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13 关系: 天狼星，巨星，亮星星表，依巴谷卫星，光年，视差，视星等，金屬量，HD星表，J2000.0，SAO星表，恒星光谱，显微镜座。
天狼星
天狼星（Bd：α CMa）是夜空中最亮的恆星，其視星等為-1.46，幾乎為第二亮恆星老人星的兩倍。它的英文名稱為Sirius，讀法為/sɪɹiəs/，源自古希臘語的Σείριος。天狼星根據拜耳命名法的名稱為大犬座α星。我們肉眼以爲是一顆恆星的天狼星，實際上是一個聯星系統，其中包括一顆光譜型A1V的白主序星和另一顆光譜型DA2的暗白矮星伴星天狼星B（Bd：α CMa B）。 天狼星如此之亮除了因爲其原本就很高的光度以外，還因爲它距離太陽很近。天狼星距離地球約2.6秒差距（約8.6光年），並是最近的恆星之一。天狼星A的質量為太陽的兩倍，而絕對星等為1.42等。它比太陽亮25倍，但光度明顯比其它亮星較暗，如對比老人星或參宿七。此雙星系統有約二億至三億年歷史，而初期是由兩顆藍色的亮星組成。更高質量的天狼星B耗盡了能源，成爲一顆紅巨星，然後又漸漸削去外層，約在一億二千萬年前坍塌成爲今天的白矮星狀態。 中國古代星象學說中，天狼星是「主侵略之兆」的惡星。屈原在《九歌·東君》中寫到：「舉長矢兮射天狼」，以天狼星比擬位於楚國西北的秦國；而蘇軾《江城子》中「會挽雕弓如滿月，西北望，射天狼」，以天狼星比擬威脅北宋西北邊境的西夏。.
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.
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。.
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。.
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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。.
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。.
金屬量
金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恒星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“金屬”，因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。） 。例如，碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”，但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金屬量也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，它幾乎完全都是氫原子，經由太初核合成，創造出相當大比例的氦和微量跡證的鋰。最初的恒星，被認為是第三星族星，完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然，它們存在於主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中创造出来，被觀測到最老的恒星，被認為是第二星族星，有非常少量的金屬；後續世代出生的恒星，因由先前世代的富含金屬的塵埃中创生出来，金屬含量越來越豐富。而當這些恒星死亡時，它們會將更豐富的金屬，經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中，讓新誕生的恒星有更豐富的金屬。最年輕的恒星，包括我們的太陽，含有的金屬最豐富的恒星，被認為是第一星族星。 橫跨銀河系，金屬量在銀心是最高的，並向外逐漸遞減。在群星之間的金屬量梯度隨恒星的密度變化：在星系的中心有最多的恒星，隨著時間的過去，有越來越多的金屬回到星際物質內，並且成為新恒星的原料。由相似的機制，較大的星系相較於較小的星系，也會有較高的金屬量。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系，麥哲倫雲的例子中，大麥哲倫星系的金屬量是銀河系的40%，小麥哲倫星系的金屬量是銀河系的10%。.
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.
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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恒星光谱
在天文學，恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度範圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。 恒星光谱分类 20世纪初，美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类，结果发现它们与颜色也有关系.
显微镜座
显微镜座（Microscopium）是南天半球中的一个星座，由法国天文学家尼可拉·路易·拉卡伊于18世纪确立，是拉卡伊星座家族中以科学仪器命名的12个星座之一。显微镜座的英文名来自古希腊语中显微镜一词的拉丁化。它的恒星光芒黯淡，在北半球热带以外的大部分地区几乎不可见。 显微镜座中最亮的恒星是璃瑜增一（显微镜座\gamma），其视星等为4.68，是一颗黄色的巨星，和地球相距约381光年。显微镜座中有两个恒星系统拥有行星（WASP-7和），另有两个恒星系统拥有岩屑盘（年轻的红矮星显微镜座AU和类似太阳的）。二元红矮星系统显微镜座AU和可能组成了一个三合星系统，同时也是繪架座β移動星群的成员。恒星昵称为“飞快的显微镜”（Speedy Mic），其自转周期仅9小时7分钟。.
