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劍魚座γ型變星
劍魚γ型變星 是一種由表面非徑向脈動造成亮度變化的變星。這種變星通長是年輕的前端的F或後端的A型主序星，以每天0.1等級的數量級變化。這是一種相對來說較新類型的變星，其特徵在1990年代後半期才首度被注意到，詳細的物理原因和變化還在研究之中這種變星的原型是劍魚座γ。.
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大陵五型變星
大陵五變星或大陵五型雙星是以英仙座β星（中國星名為大陵五）為代表的一種食变星。 當溫度較低的恆星由較熱的恆星前方經過時，會遮蔽後方恆星部份或全部的光，這是這對聯星光度的主極小，所以由地球觀察到的聯星亮度會下降；但稍後，當較熱的恆星經過過較冷恆星前方時，也會造成光度的下降，稱為第二極小或次極小。 由週期，或兩次主極小的時間間隔，是非常規律的，可以測量出聯星的公轉週期，這個時間就是兩顆星在軌道上互相環繞一周的時間。大部分的大陵五型變星是相當接近的雙星，它們的週期都不長，通常都在幾天之內。以知週期最短的是玉夫座VZ (0.145天)，最長的則是御夫座ε，長達9892天（27年）。 大陵五型聯星系統的伴星是球形或略微橢球形，與所謂的天琴座β變星和大熊座W變星有所不同，這兩種變星的伴星都更為靠近，以致於引力會影響到恆星的外型。 通常，這類型的光度變化在一個視星等左右，已知變化最大的是天鷹座V342，光度變化達到3.4等。伴星可以是任何一種光譜類型，但較明亮的都屬於B、A、F或G型光譜。 大陵五型變星的原型是在1669年被Geminiano Montanari發現的英仙座β星，造成變光的機制則在1782年才被约翰·古德利克正確的予以闡明。 已知的大陵五型變星有數千顆，在2003年版的變星總目錄(gcvs)中已經列出了3,554顆，佔總數的9%，一些有趣的大陵五型變星可以在著名的變星列表中查到。.
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天琴座β型變星
天琴β型變星是一種非常靠近的聯星，因為兩顆星的互繞，其中一顆會經過另一顆的前方，因此它們的總光度會週期性的變化。天琴β型變星的兩顆恆星質量都很大（數倍於太陽的質量），都屬於巨星或次巨星。並且兩顆星是如此的靠近，以至於它們的外觀因為強大的重力作用而產生變型：恆星成為橢圓的球體，並且外圍的質量會從其中的一顆恆星流向另外一顆。.
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天龍座BY型變星
天龍座BY型變星通常屬於晚期的K或M型主序星變星。 這個名稱來自這種變星的原型：天龍座BY。由於表面的星斑和恆星的自轉，和色球層上的其它活動，使它們展現出光度上的變化。天龍座BY型變星的亮度波動一般小於0.5視星等，光變曲線週期接近恆星的平均自轉週期，被稱為。在週期內的光變曲線是不規則的，並且從一個週期到下一個週期，在形狀上略有變化。對天龍座BY，週期大約是一個月，而形狀保持相似。 鄰近的K和M型的天龍座BY型變星包括巴納德星、卡普坦星、天鵝座61、羅斯248、拉卡伊8760、拉蘭德21185和魯坦726-8。羅斯248 是被發現的第一顆天龍座BY型變星，傑拉爾德寇倫在1950年辨識出它的變異。天龍座BY本身的變異在1966年才被發現，Sugainov在1973-1976年間對它進行了詳細的研究。 比太陽明亮的南河三，光譜類型為F5 IV/V，也被宣稱是天龍座BY型變星。南河三有兩點異於平常：它正在移出主序星進入次巨星階段；它的核融合反應介於PP燃燒和CNO燃燒，這意味著它的中間有對流層和非對流層。而任何一個理由都可以大於正常的星斑。 有些天龍座BY型變星會出現閃光，而成為另一型變星：鯨魚座UV型變星。同樣的，天龍座BY型變星的光譜（特別是H和K線）類似於獵犬座RS型變星，這是另一種有著活躍色球層活動的變星.
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天潢增一
天潢增一，即御夫座16（16 Aur, 16 Aurigae）是一个位于御夫座的双星系统，距离地球约230光年，视星等为4.552。.
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天潢增二
天潢增二，即御夫座17（17 Aur, 17 Aurigae）或御夫座AR（AR Aurigae）是一颗位于御夫座的双星系统，距离地球约398光年。 天潢增二的两颗成员星蓝白色B-型主序星。它是一颗大陵五变星，平均视星等为+6.15，视星等在+6.15至+6.82之间变化，光变周期为4.13天。.
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天潢三
天潢三，即御夫座14（14 Aur, 14 Aurigae）或御夫座KW是一颗位于御夫座的恒星系统，距离地球约270光年。 八穀六主星是一颗A-型主序星，视星等为5.205。它的伴星资料如下：.
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天潢一
天潢一，即御夫座19（19 Aur, 19 Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约3000光年。 天潢一是一颗A-型亮巨星，视星等为5.047。.
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天潢二
没有描述。
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天潢五
天潢五，即御夫座μ（μ Aur, μ Aurigae）是一个位于御夫座的恒星，距离地球约162光年。 天潢五是一颗白色A-型主序星，视星等为+4.82。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿毕宿的星官天潢第五星，这也是天潢五名字的来由。.
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天潢四
没有描述。
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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」。.
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宇宙距离尺度
宇宙距離尺度（cosmic distance ladder；亦作銀河系外距離尺度，Extragalactic Distance Scale）是天文學家決定天體距離的一系列方法。要對一個天體進行真正「直接」的距離測量，只有在天體與地球之間夠近的情況下才能做到（距離為1000秒差距）。測量距離更遙遠天體距離的技術是奠基在各種已經用近距離天體測量法校正過其相關性的方法。這幾種方法依賴標準燭光，這是一些光度已知的天體。 出現階梯的類比是因為沒有一種方法或技術可以測量天文學的範圍所遇到的所有距離尺度。相反的，一種方法可以用來測量近距離天體的距離，另一種方法可以測量鄰近的中等距離天體，依此類推。每個階梯的梯級提供的資訊，可以用來確定更高的下一個階梯的梯級。.
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座旗增七
御夫座64，又名BD+41 1630，HD 56221、SAO 41679、HR 2753，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.78，位于銀經177.08，銀緯22.11，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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座旗增三
御夫座60，又名BD+38 1636，HD 50037、SAO 59576、HR 2541，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.3，位于銀經177.83，銀緯16.79，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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座旗增一
座旗增一（ψ1Aurigae/御夫座ψ1），是御夫座的一颗恒星。视星等4.91，裸眼观测显得微亮。每年测量的时差数据为0.82，根据这个数据可以推导出距离地球4000光年（1200秒差距）。 由恒星光谱可得座旗增一为一颗M型红巨星。并且座旗增一是一颗亮度变化幅度为0.44的LC型慢不规则变星， 它的质量是太阳的14倍，亮度是太阳的63,579倍，其外大气层有效温度3750K，因此显示出橘红色。.
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座旗增二
御夫座47，又名BD+46 1149，HD 45466、SAO 41130、HR 2338，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.9，位于銀經168.2，銀緯15.95，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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座旗增五
御夫座62，又名BD+38 1656，HD 51440、SAO 59658、HR 2600，是御夫座的一颗恒星，视星等为6，位于銀經178.64，銀緯17.72，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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座旗增八
御夫座66，又名BD+40 1852，HD 57669、SAO 41738、HR 2805，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.19，位于銀經177.67，銀緯23.15，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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座旗七
座旗七是一颗位于北天星座御夫座的恒星。裸眼依稀可见，视星等为+5.20。恒星的年视差为2.38 ± 0.39 mas 。座旗七距离地球大约1370光年（420秒差距），为B型巨星，恒星分类为B8 III。.
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座旗三
座旗三是一颗位于北天星座御夫座的恒星。虽然是暗星，可是裸眼依稀可见，视星等为+5.02。恒星的年视差为10.08 ± 0.33 mas 。座旗三距离地球大约324光年（99秒差距），为K型巨星，恒星分类为K5 III。.
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座旗一
座旗一 (ψ6 Aur, 御夫座ψ6) 是御夫座的一个光谱双星。视星等+5.22，裸眼观测显得微亮。 经测量年视察变化为, 大约距离地球。座旗一的可见部分是K型巨星，其按照恒星分类法分类为K0 III.
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座旗九
御夫座59，又名BD+39 1771，HD 50018、SAO 59571、HR 2539，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.12，位于銀經177.4，銀緯16.91，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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座旗八
御夫座51，又名BD+39 1690，HD 47070、SAO 59316、HR 2419，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.69，位于銀經175.79，銀緯14.54，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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五車一
五車一 (御夫座Iota/ι Aur / ι Aurigae) 是在御夫座內的一顆恆星，它的固有名是Al Kab，是由Kabdhilinan縮短而得，源自阿拉伯文的 الكعب ذي العنان al-kacb ðīl-cinān "握著韁繩的人(馬車的駕駛人，charioteer)"。Geoffrey Chaucer 在他於1391年出版的星盤'Treatise on the Astrolabe中，將這顆恆星標示為Alkab,。在Antonín Bečvář的星圖中，它的傳統名稱是Hassaleh。 五車一是一顆橘色的K-型亮巨星，視星等是+2.69，與地球的距離大約512光年，光度因為星際塵埃的影響而降低了0.6等。 中國的名稱五車一，則是五輛戰車中的第一輛。.
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五車二
五車二 （御夫座α）是御夫座最亮的恆星，也是全天第六亮星，在北半球僅次於大角星和織女星，是北天第三亮星。它的英文名稱源自拉丁文，原意是小山羊。拜耳命名法指定它是α星，縮寫為α Aurigae、α Aur或Alpha Aur。雖然以裸眼看它似乎只是一顆恆星，但它實際上是一個恆星系統，是由4顆恆星組成的兩對聯星。第一對的兩顆暨大且亮，是G-型巨星，每顆的直徑都是太陽的10倍，質量是太陽質量的2.5倍，在很靠近的軌道上互繞著。這兩顆星各自的名稱是五車二Aa和五車二Ab，未來也都會逐漸冷卻和膨脹，演化成為紅巨星。第二對，與第一對相距大約10,000天文單位，且兩顆都是黯淡、低質量、和相對較低溫的紅矮星。它們的名稱分別是五車二H和五車二L，而從C到G和I到K，則是在同一個視野中，但其實毫無關連性的其它恆星Capella HL, T. R. Ayres, pp.
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五车增十
御夫座38，又名BD+42 1473，HD 40801、SAO 40818、HR 2119，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.1，位于銀經169.6，銀緯10.05，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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五车增十七
五车增十七，即御夫座ο（ο Aur, ο Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约482光年。 五车增十七是一颗黄色A-型主序星，视星等为+5.46。.
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五车增十三
御夫座42，又名BD+46 1122，HD 43244、SAO 40999、HR 2228，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.52，位于銀經167.55，銀緯13.89，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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五车增十一
御夫座39，又名BD+42 1477，HD 41074、SAO 40840、HR 2132，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.87，位于銀經169.69，銀緯10.37，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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五车增十二
御夫座43，又名BD+46 1124，HD 43380、SAO 41010、HR 2239，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.38，位于銀經167.66，銀緯13.97，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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五车增十五
五车增十五，即御夫座36（36 Aur, 36 Aurigae）或御夫座V444（V444 Aurigae），是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约1000光年。 五车增十五是一颗B-型主序星，视星等为5.71。.
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五车增十八
五车增十八，即御夫座12（12 Aur, 12 Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星。 五车增十八是一颗B-型主序星，视星等为6.9。.
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五车增十六
五车增十六，即御夫座π（π Aur, π Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约840光年。 五车增十六是一颗红色M-型亮巨星，平均视星等为+4.30。它是一颗不规则变星，视星等在+4.24至+4.34之间变化。.
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五车增十四
御夫座41，又名BD+48 1352，HD 42126、SAO 40924、HR 2175，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.82，位于銀經164.97，銀緯13.95，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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五车增九
五车增九，即御夫座40（40 Aur, 40 Aurigae）是一个位于御夫座的双星系统，距离地球约380光年，视星等为5.588。.
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五车增五
五车增五，即御夫座5（5 Aur, 5 Aurigae）是一个位于御夫座的双星系统，距离地球约170光年。 五车增五的主星是一颗F-型主序星，视星等为5.982。.
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五车增八
五车增八，即御夫座2（2 Aur, 2 Aurigae）是一个位于御夫座的恒星系统，距离地球约560光年，视星等为+4.787。 五车增八的主星是一颗A-型主序星，它有三颗8等的伴星，HIP 22647、HIP 22776和HIP 22744,.
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五车增六
五车增六，即御夫座ω（ω Aur, ω Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约159光年。 五车增六是一颗A-型主序星，视星等为+4.93。.
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五车增四
五车增四，即御夫座6（6 Aur, 6 Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球超过1100光年。 五车增四是一颗K-型巨星，视星等为6.46。.
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五车三
五車三（β Aur/ 御夫座β）是一顆位于御夫座的白次巨星，距離地球約85光年遠。御夫座β是一顆A型白色恆星，相似于織女一、五帝座一和天狼星。御夫座β是一顆次巨星，就表示它的核聚變開始由燒氫轉爲燒氦，已經度過了主序星階段，並且慢慢膨脹成爲一顆巨星如畢宿五。.
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五车四
五车四，即御夫座θ（θ Aur, θ Aurigae）是一个位于御夫座的联星系统，距离地球约173光年。 五车四的主星是一颗白色A-型主序星，视星等为+2.7。它的伴星是一颗黄色G-型主序星，视星等为+7.2，距离主星3.5角秒。五车四还有一颗11等的目视双星五车四C，距离五车四49角秒，它们之间没有任何物理联系，只是恰好在天球中位于同个地方。五车四联星系统的总平均视星等为+2.65，它是一颗猎犬座α²型变星，视星等在+2.62至+2.70之间变化，光变周期1.37天， 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿毕宿的星官五车第四星，这也是五车四名字的来由。在西方，它被称为Bogardus或Mahasim。Mahasim这个名字来自于阿拉伯语المِعْصَم(al-micşam)，意思为“（战车的驾驭者）的腕部”，这个名字和御夫座η（即柱三）分享。.
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井宿增三
御夫座53，又名BD+29 1293，HD 47152、SAO 78571、HR 2425，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.79，位于銀經185.47，銀緯10.17，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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井宿增一
没有描述。
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井宿增五
御夫座54，又名BD+28 1196，HD 47395、SAO 78593、HR 2438，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.03，位于銀經186.24，銀緯10.1，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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井宿增六
御夫座49，又名BD+28 1168，HD 46553、SAO 78524、HR 2398，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.27，位于銀經186.04，銀緯9.13，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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佛蘭斯蒂德命名法
恆星的佛蘭斯蒂德命名法（Flamsteed designations）與拜耳命名法類似，除了以數字取代希臘字母外，每顆恆星還是以數字和拉丁文所有格的星座名稱結合在一起。（參見星座列表列出的星座名稱和所有格的形式） 在每一個星座中，數字起初是隨著赤經的增加而增加，但是因為歲差影響，現在有些地方已經不合規定了。這種命名法最早出現在約翰·佛蘭斯蒂德的《不列颠星表》（Historia coelestis Britannica），是哈雷與牛頓未經約翰·佛蘭斯蒂德同意就在1712年出版的。在約翰·佛蘭斯蒂德過世後，1725年的最後一版，包含了約3,000顆恆星，比過去的星表都要巨大，準確度也更高，但卻略去了佛氏的編號。 這種命名法在18世紀獲得普遍的認同，沒有拜耳名稱的恆星幾乎都會以這種數字來標記，但有拜耳名稱的恆星全部依然繼續沿用舊名，而佛氏編號就幾乎完全被捨棄不用。有些著名的恆星都是使用佛氏編號標示的，例如，飛馬座51（參見太陽系外行星）、天鵝座61（參見視差），都是採用佛氏編號命名的。 當現代的星座界限在草擬時，有些已經有佛氏編號的恆星被分割到沒有被編號過的星座內，或是因為已經有了拜耳的名稱，而省略了編號。但需要特別注意的是佛氏編號只涵蓋到在大不列顛可以看見的星星，因此偏向南天的星座都沒有佛氏編號。（南天的球狀星團杜鵑座47的编号来自约翰·波得；鄰近的波江座82不是佛蘭斯蒂德命名法而是古德命名法的编号。） 在佛蘭斯蒂德的目錄上有些錯誤的記載，例如，佛蘭斯蒂德在1690年記錄了天王星，但他沒有認出那是顆行星，而將他登錄為金牛座34。.
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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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御夫座
御夫座在猎户座和金牛座的北面天区，由一个特别醒目的五边形组成。有一半沉浸在美丽的银河之中。.
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御夫座AB
御夫座AB（AB Aurigae）是一顆位於御夫座的變星。該恆星因為周圍擁有可能存在行星或棕矮星的塵埃盤而聞名，並且可能有軌道半徑較大的亞恆星伴星存在。.
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御夫座AE
御夫座AE (AE Aur)是一顆在御夫座的速逃星；它照亮了火焰之星星雲。 御夫座AE是一顆淺藍色的O-型主序帶的矮星，平均視星等+5.99等。它屬於獵戶型變星，光度在+5.78至+6.08等之間不規則的變化著。它與地球的距離大約1,460光年，可能是兩對聯星集團碰撞時被拋出的一顆速逃星。這次碰撞可能也創造和拋出了天鴿座μ和白羊座53，並且追溯其在200萬年前位於獵戶座星雲的獵戶四邊形星團。.
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御夫座IQ
御夫座IQ，又名BD+33 1008，HD 34452、SAO 57884、HR 1732，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.41，位于銀經172.86，銀緯-2.13，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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御夫座NO
御夫座NO，又名BD+31 1049，HD 37536、SAO 58322、HR 1939，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.11，位于銀經176.9，銀緯0.67，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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御夫座PU
御夫座PU，又名BD+42 1239，HD 34269、SAO 40214、HR 1722，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.48，位于銀經165.38，銀緯2.95，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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御夫座UU
御夫座UU，又名BD+38 1539，HD 46687、SAO 59280、HR 2405，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.29，位于銀經176.52，銀緯13.78，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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御夫座V352
御夫座V352，又名BD+44 1551，HD 50420、SAO 41429、HR 2557，是御夫座的一颗恒星，视星等为6.13，位于銀經172.59，銀緯19.08，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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御夫座WW
御夫座WW，又名BD+32 1324，HD 46052、SAO 59194、HR 2372，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.87，位于銀經181.72，銀緯10.52，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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咸池三
咸池三，即御夫座λ（λ Aur, λ Aurigae）是一个位于御夫座的双星系统，距离地球约41.2光年。.
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咸池一
咸池一，即御夫座ρ（ρ Aur, ρ Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约642光年。 咸池一是一颗蓝白色B-型主序星，视星等为+5.22。它是一颗分光双星。 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿毕宿的星官咸池第一星，这也是咸池一名字的来由。.
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八穀增卅四
御夫座45，又名BD+53 1008，HD 43905、SAO 25681、HR 2264，是御夫座的一颗恒星，视星等为5.36，位于銀經161.14，銀緯17.33，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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八穀一
八穀一，即御夫座δ（δ Aur, δ Aurigae）是一个位于御夫座的双星系统，距离地球约140光年。 八穀一的主星是一颗橙色K-型巨星，视星等为+3.72。它的伴星视星等为+9.7，距离主星115.4角秒。 在中国古代星官系统中，它属于三垣紫微垣的星官八穀第一星，这也是八穀一名字的来由。在印度天文学中，八穀一被称为Prajāpati (प्रजापति), 意思为“造物主”。.
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八穀二
八穀二，即御夫座ξ（ξ Aur, ξ Aurigae）是一颗位于御夫座的恒星，距离地球约241光年。 八穀二是一颗白色A-型主序星，视星等为+4.96。 在中国古代星官系统中，它属于三垣紫微垣的星官八穀第二星，这也是八穀二名字的来由。.
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八穀六
八穀六，即御夫座9（9 Aur, 9 Aurigae）或御夫座V398是一颗位于御夫座的恒星系统，距离地球约86光年。 八穀六主星是一颗F-型主序星，视星等为4.98。它的伴星资料如下：.
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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。.
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獵犬座RS型變星
獵犬RS型變星是變星的一種類型，也是有活躍色球層的密接聯星，並且可以觀察到因此造成的光度變化。通常，這類變星的週期與聯星的互轉周期接近，有些系統的光度變化還顯示出是食雙星，而典型的光度變化只有0.2星等。 史都華(1946年)首先注意到這类变星，但是奧利弗(1974年)才首度定義出獵犬RS型變星在觀測上的特徵與標準，在今天作業上所採用的標準是海爾(1976年)制定的Berdyugina 。 獵犬RS型變星可以分為五種亚型： I.規則系統： 軌道週期在1至14天之間。 溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。 在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 II.短週期系統： 兩顆星是分離的。 軌道週期短於1天。 溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。 其中的一顆或兩顆都有強烈的鈣II H和K發射線。 III.長週期系統： 軌道週期超過14天。 至少有一顆的光譜類型是G到K，並且光度類型為II到IV。 在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 IV.閃光星系統： 溫度較高的伴星光譜類型為dKe或dMe，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 V.金牛座 V471型系統： 溫度較高的伴星是白矮星。 溫度較低的伴星光譜類型是G到K，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 獵犬RS型變星的光度曲線在食的部分之外還呈現出奇特的半週期性的結構，這種結構造成光度曲線上的畸變波浪。伊頓和海爾(1976)確認造成這種畸變波浪最簡單的機制就是星斑，類似於太陽黑子但是更大，使光球活動的溫度降低。已經在許多系統上間接的觀察到星斑。 核心輻射出的鈣II H和K共振譜線出現在色球的活動中，巴耳末線或Hα也與色球層的活動聯繫在一起。經過追蹤，X射線的輻射來自活躍的日冕區域，紫外線和閃焰，類比於太陽，來自於恆星活動和過渡區。這些區域在太陽都是和強烈的磁場活動結合在一起的。 有些獵犬RS型變星是X-射線和無線電波的發射源。這些無線電波的來源是非熱輻射中的同步輻射，並且是磁場存在的少數直接證據之一。X-射線亮度的數量級Lx >> 1024瓦。類比於太陽，這些輻射被解釋為是溫度高達107 K的星冕造成的。.
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猎犬座α²型变星
座α²变星是变星的一种类型，是恒星光谱B8至A7的主序带星。它们有很强的磁场以及硅、锶、铬的谱线。这类变星因为磁场的变化造成0.01至0.1等级的光度波动，周期从0.5到160天不等。 该类变星以位于猎犬座北部的双星之一猎犬座α²命名。其亮度变化为0.14星等，周期为5.47天。 Category:獵犬座 Category:變星.
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盾牌座δ型變星
#重定向 矮造父變星.
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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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聚星
聚星需要由三顆或更多恆星在地球的角度上顯得非常接近對方。這種接近可能只是表面上看來接近，這時聚星便是視覺上的；又或者它們實際上地接近並以引力吸引著對方，這時聚星便是物理上的。, A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (July 1997), pp.
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聯星
聯星是兩顆恆星組成，在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統，尤其是在距離遙遠時，肉眼看見的經常是單一的點光源，要過其它的觀測方法，才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示，一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星（double star）通常被視為聯星的同義詞；然而，雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星，只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置，在視線上幾乎是相同的位置。然而，它們的"雙重性"只取決於這光學效應；恆星本身之間的距離是遙遠的，沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異，可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測，來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要，因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量，而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係（mass-luminosity relationship，MLR）估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的，在這種情況下，它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期，因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術，例如光譜學（聯星光譜）或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上，它與伴星會發生互相食與凌的現象；這樣的一對聯星會被稱為食聯星，或因為它們是經由光度變化被檢測出來的，而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近，將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下，這些接近的聯星系統可以交換質量，可能會帶來它們在恆星演化時，單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1（這是眾所皆知的黑洞）。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星，和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
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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。.
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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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赤纬
赤纬（英文Declination；縮寫為Dec；符號為δ）是天文学中赤道座標系統中的两个坐标数据之一，另一个坐标数据是赤经。赤纬与地球上的纬度相似，是纬度在天球上的投影。赤纬的单位是度，更小的单位是“角分”和“角秒”，天赤道为0度，天北半球的赤纬度数为正数，天南半球的赤纬的度数为负数。天北极为+90°，天南极为-90°。值得注意的是正号也必须标明。 例如，织女星的确切赤纬（曆元2000.0）为+38°47'01"。 在观测者天顶的赤纬与該觀測地的纬度相同。.
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赤经
赤經（英文Right ascension；縮寫為RA；符號為α）是天文學使用在天球赤道座標系統內的座標值之一，通过天球两极并与天赤道垂直，另一個座標值是赤緯。.
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造父变星
造父變星（Cepheid，或）的成員是一種非常明亮的變星，其變光的光度和脈動週期有著非常強的直接關聯性。造父變星是建立銀河和河外星系距離標尺的可靠且重要的標準燭光。 造父變星分成幾個子類，表現出截然不同的質量、年齡、和演化歷史：經典造父變星、第二型造父變星、異常造父變星、和矮造父變星。 造父變星的名稱源自在仙王座的仙王座δ星，在1784年被约翰·古德利克發現是一顆變星。由於是這種類型變星中被確認的第一顆，而它的中文名稱是造父一，因此得名。造父一也是驗證周光關係時特別重要的一顆造父變星，因為他的距離是造父變星中最精確的，這要歸功於它的成員都在星團之中de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A.（1999）.
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HAT-P-9
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HAT-P-9b
HAT-P-9b是一颗位于御夫座、距离地球约1560光年的系外行星。该行星于2008年6月26日被发现。其质量为木星的78%，半径为木星半径的1.4倍。和所有的凌星行星——除了HD 17156b——一样，该行星也属于热木星，这意味着这颗巨行星的轨道十分接近其母星，平均距离仅为790万公里，其轨道周期仅为3.92地球日。.
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HD 35519
HD 35519，又名BD+35 1102，SAO 58029、HR 1794，是一颗御夫座的恒星，视星等为6.15，位于銀經172.38，銀緯0.18，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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HD 40979
HD 40979是一颗御夫座中的黄白矮星，距离我们大约109光年。这颗恒星是一个多星系统的成员，它有一颗自行相同的距离约6400天文单位伴星HD 40979B，而后者自己又有一颗距离约129天文单位的伴星（HD 40979C），使得这个系统成为三星系统。 截止2002年，有一颗已知的太阳系外行星围绕HD 40979A公转。.
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HD 40979 b
HD 40979 b是一顆環繞恆星 HD 40979 的太陽系外行星。該行星的發現是被利克天文台和凱克天文台偵測到，再經由費爾伯恩天文台以測光觀測發現到 HD 40979 有少許的亮度變化而確認。該行星可能是氣體巨行星，由黛布拉·費希爾等人發現於2002年。.
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HD 41429
HD 41429，又名BD+29 1112，SAO 77958、HR 2146，是一颗恒星，视星等为6.08，位于銀經181.78，銀緯4.2，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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HD 43691
HD 43691是一颗G-型恒星，星等为+8.03。它位于大约260光年以外的御夫座中。这颗黄矮星的核心将要热核氢聚变，最终将会膨胀成一颗红巨星。.
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HD 43691 b
HD 43691 b是一顆距離地球約304年的太陽系外行星，位於御夫座，屬於類木行星。目前因為不知道它的軌道傾角，只能得知其質量下限。該行星與母恆星的距離小於太陽和水星的距離。.
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HD 45350
HD 45350是一颗8等恒星，位于大约160光年之外的御夫座中。这是一颗黄次巨星（光谱分类 G5 IV），也就是一颗内部已结束氢核聚变的类太阳恒星。尽管它温度稍低，但不考虑它的次巨星状态的话它的光度高一些。然而，这颗恒星已经很老了，将很快开始膨胀，成为一颗红巨星。.
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HD 45350 b
HD 45350 b是一顆距離地球約160光年的系外行星，位於御夫座。該行星的質量下限是木星的1.79倍。它的軌道半長軸超過了火星軌道，但軌道離心率相當大，與母恆星的近拱點接近水星與太陽距離，但遠拱點距離卻是近拱點距離的8倍，因此可預期該行星上季節變化相當劇烈。 橫跨1000萬年的行星系統動態模擬顯示，可能有另一顆低質量行星在只有距離不到母恆星0.2天文單位距離的狀況下可以穩定存在。在模擬中，這些行星造成的共振可讓軌道離心率變化，最高可達到0.25。徑向速度觀測排除了質量超過4倍海王星的行星存在。.
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HD 49674
HD 49674是一颗8等G-型主序星（光谱分类 G5V），位于大约144光年之外的御夫座中。它的质量与我们的太阳很接近。它有一颗近些年发现的行星。.
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HD 49674 b
HD 49674 b是一顆距離地球約134光年的系外行星，位於御夫座，母恆星是 HD 49674。該行星發現於2002年，是距離母恆星非常近的氣體巨行星，公轉週期只有4.95日。.
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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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M38
M38（NGC 1912）是一個疏散星团，亮度接近+6，使用双筒望远镜很容易观测。它看上去都相当圆，呈星云状。M38与M36类似，但更大一些（20弧分），包含的恒星也更多（使用6英寸／15厘米望远镜观测，可以看见至少100颗恒星）.
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NGC 1893
NGC 1893 是御夫座的一個星系。.
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NGC 1907
NGC 1907是一個距離地球4,500光年的疏散星團。它大約包含30顆年齡超過5億歲的恆星，視星等為8.2等，是御夫座可見的一部分。.
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柱七
没有描述。
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柱三
没有描述。
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柱一
没有描述。
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柱二
没有描述。
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柱五
没有描述。
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柱八
没有描述。
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柱六
没有描述。
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柱四
没有描述。
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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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恆星亮度列表
亮星之所以亮是因为它们的光度较高且/或离地球距离较近。以下是在可见光波段从地球看起来视星等亮于+2.5的恒星列表。由于随着视星等的增加，可观测恒星的数目将大大增加，因此此处只列出前100颗。实际上，整个天空亮过视星等+11的恒星几乎都记录在案了，对更暗天体的探索也在持续之中。 相較之下，太陽系中非恆星的天體最亮光度在視星等+2.50等以下有月球（-12.7）、金星（-4.6）、木星（-2.9）、火星（-2.9）、水星（-1.9）、土星（-0.2）。 以下列表中的恆星視星等無法準確判定有如下原因：.
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星座
弗雷德里克·德·威特在1670年绘制的星座图 星座是指天上一群群的恒星组合。自从古代以来，人类便把三五成群的恒星与他们神话中的人物或器具联系起来，称之为“星座”。星座几乎是所有文明中确定天空方位的手段，在航海领域应用颇广。对星座的划分完全是人为的，不同的文明对于其划分和命名都不尽相同。星座一直没有统一规定的精确边界，直到1930年，國際天文學聯合會为了统一繁杂的星座划分，用精確的邊界把天空分為八十八個正式的星座，使天空多数恆星都屬於某一特定星座。這些正式的星座大多都以中世紀傳下來的古希臘傳統星座為基礎。与此相对地，有一些广泛流传但是沒有被认可为正式星座的星星的组合叫做星群，例如北斗七星（参见恒星统称列表）。 在三維的宇宙中，這些恆星其實相互間不一定有實際的關係，不過其在天球這一個球殼面上的位置相近，而其实它们之间可能相距很远。如果我们身处银河中另一太阳系，我们看到的星空将会完全不同。自古以來，人们对于恆星的排列和形狀很感興趣，並很自然地把一些位置相近的星聯繫起來組成星座。.
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星座恒星列表
了太阳之外，所有的恒星都属于国际天文联合会（IAU）划分的某一个星座。虽然IAU只划分了88个星座，但实际上整个天空被划分为89个不规则的形状，因为巨蛇座被划分为两部分：西边的巨蛇头（Serpens Caput）和东边的巨蛇尾（Serpens Cauda）。 唯一不属于任何星座的恒星是太阳。太阳在一年内沿着黄道穿过13个星座：12个黄道星座和蛇夫座。.
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拜耳命名法
拜耳命名法（Bayer designation）是一種恆星命名法，它以一個希臘字母做前導，後面伴隨著拉丁文所有格的星座名稱。拜耳命名的原始清單載有的恆星共有1,564顆。 德國天文學家約翰·拜耳於1603年在他的星圖《測天圖》（Uranometria）中，首先有系統的為許多亮星命名。拜耳在他的星圖上，使用小寫的希臘字母，像是α、β、γ、等等為前導，分配給星座中的每一顆星，再與恆星所在星座的拉丁文所有格結合，組成恆星的名字（參見所有格的星座列表，在中文則是字母跟隨在星座名稱之後）。例如，畢宿五命名為金牛座α，它的意思就是在金牛座排序為第一顆的恆星。 單一個星座可能包含50顆甚至更多的恆星，但是希臘字母只有24個，當這些字母用完之後，拜耳開始使用小寫的拉丁字母：因此便會有船底座s和半人馬座d等名稱。在星星數量極多的星座內，拜耳最終使用到大寫的拉丁字母，像是天蝎座G和船帆座N。拜耳使用的最後一個大寫字母是Q。.
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