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19 关系: 半長軸，太阳质量，好望角照相星表，依巴谷星表，土星，凌 (天體)，剑桥大学，科尔多瓦巡天星表，绘架座，華盛頓雙星目錄，食 (天文現象)，食雙星，超廣角尋找行星，軌道傾角，軌道離心率，都卜勒光譜學，恒星光谱，木星質量，2微米全天巡天。
半長軸
半長軸是幾何學中的名詞，用來描述橢圓和雙曲線的維度。与之对应的就是長軸，半長軸为長軸的一半，一般描述橢圓的最長的直徑。.
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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。.
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好望角照相星表
好望角照相星表，（Cape Photographic Durchmusterung，缩写为CPD）是第一份专门针对南天的照相星表，于1900年发表，刊载了南天极周围19度范围内的454,875颗恒星，是研究银河系结构的重要资料。 好望角照相星表的编制源于皇家非洲好望角天文台台长、英国科学家大卫·吉尔（David Gill）。他用一只借来的2.5英寸镜头拍摄了1882年9月的大彗星，对照片背景上大量的恒星表示惊奇，于是用照相方法开始了一项巡天计划。他和两名助手一起，用一架口径6英寸的折射望远镜拍摄了赤纬-18度以南的天区，记录了45万多颗恒星的位置和星等数据。1896年到1900年期间，荷兰天文学家卡普坦仔细研究了这些照片，于1900年发表了好望角照相星表。 Category:星表.
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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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土星
土星，為太陽系八大行星之一，至太阳距离（由近到远）位於第六、体积則僅次於木星。並與木星、天王星及海王星同属氣體（類木）巨星。古代中国亦称之填星或鎮星。 土星是中国古代人根据五行学说结合肉眼观测到的土星的颜色（黄色）来命名的（按照五行学说即木青、金白、火赤、水黑、土黄）。而其他语言中土星的名称基本上来自希臘/羅馬神話传说，例如在欧美各主要语言（英语、法语、西班牙语、俄语、葡萄牙语、德语、意大利语等）中土星的名称来自于羅馬神話中的农业之神萨图尔努斯（拉丁文：Saturnus），其他的还有希臘神話中的克洛諾斯（泰坦族，宙斯的父親，一说其在罗马神话中即萨图尔努斯）、巴比倫神话中的尼努尔塔和印度神话中的沙尼。土星的天文学符號是代表农神萨图尔努斯的鐮刀（Unicode: ）。 土星主要由氫組成，還有少量的氦與微痕元素，內部的核心包括岩石和冰，外圍由數層金屬氫和氣體包覆著。最外層的大氣層在外观上通常情况下都是平淡的，雖然有时会有長时间存在的特徵出現。土星的風速高達1,800公里/時，明顯的比木星上的風快速。土星的行星磁場強度介於地球和更強的木星之間。 土星有一個顯著的環系統，主要的成分是冰的微粒和較少數的岩石殘骸以及塵土。已經確認的土星的衛星有62顆。其中，土卫六是土星系統中最大和太陽系中第二大的衛星（半徑2575KM，太陽系最大的衞星是木星的木衛三，半徑2634KM），比行星中的水星還要大；並且土卫六是唯一擁有明顯大氣層的衛星。.
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凌 (天體)
凌，或明確的說是天體的凌，在天文學上有三種意義：.
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剑桥大学
劍橋大學（University of Cambridge；勳銜：Cantab）為一所坐落於英國劍橋市的研究型書院聯邦制大學。劍橋為英語世界中歷史第二悠久的大學，前身是一個於1209年成立的學者協會。這些學者本為牛津大學的一員，但後因與牛津鎮民發生衝突而移居至此。這兩所古老的大學在辦學模式等多方面都非常相似，並經常獲合稱為「牛剑」。 劍橋大學由31所成員書院及6所學術學院組成。雖大學本身為公立性質，但享有高度自治權的書院則屬私立機構。它們有自己的管理架構、收生以及學生活動安排，工作有別於負責教研的大學中央。劍橋大學是多個學術聯盟的成員之一，亦為英國「金三角名校」及劍橋大學醫療夥伴聯盟的一部分，並與產業聚集地的發展息息相關。 除了各學系安排的課堂，劍橋的學生也需出席由書院提供的輔導課程。學校共設八間文藝及科學博物館，並有館藏逾1500萬冊的圖書館系統及全球最古老的大學出版社。除了學習，學生可加入各學會、學團及體育校隊，參與不同的課外活動。劍橋大學校友包括多位著名數學家、科學家、經濟學家、作家、哲學家。共有116位諾貝爾獲獎者、15位英國首相、10位菲爾茲獎得主、6位图灵奖得主曾為此校的師生、校友或研究人員。.
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科尔多瓦巡天星表
科尔多瓦巡天星表（Cordoba Durchmusterung）简称CD，由阿根廷的科尔多瓦天文台在1892年发表。它使用目视方法，将波恩星表扩展至赤纬-23°，共收录了58万多颗恒星。 Category:星表.
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绘架座
繪架座（Pictor）是一個位於南半天球的星座，在老人星和大麥哲倫星系之間。星座名稱拉丁語“Pictor”意為“畫家”，是以前拉丁語名“Equuleus Pictoris”（畫架）的縮寫。繪架座一般以畫架來代表，由修道士尼可拉·路易·拉卡伊於18世紀命名。繪架座內最亮的恆星是繪架座α，它是一顆距地球約97光年的白色主序星。繪架座內還有繪架座RR，這個激變變星系統於1925年爆發成新星，視星等最高時達1.2，隨後就逐漸化作黑暗。 繪架座因為它的第二亮星繪架座β而受到關注，該恆星距地球63.4光年，它被一個碳含量高的不尋常塵埃盤所包圍，而且還擁有一顆太陽系外行星。另外還發現繪架座內還有五顆擁有行星的恆星。其中一顆是HD 40307，它是一顆擁有六顆行星的橙矮星，它的其中一顆行星——HD 40307 g——有可能是適居帶上的超級地球。繪架座中最接近地球的恆星卡普坦星是一顆紅矮星，距地球12.76光年，於2014年發現了它擁有兩顆超級地球。是一個電波星系，正從中心的超大質量黑洞射出長達80萬光年的等離子體。2006年觀測到一股源自繪架座的伽瑪射線暴————它極長的X射射線餘暉在之後差不多兩年還能被探測到。.
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華盛頓雙星目錄
華盛頓雙星目錄或WDS是由美國海軍天文台維護的天文學雙星目錄。這個目錄包括位置、星等、自行和光譜類型，並且收錄了102,387對的雙星 (2006年7月)。這個目錄也包括多星系統。通常，有n顆恆星的多星系統會表示為n-1的恆星對。.
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食 (天文現象)
食或蝕，是一種天文事件，可以是一個天體進入另一個天體的影子，或是從觀測者和另一個天體之間穿越，而造成暫時的遮蔽現象。食是一種朔望的型態。 “食”這個字最常用在日食－月球的影子掠過地球的表面，或月食－月球進入地球的陰影內。然而，這個字眼也可以用在地月系統之外的事件：例如，某行星進入它的一顆衛星所造成的影子內，或是衛星進入它的母行星的陰影內，或是一顆衛星進入另一顆衛星的影子內。在聯星系統，當它的軌道平面和觀察者橫切時，也可能發生食的現象。.
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食雙星
英仙座β星（大陵五），较亮者为主星、较暗者为伴星 食双星（），亦称食变星、光度双星、光变双星、交食双星，是指互相绕行轨道几乎在与观察者视线平面的平行方向、会彼此掩食而造成亮度发生周期性变化的双星系统。交食双星系统由两颗子星组成，一颗较亮的主星与一颗较暗的伴星，在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会彼此掩食（一颗子星从另一颗子星前面通过，如同月亮掩食太阳）而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星系统。 阿拉伯人很早就发现英仙座β星（大陵五）恒星亮度有周期性的变化，当时的天文学理论认为恒星亮度永恒不变，于是用鬼魔来解释亮度变化的现象，为之起名，“魔星”（），意即“食尸鬼”。1783年5月，年仅18岁的荷兰裔英国天文学者约翰·古德利克（）在英国皇家学会发表了英仙座β星亮度光变的交食双星理论。他经过长期的观测，发现英仙座β星的亮度降到原亮度的三分之一时开始增亮，恢复到原亮度后又开始变暗，如此周而复始。他求出英仙座β星的亮度光变周期为2天20小时49分09秒（现代实际值为2天20小时48分56.5秒），并提出亮度光变是由亮度较暗的伴星交食于亮度较高的主星与观察者视线平面的平行方向的前面而造成的。.
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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。.
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軌道傾角
軌道傾角通常是參考平面和另一個平面或軸的方向之間的夾角。軸傾斜的表示法是行星的自轉軸和通過行星的中心垂直於公轉軌道平面的線之間所夾的角度。.
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軌道離心率
在天文動力學，架構在標準假說下的任何軌道都必須是圓錐切面的形狀。圓錐切面的離心率，軌道離心率是定義軌道形狀的重要參數，而且定義了絕對的形狀。離心率可以解釋為形狀從圓形偏離了多少的程度。 架構在標準假說下，離心率（偏心率，e\,\!）是嚴格的定義了圆、椭圆、抛物线和双曲线，並且有如下的數值：.
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都卜勒光譜學
都卜勒光譜學（Doppler spectroscopy），或者是徑向速度量測是以光谱学方式搜尋太陽系外行星。該法是以觀測恆星光譜中譜線的都卜勒效應以尋找是否有行星環繞。 因為距離的關係，從地球上所見的系外行星光度極弱，難以直接觀察，雖然在2004和2005年已有直接觀察到太陽系外行星的聲明。因此必須以間接方式觀測太陽系外行星，因為其母星所受到影響更容易觀察。目前成功的方式包含都卜勒光譜、天體測量、微引力透镜、脈衝星計時法、凌日法。直到2011年9月15日，超過 90% 已知系外行星都由都卜勒光譜學法發現。.
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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.
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木星質量
木星質量（Jupiter mass）是一個主要用於量度行星質量的單位，相等於木星的質量，即1.8986 × 1027 kg，又或 317.83 地球質量。木星質量主要用於量度氣體巨星的質量，例如：太陽系的外行星、或太陽系外行星，亦可用於褐矮星。木星質量的符號是MJ。 在太陽系，以下列出各個外行星若以木星質量作單位時的質量：.
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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：.
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