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獵犬座Y

指数 獵犬座Y

La Superba,即獵犬座Y(Y CVn, Y Canum Venaticorum),是一顆位於獵犬座的恆星,因為外表極為偏紅色而聞名。.

22 关系: 半規則變星吸收光譜安吉洛·西奇一氧化碳亮星星表依巴谷星表Celestia碳-13碳星紅巨星猎犬座熱力學溫標白矮星行星状星云HD星表J2000.0SAO星表恆星演化核融合體核聚变波恩星表3氦過程

半規則變星

半規則變星是光譜類型為中期和晚期的紅巨星或超巨星,顯示出可以觀察到的週期性和光度變化,但有著各種各樣的不規則性或中斷的變化。變光週期從20天至超過2000天不等,同時光度曲線在每個週期內或多或少的都有一些變化。光度的變化範圍從數百至數星等 (通常在可見光的範圍是1-2星等)。 半規則變星可以分為幾種類型:.

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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。.

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安吉洛·西奇

佩特·安吉洛·西奇(意大利语:Pietro Angelo Secchi,),義大利天文學家。.

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一氧化碳

一氧化碳,分子式CO,是無色、無嗅、無味的无机化合物氣體,比空氣略輕。在水中的溶解度甚低,但易溶于氨水。空气混合爆炸极限为12.5%~74%。 一氧化碳是含碳物质不完全燃烧的产物。也可以作为燃料使用,煤和水在高温下可以生成水煤气(一氧化碳与氢气的混合物)。有些現代技術,如煉鐵,還是會產生副產品的一氧化碳。一氧化碳是可用作身體自然調節炎症反應的三種氣體之一(其他兩種是一氧化氮和硫化氫)。 由于一氧化碳与体内血红蛋白的亲和力比氧与血红蛋白的亲和力大200-300倍,而碳氧血红蛋白较氧合血红蛋白的解离速度慢3600倍,当一氧化碳浓度在空气中达到35ppm,就会对人体产生损害,會造成一氧化碳中毒(又称煤气中毒)。 雖然一氧化碳有毒,但動物代謝亦會產生少量一氧化碳,並認為有一些正常的生理功能。.

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亮星星表

亮星星表,也称为亮星耶鲁星表(Yale Catalogue of Bright Stars)或耶鲁亮星星表(Yale Bright Star Catalogue),是一个列举了视星等超过6.5的恒星的星表。它几乎涵盖了地球上肉眼能看到的所有恒星。现在可以通过数种方法在线查看它的第五版。第一版於1930年出版,由于该星表的前身是由哈佛大学天文台於1908年出版的哈佛恒星测光表修订版(Harvard Revised Photometry)的原因,尽管耶鲁亮星星表的缩写为BS或YBS,但从该星表引用的恒星名都以HR开头。耶鲁亮星星表包含了9110个天体,其中9096个为恒星,9个为新星或超新星,4个为非恒星。这四个非恒星分别为球状星团杜鹃座47(HR 95)、NGC 2808 (HR 3671)、疏散星团NGC 2281 (HR 2496) 和M67 (HR 3515)。 自從1930年第一版問世之後,星表中的天體數量就固定了,1940年第二版、1964年第三版及1982年的第四版都只對內容加以修訂,並增加註解中的資料。1983年出版了增補版,收錄了2603顆亮度高於7.1等的恆星,其中也包括哈佛恒星测光表修订版中原已收錄的500多顆。1991年出版的第5版已改為網路版,可以在網路上查閱。這個版本的註釋就被大量的擴充,其份量已經比星表本身略為多了一些。.

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依巴谷星表

依巴谷星表和第谷星表(Tycho-1)是歐洲太空總署的依巴谷衛星成果的主要產物。這顆衛星在1989年11月至1993的3月的四年任務中,傳回了許多高精度的科學數據。 依巴谷星表至少列出了118,000顆天體測量學上精確度在千分之一弧秒恆星,而第谷星表 列出的則略微超過1,050,000顆恆星。 這份星表包含很大數量的高精密度天體位置和測光數據。另外伴生的附錄是變星、雙星和聚星的特性數據,和太陽系的天文測量和測光數據。主要的部分提供了可以印製和以機器閱讀的版本。 全球性的數據分析,需要處理1,000兆比特未經加工的衛星原始數據,這是一件複雜且需要漫長時間的工作,由NDAC和先進科學和技術基金會承擔,共同製做出依巴谷目錄。第四個參與合作的科學機構是INCA,負責撰寫依巴谷衛星的觀測程式和編譯成最佳化的數據選擇,在發射前就先安置在衛星的輸出目錄中。依巴谷和第谷星表的成果使歐洲太空總署等四個團體的繁雜工作得到形式上的正式結束。.

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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。.

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碳-13

碳13是碳的穩定同位素之一,在地球自然界的碳中佔約1.109%。.

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碳星

碳星是大氣層內的碳比氧多,類似紅巨星 (偶爾是紅矮星) 的晚期星。這兩種元素在恆星大氣的上層結合,形成一氧化碳,消耗掉大氣中所有的氧,只留下自由的碳原子和其他的碳結合,使得恆星充滿了像"煤灰"的大氣層, 而觀測人員看見的則是醒目的紅色。 在光譜上,這類恆星的特徵非常明顯,因此早在1860年就被安吉洛·西奇在早期的天文分光學上標示出來。在一般的恆星 (像太陽的恆星) ,大氣中的氧含量都比碳多。.

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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。.

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猎犬座

座是北天的一个小星座,17世纪由波兰天文学家波兰天学家約翰·赫維留(Johannes Hevelius)创立,代表牧夫座牵的两条狗Chara和Asterion(中文称作常陈四)。是三个代表狗的星座之一,其他两个是小犬座和大犬座。.

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熱力學溫標

#重定向 热力学温标.

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白矮星

白矮星(white dwarf),也稱為簡併矮星,是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高,一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小,微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物,在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.

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行星状星云

行星狀星雲是恆星演化至老年的紅巨星末期,氣體殼層向外膨脹並被電離,形成擴大中的發射星雲,經常以英文的縮寫"PN"或複數的"PNe"來表示。"行星狀星雲"這個名稱源自1780年代的天文學家威廉·赫歇爾,但並不是個適當的名字,只因為當他通過望遠鏡觀察時,這些天體呈現類似於行星的圓盤狀,但又是霧濛濛的雲氣。因此,他結合"行星"與"星雲",創造了這個新名詞。赫歇爾的命名雖然不適當,但仍被普遍的採用,並未被替換。相較於恆星長達數十億年歲月的一生,行星狀星雲只能存在數萬年,只是很短暫的現象。 大多數行星狀星雲形成的機制被認為是這樣:在恆星結束生命的末期,也就是紅巨星的階段,恆星外層的氣體殼被強勁的恆星風吹送進太空。紅巨星在大部分的氣體被驅散後,來自高溫的行星狀星雲核心(PNN,planetary nebula nucleus)輻射的紫外線會將被驅散的恆星外層氣體電離。吸收紫外線的高能氣體殼層圍繞著中央的恆星發出朦朧的螢光,使其成為一個色彩鮮豔的行星狀星雲。 行星狀星雲在銀河系演化的化學上扮演關鍵性的角色,將恆星創造的元素擴散成為銀河系星際物質中的元素。在遙遠的星系內也觀察到行星狀星雲,收集它們的資訊有助於了解化學元素的豐度。 近年來,哈伯太空望遠鏡的影像顯示許多行星狀星雲有著極其複雜和各種各樣的形狀。大約只有五分之一呈現球形,而且其中大多數都不是球對稱。產生各種各樣形狀的功能和機制仍都不十分清楚,但是中央的聯星、恆星風和磁場都可能發揮作用。.

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HD星表

HD星表(The Henry Draper Catalogue,缩写为HD,亨利·德雷伯星表)是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表,首版在1918年至1924年间出版,它给出了225,300颗恒星的光谱分类,涵盖了全天最暗达到照相星等为9等的恒星(大部分是北天的恒星),历元为1900.0。最初的HD星表包含的星主要是亮于9等的星,随后的增版增加了在某些天区的暗星。, HyperSky documentation, Willmann-Bell, Inc., 1996.

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J2000.0

J2000.0是在天文学上使用的曆元,前缀「J」代表这是一个儒略纪元法,而不是一个贝塞耳纪元。 它指的是儒略日期TT时2451545.0,或是TT时2000年1月1日12時,即相对于TAI的2000年1月1日,11:59:27.816或UTC时间2000年1月1日11:58:55.816。 因恒星赤经和赤纬会因岁差(與恒星的自行)改变,所以天文学家们经常指定某一特定的纪元作参考点。早期採用的纪元标准是B1950.0纪元。 在J2000时刻的天赤道與二分点用来定义天球参考坐标系,该参考坐标系也可写作J2000坐标或简单记为J2000,但更合适的,应该如下使用国际天球参考系統(ICRS)。.

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SAO星表

SAO星表(The Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog / 史密松天体物理台星表)是一个天体测量星表,在1966年由史密松天体物理台出版,共包含258,997颗恒星。该星表由之前的一些星表编纂而成,但仅收录9.0等以上且已经精确测量过自行的恒星。SAO星表里的星名由字母SAO开头接着数字序号表示,恒星以赤纬分区,每10度为一区,共分为18区,在每一区中的恒星依照赤经位置来排序。SAO星表较大的变动是增加了一些HD星表没有的资料:恒星的自行,因为这是很有用的资料;与HD星表和巡天星表序号的交互参照,在最后的一版中仍然被保留着。.

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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.

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核融合體

核融合體(fusor)是加州柏克萊大學的教授Gibor Basri向國際天文聯合會建議,用來協助說明天體的術語。根據他的定義,一個核融合體是在"生命週期中能在核心進行核融合的天體"。這個定義包含任何一種形式的核融合,一個核融合體的最低質量大約是木星質量的13倍,在這個點是有可能上進行氘的融合,但遠低於進行氫的融合所需要的可能:大約是木星質量的60倍。而直到木星質量75倍以上的天體,即當重力收縮,也就是引力產生的收縮受到內部核反應產生的熱能抑制,才可能被視為恆星。.

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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.

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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.

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3氦過程

3氦過程是3個氦原子核(α粒子)轉換成碳原子核的過程。 這種核融合反應可以在超過一億K的高溫和氦含量豐富的恆星內部迅速的發生。同樣的,它發生在較老年,經由質子-質子鏈反應和碳氮氧循環產生的氦,累積在核心的恆星。在核心的氫已經燃燒完後,核心將塌縮,直到溫度達到氦燃燒的燃點。 這個過程釋放出的淨能量為7.275 MeV。 在第一個階段形成的8Be是不穩定的,會經歷2.6×10-16秒就再分裂回氦,但是在氦燃燒能形成8Be的條件下,只要有微小的平衡豐度,就能再捕獲一個氦原子核形成12C。這種結合三個氦原子核轉換成碳的過程就稱為3氦過程。 由於3氦過程需要較長的時間才能形成碳,因此在太初核合成不太可能發生。此一結果可以說明大霹靂為何沒有製造出碳,因為在大霹靂之後的一分鐘,就已經低於核融合所需要的溫度了。 通常,3氦過程發生的可能性是非常低的,但是鈹-8在基態的能量幾乎就是氦的兩倍。在第二個階段,8Be + 4He幾乎就是碳在激發態下的能量。這種共振的狀態,使接踵而來的氦和鈹結合成碳的可能性大為增加。這種共振的存在被觀測到之前,基於物理上的必要性,為了在恆星內形成碳,弗雷德·霍伊爾就已經預測到了。實際上,這種能量共振和過程的預測然後真的被發現,對霍伊爾恆星核合成的假說:假設所有的化學元素都是從最初的氫-真正的原始物質-形成的,提供了非常重大的支持。 在過程中的一些副作用是,一些碳元素可能會和氦融合產生穩定的氧同位素,並且釋放出能量: 接下來的反應鏈是氧會再與氦結合生成氖,但再繼續下去就有困難了,因為核自旋規律的限制,結果使得更重的元素不容易在恆星核合成中形成。 這樣的情狀使得恆星核合成創造出來大量的碳和氧,只有一小部分能被轉換成氖和其他更重的元素。氧和碳都是氦燃燒的灰燼,而人擇原理曾被引用來解釋碳和氧在宇宙中被敏感的核共振大量創造出來的事實。 融合的過程能創造的元素只到鐵,更重的(在鐵之外的)元素只要是由中子捕獲創造的。慢中子捕獲(S-過程)生產出大約一半的重元素,另外的一半則可能由快中子捕獲(R-過程)在核塌縮的超新星中創造出來。.

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