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10 关系: B型次矮星，紅巨星，白矮星，飞马座，飛馬座V391b，變星，J2000.0，次矮星，水平分支，漸近巨星分支。
B型次矮星
B型次矮星（subdwarf B star，縮寫：sdB）是一種光譜類型B型的次矮星。這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高，在赫羅圖的位置是在「極端水平分支」。這些恆星的質量大約是0.5倍太陽質量，並且只含有1%氫，其餘成分大多是氦。而半徑則是太陽的0.15到0.25倍，表面溫度20000到40000 K。 B型次矮星是在恆星演化的晚期階段。紅巨星的核心開始進行氦的核融合之前失去主要由氫組成的外層，剩下的核心即為B型次矮星。這些紅巨星提早喪失質量的原因至今仍不明，不過聯星系統中和另一顆成員星的交互作用可能是主要機制。單一B型次矮星可能是兩顆白矮星合併的結果。B型次矮星被認為是恆星變成白矮星前沒有經過巨星階段的產物。 B型次矮星的光度高於白矮星，並且是年老高溫恆星群聚區域的主要成員星，例如球狀星團、螺旋星系核球、椭圆星系。這類恆星在紫外線影像中相當明顯。被認為是橢圓星系光譜中紫外線超量的原因。.
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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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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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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。.
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飛馬座V391b
飛馬座V391b（V391 Pegasi b），或稱為HS 2201+2610 b，是一顆環繞飛馬座恆星飛馬座V391的太陽系外行星，距離地球約4570光年。.
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變星
變星是指亮度與電磁輻射不穩定的，經常變化並且伴隨著其他物理變化的恆星。 多數恆星在亮度上幾乎都是固定的。以我們的太陽來說，太陽亮度在11年的太陽週期中，只有0.1%變化。然而有許多恆星的亮度確有顯著的變化。這就是我們所說的變星。 變星可以大致分成以下兩種形態：.
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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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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。.
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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。.
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漸近巨星分支
AGB恆星在天文物理上是非常重要的，因為它們能產生大量的塵粒，並且也是成為行星狀星雲的前兆。 漸近巨星分支是赫羅圖上低質量至中質量恆星在演化時聚集的區域。在恆星演化周期中，這是所有中低質量恆星(0.6-10太陽質量)末期階段的生活。 在觀測上，一顆漸近巨星分支(AGB)恆星看起來像是一顆紅巨星。它的內部構造特點是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有大量與一般正常恆星類似的物質組成的外殼。.
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