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史匹哲太空望遠鏡
斯皮策空间望远镜（Spitzer Space Telescope，缩写为SST），是美國國家航空暨太空總署2003年发射的一颗红外天文卫星，是大型轨道天文台计划的最后一台空间望远镜。.
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大气层
大氣層，均源自及也許是一層受到重力吸引聚攏在擁有巨大質量天體周圍的氣體，而如果重力夠大且氣體的溫度夠低，就能長期保留住。有些行星擁有許多不同的主要氣體，並且有非常深厚的大氣（參見氣體巨星）。 恆星大氣層這個名詞描述的是恆星外面的區域，典型的範圍是從不透明的光球開始向外的部份。相對來說是低溫的恆星，在它們外面的大氣層也許可以形成複合的分子。地球大氣層，不僅包含有多數有機體呼吸所使用的氧和植物與海藻和藍綠藻行光合作用所使用的二氧化碳，也保護生物的基因免於受到太陽紫外線輻射的傷害。它目前的組成是古大氣層生活在其中的有機體經過數億年的生物化學修改後的結果。.
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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」。.
太陽系外行星百科
太陽系外行星百科是一個天文學網站，由在法國巴黎的默東天文臺任職的天文學家於1995年成立，該網站建制了完整的已知的以及尚待確認的系外行星。該網站頻繁地依據會議或期刊所發佈的最新數據更新網站資料。 在該網站中，每顆行星均以一個單獨的頁面刊載其基本數據，並附上了其母星的資料，如距離、光譜類型、視星等、質量、半徑、發現年份、半長軸、公轉週期、傾角等屬性，並註明引用來源。該網站提供了多種語言版本，包含英文、法文、德文、西班牙文、葡萄牙文、義大利文、波蘭文、波斯文。 由於天文學界對行星、棕矮星的定義尚無定論，也未能確認兩者之間的明確的分野，且天文學對遠方天體的質量計算時常存在不小的誤差，該百科遂決定將收錄的候選行星質量範圍向上擴展。截至2011年6月, 該網站的目標是收錄25倍木星質量以下的清單，而較早前的目標是收錄20倍木星質量以下。假若錄入的星體後來被證實不為系外行星，則會從清單中撤銷。 太陽系外行星百科是一個受信賴的行星清單，論文、大眾媒體以及SIMBAD皆以該百科網站作為參考來源。.
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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。.
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引力
重力（Gravitation或Gravity），是指具有质量的物体之间相互吸引的作用，也是物体重量的来源。 引力与电磁力、弱相互作用力及强相互作用力一起构成自然界的四大基本相互作用。在这四种基本相互作用中，引力是最弱的一种，但同时也是一种长程有效作用力。在现代物理学中，引力一般由广义相对论来精确描述，认为引力反映了物体的惯性在弯曲时空中的表现。而经典力学中的牛顿万有引力定律则是对引力在通常物理条件下的极好的近似描述。 在地球上，地球对地面附近物体的万有引力赋予了物体的重量，并使物体落向地面。在宇宙中，引力让物质聚集而形成天体，同时也让天体之间相互吸引，形成按照轨道运转的天体系统。此外，月球以及太陽对地球上海水的引力，形成了地球上的潮汐。.
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。.
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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。.
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）。.
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。.
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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。.
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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。.
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红外线
红外线（Infrared，简称IR）是波长介乎微波与可见光之间的电磁波，其波長在760奈米（nm）至1毫米（mm）之間，是波長比紅光長的非可見光，對應頻率約是在430 THz到300 GHz的範圍內。室溫下物體所發出的熱輻射多都在此波段。 红外线是在1800年由天文學家威廉·赫歇爾發現，他發現有一種頻率低于紅色光的輻射，雖然用肉眼看不見，但仍能使被照射物體表面的溫度上昇。太陽的能量中約有超過一半的能量是以红外线的方式進入地球，地球吸收及發射紅外線輻射的平衡對其氣候有關鍵性的影響。 當分子改變其旋轉或振動的運動方式時，就會吸收或發射紅外線。由紅外線的能量可以找出分子的振動模態及其偶極矩的變化，因此在研究分子對稱性及其能態時，紅外線是理想的頻率範圍。紅外線光譜學研究在紅外線範圍內的光子吸收及發射。 红外线可用在軍事、工業、科學及醫學的應用中。紅外線夜視裝置利用即時的近紅外線影像，可以在不被查覺的情形下在夜間觀察人或是動物。紅外線天文學利用有感測器的望遠鏡穿透太空的星塵（例如分子雲），檢測像是行星等星體，以及檢測早期宇宙留下的紅移星體。紅外線熱顯像相機可以檢測隔絕系統的熱損失，觀查皮膚中血液流動的變化，以及電子設備的過熱。红外线穿透云雾的能力比可见光强，像紅外線導引常用在飛彈的導航、熱成像儀及夜視鏡可以用在不同的應用上、红外天文学及遠紅外線天文學可在天文學中應用红外线的技術。.
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美国国家航空航天局
美國國家航空暨太空總署（National Aeronautics and Space Administration，縮寫为NASA）是美国联邦政府的一个独立机构，负责制定、实施美国的民用太空计划、與开展航空科學暨太空科學的研究。1958年7月29日，美国总统艾森豪威尔签署了《美国公共法案85-568》，创立了國家NASA航空和太空管理局，取代了其前身美國國家航空諮詢委員會（NACA）。於1958年10月開始運作。自此，美國國家航空暨太空總署負責了美國的太空探索，例如登月的阿波羅計劃，太空實驗室，以及隨後的航天飞机。自2006年2月，美国国家航空航天局的愿景是“開拓未來的太空探索，科學發現及航空研究”。美国国家航空航天局的使命是“理解并保护我们依賴生存的行星；探索宇宙，找到地球外的生命；启示我们的下一代去探索宇宙”。在太空计划之外，美国国家航空航天局还进行长期的民用以及军用航空航天研究。美国国家航空航天局被广泛认为是世界范围内太空机构中執牛耳者。美國國家航空暨太空總署透過地球觀測系統提升對地球的了解，透過太陽科學研究計劃精進太陽科學。美國國家航空暨太空總署注重於利用先進的機械任務探索太陽系中的的所有天體並利用天文觀測台及相關計劃研究天體物理學中的主題，例如大爆炸理論。美國國家航空暨太空總署與許多美國國內及國際的組織分享其研究數據。.
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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
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。.
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。.
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.
鲸鱼座
魚座是南天的一個星座，其名取於希臘神話中的海怪刻托（Cetus）。其鄰近的星座有寶瓶座、雙魚座和波江座 。.
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钠
钠（Natrium，化学符号：Na）是一种化学元素，它的原子序数是11，相对原子质量为23。鈉单质不會在地球自然界中存在，因為鈉在空氣中會迅速氧化，並與水產生劇烈反應，所以常見於化合物中，元素狀態的鈉通常以特殊物質（如石蠟、煤油）保存，以防與空氣中的水份或氧氣產生化合物。.
恒星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.
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).
太陽系外行星和次棕矮星 · 棕矮星和次棕矮星 ·
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。.
氣體巨星
#重定向 氣態巨行星.
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氦
氦（Helium，舊譯作氜）是一种化学元素，其化学符号是He，原子序数是2，是一种无色的惰性气体，放电时发橙红色的光。在常温下，氦是一种极轻的无色、无臭、无味的单原子气体。氦在空氣中含量較少，但在宇宙中是第二豐富的元素，在银河系佔24％。.
木星
|G1.
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。.
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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。.
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摄氏温标
摄氏温标是世界上普遍使用的温标，符号为°C，属于公制单位。 摄氏温标的规定是：在标准大气压，纯水的凝固点（即固液共存的温度）為0°C，水的沸點為100°C，中間劃分為100等份，每等份為1°C。.
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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.
2M1207b
2M1207b是一顆圍繞棕矮星2M1207的太陽系外行星，距離地球大約為170光年，位於半人馬座。2M1207b也是第一顆以直接攝影法發現的系外行星，是由Gael Chauvin所領導的歐洲南天天文台觀測團隊在2004年9月於智利使用帕瑞納天文台的甚大望遠鏡所發現的A giant planet candidate near a young brown dwarf.
上面的列表回答下列问题
- 什么太陽系外行星和棕矮星的共同点。
- 什么是太陽系外行星和棕矮星之间的相似性
太陽系外行星和棕矮星之间的比较
太陽系外行星有164个关系，而棕矮星有124个。由于它们的共同之处31，杰卡德指数为10.76% = 31 / (164 + 124)。
参考
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