置在黃道星座的巨蟹座內。它是肉眼可見的恆星，視星等+5.30等，依據從地球測得的周年視差42.94毫角秒，這顆恆星與太陽的距離是76光年。水位增六將在60萬年後，以最接近的距離掠過太陽。 估計它的年齡是56億年，它以演化成G型次巨星，類型為C2IV。。它的質量是1.2倍太陽質量，和1.8倍的太陽半徑 。 水位增六有相對較高的金屬量 – 天文學家所謂的金屬是除了氫和氦之外的其他元素，比太陽的豐度高出29% 。它的輻射量 太陽亮度的3.45倍3.45，表面的有效溫度是5,809k。.
水蒸气
水蒸氣（也称氛气），是水（H2O）的气体形式。当水达到沸点时，水就变成水蒸氣。水蒸气在空气中是无色的。在海平面一标准大气压下，水的沸点为100°C或212°F或373.15K。当水在沸点以下时，水也可以缓慢地蒸发成水蒸氣。而在極低壓環境下（小於0.006大气压），冰會直接升华變水蒸氣。水蒸气之密度为 0.59764 千克/立方米（100°C/212°F，101330Pa）。 水蒸氣可能會造成温室效应，是一种温室气体。.
水蛇座恒星列表
以下是星座水蛇座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和水蛇座恒星列表 · 查看更多 »
汉斯·贝特
汉斯·阿尔布雷希特·贝特（Hans Albrecht Bethe，），德国和美国犹太裔核物理学家，对于天体物理学，量子电动力学和固体物理学有很重要的贡献。由于恆星核合成理论研究成果，他荣获了1967年诺贝尔物理学奖。.
河鼓三
河鼓三（γ Aql/天鷹座γ），英文名Tarazed，是位于天鹰座的一个恒星。视星等2.71，所以可以很容易用肉眼看见。视差测量显示它距离太阳大约395光年.
河鼓二
河鼓二，即著名的“牛郎星”，“天鹰座α”（Altair），又叫“牵牛星”或“大将军”，在日文中称作“彦星”。 排名全天第十二的明亮恒星，白色。在星空观测中，是夏季大三角中的一角。它和天鹰座β、γ星的连线正指向织女星。西方称呼此星为Altair，是阿拉伯语的“飞翔的大鹫（Al nasr-l'tair:النسر الطائر）”的缩写。 位置：赤经19时48.3分，赤纬8度44分。.
沃夫359
沃夫359（Wolf 359）是一顆小且昏暗的M型紅矮星，位於獅子座內，鄰近黃道，與地球的距離只有大約7.8光年。沃夫359非常暗淡，它的視星等是13.5等，需要大望遠鏡才能看見，是目前已知离太阳系第五近的恒星，只有南门二三合星系统和巴納德星比它更靠近地球。 沃夫359的別名有CN Leonis、CN Leo、GJ 406、G 045-020、LTT 12923、LFT 750、LHS 36、GCTP 2553。.
沃尔特·巴德
威廉·海因里希·沃尔特·巴德（Wilhelm Heinrich Walter Baade，），德国天文学家，在美国度过了大部分科研生涯。巴德提出了两类星族的概念，正确区分了两类造父变星，并对宇宙距离的尺度做出了重要的修正。.
沃尔特·亚当斯
沃尔特·西德尼·亚当斯（Walter Sydney Adams，），美国天文学家。.
新！!: 恒星和沃尔特·亚当斯 · 查看更多 »
沙罗周期
沙羅週期是18年11天又8小時（大約6585日）的食的週期，可以用來預測太陽和月球的食。經過一個沙羅週期，太陽、地球和月球回到相似的幾何對應位置上，於是將發生幾乎相同的食。.
波尔·斯温斯
波尔·费迪南·费利克斯·斯温斯（Pol Ferdinand Félix Swings，），比利时天体物理学家，因关于恒星和彗星的组成和结构的研究而知名。他利用光谱识别天体尤其是彗星中的化学元素。.
波恩星表
波恩星表（Durchmusterung或Bonner Durchmusterung），又名波恩星图，是德国天文学家阿格兰德于1859年到1862年在波恩天文台出版的一套四卷本的星表，缩写为BD，包含了324,189颗恒星，采用1850.0历元，赤纬范围从+90°到-2°，极限星等为9-10等，是在照相术发明以前编纂的最完整的一份星表。1863年根据波恩星表发表了波恩巡天星图。 由于波恩天文台位于北半球，无法完整观测到南半球的天空，1892年阿根廷的科尔多瓦天文台发表了科尔多瓦巡天星表（Cordoba Durchmusterung），简称CD，使用目视方法，将波恩星表扩展至赤纬-23°，共收录了58万多颗恒星。1896年在南非好望角完成的好望角照相星表（简称CPD）扩展至南天极，共有45万多颗恒星。 波恩星表收录了恒星的光谱资料。在亨利·德雷伯星表中找不到的恒星，天文学家会优先使用波恩星表中的编号。 Category:星表.
波江座恒星列表
以下是星座波江座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和波江座恒星列表 · 查看更多 »
泰坦 (超級電腦)
泰坦（英文：Titan，實驗室代號「OCLF-3」）是一台由克雷公司承建的超級電腦，置放於美國能源部下屬的橡樹嶺國家實驗室中，供各項科學研究專案使用。泰坦是由原來也置放於橡樹嶺國家實驗室的美洲虎（英文：Jaguar）經過多次升級改裝而成。泰坦也是世界上第一台以通用圖形處理器（GPGPU）為主要資料處理單元的超級電腦，2012年11月至2013年6月是世界上最快的超級電腦。美洲虎在2011年10月被宣布開始進行大幅升級，2012年10月，升級作業基本完工後這台超級電腦被更名為泰坦，並開始進行穩定性和效能測試，2013年中期方可供科學研究者們使用。升級的預算開始時是6千萬美元，其中絕大部分由美國能源部提供。而後來根據克雷公司的公開資訊，整台泰坦超級電腦的費用最終是9千7百萬美元，為填補資金空缺，美國國家海洋和大氣管理局也出了一小部分資金參與建造，以從主要出資方美國能源部的手上獲得一定的使用權。 泰坦使用由超微半導體提供的皓龍（Opteron）處理器連結輝達提供的Tesla運算用圖形處理器以進行協同運算，來在提供比美洲虎更高的運算效能之同時保持能源利用效率。整台泰坦共計18,688顆中央處理器和相同數量的圖形處理器，理論峰值效能是27petaFLOPS（每秒27×1015次浮點運算），然而，在2012年11月的LINPACK基準效能測試中卻僅取得17.59petaFLOPS的成績（每秒17.59×1015次浮點運算），直到2013年6月在Top500位列第一的排名被中國的天河二號取代。儘管如此，但無論從效能上抑或是能效比上來說，仍然要比同時期的其它超級電腦更勝一籌。 泰坦可用於任何目的的資料處理。然而，資料處理任務的優先級，需要基於三個方面的考量：任務計劃的重要度、任務計劃對異構運算的利用潛力以及任務計劃的運算程式源碼與其它超級電腦的相容性。經過篩選排程後，選中六個運算計劃，這六個「前鋒」計劃在泰坦開放使用後由泰坦依排程執行處理，這些處理任務多為關於奈米科技或氣候模型。不過其它沒被選為首先處理的任務計劃，仍會進行優先級排程，進入等候貯列，以待泰坦的運行處理。由於以圖形處理器來處理資料，基於圖形處理器擁有比中央處理器多得多的執行緒的理由，不少程式需要進行源碼變動處理以適應新的混合架構，這些處理常常需要有更高階的運算平行度，而這些變更甚至也可以在以中央處理器為主的超級電腦上獲得效能的提升。.
新！!: 恒星和泰坦 (超級電腦) · 查看更多 »
泰坦尼克号
-- --（RMS Titanic，--）是一艘英國皇家郵輪，也是白星航運公司旗下的3艘奧林匹克級郵輪之一，在其服役時間是，由貝爾法斯特哈蘭德與沃爾夫造船廠建造，號稱「永不沉沒」、「夢幻之船」。頭等艙在設計上追求舒適和奢華的最高水準，設有健身房、游泳池、接待室、高檔餐廳和豪華客艙。船上也有一臺高功率的，為乘客提供的電報收發服務，以及鐵達尼號的航務通訊。 1912年4月10，鐵達尼號展開前首航，也是唯一一次的載客出航，最終目的地為紐約。當時世界上最富有的一些人都是船上乘客，以及許多來自英國、愛爾蘭、斯堪的納維亞和整個歐洲其他地區的移民，他們尋求在美國展開新生活的機會。4月14至15日子夜前後，在中途發生碰撞冰山後沉没的嚴重災難。2,224名船上人員中有1,514人罹難，成為近代史上最嚴重的。船長愛德華·約翰·史密斯最終；鐵達尼號總設計師湯瑪斯·安德魯斯也在這起災難中死亡。 1985年，前美國海軍軍官羅伯·巴拉德率領團隊發現了鐵達尼號殘骸，該船分裂成兩部分，並在3,784公尺的海底深處逐漸瓦解，沉船內成千上萬的文物已在世界各地的博物館中復原並展示。鐵達尼號已成為歷史上最著名的船舶之一，許多保存了關於她的故事，包括書籍、民謠、電影、展覽和紀念品。鐵達尼號也是世界上第二大的遠洋客輪殘骸，僅次於她的姊妹艦不列顛號。沉沒事故中的最後一位生還者於2009年去世，享耆壽97歲。.
泰德 1
泰德 1是第一顆被認證的棕矮星，時為1995年。它是坐落於疏散星團昴宿星團內的天體，距離地球大約。 這顆黯淡的天體視星等是17.76等，絕對星等為12.38等。它是如此的黯淡，業餘的天文望遠鏡口徑必須夠大才能看見它。 這顆天體的質量（55 ± 15 MJ）比行星巨大，但是比恆星（0.052 MSun）小了許多。棕矮星的半徑是大約與木星相似（或是太陽的十分之一）。它的表面溫度是2600 ± 150 K ，大約是太陽的一半。它的光度是太陽的0.1%，意思是泰德 1在6個月所輻射出來的總光度，只相當於太陽在4小時所輻射的。它的年齡是大約1億2千萬年，相較之下太陽已經46億年了。 這顆棕矮星已經熱到可以在核心燃燒鋰，但還沒有像太陽這麼熱，還不能夠進行氫的融合。.
活动星图
一個由北京天文館制作的适用于北纬30°至45°区域的活动星图 旋轉星圖又稱活動星圖，是由兩個有著共同軸心，可調整的盤面組成，類似星圖的觀星工具。它可以調整顯示出任何日期和時間可以看見的星星，是協助如何辨認出恆星和星座的儀器。在希臘時代就有的儀器等高儀──（astrolabe），是現代星座盤的始祖。部份觀星者用來計劃一晚觀測的程序。不同地理緯度的觀測者使用的旋轉星圖也不同，例如香港使用的是北緯20度至25度的旋轉星圖，而南、北緯所用的也不同。旋轉星圖相對較便宜，且可顯示出不少的星座，又方便攜帶，所以適合入門觀星者使用。.
洛厄尔天文台
洛厄尔天文台是位於亞利桑那州旗杆鎮的天文觀測台。在美國，洛厄尔天文台是最老的天文台，因此在1965年被指定為美国国家历史名胜。最初，這個天文台只有一架迄今仍開放給民眾使用24英吋克拉克望遠鏡，每年大約有70,000名遊客在白天先參加天文台安排的導遊活動，晚間再透過克拉克望遠鏡以及其他的望遠鏡觀賞夜空中奇妙的美景。它是由波士頓的望族洛厄尔家族的天文學家帕西瓦尔·洛厄尔建立的，並且有一陣子是由他的第三代堂兄盖伊·洛厄尔掌管，現在受委託的管理人是威廉·洛厄尔·普特南，是建立起長遠委託制度的羅傑·普特南的兒子與創建者帕西瓦尔·洛厄尔的孫外甥。 天文台目前有在旗杆鎮的兩個地點設置了一些望遠鏡，主要的機構設置在旗杆鎮正西方的火星丘，最早的24英吋克拉克折射望遠鏡和建築至今仍開放做為公共教育的場所，但已經不從事研究工作了。這架望遠鏡在1896年建造時花費了20,000美金，是由在波士頓的克拉克父子光學望遠鏡公司組裝好，再經由鐵路運送到旗杆鎮。 同樣位於火星丘上的還有發現冥王星的13英吋望遠鏡，克萊德·湯博用這一架望遠鏡在1930年發現了冥王星。 本天文台用在研究的四架望遠鏡都在旗桿是西南方12英里，有著漆黑夜空的安德森台地，包括72英吋的帕金斯望遠鏡（與波士頓大學共管）和42英吋的約翰S.海爾望遠鏡。本天文台和美國海軍天文台是合作夥伴，因此NRL的海軍原型光學干涉儀（Navy Prototype Optical Interferometer, NPOI）就位於此地。天文台還有一些較小的研究用望遠鏡分別位在有歷史性的火星丘和澳洲、智利等地方。本天文台目前正在建造的4.2米是與發現傳播集團合作的。.
洛希瓣
洛希瓣是包圍在恆星周圍的空間，在這個範圍內的物質會受到該天體的引力約束而在軌道上環繞著。如果恆星膨脹至洛希瓣的範圍之外，這些物質將會擺脫掉恆星引力的束縛。如果這顆恆星是聯星系統，則這些物質會經由內拉格朗日點落入伴星的範圍內。等位面的臨界引力邊界形狀類似淚滴形，淚滴形的尖端指向另一顆伴星（尖端位於系統的拉格朗日點）。它不同於洛希極限，後者是僅由引力維繫在一起的物質受到潮汐力作用開始崩解的距離；它也與洛希球不同，那是在一個天體周圍的空間，在受到另一個它所環繞的更巨大天體的攝動時，仍能維持小天體的軌道穩定，接近球形的引力球。洛希瓣、洛希極限和洛希球都是以法國天文學家愛德華·洛希的名字命名的。.
液体
液体（Liquid）是物质的四个基本状态之一（其它状态有固体、气体、等离子体），没有确定的形状，但有一定体积，具有移动与转动等运动性。液体是由经分子间作用力结合在一起的微小振动粒子（例如原子和分子）组成。水是地球上最常见的液体。和气体一样，液体可以流动，可以容纳于各种形状的容器。有些液体不易被压缩，而有些则可以被压缩。和气体不同的是，液体不能扩散布满整个容器，而是有相对固定的密度。液体的一个与众不同的属性是表面张力，它可以导致浸润现象。 液体的密度通常接近于固体，而远大于气体。因此，液体和固体都被归为凝聚态物质。另一方面，液体和气体都可以流动，都可被称为流体。虽然液态水在地球上很丰富，但在已知的宇宙中，液态并不是最常见的物态。因为液体的存在需要相对较窄的温度和压强范围。宇宙中最常见的物态是气体（如星际云气）和等离子体（如恒星中）。.
消光
消光（Extinction）是天文學中觀測者用來描述被觀測的天體發射的光線被路途中的物質（氣體和塵埃）吸收和散射的狀態。對地面的觀測者而言，消光來自於星際物質（ISM）和地球大氣層，他也可能來自於被觀測天體周圍的星周塵。大氣層的消光在一些波段（X射線、紫外線和紅外線）上非常強烈，必須進入太空才能觀測。在可見光的波段上，藍色遠比紅色被稀釋的強烈，結果是天體會比預期的偏紅，星際消光也會使天體紅化 （不要與紅移混淆）。.
深空天體
深空天體（Deep sky object, DSO）是一個常見於業餘天文學圈子的名詞。一般來說，深空天體指的是天上除太陽系天體（如行星、彗星、小行星）和恆星外的天體。這些天體大都不為肉眼所見。只有當中較明亮者（如著名的M31仙女座大星系和M42獵戶座大星雲）能為肉眼所見，但為數不多。超過一百個以上的深空天體能通過雙筒望遠鏡所看到，例如18世紀法國天文學家梅西耶所編的《星雲星團表》中的大部分天體。若有一支天文望遠鏡，能看到的深空天體數量會大幅上升。通過天文攝影能拍攝到為數可觀的該些天體。 深空天體的主要分類有：.
潮汐尾
潮汐尾是從一個星系延伸至太空中，是薄且延長的恆星和星際氣體區域。潮汐尾的發生是交互作用星系之間的星系潮汐力作用的結果。星系有潮汐尾的例子力包括蝌蚪星系和雙鼠星系。潮汐力可以讓星系中為數可觀的氣體彈射進入潮汐尾中，例如觸鬚星系，可見的氣態物質有將近一半是在尾的結構內被發現。在這些星系的潮汐尾內，大約10%有恆星形成在尾內發生。總體來看，宇宙中所有的恆星形成大約有1%是在潮汐尾內發生。 一些對交互作用星系有如觸鬚星系，有兩條明顯的尾巴，而其它的只有一條尾巴。大多數的潮汐尾都會隨著所在的星系自轉而略微彎曲。那些似乎是直的潮汐尾實際上可能也是彎曲的，只是從側面看呈現直的狀態。.
激波 (天文物理)
波在天文物理的環境中屢見不鮮。一些在天文物理中的激波例子如下：.
新！!: 恒星和激波 (天文物理) · 查看更多 »
本華·曼德博
本華·曼德博（Benoît B. Mandelbrot，）又译伯努瓦·曼德勃罗、曼德布洛特，生於波蘭華沙，法国、美国数学家。幼年随全家移居法國巴黎，大半生均在美国度过，擁有法國和美國的雙重國籍。曼德博的研究范围广泛，从数学物理到金融数学，但他最大的成就则是创立了分形几何。他创造了“分形”这个名词，并且描述了曼德博集合。他也致力于向大众介绍自己的理论，通过面向普通公众的著作和演讲，使他的研究成果广为人知。 本華·曼德博是他所用的中文名，在他的耶魯大學個人網頁首頁可以見到。.
朱文鑫
朱文鑫（），字貢三，別號槃亭；江蘇苏州昆山陳墓鎮（現錦溪鎮）人，中國近代天文學家、教育家。.
月
月是曆法中的一個時間單位，照理說，他的長度應該與月球繞地球公轉的自然軌道周期相當，但傳統上都是以月相變化的周期作為一個月的長度，也就是一個月（太陰月）的長度是會合月（朔望月），大約是29.53日。對出土文物符木的研究推斷，在舊石器時代的早期，人類就已經會依據月相來計算日子。迄今，會合月仍是許多曆法的基石。一年分为12个月；中国农历一年也为12个月，农历的闰年为13个月，多出的一个月称为闰月。.
月球交點
月球交點是月球的軌道交點，它是月球軌道在天球上穿越過黃道（太陽在以恆星為背景的天球上移動的路徑）的位置。升交點是月球穿越黃道進入北方的點，降交點是穿越黃道進入南方的點。 食的發生只會在交點的附近： 當新月的時候經過交點附近會發生日食；而在滿月的時候經過交點附近會發生月食。一次食的發生，月球與交點的距離必須小於15°。 月球交點在黃道上的進動相較於月球的軌道是很快速的（稱為交點周期，章動周期是6793.5天或18.5996年，這不同於沙羅或是食的周期）。.
月球環形山列表 (O-Q)
这是月球环形山列表的一部份，此表列举出英文名称以字母O、P及Q开头的环形山。.
新！!: 恒星和月球環形山列表 (O-Q) · 查看更多 »
月球軌道
月球軌道以27.323天完整的環繞地球一圈。地球和月球的質心在距離地心4,700公里處（地球赤道半徑的⅔），兩者各自圍繞著質心運轉。月球與地球中心的平均距離是385,000公里，大約是地球半徑的60倍。軌道的平均速度是1.023公里／秒，月球在恆星的背景之間大約每小時移動0.5°，這相當於月球的視直徑。月球的軌道不同於大部分行星的天然衛星，它是接近黃道平面，而非地球的赤道平面。月球軌道面相對於黃道平面的傾斜只有5.1°，自轉軸的傾角也只有1.5°。.
月球殖民
月球殖民是一種人類永久居住在月球的構想。科幻小說作家與太空探測的支持者經常將月球視為人類從地球進行太空探索後，所必然產生的殖民地區。 人類在地球以外的天體殖民常是科幻小說的主題之一。隨著地球人口增加與科技進步，太空殖民的提議也被廣泛的討論與爭辯。因為月球是距離地球最近的天體，所以也被視為是首要的候選地區。.
朔望日
朔望日是一個行星參照於所圍繞星星的自轉週期。對地球而言，朔望日被稱為太陽日，大約有24小時長。 朔望日不同於恆星日，朔望指參照於遠方天體的一個完整自轉。一個朔望日大概是「日出至日出」，而一個恆星日大概是「天體出至天體出」。這兩個量是不相等的，因為從地球上看太阳，太陽以固定的天體儀為背景，沿著一條稱為黄道的假想線移動。太陽看來每日移動略少於一度，（360度／年）／（365.25天／年），以順行的方式朝向東方。 雖然正確，一個星球之出與落皆不能被定義，這是由於地球傾角的變化。參看均時差。.
指標星
指標星是一顆相對較明亮，容易發現的恆星，常被用來指引方向，特別是北極星，它在20世紀和21世紀與北極點的角距離不會超過1度 (由於地球自轉軸緩慢的進動，這不是一種長期的關係)。在英文，Lodestar這個字目前被認為是陳舊而很少被使用。 lode這個字在語源學上是源自動詞to lead–指標星是導航用的指標，通常就像指南針使用的天然磁石。指標星的北極星是現代地圖學和羅盤上的使用被定義為基本方向。 天然磁石可以大概的指示出北方的方向，特別是在看不見恆星的時候更為方便。但由於不均勻的磁偏差，天然磁石明顯的沒有指標星來的準確。 一個比喻的意義，"指標星"可能意味著任何的事物，像是輔助線、靈感，或是像下面的例子。 在法律的範圍，"指標星法"是一種計算律師收費的方法，即一個審判庭律師的合理收費應該是每小時的收費率乘上律師合理的花費時間。這個價格可以依據收益增值率，像是臨時的事故或是工作執行的品質，向上或向下調整，以獲得最後的費用。在指標星法之下，最大的加權是時間和所需勞務的乘積。 指標星存在於許多使用泛非顏色旗幟的非洲國家中，在這種情況下，它表示自由（非洲）的理想。.
有星形的旗帜图集
以下是旗帜上有一个或多个星形的图集。对于绘制有恒星的旗帜，参见有恒星的旗帜图集。.
新！!: 恒星和有星形的旗帜图集 · 查看更多 »
有效溫度
有效溫度是與一個黑體溫度同等量相同的其能夠發出的輻射。常在一個黑體的發射率未知時使用。.
望远镜座恒星列表
以下是星座望远镜座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和望远镜座恒星列表 · 查看更多 »
最小質量恆星列表
這是一份有關最小質量恆星的列表，依木星質量與太陽質量的多寡來依序排列。 恆星質量是恆星最重要的一個要素。質量加上化學成分能確定一顆恆星的光度、實際上的大小和最後的命運。列在表上的恆星質量都小於1倍太陽質量，包括棕矮星與紅矮星。研究顯示大於13倍木星質量的天體會發生氘核聚變，而大於65倍木星質量的天體會產生鋰聚變，因此恆星的質量不會低於13倍木星質量。棕矮星是類恆星天體的一種，它們是所謂「失敗的恆星」（Failed Star），由於質量不足，不能像正常恆星那樣通過氫核聚變維持光度，無法成為主序星。但它們的內部及表面均呈對流狀態，不同的化學物質並不會在內部分層存在。研究表明褐矮星為處於13倍木星質量與75－80倍木星質量之間的天體。.
新！!: 恒星和最小質量恆星列表 · 查看更多 »
戰鬥吧！！伊庫薩1
《戰鬥吧！！伊庫薩1》（戦え!!イクサー1）是阿亂靈在Lemon People雜誌上的的短篇漫画。以及以此為企畫而在1985年到1987年製作並且發售的OVA作品。全3集。 本項目主要是以OVA為中心來介紹。.
新！!: 恒星和戰鬥吧！！伊庫薩1 · 查看更多 »
戴森球
戴森球（Dyson Sphere）是弗里曼·戴森假想出的包围母恒星的巨大球形结构，它可以捕获大部分或者全部的恒星能量输出。戴森认为戴森球是长期生存技术文明对于能量需求增长的必然需求，并认为寻找其存在的证据可以引导发现的先进和智慧的外星生命。不同类型的戴森球和它们的能量收集能力将对应于在卡尔达肖夫指数水平上的技术进步。 自从该概念提出以后，诸多科幻作品里提出的包围恒星的人工建筑都被冠以“戴森球”之名。后续的设想认为戴森球上不仅有太阳能电站，还有人类殖民地和工业基地存在。.
房宿三
房宿三（δ Sco，天蝎座δ）是位於天蝎座的一顆恆星。它的固有名是Dschubba，源自阿拉伯語的jabhat，或Iclarcrau，或Iclarkrav，意思為「蠍子的前額」。 房宿三由於接近黃道，因此經常會被月球或行星（罕見）遮蔽。它曾經被作為B0IV光譜的標準，但現在被認為是顆不太尋常的變星。 根據其自行，房宿三是天蝎-半人馬星協的上天蝎子集團成員；這是最靠近太陽，有著共通移動的大質量星協。上天蝎子集團包含數以千計平均年齡1,100萬歲，平均距離470光年（145秒差距）的年輕恆星。.
战锤40000
战锤40000（Warhammer 40,000，又称Warhammer 40K或简称40K）是一款桌上战棋游戏，由英国游戏公司“游戏工坊”（Games Workshop）制作。遊戲中有大量不同的種族，而每一個種族都擁有自己獨特的故事背景，而且充滿科幻及宗教色彩。玩家需要購買軍隊模型及規則書進行遊戲。.
新！!: 恒星和战锤40000 · 查看更多 »
星
星或星星，可以指：;天體，主要有：.
星协
主要由光谱型大致相同、物理性质相近的恒星组成的具有物理联系的系统称为星协。星协是一种由共同起源的、具有很高光度的年轻恒星（数千万年）组成的很稀疏的星团，与其他种类的星团的区别在于它们的大小（大约200到300光年）。星协中，恒星间的引力很弱。这一概念由亚美尼亚（当时属于苏联）天文学家維克托·安巴楚勉于1947年提出。.
星夜
《星夜》（De sterrennacht）是荷蘭后印象派畫家文森特·梵高於1890年在法国聖雷米的一家精神病院裏創作的一幅著名油畫，是畫家的代表作之一，現藏紐約现代藝術博物館。.
星官
星官是中國古代對恆星分組的方式，其名稱通常是由星群排列的特徵來聯想附會。 相較於現代天文學的星座，星官的各自範圍較小、數量較多，因此中國古代天文學家又將星官劃分為三垣和二十八宿等較大的區域。 《步天歌》中記載有星官283個，明代末期則參考歐洲天文學的數據增補了近南極星區的星官23個。.
星座
弗雷德里克·德·威特在1670年绘制的星座图 星座是指天上一群群的恒星组合。自从古代以来，人类便把三五成群的恒星与他们神话中的人物或器具联系起来，称之为“星座”。星座几乎是所有文明中确定天空方位的手段，在航海领域应用颇广。对星座的划分完全是人为的，不同的文明对于其划分和命名都不尽相同。星座一直没有统一规定的精确边界，直到1930年，國際天文學聯合會为了统一繁杂的星座划分，用精確的邊界把天空分為八十八個正式的星座，使天空多数恆星都屬於某一特定星座。這些正式的星座大多都以中世紀傳下來的古希臘傳統星座為基礎。与此相对地，有一些广泛流传但是沒有被认可为正式星座的星星的组合叫做星群，例如北斗七星（参见恒星统称列表）。 在三維的宇宙中，這些恆星其實相互間不一定有實際的關係，不過其在天球這一個球殼面上的位置相近，而其实它们之间可能相距很远。如果我们身处银河中另一太阳系，我们看到的星空将会完全不同。自古以來，人们对于恆星的排列和形狀很感興趣，並很自然地把一些位置相近的星聯繫起來組成星座。.
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。.
星圖
星圖或天體圖是夜空的地圖；亦即是「星星的地圖」。 天文學家用網格來劃分，使它們更容易使用。它們被用來識別和定位恆星、星座和星系。自古以來，人類就利用星圖來導航。請注意，星圖與星表或天體目錄不同，後者適用於特定用途的天體清單或表單。不同的星圖工具還包括星盤和活動星圖。.
星圖與星表年表
星圖與星表年表.
新！!: 恒星和星圖與星表年表 · 查看更多 »
星周塵
星周塵是環繞在恆星周圍的塵埃，它可以是球殼或是盤狀，也就是吸積盤。星周塵對恆星的消光負有很大的責任，同時也是造成恆星紅外超的主要源頭。 C C C.
星周盤
星周盤 (circumstellar disk)是在環繞著恆星的軌道上，由氣體、塵埃、星子、小行星或碰撞的碎屑堆積，構成花托或環狀的物質。環繞在年輕的恆星周圍，將來可能成為構成行星的原料；環繞在成熟的恆星，它們可以發展成微星；而如果是環繞著白矮星，則表明了是整個恆星演化過程剩下來的材料。這些盤面可以呈現如下的形式：.
星光
星光是恆星發射的光，它通常是指在地球夜間來自恆星可見光的電磁輻射；在白天，除了太陽之外其它天體的星光也可以觀測得到。 陽光這個術語是用在白天看見來自太陽的星光。在夜晚，反照率是描述來自太陽系的其它天體，包括月光，反射的陽光。 通過望遠鏡觀察和測量星光，是天文學許多領域的基礎，包括光度法和恆星光譜。星光也是許多個人經驗和人類文化中值得注意的，影響各種各樣的發展，包括詩歌 (Google eBook link)、天文學、和軍事行動 (Google Books link)。 美國軍方在1950年代花費數以百萬計的美元，發展出星光夜視鏡，可以放大星光、被雲遮蔽的月光和來自植物的螢光，達到50,000倍，讓人可以在夜晚看得見。相較之前發射紅外線的系統，像是狙擊鏡，它是一種無源系統，不需要額外的發射光源來觀看。 在宇宙中的星光顏色平均是陰暗的黃白色，已被命名為宇宙拿鐵。 星光光譜學，恆星光譜的調查，最早在1814年由約瑟夫·弗勞恩霍夫開創 (Google Books link)。星光可以被分類為三種主要的光譜類型：連續譜、發射譜、和吸收譜 (Google Books Link)。.
星光少女 (漫畫)
『星光少女』（作者：朝吹茉莉／原作：Takara Tomy、Syn Sophia）基於日本的少女漫畫作品。集英社『Ribon』被連載在2010年8月號至2012年6月號。單行本全5卷。.
新！!: 恒星和星光少女 (漫畫) · 查看更多 »
星光飞扬
星光飞扬（lcsky或Shining Star）是一款对个人用户免费的跨平台的天文应用软件。它是由一位名叫梁晨的中国人开发的，目前的最新版本是2.1.0版（2008年2月7日）。 星光飞扬实现了星图的信息化、数字化，可以以非常直观灵活的方式并通过科学的计算、模拟、预测向对天文感兴趣的人们和业余天文爱好者展示他们关心的天文现象。软件有太阳系空间模式、地平模式及赤道模式三种查看模式。 太阳系空间模式可以一览太阳系的全貌，显示诸多小行星、彗星，并且可以通过鼠标方便的调整查看角度，使使用者可以对太阳系有一个整体、感性的认识。若你对某一颗行星感兴趣也可以锁定它，再放大到一个合适的倍率来仔细观察，运行动画还可以看到行星的自转，效果非常震撼； 赤道模式和地平模式下看到的是观测者在地球所看到的星空，对指导爱好者观测有帮助，软件通过科学的计算，可以模拟地球上任何地点、±8000年的星空，让普通人足不出户就可以感受浩瀚星海的无限波澜。.
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
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。.
星系年表
星系年表是星系、星系團、和宇宙大尺度結構的年代學。.
星系列表
以下内容是比较著名的星系列表。 本星系群有大约51个星系（更详细的列表参见最近的星系列表），本星系群所在的本超星系团大约有10,000个星系，而可觀測宇宙可能有1000亿到2000亿颗星系。 在20世纪20年代，人们发现与星云（星際雲）的性质不一样的天体——星系。人类历史上第一次尝试系统地分类星系的列表是星系和星系团表（这个列表列出了29,418个星系、星系群）以及星系形态目录（这个目录记录了亮度高于15星等的30,642个星系）。到了20世纪80年代，里昂星系群目录则记录了485个星系群（共3,993个星系） 星系動物園是一个旨在提供一个更加全面的列表的项目，于2007年7月推出。这个项目已经分类了上百万个来自史隆数位巡天、哈勃望远镜和的星系图像。 星系没有通用的命名规范，因为大多数星系在“星系”这个概念出现之前就已经被发现、命名。 大多数情况下，星系的名称由它们的天体坐标以及观测项目的名称来命名 （哈勃超深空，史隆數位巡天，3C星表，CFHQS，NGC天體表等）.
星系的形成和演化
在天文物理學中，有關星系形成和演化的問題有：.
新！!: 恒星和星系的形成和演化 · 查看更多 »
星系際恆星
星系際恆星是不屬於任何一個星系的恆星。科學界近年來對這些恆星有著許多的討論，普遍認為這些恆星的來源是星系碰撞的結果。.
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。.
新！!: 恒星和星系顏色-星等圖 · 查看更多 »
星系自轉問題
星系自轉曲線（Galaxy rotation curve）可以繪製成以恆星或氣體的軌道速度為y軸，相對於至核心距離為x軸的圖表。 恆星圍繞星系核心公轉的速度在從星系核心開始的一個大範圍的距離內是均速。 星系自轉問題是被觀察到的轉動速度，和可觀測到的螺旋星系質量，以牛頓動力學預測的星系盤部分的速度之間所造成的矛盾。目前認為這一矛盾現象可以經由暗物質和暈的存在與延伸入星系中而予以解決。.
星系暈
星系暈是螺旋星系中，包括我們的星系 － 銀河的銀暈，遠遠的延伸在星系盤面之外的部分，也是螺旋星系最容易看見的部分。 星系暈 可以是：.
星系演化探测器
星系演化探测器（Galaxy Evolution Explorer，缩写为GALEX）是美国宇航局2003年发射的一颗紫外天文卫星，主要目的是观测星系，特别是那些包含大量年轻恒星、辐射出强烈紫外线的星系，研究它们的形成和演化机制。这颗卫星是在2003年4月28日用飞马座火箭发射的，运行在高度697公里、倾角29度的近圆形轨道上，直径0.5米、焦距3米、重280公斤（620磅）、探测波长135-280nm（远紫外线）。 星系演化探测器耗资1.03亿美元，计划寿命为28个月，后延长至29个月。它观测从今回溯至大爆炸后80%时间（即最近100亿年）内的紫外线数据，确定星系和地球的距离，及各星系内恒星形成的规模。 除美国宇航局喷气推进实验室外，加州理工学院、加州大学伯克利分校、约翰霍普金斯大学、韩国的延世大学、法国马赛天体物理实验室等大学和机构也参与了这颗卫星的研制。.
新！!: 恒星和星系演化探测器 · 查看更多 »
星系潮汐
星系潮汐是受到星系，像是銀河系，的引力場支配的潮汐力。與星系潮汐有特定關係的領域包括星系碰撞、矮星系或衛星星系的瓦解；受到銀河系潮汐影響的有太陽系的歐特雲。.
星盘
星盘（Astrolabe，ἁστρολάβον astrolabon 'star-taker') 是古代天文学家,占星师和航海家用来进行天文测量的一项重要的天文仪器，用途非常广泛，包括定位和预测太阳、月亮、金星、火星相关天体在宇宙中的位置，确定本地时间和经纬度，三角测距等。.
星際信使
《星際信使》(Sidereus Nuncius)本書是伽利略·伽利萊於1610年3月13日出版關於自己早期的天文發現。內容主要是基於伽利略在1609年通過使用望遠鏡觀測月球，木星的衛星及銀河等觀測結果後發表的一本科學著作Raphael, Renée.
星際行星
星際行星（Interstellar planet），或稱為流浪行星（Rogue planet）、游牧行星（nomad planet）、自由浮動行星（free-floating planet）或孤兒行星（Orphan planet），粗略地說是不繞任何恆星公轉的行星，或只圍繞星系公轉的行星。雖然其不圍繞任何星體公轉，卻只具有行星質量。它們或是受到其他行星等天體的引力影響而被拋出原本繞著公轉的行星系統，或是在行星系統形成期間被彈射出來原行星，以致流浪於星系或宇宙之中。2011年科學家利用重力微透鏡法首度證實星際行星的存在，並推測銀河系內木星大小的星際行星數量有恆星的兩倍之多。 NASA JPL News Release, 2011-5-18雖然它們在星際中流浪，但不代表它們不能支持生命——儘管如此，其上存在的生命可能也只是如細菌般的微生物。 而並非被拋離行星系的巨大星際行星，則是以恆星形成的方式誕生。這種星際行星被國際天文聯合會定義為次棕矮星，如只有8个木星質量的蝘蜓座110913-773444。人類已知最接近地球的星際行星為距離地球80光年的PSO J318.5-22。.
星表
星表是天文學上的目錄。在天文學中，許多恆星都只有在星表中有簡單的編號；而為了許多不同的目的，有許多巨大的星表在費時多年後才編輯完成，但其中僅有少數的會經常被引用到。許多近年編輯完成的星表是使用電子格式編輯完成，可以直接由美国国家航空航天局天文資料中心或其他網站上免費下載。（參見文末的連結。） 隨著人們發明強大的新型望遠鏡，看到的星星也越來越多，可見星星的數量數以億計，因此現階段根本不可能把數百億顆恆星收錄在單一星表中，而使用不同性質的星表來分類。常用的星表有：HD/HDE，SAO，，AC，，ADS，BS，BSC，HR，GJ，Gliese，Gl，GCTP，HIP。.
星舰
星舰是一种尚處於理論階段，用来作恆星际旅行的交通工具，而一般用来做太陽系行星間或軌道飛行的機具称为航天器。嚴格上星艦是要有人駕駛，並且能夠以不超過壽命期間，到達目的地恆星系。 星舰一詞目前来说还只是出现在科幻小说裡，现实中人類还没有創造出真正可以進行星際旅行的機具。 雖然航海家和先鋒計劃的探測艇已經離開冥王星軌道，但通常不認為它們是「星艦」，首先因為它們無動力也無人操作，而且其速度需要上萬年才能夠真正離開太陽系邊緣奧特雲，這意味著到達其他恆星系時（約數萬年後）儀器壽命相信已盡。 然而，太空探險工程界已經開始以現代科技或在不久的將來可以實現的科技，著手進行數個星艦的先期設計和可能性研究，相關的研究計劃可以參考代达罗斯计划、以及。.
星雲假說
星雲假說是在天體演化學的場合要解釋太陽系的形成與演化最被廣泛接受的模型。它建議太陽系是在星雲物質中形成的，這個理論最早是伊曼努爾·康德於1755年發表在自然史和天空理論。起初使用在太陽系的行星系統形成過程，現在更應用在宇宙的工作中。被廣泛接受的變體現代星雲假說是太陽星雲盤假說（solar nebular disk model，SNDM）或簡單的太陽星雲模型。這個星雲假說提供太陽系各種性質的解釋，包括行星軌道接近圓形和共軌道面，和它們的運動方向與太陽自轉方向的一致性。一些星雲假說的元素反映在現代的行星形成，但大多數的元素已經被取代。 依據星雲假說，形成恆星的雲是大質量和濃稠的分子氫－巨分子雲（giant molecular cloud，GMC）。這些雲是引力不穩定，並且物質在內部密集叢生的合併，然後旋轉、坍縮形成恆星。恆星形成是一個複雜的過程，總是先在年輕恆星周圍形成氣體的原行星盤。在某些情況下這可能孕育行星，但尚不清楚。因此，行星系統的形成被認為是恆星形成的自然結果。一顆類似太陽的恆星通常需要100萬年的十來形成，從原行星盤發展出行星系統還需要再1000萬年。 － 原行星盤是餵養中心恆星的吸積盤。起初很熱，稍後盤面逐漸變冷，成為所謂的金牛T星階段；此時，可能是岩石和冰的小塵埃顆粒形成。顆粒最終可能凝聚成公里尺度的微行星。如果盤有足夠的質量，增長會開始失控，導致迅速 －100,000年到300,000年－ 形成月球到火星大小的原行星。臨近恆星，原行星會經過暴力的合併，生成幾顆類地行星。這個階段可能要經歷1億年至10億年。 巨行星的形成是一個更複雜的過程。它被認為要越過凍結線才會發生，在哪裡元行星主要由各種類型的冰組成。其結果是，它們會比原行星盤內側的巨大許多倍。原行星形成後的演化並不完全清楚，有些原行星會繼續成長，最終達到5-10地球質量－臨界值，必須開始從盤中吸積氫和氦。由核心積累氣體在開始時是很緩慢的，需要持續數百萬年，但是在原行星的質量達到30地球質量（），它就會以失控的速率加速吸收。像木星和土星這樣的行星，被認為只要一萬年就能累積如此大量的質量。當氣體耗盡時，吸積就停止了。在形成的期間或形成之後，行星都可以長距離的遷移。冰巨星像是天王星和海王星，被認為是失敗的核心，形成得太晚而盤面幾乎已經消失了。.
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。.
星际迷航：遗产
是由美国新英格兰工作室开发、贝塞斯达软件公司发行的一款基于星际旅行设定的电子游戏。星际迷航：遗产于2006年年底在北美和欧洲正式发行Windows和Xbox 360平台版本，这款游戏抢在2006年发行也是为了纪念星际旅行40周年。 在游戏中，玩家可以控制一个最多四艘星舰的舰队，游戏中的星舰囊括了星际旅行：进取号、星际旅行：初代和星际旅行：下一代三个不同时代的星际舰队星舰。游戏的主要目标是与敌对种族的战争和探索宇宙。 Windows平台版本的星际迷航：遗产并没有受到星迷和游戏评论家的好评，在GameRankings上，星际迷航：遗产的平均得分仅为4.8分。.
新！!: 恒星和星际迷航：遗产 · 查看更多 »
星暴
星暴是天文學的一個術語，通常是用來描述恆星形成異常高的空間區域，它被保留給那些真正有不尋常的區域。 例如，非常年輕的疏散星團可以是恆星形成率相當高區域的核心，但對天體而言，這是一個普通的情況。然而，整個星系經歷相同的恆星形成率，則可以描述為"星暴"。 安東尼斯塔克和克里斯馬丁在2002年的工作指出，在圍繞著銀河系核心的中心區域，有一片大約400光年的環狀區域，蓄積了數百倍太陽質量的氣體，並且其密度已經達到形成恆星的臨界值。它們預測在2億年內，銀河系的中心會有一段插曲，會以目前100倍的速率在銀河中心形成恆星，並且經歷超新星的過程。星暴可能還會伴隨著產生如同物質落入星系中心黑洞的星系噴流。它們認為每隔5億年，銀河系就會經歷一次星暴的過程。.
星流
星流（stellar streams）是沿着一条狭长轨道围绕星系运动，由众多恒星组成的链状结构，是球状星团或者矮星系受到星系引力的巨大潮汐作用而逐渐变形、瓦解、撕裂形成的。截至2007年，已经在银河系中发现了十餘个星流，由几千到几亿颗恒星组成，跨度从数万光年到数百万光年不等。一个典型的星流是1994年发现的人马座星流，包含了大约1亿颗恒星，跨度超过100万光年，发源于人马座矮橢圓星系。对星流中恒星的速度、位置的分析能够给出其起源的信息。随着时间的推移，这些星流会逐渐被银河系吸收。对星流的研究表明银河系在形成过程中吸积和吞并了众多矮星系，改变了对传统星系形成理论的认识。星流还为研究星系中暗物质的分布提供了有效的途径。.
星族
星族是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分布與運動特性較接近的恆星集合，於1927年由布魯根克特（P.
星曆表
星曆表，簡稱曆表，源自希臘文ἐφήμερος（ephemeros），刊載一個或多個天體每天特定時刻位置的數據表列，通常還附帶其他補充材料；而天文年曆也是星曆表的一種。 星曆表最早源於Johannes Stadius在1554年出版的「auctae新星曆表」，該星曆表列出行星位置，但未完全正確。例如在Stadius星曆表中水星位置就有10度以上的週期性誤差。 表中列出每天在特定時刻（正午或子夜）的太陽系天體的視位置（直角座標系統的地平高度、赤道座標系的赤經與赤緯、黃道座標系的黃經與黃緯等）用於高精度測量的星曆表更會列出較亮恆星的位置，因計算之恆星以上萬計，所編成的星曆表亦相當厚。 星曆表至少可以推導過去與未來數個世紀的天體位置。雖然天體力學計算的精度已很高，對不久的未來的位置可依賴計算得知。但長遠而言仍有不確定的因素，例如為數眾多質量仍未知的小行星所造成的攝動是不能被忽略。星曆表最常用在天體測量時校對天體的特殊位置，地球上這種差異極小，很多時候不會被注意到，但對於測量接近地球的小行星或是精確校正月球位置時，此時差異就變得很重要，因為這可能意味著一些外在因素使其有這樣的變化出現或者是檢定儀器或人為方面的誤差等。 現在更有用於電腦上，可動態演示位置的天文軟件出現，能列出天上幾乎任何天體，行星和其衛星的動態位置，如果有需要還可列出彗星或小行星，通常只需幾個點擊就可列出，十分方便；星曆表為太空船的太空探測、以及地面望遠鏡對恆星和星系的觀測與定位提供重要資訊。.
昴宿增九
昴宿增九，即金牛座16（16 Tau，16 Tauri）是一颗位于金牛座的恒星，它是昴宿星团的成员，距离地球约430光年。.
昴宿一
昴宿一，即金牛座17（17 Tau，17 Tauri）是一颗位于金牛座的蓝白色巨星，它是昴宿星团最亮的九颗恒星之一，距离地球约370光年。.
昴宿四
昴宿四，即金牛座20（20 Tau，20 Tauri）是一颗位于金牛座的恒星，距离地球约360光年。.
显微镜座恒星列表
以下是星座显微镜座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和显微镜座恒星列表 · 查看更多 »
海市蜃楼
海市蜃樓（又稱“蜃气楼”、“蜃楼”、“蜃景”、“蜃氣樓台”、“海市”等）是自然發生的光學現象，它將光線偏折而在遙遠的距離或天空中生成虛像。在大气科学中称为蜃景。古人認為是蜃吐出的氣息。 英文中的這個字源自拉丁文的mirare，再經由法文的mirage而來，意思是「看見的奇景」，也就是海市蜃樓。這與「mirror」（鏡子）和「to admire」（欣賞）有著相同的字根。 相對於幻覺，海市蜃樓是一種真實的光學現象，由於觀測到的位置是由實際光線折射形成的虛像，它可以用照相機來捕捉影像。然而，會出現甚麼樣的影像全由人類心靈解釋的能力來確定。例如，在地面的上蜃景非常容易被誤認為來自一小片水窪的反射。 蜃景可以分類為「下蜃景」（意思是低）、「上蜃景」（意思是高）和「複雜蜃景」，一種包含一系列異常複雜，垂直堆疊影像，形成快速變化蜃景的上蜃景。.
海王星
海王星是太陽系八大行星中距离太阳最远的，體積是太陽系第四大，但質量排名是第三。海王星的質量大約是地球的17倍，而類似雙胞胎的天王星因密度較低，質量大約是地球的14倍。海王星以羅馬神話中的尼普顿（Neptunus）命名，因為尼普顿是海神，所以中文譯為海王星。天文學的符號（♆，Unicode編碼U+2646），是希臘神話的海神波塞頓使用的三叉戟。 作爲一個冰巨行星，海王星的大氣層以氫和氦為主，還有微量的甲烷。在大氣層中的甲烷，只是使行星呈現藍色的一部分原因。因為海王星的藍色比有同樣份量的天王星更為鮮豔，因此應該還有其他成分對海王星明顯的顏色有所貢獻。 海王星有太陽系最強烈的風，測量到的風速高達每小時2,100公里。 1989年航海家2號飛掠過海王星，對南半球的大黑斑和木星的大紅斑做了比較。海王星雲頂的溫度是-218 °C（55K），因為距離太陽最遠，是太陽系最冷的地區之一。海王星核心的溫度約為7,000 °C，可以和太陽的表面比較，也和大多數已知的行星相似。 海王星在1846年9月23日被發現， 是唯一利用數學預測而非有計畫的觀測發現的行星。天文學家利用天王星軌道的攝動推測出海王星的存在與可能的位置。迄今只有航海家2號曾經在1989年8月25日拜訪過海王星。2003年，美國國家航空暨太空總署提出有如卡西尼-惠更斯號科學水準的海王星軌道探測計畫，但不使用熱滋生反應提供電力的推進裝置；這項計劃由噴射推進實驗室和加州理工學院一起完成。.
海王星的卫星
截至2014年6月，海王星已知拥有14颗天然卫星，这些卫星都是以希腊和罗马神话中的水神命名根据国际天文联合会的命名原則，此后發現的海王星卫星都将按这一规则命名，不过S/2004 N 1還没有获得永久性的名称。。其中最大的一颗仍然是威廉·拉塞尔在發現海王星之後僅17天，于1846年10月10日发现的海卫一；第二颗卫星海卫二（勒德）则在超过一世纪后才发现。 海衛一是唯一擁有行星質量的不規則衛星，也就是說它的軌道與海王星的自轉方向相反，軌道相對於赤道也是傾斜的。這顯示它不是與海王星同時形成，而是被海王星的引力捕獲的。太陽系第二大的不規則衛星是土衛九（費比），但它的質量僅有海衛一的萬分之三。海衛一的捕獲，可能發生在海王星與它的衛星系統形成一段時間之後，對海王星原始的衛星系統而言是一場毀滅性的災難。擾亂了它們原有的軌道，所以它們相互撞擊形成碎石礫的盤面。海衛一的質量夠大，可以達到流體靜力平衡的狀態，並能夠保留稀薄的大氣層，可以形成雲層和霧靄。 海卫一的轨道内側还有7颗规则卫星，其运行轨道与海王星相同，並且靠近海王星的赤道面；在海王星环内也有一些衛星，这些卫星中最大的是海卫八（普羅秋斯），它們都是在海王星捕获海卫一，并且在海卫一的轨道变圆后从之前的碎石礫盤面中重生的。在海卫一的外层，海王星还拥有6颗不规则卫星，海卫二也是其中之一，其运行轨道距离海王星要远得多，并且倾角也很大：其中有3颗卫星拥有顺行轨道，其餘几颗则是逆行轨道。从不规则卫星的角度来说，海卫二的轨道很不尋常，它的离心率异常之大，距海王星最近的点也异常之近，表明它很可能曾是规则卫星，但其运行轨道在海王星捕获海卫一之際发生了根本性的变化。海卫十 （普薩瑪忒）和海卫十三 （Neso）是海王星最外层的两颗不规则卫星，其运行轨道也是迄今在太阳系中所有卫星里最大的。.
海豚座
海豚座(拉丁语名称Delphinus)，是北天星空中一个比较小的星座，面积188.54平方度，占全天面积的0.457%，在全天88个星座中，面积排行第69位。海豚座中亮于5.5等的恒星有11颗，最亮星为瓠瓜四（海豚座β），视星等为3.63。每年7月31日子夜海豚座中心经过上中天。.
海豚座恒星列表
以下是星座海豚座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和海豚座恒星列表 · 查看更多 »
海部宣男
海部宣男（，），出生於日本新潟縣新潟市，天文學家，曾任日本國立天文台台長。.
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.
新世界任务
新世界任务（New Worlds Mission）是一个由（NIAC）資助的項目，由科羅拉多大學博爾德分校的韋伯斯特·凱希（Webster Cash）博士領導，並聯合、诺斯洛普·格鲁门公司、和其他组织进行研究。这个项目计划在太空中建造一个遮星板来阻挡附近恒星的星光，以观察环绕它们运转的行星。这个计划有可能与一架现有的太空望远镜搭配工作，或许是将要发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜，也可能与一架经过优化的、专门使用可见光来观察系外行星的望远镜搭配工作。.
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。.
斗宿二
斗宿二 (λ Sgr / 人马座λ)是人马座的恒星。它标志出了射手的弓的顶部，因此其俗名为Kaus Borealis。它还标志出了所谓的星群“茶壶”的盖子。在中国古代天文学中，它是北方玄武中南斗中的第五颗。 斗宿二是一颗K光谱型的橙巨星。当前它的核心正在进行把氦聚变成碳和氧的反应。斗宿二距太阳系77光年，质量为太阳的2.3倍，光度为太阳的52倍，半径为太阳的11倍。 由于靠近黄道，斗宿二有时会被月球和行星（很少）掩食。最近一次的行星掩食发生在1984年11月19日，斗宿二被金星掩食。再上一次掩食发生在1865年12月5日，斗宿二被水星掩食。.
斗宿五
斗宿五，即人马座τ （τ Sgr，拜耳命名法）或人马座40（佛兰斯蒂德命名法），是一颗位于人马座的恒星，距离地球120光年。 斗宿五是一颗K1或K2型恒星，质量为1.5-2太阳质量，视星等为+3.32。它的表面温度比太阳稍低，颜色为淡橘色。科学家怀疑它拥有一颗伴星，但暂时仍然没有证实。斗宿五的金属含量低（Fe/H值为70%），速度快（64 km/s，相当于平均值的4倍），暗示这颗恒星是从银河系的其他地方迁徙过来的。.
斛二
蛇夫座κ，中文星官名斛二，是一颗位于蛇夫座的A2型恒星，视星等3.19，距离地球92光年。蛇夫座κ是一颗LB型不规则变星。.
日
日，一般指地球日，时间单位。.
日 (恆星)
日作恒星讲时，可以指：.
日心说
日心说，也称为地动说，是关于天体运动的和地心说相对立的学说，它认为太阳是宇宙的中心，而不是地球。 哥白尼提出的日心说，推翻了长期以来居于统治地位的地心说，实现了天文学的根本变革。.
日震
日震這個名詞原來是由地震衍生出來的，日震的研究方向包含了太陽的溫度、密度、運動、磁場等等的太陽內部的結構狀況，日震是利用觀測太陽表面的震波來了解太陽內部的結構。每個星球都有地震，恆星及行星甚至是隕石都可能有地震現象的發生，因此，研究日震必可依靠地震的研究方法來研究太陽的地震結構。.
日晷
日晷是一種由視太陽位置告知每天時間的裝置。狹義而言，它包含一個平面（盤面）和將影子投影在平面上以指示時間的晷影器（gnomon）組成。當太陽移動著劃過天際，陰影邊緣會與不同的時間線對齊，顯示出當時的時刻。晷針（style）就是在晷影器上指示時間的邊緣線；經由晷針上的節點（如果有），還可以提示日期。晷影器可以產生明顯的陰影，以讓晷針可以顯示時間。晷影器可以是一根棍棒、金屬線、或精心裝飾的雕飾。晷針必須平行於地球的自轉軸，才能整年都提供正確的時間。晷針與地平面的夾角就是其所在位置的地理緯度。 廣義而言，日晷是使用太陽的高度或方位（或兩者一起）以顯示時間的任何設備。除了提供時間的功能外，日晷也常被當成裝置藝術的一部分、文學上的隱喻和數學上學習的物件。 一般常見廉價的裝飾日晷是大批量產的，所以晷針的角度與時角是不正確的，也就不能提供正確的時間。.
时钟座恒星列表
以下是星座时钟座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
新！!: 恒星和时钟座恒星列表 · 查看更多 »
旅行者金唱片
旅行者金唱片是一張於1977年隨兩艘航海家探測器發射到太空的唱片。唱片內收錄了用以表述地球上各種文化及生命的聲音及圖像，以期宇宙中其他外星高智慧生物發現。旅行者探測器在距今40000年後，才會靠近最接近地球（1.6光年）的恆星。探測器被捕獲的可能性不大，因此唱片的最终目的虽然仍是與外星人溝通，但其对人类与宇宙之间关系的象征意义更大。.
摩羯座
--（Capricornus，民間多寫為--，天文符号：♑）是黄道十二星座之一，面積約413.947平方度，約占全天面積的1.003%，在全天88个星座中，面積排行第四十位。--中亮于5.5等的恒星有31颗，最亮星为垒壁阵四（--δ），视星等为2.81。每年8月8日子夜--中心经过上中天。 --的“--”一词来源于摩伽罗，即印度神话中的海兽，而身体和尾部呈鱼形，和希腊神话中Capricorn的形象吻合，在日本被称为--日本三省堂出版。大辞林（第二版）, やぎざ【〈山羊〉座】词条（やぎ座）。.
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。.
愛德華·愛默生·巴納德
愛德華·愛默生·巴納德（Edward Emerson Barnard，)，美國天文學家。.
新！!: 恒星和愛德華·愛默生·巴納德 · 查看更多 »
愛德蒙·哈雷
愛德蒙·哈雷（，）是一位英国天文学家、地理学家、数学家、气象学家和物理学家，曾計算出哈雷彗星的公轉軌道，並預測該天體將再度回歸。他也是第二任英国皇家天文學家，繼承天文學家约翰·弗兰斯蒂德。.
数量级 (数)
这个列表罗列了部分正数的数量级，包括事物的数量、无量大数和概率。.
新！!: 恒星和数量级 (数) · 查看更多 »
数量级 (数据)
;十進制.
新！!: 恒星和数量级 (数据) · 查看更多 »
敗臼一
败臼一（γ Gru/天鹤座γ）是南天星座天鹤座的一颗恒星。视星等3.0，是天鹤座的第三亮星。 基于视差测量，该星距离地球大约211光年。恒星分类B8III，亮度分类III代表它是一个已经耗尽核心的氢并演化离主序带的巨星。败臼一的光度大约是太阳的470倍，很多的能量都以紫外线辐射出。表面温度12,520K，散发出蓝白色的光芒。败臼一的自转相对快速，恒星自转速度为57km/s。相比之下，太阳赤道的自转速度只有2km/s。 分析依巴谷卫星收集到的数据，该星可能有相同自行的伴星，对败臼一造成引力干扰。 Category:天鹤座 Category:拜耳天體 Category:B-型巨星 207971 108085 8353 Category:有固有名的恆星 Category:BD、CD和CP天体.
扬·奥尔特
扬-亨德里克·奥尔特（Jan Hendrik Oort，），荷兰天文学家，在銀河系結構和动力学、射电天文学方面做出了许多重要的贡献。.
托尔曼－奥本海默－沃尔科夫方程
在天体物理学中，托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程（Tolman–Oppenheimer–Volkoff equation）是在广义相对论框架下描述一个处在定态引力平衡状态下的各向同性球对称物体结构的约束方程。它所描述的是恒星在辐射压力和自身引力作用下的相对论性流体静力学平衡。.
新！!: 恒星和托尔曼－奥本海默－沃尔科夫方程 · 查看更多 »
拱點
拱點（apsis，複數為apsides）是指一个物体的运动轨道的极端点；在天文學中，这个词是指在橢圓軌道上運行的天體最接近或最遠離它的引力中心（通常也就是系統的質量中心）的點。 最靠近引力中心的點稱為近拱點（periapsis）或近心點（pericentre），而距離最遠的點就稱為遠拱點（apoapsis）或遠心點（apocentre）。連接近拱點和遠拱點的直線稱為拱點線，是橢圓的長軸，也是橢圓內最長的直線段。 連接近拱點與遠拱點的直線稱為拱點線。橢圓的長軸與拱點線同線。 以下是用於辨識橢圓軌道的項目：.
曙暮光
曙暮光是在日出之前或日落之後散射在地球大氣層的上層，照亮了低層的大氣與地球表面的陽光。.
晚期型星
晚期型星是恆星在恆星分類中的K型星或M型星。這個名詞是20世紀初期，人們認為恆星是從O、B、或A的早期型星隨後冷卻到晚期型星的時代所創建的。.
普尔科沃天文台
普尔科沃天文台（Pulkovo Observatory，俄語全稱：Гла́вная (Пу́лковская) астрономи́ческая обсервато́рия Росси́йской акаде́мии нау́к）位于俄罗斯圣彼得堡以南约19公里，海拔75米，是俄罗斯科学院下属的一座天文台。.
新！!: 恒星和普尔科沃天文台 · 查看更多 »
普勒阿得斯
普勒阿得斯（古希腊语：Πλειάδες, Pleïades）希腊神话中提坦神阿特拉斯和大洋神女普勒俄涅所生的七个女儿的统称。她们代表天上的昴星团（「七姊妹」），是阿耳忒弥斯的伴神。普勒阿得斯七姊妹从最年长到最年幼，她们的名字依次分别为：迈亚、厄勒克特拉、塔宇革忒、阿尔库俄涅、刻莱诺、斯忒洛珀和墨洛珀。她们与许阿得斯、赫斯珀里得斯以及卡吕普索为同父异母的姐妹关系，一起并称为阿特兰提得斯（Atlantides）。曾经普勒阿得斯与她们这些同父异母的姊妹们以倪塞伊得斯之名养育过年幼的狄俄倪索斯。.
智神星
智神星（英語、拉丁語：Pallas），小行星序號是2 智神星（2 Pallas），是人類繼谷神星（太陽系最大的小行星之一）後所發現的第二顆小行星。估計它的質量是小行星帶的7%。智神星直徑為，比灶神星稍大一些，但是其質量卻比灶神星輕10–30% ，所以智神星是小行星帶中第三重的小行星。智神星可能是太陽系中最大的不規則天體（也就是本身的重力不能使外貌呈現圓滑），也可能是殘餘的原行星。 天文學家海因里希·歐伯斯在1802年3月28日發現智神星，那時被歸類為行星。事實上，19世紀初期發現的小行星都曾經被歸類為行星，直到1845年有更多的小行星被發現之後，才重新分類。 智神星的表面似乎由矽酸鹽組成；表面光譜和密度類似於碳質球粒隕石。智神星有異常高的軌道傾角（高達34.8°）、高離心率，類似冥王星，所以太空船很難前往智神星拜訪。.
11001001
11001001是美国科幻电视剧星际旅行：下一代的第一季第十五集。在这一集中，联邦星舰进取号受命前往星际空间站74进行一次例行检查，并确保升级工作顺利完成，另还需维修出问题的全息甲板。星际联邦派出了包括四名“二元人”在内的维修、升级队伍。二元人是一种外星种族，他们是一种高度进化的智慧生物，他们的大脑连接着其母星的电脑，他们的思维方式则为二进制，即1或0。他们十分精通电子技术，但大副威廉·赖克还是对他们不太放心，并安排卫斯理·柯洛夏监视他们。赖克在星舰整修阶段获得了一个难得的假期，便前往全息甲板娱乐，在全息甲板，赖克设定了一个1940年代的爵士酒吧，并遇到了一个美丽的红衣女子。赖克被这个女子吸引了，并与之攀谈起来。让-卢克·皮卡尔也来到全息甲板，加入了赖克和红衣女子的对话。此时，Data和乔迪·拉弗吉发现企业号的反物质能量竟然还剩4分钟就泄露了，如若泄露，不仅星舰将被摧毁，就连星际空间站也会被毁灭。Data立刻设置了自动航线，疏散了船员，让企业号自动飞往无人的宇宙深处。可是，此时的赖克和皮卡尔还在全息甲板与红衣女子聊天，并不知星舰发生的这些事情，而Data也发现企业号的反物质并没有泄露，而是电脑伪报。Data开始怀疑二元人劫持了企业号，并飞往自己的母星。皮卡尔和赖克也意识到了这点，原来包括红衣女子的一切，都是二元人计划的一部分，他们打算将企业号劫持到自己的母星。皮卡尔和赖克立刻赶往舰桥，却发现二元人们奄奄一息，这是他们才发现原来二元人母星的恒星马上会变成一个超新星，二元人需要把母星的资料转移到一个可移动的存储设备中，而企业号是唯一一个有如此大存储量的移动星舰。二元人们怕人类不答应帮助他们，才出此下策。皮卡尔舰长立刻将企业号的资料传回二元人的母星中，奄奄一息靠着电脑生存的二元人又恢复了生机，皮卡尔舰长也夺回了自己星舰的控制权。.
新！!: 恒星和11001001 · 查看更多 »
12月28日
12月28日是公历一年中的第362天（闰年第363天），离全年结束还有3天。.
2006年科技
2006年在科学技术领域有一些重要的事件发生。.
新！!: 恒星和2006年科技 · 查看更多 »
2007年5月
没有描述。
新！!: 恒星和2007年5月 · 查看更多 »
2008年11月
没有描述。
新！!: 恒星和2008年11月 · 查看更多 »
2010年7月
没有描述。
新！!: 恒星和2010年7月 · 查看更多 »
2010年8月
没有描述。
新！!: 恒星和2010年8月 · 查看更多 »
2012 VP113
是一顆海王星外天體。天文學家於2014年3月26日宣布發現。的絕對星等（H）為4.1等，所以它可能是一顆矮行星。它的大小預計為塞德娜的一半，大約與雨神星相當。發現團隊暱稱這顆天體為“副總統”（VP）或「拜登」，因為發現當時的美國副總統為喬·拜登。 表面被認為是具有粉紅色的色調，來自於輻射對於冷凍水、甲烷和二氧化碳產生化學作用變化。這種顏色來自於巨大氣體區域，而不是傳統的柯伊柏帶（多數為暗紅色天體）。.
新！!: 恒星和2012 VP113 · 查看更多 »
265
265是264與266之間的自然數。.
2度視場星系紅移巡天
2度視場星系紅移巡天 (Two-degree-Field Galaxy Redshift Survey)，或2dF、2dFGRS是天文學在1997年至2002年4月11日之間使用AAO天文台的3.9公尺AAO望遠鏡進行的紅移巡天觀測。史蒂夫馬杜克斯和約翰皮科克是這個計劃的主持人，巡天測量的數據在2003年6月30日出版。在勘測的這一局部宇宙的部分，確定了大規模的結構。截至2007年1月，它是僅次於2000年開始的史隆數位巡天之下，規模第二大的巡天觀測。.
新！!: 恒星和2度視場星系紅移巡天 · 查看更多 »
2微米全天巡天
2微米全天巡天（Two Micron All-Sky Survey）（2MASS）的工作開始於1997年，完成於2001年。使用的兩架望遠鏡，分別位於北半球美國亞利桑那州的霍普金斯山和南半球智利托洛洛山美洲际天文台，以確保能觀測到全部的天空。這是迄今最雄心勃勃的巡天計畫，經過整理的最後數據已經在2003年公佈。全部的天空都使用紅外線的2微米鄰近的3個波段：J (1.25μm), H（1.65μm），和Ks（2.17μm）完成掃描的工作。 這次巡天的目的包括：.
新！!: 恒星和2微米全天巡天 · 查看更多 »
2M1207
2M1207，是一顆位於半人馬座的棕矮星。該恆星被拍攝得有一顆伴星繞其公轉，它被編為2M1207b，極有可能是人們首顆拍得的太陽系外行星，同時也會是首顆圍繞棕矮星公轉的行星。 根據J2000.0天球座標系統的數據，該恆星位於赤經12h7m33.4s，赤緯-39°32′54″，透過2MASS的紅外線全天偵測而被發現，因此以“2M”及赤經位置來命名。它距離地球約70秒差距（PC），其光譜類型為M8。如果它的行星仍然年輕，估計它的質量為木星的25倍。 2005年12月，美國天文學家Eric Mamajek發表更準確的數據，指2M1207距離地球約53PC（173光年）, Eric Mamajek, November 8, 2007.
2MASS J0523-1403
2MASS J0523-1403是一顆質量很低的紅矮星，位於南天的天兔座，距離地球大約40光年。它的視星等非常低，只有21.05等，有效溫度也非常低，只有2074K，只有對紅外線敏感的大型望遠鏡才能看見。2MASS J0523-1403第一次被觀測到是在2微米全天巡天（2MASS）。.
新！!: 恒星和2MASS J0523-1403 · 查看更多 »
306
306是305與307之間的自然數。.
308
308是307與309之間的自然數。.
30米望远镜
30米望远镜（Thirty Meter Telescope, TMT）是一座由美国、加拿大、日本、中国、巴西、印度等国参与建造的地面大型光学望远镜。和E-ELT类似：其主镜是一块由492块六边形镜面拼接所组成的分割式主镜，30米/98英尺的主镜直径仅次于E-ELT的42米；配备有自适应光学系统；能观测红外线等。在波长大于0.8微米的光的范围内，自适应光学系统使它的图像清晰度比哈勃太空望远镜高10倍；巨大的主镜使它的观测清晰度比现行的大型地面光学望远镜高10至100倍。若计划完成，30米望远镜将会是首座新世代的極端巨大望遠鏡（E-ELT将稍迟于之落成）。2009年，计划的花销估计在9亿7千万美元至12亿美元Klaus Schmidt, "Hawaii chosen to host world's largest telescope, July 22, 2009 (accessed 18 October 2010)之间。.
