比浏览器更快的访问！
172 关系: A型主序星，势能，原恆星，半人马座，半径，半長軸，十字架二，卡斯特里，南半球，南十字座，南門二，南河三，口徑，双子座，双筒望远镜，塔圖因，多普勒效应，大犬座，大熊座，大陵五，大陵五佯謬，大气层，天体物理学，天体测量学，天琴座，天狼星，天體，天鷹座104，天鷹座107，天鹅座β，天鵝座61，天鵝座X-1，天文学家，天文學，天文与天体物理学报，天文單位，太陽，太陽系外行星，夜幕低垂，外层空间，威廉·赫歇爾，寶瓶座R，密度，密接聯星，小犬座，少衛增八，巨蛇座NN，巨星，中子星，主序星，...，三合星，三体 (小说)，三体问题，三角座星系，三角函数，下台二，乔治·卢卡斯，仙女座星系，传质，伽利略·伽利莱，引力，引力透镜，开普勒定律，位置角，御夫座，徑向速度，心宿二，地球大气层，北河二，北斗七星，圆，刘慈欣，哈勃空间望远镜，凌 (天體)，共生變星，光度，光球，光變曲線，克卜勒太空望遠鏡，B型主序星，碳氮氧循環，科学，科幻小說，秒差距，第谷·布拉赫，简并态物质，紅矮星，约翰内斯·开普勒，美国国家航空航天局，美国海军天文台，絕對星等，生物圈，物理学，物质，牛顿万有引力定律，白矮星，聚星，適居帶，聯星系統，華盛頓雙星目錄，行星，行星状星云，食 (天文現象)，食雙星，馬腹一，角动量，角度，角分辨率，视差，视星等，高光度藍變星，譜線，變星，質心，质量，超巨星，超新星，軌道，軌道傾角，軌道運動，軌道離心率，軌道根數，黑洞，辐射，錢德拉塞卡極限，開陽 (恆星)，银河系，脉冲星，自行，英仙座，離心率，電磁輻射，雙星，週期，HD 30453，Ia超新星，Microsoft PowerPoint，PSR B1620-26，SN 1572，X射线天文学，X射线联星，柱一，极坐标系，恒星，恒星光谱，恆星大氣層，恆星亮度列表，恆星形成，恆星系統，恆星黑洞，恆星演化，核聚变，椭圆，標準燭光，次巨星，正弦曲線，比邻星，氢，气体，沃爾夫-拉葉星，洛希瓣，渐台二，温度，激變變星，望远镜，星群，星风，海山二，新星，数学，拜耳命名法，拉格朗日点。 扩展索引 (122 更多) »
A型主序星
A型主序星(AV星)是光譜為A，亮度為V，在主序帶（氫燃燒）上恆星。這些恆星的定義是在恆星光譜类型A和光度级V。恆星光譜上有強烈的氫的巴耳末吸收譜線 ，它們的質量從太陽的1.4倍至2.1倍太陽質量，表面溫度在7,600至10,000K 。 明亮的和附近的A型主序星的例子包括牛郎星(A7 V)、天狼星A(A1 V)和織女星(A0 V)。.
势能
势能（Potential Energy），亦稱--，是储存于一物理系统内的一种能量，是一个用来描述物体在保守力场中做功能力大小的物理量。保守力作功与路径无关，故可定义一个仅与位置有关的函数，使得保守力沿任意路径所做的功，可表达为这两点函数值的差，这个函数便是势能。 从物理意义上来说，势能表示了物体在特定位置上所储存的能量，描述了作功能力的大小。在适当的情况下，势能可以转化为诸如动能、内能等其他能量。.
原恆星
原恆星是在星際介質中的巨分子雲收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於金牛T星的形成，然後就發展進入主序帶。這個階段由金牛T風－一種恆星風的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。 觀測顯示巨型分子雲總體上近似在維里平衡的狀態，星雲中的重力束縛能被星雲中構成分子的動能平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂它的平衡狀態，干擾的例子可以是來自超新星的震波；星系內旋臂的密度波，或是與其他雲氣的接近或碰撞。無論擾動的來源是何種，只要夠大就可能在雲氣內特定的地區造成重力大於熱動能的重力變化。 英國的物理學家詹姆士·金斯曾詳細的討論過上述的现象。他能顯示，在適當的情況下，一團雲氣或其中的一部分，將開始如上所述的收縮。他導出了一條公式可以計算雲氣所需要的大小和質量，以及在重力收縮開始前的溫度和密度。這個臨界質量就是所知的金斯質量，可以由下式得到： 此處 n是特定區域的密度，m是在雲氣內氣體平均的質量，而T是氣體的溫度。.
半人马座
半人马座（Centaurus）是一个巨大的明亮星座，它拥有两颗一等大星，半人马座α星和半人马座β星。半人马座区域内有各种令人感兴趣的天体。.
半径
在一个圆中，从圆心到圆周上任何一点所连成的线段称为这个圆的半径，同时，这个线段的长度（也就是圆心到圆上任意一个点的距离）也被称为半径；在数学裡常以r来表示作为长度的半径。.
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。.
十字架二
十字架二（α Cru / 南十字座α）是南十字座內最亮的恆星，也是夜空中第13亮的恆星，視星等0.77。在西方稱為Acrux。 十字架二是出現在澳洲和紐西蘭國旗上的南十字座五顆星中之一，他也出現在巴西國旗上的南十字座內，與旗幟上的26顆星各自分別代表一個州，他代表的是聖保羅州（São Paulo）。 十字架二的位置大約在南緯60°，要在北回歸線以南的地區才能看見。儘管如此，由於地球的晃動，古印度的天文學家稱他為三炫谷（Tri-shanku），古老的印度梵文也以代表吉祥的萬字符號（卍）代表南十字座。在梵文，以意思是非常穩定的Dhruva稱呼北極星，而以意義是不穩定或非常糟糕的Tri-shanku和神話故事來稱呼南十字二，以隱喻其難以捉摸的運動。其實十字架二只是南十字座簡單組合中的一顆星，他是最南邊的一顆亮星，比半人馬座的南門二（半人馬座α）更為偏南。 十字架二是一個距離太陽系320光年遠的三合星系統，但以目視觀測只能分辨出兩顆星。α1和α2之間相距只有4弧秒。α1的光度是1.40等，α2是2.09等，兩顆星都是高溫的B型星（接近O型星），表面溫度分別是28,000和26,000K，個別的亮度分別是太陽的25,000和16,000倍。α1和α2的軌道周期非常長，使得這兩顆星看起來幾乎是靜止不動。由兩顆星最小的距離只有430天文單位估計，軌道周期有1,500年之久，而且可能還會更長。 α1本身還是一顆光譜聯星，兩者的質量分別是太陽的14倍和10倍，以76天的周期在相距1天文單位的距離上互繞。α2和更亮的伴星α1的質量建議這些恆星有一天將會成為超新星。α1比較暗的那一顆伴星，將會成為大質量的白矮星繼續他的餘生。 有一顆距離十字架二三合星系統90弧秒的B型次巨星，可能會對十字架二產生重力上的影響。然而，如果他確實在十字架二的附近，相較於他的光譜類型，光度就顯得太暗了。所以他可能只是一顆光學雙星，與太陽系的距離可能是十字架二的兩倍，也就是與十字架二的距離像太陽系一樣遠。.
卡斯特里
卡斯特里（Castries，IPA讀音：/'kæstriːz/）是加勒比海島國圣卢西亚的首都，面积79平方公里，人口61,341人（2001年）。.
南半球
南半球（Southern Hemisphere）是指赤道以南的半个地球。 南半球主要包括的地區有亚洲印度尼西亞南部、非洲中部及南部、大洋洲絕大部分、南美洲大部分、南極洲全部。 在南半球，夏季为12月至2月，冬季为6月至8月，与北半球四季相反。 南半球的海洋有南太平洋、南大西洋、印度洋。 由于南半球的海洋面积更多地大于陆地面积，除了南极洲的极度寒冷外，南半球的气候相对北半球的气候要温和些。也因为如此，再加上气流多东西环流，南半球的污染要比北半球少很多。 在南半球，朝北向阳。.
南十字座
南十字座（Crux，）或稱十字架座，位於半人馬座和蒼蠅座之間，是全天88個星座中最小，但最有特色的一個。它的英文名稱源自拉丁文的十字，它的造型就以十字形為主，在北回歸線以南的地方皆可看到整個星座，因此被稱為南十字，以與北十字（天鵝座的中心部分）有所區別。.
南門二
南門二（α Cen、半人馬座α）位於天空南方的半人馬座，英文名Alpha Centauri或Toliman，雖然肉眼分辨不出來，不過南門二實際上是一個三合星系統，其中一顆恆星是全天空第4明亮的恆星。不過因為其中兩顆恆星距離過近，肉眼無法分辨出來，所以它們的綜合視星等為-0.27等（超過第3亮的大角星），絕對星等為4.4等。南門二也作為南十字星座最外圍的指引而聞名，因為南十字星座的位置太過南邊，所以大部分的北半球都看不到。傳聞當年鄭和下西洋，就是用它來指引方向。 南門二是距離太陽最近的恆星系，只有4.37光年（約277,600天文單位）。比鄰星（Proxima Centauri）通常被認為是這個恆星系的成員，距離太陽只有4.24光年。因為南門二距離地球相對較近，所以在關於星際旅行的冒險小說中，理所當然將它當成「第一個停靠港口」，並預測在人口爆炸時甚至會對這個恆星系進行開發與殖民活動。這些觀點通常也在科幻小說與電子遊戲中出現。 2016年8月24日ESO（欧洲南方天文台）发布了他们的新发现——一颗位于比邻星附近的类地行星。.
南河三
南河三（α CMi / 小犬座α / 小犬座10）是小犬座內最亮的恆星，在亮星表中排名在前十名之內（第七或第八）。 在西方，他的名稱源自希臘προκύον（prokúon），Procyon的意思為"在狗的前方"，因為在古代它在大犬座的天狼星之前出現在天空（雖然它的赤經值較大，但他的赤緯值較北，所以在北半球的緯度上它會比天狼星早些出現在地平線上。不過，由於歲差，這種現象從一千多年前開始已經改變，變成「在狗的後方」）。有關這兩顆犬星的古老文學可以追溯到巴比倫和埃及。 南河三也是冬季大三角的頂點之一，另外兩顆是大犬座的天狼星與獵戶座的參宿四。 南河三也是鄰近太陽系和地球的恆星，在近距離恆星表中，列出的距離是11.41光年（3.5秒差距，距離排名第13）。 與天狼星相同，它也是聯星—主星（南河三A）也有一顆黯淡的白矮星作為伴星（南河三B），與另一顆魯坦星（距離排名第22）的距離僅有1.11光年（0.34秒差距）。.
口徑
口徑常用在表示管狀火器與彈藥，或者是其他圓柱形武器，譬如火箭或者是飛彈的直徑大小上。口徑大小的差異往往也代表武器或者是彈藥的重量與能夠產生的威力。.
双子座
双子座（Gemini，天文符号：♊）黄道带星座之一，面积513.76平方度，占全天面积的1.245%，在全天88个星座中，面积排行第三十位。双子座中亮于5.5等的恒星有47颗，最亮星为北河三（双子座β），视星等为1.14。每年1月5日子夜双子座中心经过上中天。 1781年，英国天文学家威廉·赫歇尔和他的妹妹卡罗琳·赫歇尔在双子座H附近发现天王星。1930年，美国天文学家汤博在双子座δ附近發现冥王星。美国的双子星座计划就是以双子座来命名的。.
双筒望远镜
双筒望远镜（或直接簡稱雙筒鏡，也稱之為野外鏡）是将两个相同的或者镜像对称的望远镜并排連在一个架子上使得它们始终对准同一方向而制成的望远镜。使用者可透过它同时以双眼观察远处景象。双筒望远镜比单筒望远镜提供更高的深度和距离感。雙筒鏡也可以成由兩個短的折射望遠鏡組合，用於觀看遙遠目標的設備。 最常见的双筒望远镜的大小正好适合双手托拿，它包括内部的反射系统，这个系统可以缩短望远镜的长度，使它短于透镜的焦距。此外它还可以增大物镜之间的距离来改善深度感。所有常见的双筒望远镜是伽利略式的，或者使用稜镜来呈现一个正像。 大的双筒望远镜比较重，不易稳定地拿住，因此一般被固定在三腳架上或其它支柱上。在第二次世界大战中美国制造过非常大的（10吨），其物镜的距离相当远的（15米）大型双筒望远镜来确定25公里以外的海上目标的距离。目前世界上最大的双筒望远镜是位于美国亞利桑那州的大雙筒望遠鏡（Large Binocular Telescope，LBT）。.
塔圖因
#重定向 塔图因.
多普勒效应
多普勒效应是波源和观察者有相对运动时，观察者接受到波的频率与波源发出的频率並不相同的现象。远方急驶过来的火车鸣笛声变得尖细（即频率变高，波长变短），而离我们而去的火车鸣笛声变得低沉（即频率变低，波长变长），就是多普勒效应的现象，同樣現象也發生在私家車鳴響與火車的敲鐘聲。 这一现象最初是由奥地利物理学家多普勒1842年发现的。荷兰气象学家拜斯·巴洛特在1845年让一队喇叭手站在一辆从荷兰乌德勒支附近疾驶而过的敞篷火车上吹奏，他在站台上测到了音调的改变。这是科学史上最有趣的实验之一。 多普勒效应从19世纪下半叶起就被天文学家用来测量恒星的视向速度。现已被广泛用来佐證观测天体和人造卫星的运动。.
大犬座
大犬座（Canis Major）是一个位于天球南部的星座，是现代88个星座和托勒密定义的48个星座之一。它在拉丁文中的名字是大犬（great dog），与之对应的是小犬（lesser dog），分别指大犬座和小犬座。此外，银河经过了大犬座区域，其边界内有好几个疏散星团，最著名的是M41。 大犬座内有天狼星，由于其距离太阳系较近（8.6光年），并且自身也具有一定亮度（绝对星等1.42），因此是地球上夜空中最亮的恒星。相比之下，该星座内其他较亮的恒星则是距离较远的高亮度恒星。 视星等为1.5的弧矢七（大犬座ε）是大犬座内第二亮的恒星，也是夜空中最强的极紫外辐射来源。 接下来较亮的是视星等为1.8的黄-白F型超巨星弧矢一（大犬座δ），视星等为2.0的蓝-白巨星军市一（大犬座β），视星等为2.4的蓝白超巨星弧矢二（大犬座η），视星等为3.0的白色光谱联星孙增一（大犬座ζ）。 该星座内还有红色特超巨星大犬座VY，是已知的最大的恒星之一，而同样位于该星座内的中子星 半径仅为5公里。.
大熊座
大熊座是一个星座，在北半球的大部分常年可见。.
大陵五
大陵五（英仙座β）是英仙座內一顆明亮的恆星，也是一對著名的食雙星。他不僅是被發現的第一對食雙星，更是第一顆被發現的非超新星變星。大陵五的視星等很規律的在2天20小時又49分的週期內在2.1～3.4等之間變化。另外，在研究恆星演化的過程中，發現大陵五較小質量的伴星較先演變，與較大恆星生命週期較短的理論不符，這就是“大陵五佯謬”的問題。.
大陵五佯謬
大陵五佯謬，是恆星天文學中聯星成員的演化似乎與確定的恆星演化理論背道而馳的現象。這些演化理論的一個基本論點是恆星的演化取決於恆星的質量：質量越大的恆星，演化得越快，也越先離開主序帶，進入次巨星或巨星的階段。 在大陵五和其它聯星的情況下，我們觀察到完全不一樣的東西：質量較小的恆星已經是次巨星，而質量較大的恆星仍然停留在主序帶。起初，這似乎是矛盾的，因為聯星的成員被認為是大約同時形成的，所以有著相似的年齡。所以離開主序帶的應該是質量較大的恆星，而不是質量較小的恆星。 解決這個悖論的是，在事實上許多的聯星，在它們這兩顆恆星之間有著物質的傳輸，擾亂了正常的恆星演化程序。隨著流動的進行，即使有了質量的改變，恆星演化的階段仍然持續進行。最後，原本質量比較多的恆星儘管失去了比伴星更多的質量，然然會先進入演化的下一階段。.
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。.
天体物理学
天體物理學，又稱「天文物理學」，是研究宇宙的物理學，這包括星體的物理性質（光度，密度，溫度，化學成分等等）和星體與星體彼此之間的交互作用。應用物理理論與方法，天體物理學探討恆星結構、恆星演化、太陽系的起源和許多跟宇宙學相關的問題。由於天體物理學是一門很廣泛的學問，天文物理學家通常應用很多不同的學術領域，包括力學、電磁學、統計力學、量子力學、相對論、粒子物理學等等。由於近代跨學科的發展，與化學、生物、歷史、計算機、工程、古生物學、考古學、氣象學等學科的混合，天體物理學目前大小分支大約三百到五百門主要專業分支，成為物理學當中最前沿的龐大領導學科，是引領近代科學及科技重大發展的前導科學，同時也是歷史最悠久的古老傳統科學。 天體物理實驗數據大多數是依賴觀測電磁輻射獲得。比較冷的星體，像星際物質或星際雲會發射無線電波。大爆炸後，經過紅移，遺留下來的微波，稱為宇宙微波背景輻射。研究這些微波需要非常大的無線電望遠鏡。 太空探索大大地擴展了天文學的疆界。太空中的觀測可讓觀測結果避免受到地球大氣層的干擾，科學家常透過使用人造衛星在地球大氣層外進行紅外線、紫外線、伽瑪射線和X射線天文學等電磁波波段的觀測實驗，以獲得更佳的觀測結果。 光學天文學通常使用加裝電荷耦合元件和光譜儀的望遠鏡來做觀測。由於大氣層的擾動會干涉觀測數據的品質，故於地球上的觀測儀器通常必須配備調適光學系統，或改由大氣層外的太空望遠鏡來觀測，才能得到最優良的影像。在這頻域裏，恆星的可見度非常高。藉著觀測化學頻譜，可以分析恆星、星系和星雲的化學成份。 理論天體物理學家的工具包括分析模型和計算機模擬。天文過程的分析模型時常能使學者更深刻地理解箇中奧妙；計算機模擬可以顯現出一些非常複雜的現象或效應其背後的機制。 大爆炸模型的兩個理論棟樑是廣義相對論和宇宙學原理。由於太初核合成理論的成功和宇宙微波背景輻射實驗證實，科學家確定大爆炸模型是正確無誤。最近，學者又創立了ΛCDM模型來解釋宇宙的演化，這模型涵蓋了宇宙暴胀（cosmic inflation）、暗能量、暗物質等等概念。 理論天體物理學家及實測天體物理學家分別扮演這門學科當中的兩大主力研究者，兩者專業分工。理論天體物理學家通常扮演大膽假設的研究者，理論不斷推陳出新，對於數據的驗證關心程度較低，假設程度太高時，經常會演變成偽科學，一般都是天體物理學研究者當中的激進人士。實測天體物理學家通常本身精通理論天體物理，在相當程度上來說也有能力自行發展理論，扮演小心求證的研究者，通常是物理實證主義的奉行者，只相信觀測數據，經常對理論天體物理學所提出的假說進行證偽或證實的活動，一般都是天體物理學研究者當中的保守人士。.
天体测量学
天体测量学或測天學（Astrometry）是天文学中最古老也是最基礎的一個分支，主要以測量恆星的位置和其他會運動天體的距離和動態。他是傳統科學中的一個子科目，後來發展出以定性研究為主體的位置天文學。天文測量學的歷史，在西方可以追溯到依巴谷（Hipparchus），他編輯了第一本的星表，列出了肉眼可見的恆星並發明了到今天仍沿用的視星等的尺標。現代的天體測量學建立在白塞耳的基本星表上，這是以布拉德雷在西元1750至1762年間的測量為基礎，提供了3,222顆恆星的平均位置。 除了提供天文學家基本的參考座標系作為她們在天文觀測報告之用外，天文測量學也是天體力學、恆星動力學和星系天文學等學門的基礎。在觀測天文學中，天文測量的技術協助鑑別出各種天體獨特的運動。他的設備也用於守時（keeping time），因為協調世界時（UTC）是在確切觀測地球自轉的基礎上，以閏秒的調整與原子時間取得協調與一致。天文測量學也與極端複雜的宇宙距離尺度有所關聯，因為他用於建立視差以估計銀河系內恆星的距離。.
天琴座
天琴座是北天银河中最灿烂的星座之一，因形状犹如古希腊的竖琴而命名。它是古希腊天文學家托勒密列出的48个星座之一，也是国际天文学联合会所定的88個現代星座之一。雖然天琴座面積不大，但並不難辨認，因為它的主星织女星是“夏季大三角”的頂点之一。 由北面开始順時針方向，天琴座被天龙座、武仙座（海格力斯）、狐狸座及天鹅座所包圍。中心位置：赤經18時50分，赤緯36°。座內目視星等亮於6等的星有53顆，其中亮於4等的星有8顆。.
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。.
天體
天體（astronomical object，也稱為celestial object）是在可觀測宇宙中，經由科學確認其存在的物體、或是結構。 天體可能像恆星、行星、彗星等結合較緊密的星體或類星體，也可能是指一個複雜的，彼此關聯較鬆散的結構，如星團、星系，其中可能包括許多其他的星體，甚至有其他更小的結構。 天體的例子包括行星系、星团、星云及星系，而小行星、 月球、行星、恒星等則算是星體或類星體。彗星若只考慮其以冰和灰塵組成的彗核，是一個類星體，但若考慮彗核及其彗髮、彗髮，則是一個關聯較鬆散的天體。.
天鷹座104
天鷹座104，又名BD-18 6358，HD 222574、SAO 165836、HR 8982，是天鷹座的一颗恒星，视星等为4.82，位于銀經59.4，銀緯-71.44，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
天鷹座107
天鷹座107，又名BD-19 6506，HD 223024、SAO 165867、HR 9002，是天鷹座的一颗恒星，视星等为5.29，位于銀經58.82，銀緯-72.75，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
天鹅座β
輦道增七（天鹅座β、β Cyg, β Cygni, Beta Cyg）是天鵝座的第五亮星，天鵝座γ、天鵝座δ、和天鵝座ε都比它亮，但因位於天鵝的頭部，所以在拜耳命名法中成為β星。 以肉眼觀看輦道增七是一顆單獨的3等星，但只要低倍數的望遠鏡就可以看出它是雙星，亮的一顆是黃色（它本身又是一對靠得非常近的聯星），使它與光度微弱的藍色伴星在顏色上有著鮮明的對比, Stars, Jim Kaler.
天鵝座61
#重定向 天津增廿九.
天鵝座X-1
天鵝座X-1（簡稱Cyg X-1）是一個银河系内位于天鵝座的双星系统，是著名的X射線源。它在1964年的一次火箭彈道飛行時被發現，是從地球觀測最強的X射綫源之一，其頂峰X射綫通量為2.3 Wm−2Hz−1。天鵝座X-1是最先被廣泛承認為黑洞的候選星體，也是同類星體中最受研究關注的。現在估計其質量為太陽質量的8.7倍，而其密度之高使黑洞成爲唯一一種解釋。如果如此，它的事件視界半徑約為26公里。 天鵝座X-1屬於一個高質量X射線雙星系統，其距離太陽大約6,070光年，另一成員為一顆超巨星變星，編號為HDE 226868。兩者相互圍繞公轉，距離為0.2天文單位，即地球和太陽間距離的20%。該星的星風為X射綫源的吸積盤提供物質。盤的内部溫度達到幾百萬K，因此輻射出X射綫。兩條垂直于吸積盤的相對論性噴流將被吸進的物質噴射出星際空間。 這個系統可能屬於一個名為天鵝座OB3的星協，意味著天鵝座X-1的年齡超過500萬年，並源于一顆質量大於40個太陽質量的原星。這顆原星的大部分質量都散失了，很可能是以星風的形式。如果該星以超新星的形式爆炸，則其威力足以將剩餘物質噴射出這個系統。因此它可能直接坍縮成一個黑洞。 物理學家史蒂芬·霍金和基普·索恩曾拿天鵝座X-1作了一場科學的賭局。當中霍金賭天鵝座X-1不是一顆黑洞。1990年霍金讓步，因爲觀測證據顯示這個系統中存在著引力奇點。.
天文学家
天文学家是研究天文学、宇宙学、天体物理学等相关学科的科学家。因为有些哲学家、物理学家、数学家对天文理论有着不可忽视的影响，所以下面的列表中也包括这些人。.
天文學
天文學是一門自然科學，它運用數學、物理和化學等方法來解釋宇宙間的天體，包括行星、衛星、彗星、恆星、星系等等，以及各種現象，如超新星爆炸、伽瑪射線暴、宇宙微波背景輻射等等。廣義地來說，任何源自地球大氣層以外的現象都屬於天文學的研究範圍。物理宇宙學與天文學密切相關，但它把宇宙視為一個整體來研究。 天文學有著遠古的歷史。自有文字記載起，巴比倫、古希臘、印度、古埃及、努比亞、伊朗、中國、瑪雅以及許多古代美洲文明就有對夜空做詳盡的觀測記錄。天文學在歷史上還涉及到天體測量學、天文航海、觀測天文學和曆法的制訂，今天則一般與天體物理學同義。 到了20世紀，天文學逐漸分為觀測天文學與理論天文學兩個分支。觀測天文學以取得天體的觀測數據為主，再以基本物理原理加以分析；理論天文學則開發用於分析天體現象的電腦模型和分析模型。兩者相輔相成，理論可解釋觀測結果，觀測結果可證實理論。 與不少現代科學範疇不同的是，天文學仍舊有比較活躍的業餘社群。業餘天文學家對天文學的發展有著重要的作用，特別是在發現和觀察彗星等短暫的天文現象上。 http://www.sydneyobservatory.com.au/ Official Web Site of the Sydney Observatory Astronomy (from the Greek ἀστρονομία from ἄστρον astron, "star" and -νομία -nomia from νόμος nomos, "law" or "culture") means "law of the stars" (or "culture of the stars" depending on the translation).
天文与天体物理学报
天文与天体物理学报（英文：Astronomy and Astrophysics）是一家欧洲的纸质学术期刊，领域为理论、观测以及仪器方面的天文学和天体物理学研究。.
新！!: 聯星和天文与天体物理学报 · 查看更多 »
天文單位
天文單位（縮寫的標準符號為AU，也寫成au、a.u.或ua）是天文學上的長度單位，曾以地球與太陽的平均距離定義。2012年8月，在中国北京举行的国际天文学大会（IAU）第28届全体会议上，天文学家以无记名投票的方式，把天文单位固定为149,597,870,700米。新的天文单位以公尺来定义，而公尺的定义来源于真空中的光速，也就是说，天文单位现在不再与地球與太阳的實際距离挂钩，而且也不再受时间变化的影响（虽然天文单位最初的来源就是日地平均距离）。 國際度量衡局建議的縮寫符號是ua，但英語系的國家最常用的仍是AU，國際天文聯合會則推薦au，同時國際標準ISO 31-1也使用AU，后来的國際標準ISO 80000-3:2006又改成了ua。通常，大寫字母僅用於使用科學家的名字命名的單位符號，而au或a.u.也可以是原子單位或是任意單位；但是AU被廣泛的地區使用作為天文單位的符號。以1天文單位距離的值為單位的天文常數的值會以符號A標示。.
太陽
#重定向 太阳.
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」。.
夜幕低垂
夜幕低垂可能是指：.
外层空间
-- --（outer space），於中國大陸稱外層空間，指的是地球大氣層及其他天體之外的虛空區域。 與真空有所不同的是，外太空含有密度很低的物質，以等離子態的氫為主。其中還有電磁輻射、磁場等。理論上，外層空間可能還包含暗物質和暗能量。 外太空與地球大气层並沒有明確的界線，因為大氣隨著海拔增加而逐漸變薄。假設大氣層温度固定，大氣壓會由海平面的大約1013毫巴，隨著高度增加而呈指數化減少至零為止。 国际航空联合会定義在100公里的高度為卡門線，為現行大氣層和太空的界線定義。美國認定到達海拔80公里的人為太空人，在太空船重返地球的過程中，120公里是空氣阻力開始發生作用的界線。.
威廉·赫歇爾
弗里德里希·威廉·赫歇爾爵士，FRS，KH（Friedrich Wilhelm Herschel，Frederick William Herschel，），出生於德國漢諾威，英國天文學家及音樂家，曾作出多項天文發現，包括天王星等。被譽為「恆星天文學之父」。.
寶瓶座R
寶瓶座R (R Aqr) 是位於寶瓶座的一顆變星。 寶瓶座R被認為是由一顆白矮星和一顆米拉變星組成的共生變星，軌道週期大約是44年。為主的米拉變星是一顆紅巨星，光度變化的數量級高達數百倍，並且變光的週期稍長於一年，於1810年被卡爾·路德維希·哈丁發現是一顆變星。 經由引力的牽引，白矮星從紅巨星提取物質，偶而還會將多餘的物質彈射出，形成一些怪異的環路，連接成像是星雲的圖樣。因為它處於一個充滿塵埃的空間區域，藍色的光在到達我們這兒之前都已經被吸收掉了，因此整個系統看起來是偏紅的。 環繞著寶瓶座R的星雲稱為塞德布拉德211 (Cederblad 211)。依據Tom Polakis 的說法，在1998年之前還沒有人成功的直接觀測這個具有挑戰性的天體。這個星雲可能是一顆類新星爆發的殘骸，日本的天文學家可能在西元930年觀測到此一事件。.
密度
3 | symbols.
密接聯星
密接聯星是天文學中伴星與主星非常接近，共享一個互相接觸或合併的氣體包層的聯星系統。共享包層的聯星系統也稱為overcontact或共享包層聯星。 幾乎所有已知的密接聯星都是食聯星，這類食密接聯星稱為大熊座W變星，其原型為大熊座W 。 密接聯星經常會與共包層星混淆。然而，前者是在其數百萬至數十億年的一生中，有令人動容的穩定組態的兩顆聯星；後者描述的是聯星發展在恆星動力學不穩定的階段，不是驅散就是共享恆星包層，而在時間尺度上只有幾個月到數年。.
小犬座
小犬座属于现代八十八现代星座，也是托勒密48星座之一。 象征着猎户座的猎犬之一，另一条猎犬是大犬座。小犬座包含中国古代的南河、水位星座。.
少衛增八
少衛增八（仙王座γ，Gamma Cephei），傳統的英文名稱是Alrai，也有時被稱為Errai或Er Rai，是在仙王座的一顆恆星。少衛增八是一對雙星，距離地球約50光年，視星等3.22，較大且較亮星的是橘色的次巨星，光譜為K1 IV，較小的是紅矮星，其質量只有太陽的0.409倍。目前對這對雙星的軌道研究尚不充足，最好的估計值是周期為70年±16年，離心率0.439 ±0.06，兩星之兼的距離在10～29天文單位間變化。 少衛增八能以肉眼直接看見，未來將成為北極星，這是由於地球的分點歲差，使地球自轉軸在天球上移動。在第30世紀，少衛增八便會因為是最接近天球北極點的恆星而成為那時代的北極星，然後這個「頭銜」在52世紀時將會轉移給天鉤八（仙王座ι）。.
巨蛇座NN
巨蛇座NN（NN Serpentis，NN Ser）是一個距離地球1670光年的食聯星，可能是激變變星。該系統是由紅矮星和白矮星各一組成。兩顆恆星軌道週期0.13日。.
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.
中子星
中子星（neutron star），是恒星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡，当它们最终轉變成鐵元素時便無法从核聚变中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星的内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。白矮星被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球，有如人眨眼，此時稱作脈衝星。 一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間，此密度大約是原子核的密度。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星会继续發生引力坍縮，則無可避免的將產生黑洞。 由於中子星保留母恆星大部分的角動量，但半徑只是母恆星極微小的量，轉動慣量的減少導致轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力，強度是地球的2×1011到3×1012倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度，是測量重力的一項指標。一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里／秒之間，也就是可以達到光速的一半。換言之，物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里／秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到中子星，他撞擊到中子星表面的能量將相當於二億噸TNT當量的威力（四倍於全球最巨大的核彈大沙皇的威力）。.
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。.
三合星
三合星是指三顆恆星組成的聚星系統，這三顆恆星以引力互相維繫，很多時光度相差很大。 現時物理學上還未有準確方法去計算三合星體系的引力關係。.
三体 (小说)
《三体》是中国大陆作家刘慈欣于2006年5月至12月在《科幻世界》杂志上连载的一部长篇科幻小說，出版后成为中国大陆最畅销的科幻长篇小说之一。2008年，该书的单行本由重庆出版社出版。本书是三体系列（系列原名为：地球往事三部曲）的第一部，该系列的第二部《三体II：黑暗森林》已经于2008年5月出版。2010年11月，第三部《三体III：死神永生》出版发行。 2011年，“地球往事三部曲”在台湾陆续出版。小说的英文版獲得美國科幻奇幻作家協會2014年度「星雲獎」提名，并荣获2015年雨果奖最佳小说奖。.
新！!: 聯星和三体 (小说) · 查看更多 »
三体问题
三体问题是天体力学中的基本力学模型。.
三角座星系
三角座星系是位於三角座，距離地球大約300萬光年的一個螺旋星系。它被編入梅西爾 33或NGC 598。三角座星系繼仙女座星系和銀河系之後，是本星系群第三大的星系。它是長久以來以肉眼可以看見的最遙遠天體。 這個星系是本星系群中最小的螺旋星系，並且因為與仙女座星系的有交互作用、速度，與在夜空中互相靠近而被認為是仙女座星系的一個衛星星系。.
三角函数
三角函数（Trigonometric functions）是数学中常见的一类关于角度的函数。三角函数将直角三角形的内角和它的两个边的比值相关联，也可以等价地用与单位圆有关的各种线段的长度来定义。三角函数在研究三角形和圆等几何形状的性质时有重要作用，也是研究周期性现象的基础数学工具。在数学分析中，三角函数也被定义为无穷级数或特定微分方程的解，允许它们的取值扩展到任意实数值，甚至是复数值。 常见的三角函数包括正弦函数（\sin）、余弦函数（\cos）和正切函数（\tan或者\operatorname）；在航海学、测绘学、工程学等其他学科中，还会用到如余切函数、正割函数、余割函数、正矢函数、半正矢函数等其他的三角函数。不同的三角函数之间的关系可以通过几何直观或者计算得出，称为三角恒等式。 三角函数一般用于计算三角形中未知长度的边和未知的角度，在导航、工程学以及物理学方面都有广泛的用途。另外，以三角函数为模版，可以定义一类相似的函数，叫做双曲函数。常见的双曲函数也被称为双曲正弦函数、双曲余弦函数等等。.
下台二
下台二 (大熊座ξ) (ξ UMa, ξ Ursae Majoris) 是在大熊座的一個恆星系統。在1780年5月2日，威廉·赫歇爾發現它是一個聯星系統，使它成為第一個被發現的這種系統。Félix Savary在1828年完成對它的軌道計算，使它成為第一個被計算出軌道的雙星。 這兩顆恆星是黃色的G-型主序矮星，較亮的一顆稱為下台二A (大熊座ξA)，平均視星等 +4.41。它是一顆獵犬座RS型變星，變光幅度只有0.01星等。伴星，下台二B (大熊座ξB)的視星等是+4.87。這兩顆恆星的公轉軌道週期是59.84年，目前兩星相距1.2角秒，或是至少10天文單位的距離。 這對聯星的每一顆本身又都是光譜聯星，B的伴星標示為下台二Bb (大熊座ξBb)，還未能解析，但已經知道軌道週期是3.98天。A和B (包括Ab和Bb)(演繹出系統的總質量，依據類型減去Aa和Ba的質量)兩著的質量顯示它們可能是MV星 (紅矮星)，Bb在M型最冷的末端，比棕矮星熱不了多少。 在西方，它有固有的名稱Alula Australis (常被錯誤的寫成Alula Australe)，意思是南方的小翼。 Alula、El Acola 和 el-awla (與大熊座ν) 來自阿拉伯的短語(al-Qafzah) al-Ūlā，意思是 "前導者" (在拉丁文，加上"Australis"代表"南方")。 在中國，它和大熊座ν組成星官下台，的意思是低階的官員, p.443.
乔治·卢卡斯
小乔治·沃尔顿·卢卡斯（George Walton Lucas Jr.，），是美国电影导演、制片人和编剧，代表作是史诗式作品《星球大战》和《法櫃奇兵》系列（注：编剧）。其中《星球大战》在美国人心目中擁有崇高地位，也打破了美国本土以及世界上多项票房纪录。1977年的第一部《星球大战》全球创下7.7亿美金的票房，成为当时的票房冠军，如果计算通货膨胀，毛利点仅次于《乱世佳人》，是历史上第二最卖座的电影。2015年，《福布斯杂志》估计卢卡斯的个人财富达到51亿美元。.
仙女座星系
仙女座星系（Andromeda Galaxy，國際音標為：，也稱為梅西爾31、星表编号为M31和NGC 224，在舊文獻中曾經稱為仙女座星雲）是一個螺旋星系，距離地球大約250萬光年，是除麦哲伦云（地球所在的银河系的伴星系）以外最近的星系。位於仙女座的方向上，是人類肉眼可見（3.4等星）最遠的深空天體。 仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，直径约20万光年，外表颇似银河系。本星系群的成員有仙女星系、銀河系、三角座星系，還有大約50個小星系。但根據改進的測量技術和最近研究的數據結果，科學家現在相信銀河系有許多的暗物質，並且可能是在這個集團中質量最大的。 然而，史匹哲太空望遠鏡最近的觀測顯示仙女座星系有將近一兆（1012）顆恆星，數量遠比我們的銀河系為多。在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50％，大約是7.1M☉.
传质
传质（Mass transfer）是体系中由于物质浓度不均匀而发生的质量转移过程。 体系中由于熵自动向最大值移动，即趋向均匀，如果各部分温度不均匀，会趋向一个平均温度，如果浓度不均匀，也会趋向一个平均浓度，但浓度的传递必须发生在流体中间，可以是两种流体之间，也可以是一种流体和固体之间传质（如萃取），。 在化学工业中，一般应用的是气-液系统；液-液系统和固-液系统之间的传质过程。.
伽利略·伽利莱
伽利略·伽利莱（Galileo Galilei， ；）Drake（1978, p.1）.伽利略出生日期用的是儒略曆，當時所有基督教國家都使用這個曆法。義大利及幾個天主教國家於1582年改用公曆。除非特別註明，條目中的日期皆為公曆。，義大利物理學家、數學家、天文學家及哲學家，科學革命中的重要人物。其成就包括改進望遠鏡和其所帶來的天文觀測，以及支持哥白尼的日心说。伽利略做实验证明，感受到引力的物体并不是呈等速運動，而是呈加速度運動；物體只要不受到外力的作用，就會保持其原來的靜止狀態或勻速運動狀態不變。他又發表惯性原理阐明，未感受到外力作用的物体会保持不变其原来的静止状态或匀速运动状态。伽利略被譽為“現代觀測天文學之父”、“現代物理學之父”、“科學之父”及“現代科學之父”。Finocchiaro (2007).
新！!: 聯星和伽利略·伽利莱 · 查看更多 »
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。.
引力透镜
引力透镜效應（gravitational lensing），根據廣義相對論，就是當背景光源发出的光在引力场（比如星系、星系團及黑洞）附近經過時，光线會像通過透鏡一樣發生彎曲。光线弯曲的程度主要取决于引力场的强弱。分析背景光源的扭曲，可以帮助研究中间作為“透镜”的引力场的性质。根据尺度与效果的不同，引力透镜效应可以分为强引力透镜效应和弱引力透镜效应。 一般从数学上来讲，面质量密度（\kappa）大于1的为强引力透镜区域，小于1的为弱引力透镜区域。在强透镜区域一般可以形成多个背景源的像，甚至圆弧（又称“爱因斯坦环”，Einstein Ring），而弱透镜区域则只产生比较小的扭曲。强透镜方法通过对爱因斯坦环的曲率和多个像的位置的分析，可以估计测量透镜天体质量。弱透镜方法通过对大量背景源像的统计分析，可以估算大尺度范围天体质量分布，并被认为是现在宇宙学中最好的测量暗物质的方法。 1980年，天文学家观测到类星体Q0957+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲，形成了两个一模一样的类星体的像。这是人类第一次观察到引力透镜效应。.
开普勒定律
开普勒定律是开普勒所发现、关于行星运动的定律。他於1609年在他出版的《新天文学》科學雜誌上发表了关于行星运动的两条定律，又於1618年，发现了第三条定律。 开普勒幸运地得到了著名丹麦天文学家第谷·布拉赫所观察与收集、且非常精确的天文資料。大约于1605年，根据布拉赫的行星位置資料，开普勒发现行星的移动遵守著三条相当简单的定律。同年年底，他撰寫完成了發表文稿。但是，直到1609年，才在《新天文学》科學雜誌發表，這是因為布拉赫的觀察數據屬於他的繼承人，不能隨便讓別人使用，因此產生的一些法律糾紛造成了延遲。 在天文学与物理学上、开普勒的定律给予亚里士多德派与托勒密派极大的挑战。他主张地球是不斷地移动的；行星轨道不是圓形（epicycle）的，而是椭圆形的；行星公转的速度不等恒。这些论点，大大地动摇了当时的天文学与物理学。经过了几乎一個世纪披星戴月，废寝忘食的研究，物理学家终于能够運用物理理论解释其中的奧秘。艾萨克·牛顿應用他的第二定律和万有引力定律，在数学上严格地証明了开普勒定律，也让人们了解了其中的物理意义。.
位置角
位置角是指过天球上一点的任意大圆与过该点的参考大圆所交的球面角，通常以英文縮寫表示為PA，是觀測聯星延伸出來的測量。它被定義為伴星相較於天球北極相對於中心恆星的偏移角度。 如圖例所示，如果某人觀測到一對假設的聯星位置角是135度，這意味著，在目鏡中畫一條從主星(P)到天球北極(NCP)的假想線，與伴星(S)偏離的角度NCP-P-S將會是135度。 當繪製聯星的軌道圖時，傳統上都將NCP線朝下繪製－就是北邊在下方－而位置角的測量是逆時針的，以0度至359度來度量。 同樣的，自行角(參見自行)有時也稱為位置角。 位置角的定義亦擴張適用至像是星系等，泛指天體的主軸與NCP線所形成的角度。.
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。.
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。.
心宿二
心宿二（天蝎座α，α Sco，Alpha Scorpii），是在銀河系的一顆紅超巨星，也是夜空中第14亮的星（如果五車二的四合星系統中兩顆較亮的星被分別標示時，它通常會被列為第15亮星）。它與畢宿五、角宿一、和軒轅十四是靠近黃道最亮的四顆恆星，也是天蝎座內最亮的恆星，代表著"蠍子的心臟"。它是一个光变明显但緩慢的半规则变星，平均星等是+1.02。并与一个蓝色主序星组成一个目视双星系统。心宿二还是射电源。心宿二是最靠近我們的OB星協的成員中最亮、質量最大、和已演化的恆星，屬於天蝎-半人馬星協上天蝎次集團的成員，其中包括成千上萬顆平均年齡110萬年的恆星，距離約為145秒差距（470光年）。 在中國，它是東方蒼龍七宿中心宿的第二顆星，所以稱為心宿二，又稱為大火。過去用来确定季节。“七月流火”即是大火星西行，天气将寒之意。.
地球大气层
地球大氣層，又稱大氣圈，因重力關係而圍繞著地球的一層混合氣體，是地球最外部的气体圈层，包围着海洋和陆地，大气圈没有确切的上界，在离地表2000-16000公里高空仍有稀薄的气体和基本粒子，在地下、土壤和某些岩石中也会有少量氣體，它们也可視同大气圈的組成部分，地球大气的主要成分為氮、氧、氩、二氧化碳和不到0.04%比例的微量氣體，這些混合氣體即稱為空氣，地球大气圈气体的总质量约为5.136×1021克，相当于地球总质量的百万分之0.86，由于地球引力作用，几乎全部的气体集中在离地面100公里的熱层、其中99%在低於25～30公里以內，地球高密度大氣的氣壓也相當驚人，海平面每平方公尺所受空氣擠壓高達11公噸，每立方公尺的空氣質量可達1.29kg之多。大氣層保護地表避免太陽輻射直接照射，尤其是紫外線；也可以減少一天當中極端溫差的出現。.
北河二
北河二（α Gem /双子座α）是一颗位于双子座的恒星，是一顆著名的聚星，共為六顆星所組成，英文名Castor。 北河二與北河三（双子座β，英文名Pollux）都是冬季夜空中的亮星之一。這兩個亮星在許多民族的神話中都視為一對。虽然在拜耳命名法中，北河二被命名为α星，但在视星等上，β星（北河三）却比它光亮。.
北斗七星
北斗七星是由大熊座的七顆明亮的恆星組成。在北天排列成斗（或勺）形，因為這七顆星較易被觀星者辨認出來，所以常被用作指示方向和認識星座的重要標誌，是一個重要的星群。 北斗七星之名始見於漢代緯書《春秋运斗枢》：“第一天枢，第二天璇，第三天璣，第四天權，第五玉衡，第六开阳，第七瑤光。第一至第四为魁，第五至第七为标，合而为斗。”。北斗七星的中國星名由--口至斗杓連線順序為天樞、天璇、天璣、天權、玉衡、開陽和瑤光。前四顆稱「斗魁」，有稱「璇璣」；後三顆稱「斗杓」。現代星名則命名為大熊座α、大熊座β、大熊座γ、大熊座δ、大熊座ε、大熊座ζ和大熊座η。通過--口的兩顆星連線，朝--口方向延長5倍可以找到北極星，這兩顆也稱作「指極星」。 中國古代十分重視北斗七星，《甘石星經》：「北斗星謂之七政，天之諸侯，亦為帝車。」皇帝坐著北斗七星視察四方，定四時，分寒暑。把北斗星斗柄方向的變化作為判斷季節的標誌之一。古籍《鶡冠子》記載：「斗杓東指，天下皆春；斗杓南指，天下皆夏；斗杓西指，天下皆秋；斗杓北指，天下皆冬。」古代視北極星為皇帝的象徵，而北斗則是皇帝出巡天下所駕的御輦，一年由春開始，而此時北斗在東，所以上帝從東方開始巡視，故《易。傳》：「帝出乎震」，震卦在東。.
圆
圆 （Circle），根據歐幾里得的《几何原本》定義，是在同一平面内到定点的距离等于定长的点的集合。此外，圆的第二定义是：「平面内一动点到两定点的距离的比，等于一个常数，则此动点的轨迹是圆。.
刘慈欣
刘慈欣（），中国当代科幻作家，自1980年代中期开始创作，1999年6月起在《科幻世界》杂志上发表多篇科幻小说和科幻随笔，并出版了多部长篇科幻小说，现为中国科普作家协会会员，山西省作家协会会员，阳泉市作协副主席。其代表作有长篇小说《超新星纪元》、《球状闪电》、《三体》、《三体II：黑暗森林》、《三体III：死神永生》，中短篇小说《流浪地球》、《乡村教师》、《朝闻道》等。刘慈欣目前是中国最有影响力的本土科幻作家之一。.
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。.
新！!: 聯星和哈勃空间望远镜 · 查看更多 »
凌 (天體)
凌，或明確的說是天體的凌，在天文學上有三種意義：.
共生變星
共生變星是噴發非常緩慢的不規則變星，很像慢新星，爆發的星等振幅在9-11等級之間。共生變星會維持它的最大光度十年乃至數十年，然後下降至它原來的光度。這種類型的變星是聯星系統，其中一顆是可能是米拉變星的紅巨星，另一顆是白矮星。明顯對比的光譜和相當的接近與質量等特徵，顯示它們是共生的恆星。紅巨星充滿了它的洛希瓣，因此造成物質溢流轉移到白矮星和吸積，直到點燃了熱核反應，引起類新星的爆發。估計最高溫度可以上昇到200,000K，類似於新星的能量來源，但不同於矮新星。緩慢增加的光度只是單純的因為在爆發之前需要時間成長出足夠的電離前緣。 相信共生變星的伴星，白矮星的質量依然低於錢德拉塞卡極限，因此它們在爆發之後依然可以維持是白矮星。 共生變星的一個例子是天鵝座V1016，它在1971-2007年明確的呈現熱爆炸。其它的例子有天箭座HM、望遠鏡座RR和寶瓶座R 。.
光度
光度在科學的不同領域中有不同的意義。.
光球
光球是恒星向外輻射出光線的區域。它從天體的表面向內延伸，直到氣體變得不透明的區域，大约相當於光深度（光的減弱距離以自然對數形式表示）2/3的位置。換言之，光球是天體外層對普通的光線透明，光子的平均散射次数小于1的區域。恆星輻射的總能量相當於在該半徑處氣體輻射的總能量。由於恆星沒有固體的表面（除了中子星），光球通常指的就是太陽或恆星可以被看見的視覺表面。這個字的英文源自古希臘的字根φως¨- φωτος／photos和σφαιρος／sphairos，意思就是光和球，事實上就是被觀察到表面發光的球體。.
光變曲線
光度曲線是天文學上表示天體相對於時間的亮度變化圖形，是時間的函數，通常會顯示出一種特定的頻率間隔或是帶狀。光度曲線會呈現週期性，像是食雙星、造父變星和其他的各種變星，或是非週期性的，像是新星、激變變星、超新星或微透鏡事件，的光度曲線。研究光度曲線，並配合其他的觀測，能獲得重要的訊息，像是導致這種過程的物理機制，或是制約這種行為的物理理論。.
克卜勒太空望遠鏡
克卜勒任務（Kepler Mission）是美國國家航空暨太空總署設計來發現環繞著其他恆星之類地行星的太空望遠鏡。使用NASA發展的太空光度計，預計將花3.5年的時間，在繞行太陽的軌道上，觀測10萬顆恆星的光度，檢測是否有行星凌星的現象（以凌日的方法檢測行星）。為了尊崇德國天文學家-zh-cn:开普勒; zh-tw:克卜勒; zh-hk:開普勒-，這個任務被稱為克卜勒任務。 克卜勒是NASA低成本的發現計畫聚焦在科學上的任務。NASA的是這個任務的主管機關，提供主要的研究人員並負責地面系統的開發、任務的執行和科學資料的分析。克卜勒任務進度的處理是由噴射推進實驗室執行，負責克卜勒任務飛行系統的開發。 克卜勒太空船於2009年3月6日22:49:57UTC-5發射，已确认了130多个系外行星和发现了超过2700颗候选行星。 2013年5月15日，克卜勒太空望遠鏡由於反應輪故障，無法設定望遠鏡方向，因此被迫停止其搜尋系外行星任務。 同年8月15日，NASA宣布放棄兩個故障的反應輪，以替代計畫使用剩下兩個正常的反應輪重新開始工作。.
新！!: 聯星和克卜勒太空望遠鏡 · 查看更多 »
B型主序星
B型主序星（B V）是燃燒氫的恆星，光譜分類為B，光度分類為V的主序星。這一類恆星的質量介於太陽的2至16倍，表面溫度載10,000至30,000K。B型恆星是非常明亮的藍色恆星。它們的光譜中有中性的氦線，在B2的類型中最為明顯，和溫和的氫線。例如，軒轅十四和大陵五A。 這種恆星的哈佛光譜分類法刊登在哈佛恒星测光表修订版。在定義上，B型恆星在光譜的藍紫色部分缺少一條氦的電離譜線，也就是沒有氦的電離譜線。所有的光譜類型，包括B型，都有細分的數值尾碼，表示它們與下一種類型接近的程度，因此B2是B型十分級中的第二級，比B0更接近A型。 但是，之後更精細的光譜顯示B0有氦的電離譜線；同樣的，A0也有微弱的中性氦線。隨後細分的光譜類型基於特定頻率的吸收線在恆星中強度，或是比較不同譜線的強度。例如，在MK分類系統中，波長438.7奈米的譜線強度比420.0奈米強的歸類為B0型。氫的巴耳末系譜線在B型中逐漸增強，並在A2型達到峰值（最大值）。電離的矽現被用來矽分B型的恆星，同時鎂線被用來區分溫度上的差異。 B型恆星在大氣層之外沒有冕，並且缺乏對流層。它們比較小的恆星，像太陽這一種，有更高的質量流失率，恆星風的速度大約是3,000公里/秒。B型主序星的能量來源是CNO循環的熱核融合。因為CNO循環對溫度非常敏感，能量的來源大量的集中在這類恆星的核心，結果是對流層出現在核心。這導致核融合產生的氦穩定的與氫燃料混合在一起。許多B型恆星有高速的自轉，在赤道的轉動速度大約是200公里/秒。 有些B型恆星，像是分類為B0至B3的恆星，顯示出有非常強的中性氦譜線。這些化學特殊恆星未稱為強氦恆星，通常他們在光球層會有強大的磁場。對照之下，也有弱氦恆星，它們的氦線強度不足並且有很強的氫光譜。其他化學異常的B型恆星有汞-錳星，它們的光譜類型是B7至B9。Y最後，還有有著途出的氫發射譜線的Be星。.
碳氮氧循環
碳氮氧循環（CNO cycle），有時也稱為貝斯-魏茨澤克-循環（Bethe-Weizsäcker-cycle），是恆星將氫轉換成氦的兩種過程之一，另一種過程是質子-質子鏈反應。 在質量像太陽或更小些的恆星中，質子-質子鏈反應是產生能量的主要過程，太陽只有1.7%的4氦核是經由碳氮氧循環的過程產生的，但是理論上的模型顯示更重的恆星是以碳氮氧循環為產生能量的主要來源。碳氮氧循環的過程是由卡尔·冯·魏茨泽克和漢斯·貝特 在1938年和1939年各別獨立提出的。 碳氮氧循環的主要反應如下"Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537： 這個循環的淨效應是4個質子成為一個α粒子、2個正電子（和電子湮滅，以γ射線的形式釋放出能量）和2個攜帶著部分能量逃逸出恆星的微中子。碳、氮、和氧核在循環中擔任催化劑並且再生。 有一個較小分支的反應，在太陽核心中發生的只佔了0.04%的量，最後的產物不是12碳和4氦，而是16氧和一個光子，取代進行的過程如下： 同樣的，碳、氮、和氧在主要的分支，而在較小分支上的氟也僅僅是穩定狀態的催化劑，不會在恆星內累積。 碳氮氧循環的主要分支稱為碳氮氧-I，小的分支稱為碳氮氧-II，在更重的恆星內還有碳氮氧-III和碳氮氧-IV兩個次要的主分支，它們開始於碳氮氧-II反應的最後階段，結果是以18氧和γ射線取代原本的14氮和氦核： 和 氧氟循環： 此處，所有參與反應的"催化劑"（碳、氮、氧的核）數量都是守恆的，而在恆星演化中核的相對比例是會改變的。無論最初的結構是如何，當這個循環在平衡狀態下，12碳/13碳核的比例是3.5，而14氮成為數量最多的核。在恆星的演化中，對流會將碳氮氧循環的產物從恆星的內部帶到表面並混合，改變觀測到的恆星成分。在紅巨星，相較於主序星，能觀測到較低比例的12碳/13碳和12碳/14氮，這些都可以證明核融合在恆星內部進行能量的世代交替。.
科学
科學（Science，Επιστήμη）是通過經驗實證的方法，對現象（原來指自然現象，現泛指包括社會現象等現象）進行歸因的学科。科学活动所得的知识是条件明确的（不能模棱两可或随意解读）、能经得起检验的，而且不能与任何适用范围内的已知事实产生矛盾。科学原仅指对自然现象之规律的探索与总结，但人文学科也被越来越多地冠以“科学”之名。 人们习惯根据研究对象的不同把科学划分为不同的类别，传统的自然科学主要有生物學、物理學、化學、地球科學和天文學。逻辑学和数学的地位比较特殊，它们是其它一切科学的论证基础和工具。 科学在认识自然的不同层面上设法解决各种具体的问题，强调预测结果的具体性和可证伪性，这有别于空泛的哲学。科学也不等同于寻求绝对无误的真理，而是在现有基础上，摸索式地不断接近真理。故科学的发展史就是一部人类对自然界的认识偏差的纠正史。因此“科学”本身要求对理论要保持一定的怀疑性，因此它绝不是“正确”的同义词。.
科幻小說
#重定向 科幻小说.
秒差距
差距（parsec，符號為pc）是一個宇宙距離尺度，用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離，但於2015年時被重新定義為一個精確值，為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年（31兆公里或19兆英里）。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年，由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即天文單位，或大約公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.
第谷·布拉赫
谷·布拉赫（Tycho Brahe，），丹麥貴族，天文學家兼占星術士和煉金術士。他最著名的助手是克卜勒。.
简并态物质
簡併態物質 在物理是一種自由的集團、非互動的顆粒，由量子力學的效應決定它的壓力和其它物理特徵。它類比於古典力學中的理想氣體，但簡併態物質是離經叛道的理想氣體，它有極高的密度（在緻密星），或存在於實驗室的極低溫度下see http://apod.nasa.gov/apod/ap100228.htmlAndrew G. Truscott, Kevin E. Strecker, William I. McAlexander, Guthrie Partridge, and Randall G. Hulet, "Observation of Fermi Pressure in a Gas of Trapped Atoms", Science, 2 March 2001。它一般發生在諸如電子、中子、質子和費米子等物質粒子，分別被稱為電子簡併物質、中子簡併物質、等等。在混合的粒子，像是在白矮星或金屬內的離子和電子，電子可能成簡併態，而離子不是。 以量子力學描述，自由粒子的體積受限於一定的體積內，可以是一組不連續的能量，稱為量子態。包立不相容原理限制了相同的費米子不能佔據相同的量子狀態。最低的總能量（當粒子的熱能量可以忽略不計）是所有最低能量的量子狀態都被填滿，這種狀態稱為完全簡併。這種壓力（稱為簡併壓力或費米壓力）即使在絕對零度時依然不為零。增加粒子或是壓縮體積都會強迫粒子進入能階的量子狀態。這需要一個壓縮力，並表現為抗壓力。主要特徵是這種簡併壓力並不取決於溫度，而只和費米子的密度有關。它使高密度星的平衡狀態與恆星的熱結構無關。 簡併態物質也稱為費米氣體或簡併氣體，而速度接近光速的費米子（其粒子能量大於靜止質量能量）的簡併態稱為相對論性簡併態物質。 拉爾夫·福勒在1926年首度描述離子和電子混合的簡併態物質，觀測顯示白矮星的電子是在高密度的狀態（遵守費米-狄拉克統計，尚未使用到簡併態這個術語），其壓力高於離子的粒子壓力。.
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。.
约翰内斯·开普勒
约翰内斯·开普勒（Johannes Kepler ，），德国天文學家、數學家。开普勒是十七世紀科學革命的關鍵人物。他最為人知的成就為开普勒定律，這是稍後天文學家根據他的著作《新天文学》、《世界的和諧》、《哥白尼天文学概要》萃取而成的三條定律。這些傑作對艾薩克·牛頓影響極大，啟發牛頓後來想出牛頓萬有引力定律。 在他的职业生涯中，开普勒曾在奥地利格拉茨的一家神学院担任数学教师，成为汉斯·乌尔里奇·艾根伯格亲王（Hans Ulrich von Eggenberg）的同事。后来，他成了天文学家第谷·布拉赫的助手，并最终成为皇帝鲁道夫二世（Rudolf II）及其两任继任者马蒂亚斯（Matthias）和费迪南二世的皇家数学家。他还曾经在奥地利林茨担任过数学教师及华伦斯坦（Wallenstein）将军的顾问。此外，他在光学领域做了基础性的工作，发明了一种改进型的折光式望远镜（开普勒望远镜），并提及了同时期的伽利略利用望远镜得到的发现。 开普勒生活的年代，天文学与占星学没有清楚的区分，但是天文学（文科中数学的分支）与物理学（自然哲学的分支）却有着明显的区分。因為宗教信仰，克卜勒將宗教論點和理由寫進他的作品。因為相信上帝用智慧創造世界，人只要透過自然理性之光，也可理解上帝創造的計畫。。开普勒将他的新天文学描述为“天体物理学”、“到亚里士多德的《形而上学》的旅行”、“亚里士多德宇宙论的补充”、通过将天文学作为通用数学物理学的一部分改变古代传统的物理宇宙学。.
新！!: 聯星和约翰内斯·开普勒 · 查看更多 »
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。.
新！!: 聯星和美国国家航空航天局 · 查看更多 »
美国海军天文台
美国海军天文台（英語：United States Naval Observatory，縮寫：USNO），位于美国首都华盛顿的西北部，主要工作是为美国海军、国防部等部门提供高精度的天文数据，测量地球自转、天体的运动和位置，发布美国的标准时间。.
新！!: 聯星和美国海军天文台 · 查看更多 »
絕對星等
在天文學上，絕對星等（Absolute magnitude,M）是指把天體放在指定的距離时（10秒差距）天体所呈现出的视星等（Apparent magnitude,m）。此方法可把天體的光度在不受距離的影響下，作出客觀的比較。.
生物圈
生物圈（Biosphere）是指地球上所有生態系的統合整體，是地球的一个外层圈，其範圍大約為海平面上下垂直約10公里。它包括地球上有生命存在和由生命过程变化和转变的空气、陆地、岩石圈和水。从地质学的广义角度上来看生物圈是结合所有生物以及它们之间的关系的全球性的生态系统，包括生物与岩石圈、水圈和空气的相互作用。生物圈是一個封閉且能自我調控的系統。地球目前是整个宇宙中唯一已知的有生物生存的地方。一般认为生物圈是从35亿年前生命起源后演化而来的。 簡單來說地球上所有的生物體和賴以生存的環境，合稱生物圈。.
物理学
物理學（希臘文Φύσις，自然）是研究物質、能量的本質與性質，以及它們彼此之間交互作用的自然科學。由於物質與能量是所有科學研究的必須涉及的基本要素，所以物理學是自然科學中最基礎的學科之一。物理學是一種實驗科學，物理學者從觀測與分析大自然的各種基於物質與能量的現象來找出其中的模式。這些模式（假說）稱為「物理理論」，經得起實驗檢驗的常用物理理論稱為物理定律，直到有一天被證明是有錯誤為止(具可否證性)。物理學是由這些定律精緻地建構而成。物理學是自然科學中最基礎的學科之一。化學、生物學、考古學等等科學學術領域的理論都是建構於這些物理定律。 物理學是最古老的學術之一。物理學、化學、生物學等等原本都歸屬於自然哲學的範疇，直到十七世紀至十九世紀期間，才漸漸地從自然哲學中分別成長為獨立的學術領域。物理學與其它很多跨領域研究有相當的交集，如量子化學、生物物理學等等。物理學的疆界並不是固定不變的，物理學裡的創始突破時常可以用來解釋這些跨領域研究的基礎機制，有時還會開啟嶄新的跨領域研究。 通過創建新理論與發展新科技，物理學對於人類文明有極為顯著的貢獻。例如，由於電磁學的快速發展，電燈、電動機、家用電器等新產品纷纷涌现，人類社會的生活水平也得到大幅提升。由於核子物理學日趨成熟，核能發電已不再是藍圖構想，但其所引致的安全問題也使人們意識到地球環境、生態與人類的脆弱渺小。.
物质
物质是一個科學上沒有明確定義的詞，一般是指靜止質量不為零的東西。物质也常用來泛稱所有組成可觀測物體的成份 。 所有可以用肉眼看到的物體都是由原子組成，而原子是由互相作用的次原子粒子所組成，其中包括由質子和中子組成的原子核，以及許多電子組成的電子雲 。 一般而言科學上會將上述的複合粒子視為物質，因為他們具有靜止質量及體積。相對的，像光子等无质量粒子一般不視為物質。不過不是所有具有靜止質量的粒子都有古典定義下的體積，像夸克及輕子等粒子一般會視為質點，不具有大小及體積。而夸克和輕子之間的交互作用才使得質子和中子有所謂的體積，也使得一般物體有體積。 物質常見的物質狀態有四種：固體、液體、氣體及等离子体。不過實驗技術的進步產生了許多新的物質狀態，像是玻色–爱因斯坦凝聚及费米子凝聚态。對於基本粒子的研究也產生了新的物質狀態，像是夸克-膠子漿 。在自然科學的歷史中，許多人都在研究物質的確切性質，物質是由許多離散組件組合而成的概念，即所謂的「物質粒子論」，最早是由古希臘哲學家留基伯及德谟克利特提出。 愛因斯坦證明所有物體都可以轉換為能量（即質能等價），之間的關係式即為著名的E.
牛顿万有引力定律
万有引力定律（Newton's law of universal gravitation）指出，兩個質點彼此之間相互吸引的作用力，是與它們的質量乘積成正比，並與它們之間的距離成平方反比。 万有引力定律是由艾薩克·牛頓（Isaac Newton）稱之為歸納推理的經驗觀察得出的一般物理規律。它是經典力學的一部分，是在1687年于《自然哲学的数学原理》中首次發表的，并於1687年7月5日首次出版。當牛頓的書在1686年被提交給英國皇家學會時，羅伯特·胡克宣稱牛頓從他那裡得到了距離平方反比律。 此定律若按照現代語文，明示了：每一點質量都是通過指向沿著兩點相交線的力量來吸引每一個其它點的質量。力與兩個質量的乘積成正比，與它們之間的距離平方成反比。關於牛頓所明示質量之間萬有引力理論的第一個實驗，是英國科學家亨利·卡文迪什（Henry Cavendish）於1798年進行的卡文迪許實驗。這個實驗發生在牛頓原理出版111年之後，也是在他去世大約71年之後。 牛頓的引力定律類似於庫侖電力定律，用來計算兩個帶電體之間產生的電力的大小。兩者都是逆平方律，其中作用力與物體之間的距離平方成反比。庫侖定律是用兩個電荷來代替質量的乘積，用靜電常數代替引力常數。 牛頓定律的理論基礎，在現代的學術界已經被愛因斯坦的廣義相對論所取代。但它在大多數應用中仍然被用作重力效應的經典近似。只有在需要極端精確的時候，或者在處理非常強大的引力場的時候，比如那些在極其密集的物體上，或者在非常近的距離（比如水星繞太陽的軌道）時，才需要相對論。.
新！!: 聯星和牛顿万有引力定律 · 查看更多 »
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.
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.
適居帶
適居帶（circumstellar habitable zone, CHZ，或稱宜居帶），是天文學上給一種空間的名稱，指的是行星系中適合生命存在的區域。適居帶中的情況有利於生命的發展，並且可能像地球般出現高等生命。。有兩種區域是有可能的，一個是在行星系內，另一個則存在于星系之中。在適合的區域內的行星和天然衛星是最佳的候選者，這些地球外的生命有能力生活在類似我們的環境下。天文學家相信生命最可能發生在像太陽系這樣的星周盤適居帶（CHZ）和大星系的星系適居帶（GHZ） 內（雖然天文學家對後者的研究才剛開始）。適居帶也許是指「生命帶」、「綠帶」或「古迪洛克帶」（Goldilocks）。在我們的太陽系中，適居帶為距離恆星0.99至1.70天文單位之間的區域。 格利泽581g是人類在紅矮星格利泽 581 （距離地球大約20光年）旁發現的第六颗行星。格利泽581g是至今在天文學家發現系外行星中，軌道理論上位於適居帶中的著名例子。目前天文學家僅發現了十幾顆行星位於適居帶中，而克卜勒太空望遠鏡則確認了54顆行星位於適居帶中。天文學家目前估計銀河系至少有500,000,000顆行星位於適居帶中。.
聯星系統
聯星系統是天文學的術語，指在空間中的兩個天體（通常是恆星、星系或小行星）彼此間有引力上的交互作用存在，因而繞著共同的質心運轉。有些定義（像是雙行星，但不是聯星）需要質心不在兩個天體的任何一個內部。聚星系統像雙星系統一樣，只是有三個或更多的天體。.
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。.
新！!: 聯星和華盛頓雙星目錄 · 查看更多 »
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。.
行星状星云
行星狀星雲是恆星演化至老年的紅巨星末期，氣體殼層向外膨脹並被電離，形成擴大中的發射星雲，經常以英文的縮寫"PN"或複數的"PNe"來表示。"行星狀星雲"這個名稱源自1780年代的天文學家威廉·赫歇爾，但並不是個適當的名字，只因為當他通過望遠鏡觀察時，這些天體呈現類似於行星的圓盤狀，但又是霧濛濛的雲氣。因此，他結合"行星"與"星雲"，創造了這個新名詞。赫歇爾的命名雖然不適當，但仍被普遍的採用，並未被替換。相較於恆星長達數十億年歲月的一生，行星狀星雲只能存在數萬年，只是很短暫的現象。 大多數行星狀星雲形成的機制被認為是這樣：在恆星結束生命的末期，也就是紅巨星的階段，恆星外層的氣體殼被強勁的恆星風吹送進太空。紅巨星在大部分的氣體被驅散後，來自高溫的行星狀星雲核心（PNN，planetary nebula nucleus）輻射的紫外線會將被驅散的恆星外層氣體電離。吸收紫外線的高能氣體殼層圍繞著中央的恆星發出朦朧的螢光，使其成為一個色彩鮮豔的行星狀星雲。 行星狀星雲在銀河系演化的化學上扮演關鍵性的角色，將恆星創造的元素擴散成為銀河系星際物質中的元素。在遙遠的星系內也觀察到行星狀星雲，收集它們的資訊有助於了解化學元素的豐度。 近年來，哈伯太空望遠鏡的影像顯示許多行星狀星雲有著極其複雜和各種各樣的形狀。大約只有五分之一呈現球形，而且其中大多數都不是球對稱。產生各種各樣形狀的功能和機制仍都不十分清楚，但是中央的聯星、恆星風和磁場都可能發揮作用。.
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。.
新！!: 聯星和食 (天文現象) · 查看更多 »
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。.
馬腹一
腹一（半人马座β，简称Beta Cen、β Cen）是一颗视星等为0.61的恒星，位于半人马座。其为恆星亮度列表中第12亮的恒星，亦是该星座第二亮的恒星（第一为南门二）。不过据现代观测手段，马腹一实为由多颗恒星组成的恆星系統。据依巴谷卫星所测量的视差计算，该系统距太阳系约为390光年（120秒差距）。 人们常用马腹一来寻找南十字座，进而确定方位。其与南门二所组成的连线指向南十字座的顶端——十字架一，而十字架一与十字架的底端——十字架二所组成的连线则指向南天极。 该天体于北纬30°以北均不可见。在中国只有部分南方省市能够观测到，其最佳观测时间为4月至5月。.
角动量
在物理学中，角动量是与物体的位置向量和动量相关的物理量。對於某慣性參考系的原點\mathbf，物體的角動量是物体的位置向量和动量的叉積，通常写做\mathbf。角动量是矢量。 其中，\mathbf表示物体的位置向量，\mathbf表示角动量。\mathbf表示动量。角動量\mathbf又可寫為： 其中，I表示杆状系统的转动惯量，\boldsymbol是角速度矢量。 假設作用於物體的外力矩和為零，則物體的角动量是守恒的。需要注意的是，由于成立的条件不同，角动量是否守恒与动量是否守恒没有直接的联系。 當物體的運動狀態（動量）發生變化，則表示物體受力作用，而作用力大小就等於動量\mathbf的時變率：\mathbf.
角度
#重定向 度 (角).
角分辨率
利--，或瑞利--（Rayleigh criterion）表示了一個光學儀器的角分辨度（Angular resolution），最早由瑞利提出。 繞射限制了透鏡的分辨度。透鏡的口徑，可以視為單狹縫的2D版本。經過狹縫的光波干涉，形成所謂的愛里衍射圖樣。這引致圖像模糊。圓孔衍射的光強可寫成： I(\theta).
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。.
高光度藍變星
光度藍變星也稱為劍魚座S型變星，是非常亮、藍的超巨星變星，以最亮的大麥哲倫雲的劍魚座S為名，做為此類型的代表。它們是非常罕見的，在光度上展現出長而緩慢的變化，間歇的會有造成實際質量損失的爆發。 高光度藍變星的亮度是太陽的百萬倍，質量可以高達太陽的150倍，接近恆星質量的理論上限，使它們都列名在宇宙中最亮、最熱和釋放最多能量的恆星表中。如果它們是如此的巨大，它們的重力將無法與輻射壓力平衡，並且使他們各別成為極超新星。對它們來說，由於它們的恆星風持續的拋出質量，使恆星質量不斷減少，因此它們幾乎無法達成流體靜力平衡。也因為這個原因，在這樣的恆星周圍經常都有由它們的爆發產生的星雲圍繞著；海山二是最接近和最佳的研究例子。因為它們的高質量和高光度，它們的生命期非常短－ 只有數百萬年。 目前的理論認為高光度藍變星是在大質量恆星演化的階段中需要流失大量質量的過程。它們在爆炸成超新星之前可能會演變成沃爾夫-拉葉星。如果一顆這種恆星損失的質量不夠多，它也許會成為一種威力特別大的不穩定對超新星。 現在所知宇宙中最亮和最熱的恆星之一LBV 1806-20，就是一顆高光度藍變星。.
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。.
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：.
質心
質心為多質點系統的質量中心。若對該點施力，系統會沿著力的方向運動、不會旋轉。質點位置對質量加權取平均值，可得質心位置。以質心的概念計算力學通常比較簡單。質心對應的英文有 center of mass 與 barycenter（或 barycentre，源自古希臘的 βαρύς heavy + κέντρον centre）。後者指兩個或多個物體互繞物體的質量中心。 Barycenter 在天文學和天文物理上是很重要的一個觀念。從一個物體的質心轉移一個距離至彼此的質心，可以簡化成二體問題來進行計算。在兩個天體當中，有一個比另一個大許多的情況下（在相對封閉的環境），質心通常會位於質量較大的天體之內。因而較小的天體會在軌道上繞著共同的質心運動，而較大的僅僅只會略微"抖動"。地月系統就是這樣的狀況，倆者的質心距離地球的中心4,671公里，而地球的半徑是6,378公里。當兩個天體的質量差異不大時，質心通常會介於兩者之間，而這兩個天體會呈現互繞的現象。冥王星和它的衛星夏戎，還有許多雙小行星和聯星，都是這種情況的例子。木星和太陽的質量相差雖然超過1,000倍，但因為它們之間的距離較大，也是這一類型的例子。 在天文學，質心座標是非轉動座標，其原點是兩個或多個天體的質心所在。國際天球參考系統是質心座標之一，它的原點是太陽系的質心所在之處。 在幾何學，質心不等同於重心，是二維形狀的幾何中心。.
质量
在日常生活中的“重量”常常被用來表示“質量”，但是在科学上，这两个词表示物质不同的属性（参见质量对重量）。 在物理上，质量通常指物质在以下的三个实验上证明等价的属性之一：.
超巨星
超巨星是質量最大的恆星，在赫羅圖上占據著圖的頂端，在約克光譜分類中屬於Ia（非常亮的超巨星）或Ib（不很亮的超巨星），但最明亮的超巨星有時會被分類為0。 超巨星的質量是太陽的10至70倍，亮度則為太陽光度的30,000至數百萬倍，它們的半徑變化也很大，通常是太陽半徑的30至500倍，甚至超過1000倍太陽半徑。斯特凡-波茲曼定律顯示紅超巨星的表面，單位面積輻射的能量較低，因此相對於藍超巨星的溫度是較冷的，因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。 因為她們的質量是如此的巨大，因此壽命只有短暫的一千萬至五千萬年，所以只存在於年輕的宇宙結構中，像是疏散星團、螺旋星系的漩渦臂，和不規則星系。她們在螺旋星系的核球中很罕見，也未曾在橢圓星系或球狀星團中被觀測到，因為這些天體都是由老年的恆星組成的。 超巨星的光譜佔據了所有的類型，從藍超巨星早期型的O型光譜，到紅超巨星晚期型的M型都有。參宿七，在獵戶座中最亮的恆星，是顆藍白色的超巨星，參宿四和天蝎座的心宿二則是紅超巨星。 超巨星模型的塑造依然是研究領域中活躍且有困難之處的區塊，例如恆星質量流失的問題就仍待解決。新的趨勢與研究方法則不只是要塑造一顆恆星的模型，而是要塑造整個星團的模型，並且藉以比較超巨星在其中的分布與變化，例如，像在星系麥哲倫雲中的分布狀態。 宇宙中的第一顆恆星，被認為是比存在於現在的宇宙中的恆星都要明亮與巨大的。這些恆星被認為是第三星族，她們的存在是解釋在類星體的觀測中，只有氫和氦這兩種元素的譜線所必須的。 大部分第二型超新星的前身被認為是紅超巨星，然而，超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過，在強大的恆星風將外面數層的氣體殼吹散前他可能是一顆紅超巨星。 目前所知最大的幾顆恆星，依據體積的大小排序如下：盾牌座UY、天鵝座NML、仙王座RW、WOH G64、仙后座PZ、維斯特盧1-26、人馬座VX、大犬座VY（the Garnet Star）。以上排名与亮度和重量无关。.
超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
軌道
軌道可以指：.
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。.
軌道運動
軌道運動在物理學中可以是行星在行星軌道上的運動，或是電子環繞著核的運動，還可以是在任何一個系統內的一個部分的運動。在量子力學中，軌道運動提了角動量，同時也提供了自旋。.
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：.
軌道根數
軌道根數（或稱軌道要素或軌道參數）是對選定的两個質點，在牛頓運動定律和平方反比定律的重力吸引下，確認特定軌道所必須要的參數。由於運動的方式有許多種的參數表示法，依照你所選定的測量裝置不同，有幾種不同的方式來定義軌道根數，但都是描述相同的軌道。 這個問題包含三個自由度（軌道上的三個笛卡兒座標系），所以每個獨立的开普勒轨道（未受到攝動）經過解析後，可以由原始的笛卡尔數值以六個參數明確地定義天體的姿態和速度。因此，所有的軌道元素組合都明確的含有這六個元素。在數學上的明確解釋和討論可以參考以下的論述（參見：軌道狀態向量）。.
黑洞
黑洞（英文：black hole）是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體（並非是一般認知的「洞」概念）。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後，發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸，就連传播速度極快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點，而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。 當恆星內部氫元素全部核融合完畢時，因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷，但隨著壓力越來越高，內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹，這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍，這便是紅巨星，質量更大的恆星則會發生超新星爆炸，無論是紅巨星或是超新星，都會將外部物質全部吹飛，直到連重元素也燒完時，重力又會使得恆星繼續向內塌陷，最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星，質量稍大的恆星則會形成中子星，會放出規律的電磁波，至於質量更大的恆星則會繼續塌陷，強大的重力使周圍的空間產生扭曲，最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。直至目前為止，所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。 黑洞是天文物理史上，最引人注目的題材之一，在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今，黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同，並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。 根據英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以不再適合稱其名為黑洞，而應該改其名為「灰洞」，先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法，是他「最大的失誤」。.
辐射
物理學上的輻射指的是能量以波或是次原子粒子移動的型態，在真空或介質中傳送。包含.
錢德拉塞卡極限
錢德拉塞卡極限（Chandrasekhar Limit），以印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡命名，是無自轉恆星以電子簡併壓力阻擋重力塌縮所能承受的最大質量，這個值大約是1.4倍太陽質量 ，計算的結果會依據原子核的結構和溫度而有些差異, F. X. Timmes, S. E. Woosley, and Thomas A. Weaver, Astrophysical Journal 457 (February 1, 1996), pp.
新！!: 聯星和錢德拉塞卡極限 · 查看更多 »
開陽 (恆星)
開陽（大熊座ζ）是大熊座的一顆恆星，位在北斗的斗柄尾端第二顆星，是北斗七星之一。中文名稱出自《史記》的《天官書》，英文名稱源自阿拉伯文的ميزر mi'zar，意思是腰帶或環狀物。佛教經典與民間信仰中稱之武曲星。開陽的視星等為2.23，光譜分類為A1 V。 視力正常的人可以在開陽的正東方看見一顆稱為輔（大熊座80）的伴星。輔的視星等為3.99等，光譜類型A5 V。這兩顆星曾被稱為馬和騎士，而傳統上以第二顆星來做視力的測量。這兩顆星相距約四分之一光年，雖然自行顯示兩者有共同的運動，但是還是不能確定它們是一對聯星，還是一般認知的光學雙星。 使用較高級的望遠鏡和分光儀發現了更多的伴星。作為一顆很容易分辨的目視雙星，開陽是第一個望遠鏡下的聯星，這是Benedetto Castelli在1617年發現的，並要求伽利略觀測來證實。伽利略隨後就做了一份詳細的雙星報告。稍後，大約在1650年，Riccioli也敘述開陽是雙星，第二顆星稱為開陽B，視星等4.0等，光譜類型為A7，與主星相距380天文單位，以長達數千年的週期互繞。在1889年，皮克林的發現使開陽A成為第一顆光譜聯星，這兩顆星各別的亮度都是太陽的35倍，並以大約20年的週期互繞；稍後開陽B也被發現同樣是光譜聯星。在1996年，開陽A的伴星被海軍原型光學干涉儀以超高的解析度分辨出來。 這個五顆恆星組成的系統距離我們78光年，所有的成員都屬於大熊座移動星群－經由自行的測量，共同誕生但正在潰散的一群恆星。北斗七星中除了天樞和瑤光之外，其他的幾顆也都屬於這個星群。.
新！!: 聯星和開陽 (恆星) · 查看更多 »
银河系
銀河星系（古稱银河、天河、星河、天汉、銀漢等），是一個包含太陽系 的棒旋星系。直徑介於100,000光年至180,000光年。估計擁有1,000億至4,000億顆恆星，並可能有1,000億顆行星。太陽系距離銀河中心約26,000光年，在有著濃密氣體和塵埃，被稱為獵戶臂的螺旋臂的內側邊緣。在太陽的位置，公轉週期大約是2億4,000萬年。從地球看，因為是從盤狀結構的內部向外觀看，因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。 銀河系中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老，因此可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。在10,000光年內的恆星形成核球，並有著一或多根棒從核球向外輻射。最中心處被標示為強烈的電波源，可能是個超大質量黑洞，被命名為人馬座A*。在很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的速度在軌道上繞著銀河中心運行。這種恆定的速度違反了开普勒動力學，因而認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些質量被稱為暗物質。 銀河系有幾個衛星星系，它們都是本星系群的成員，並且是室女超星系團的一部分；而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。整個銀河系對銀河系外的參考坐標系以大約每秒600公里的速度在移動。.
脉冲星
脉冲星（Pulsar）是中子星的一種，為會週期性發射脈衝訊號的星體。.
自行
自行是恆星相對於太陽系的質量中心，隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變，它的測量是以角秒/年為單位（3600角秒才等同於角度的1度）。反之，徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度，隨著時間推展的變化率，通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質（即恆星的內稟性質），因為它包含了太陽系本身運動的元素在內。由於光速是有限的，遙遠恆星的真實速度很難觀測得到，觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。 自行的測量需要排除下列會影響觀測天體位置座標值的因素，這些因素主要有：.
英仙座
英仙座跨越了秋季的银河，所以对于天文爱好者来说，不管是使用双筒望远镜还是其他望远镜，这裡都是搜寻天体的好地方。这个星座有很多耀眼的亮星。即使是在市郊也能看见该星座轮廓。银河在该星系不像在旁边的天鹅座那样明亮，这使得人们能够看见很多亮星团，气体星云和行星状星云。这个星座有两个梅西耶天体：M34与M76（见下）。.
離心率
離心率又稱偏心率，是指圆锥曲线上的一点到平面内一定点的距离与到不过此点的一定直线的距离之比。其中此定点称为焦点，而此定直线称为准线。 设一圆锥曲线C由C: d(P,M).
電磁輻射
#重定向 电磁辐射.
雙星
雙星可以指：.
週期
週期（Period）指的是完成往復運動一次所需的時間，物理學上通常以T表示，單位為s。 週期為頻率（物理學上通常以\,f\,表示）的倒數：T.
HD 30453
HD 30453，又名BD+32 840，SAO 57444、HR 1528，是一颗恒星，视星等为5.86，位于銀經170.03，銀緯-7.78，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
新！!: 聯星和HD 30453 · 查看更多 »
Ia超新星
超新星（Type Ia supernova）出現在其中的一顆是白矮星，而另一顆可以是巨星或低質量恆星的聯星系統（兩顆軌道互繞的恆星）。白矮星是已完成其正常命週期核融合反應的恆星殘骸。但是，一般最常見的碳-氧白矮星，如果他們的溫度上升得足夠高，仍有進行核融合反應，進一步釋放大量能量的能力。物理上，低自轉速率的碳-氧白矮星會低於1.44太陽質量（）有點令人費解的是，儘管與電子簡併壓力無法阻擋災難性坍縮的錢德拉塞卡質量（Chandrasekhar mass）有所不同，這個限制通常被稱為錢德拉塞卡極限。如果一顆白矮星可以從其聯星系統的伴星逐漸吸積質量，一般假設當其接近此一質量極限時，核心將達到碳融合的點火溫度。如果白矮星與另一顆恆星合併（極為罕見的事件），它將在瞬間就超越了質量限制並開始坍縮，也會再次提升溫度超越核融合的燃點。在啟動核融合之後幾秒鐘，白矮星絕大部分的質量會經歷熱失控反應，釋放出極為巨大的能量（1–），在超新星爆炸中解除恆星的束縛。 這種類型的超新星由於爆炸的白矮星通過吸積的機制使質量幾乎一致，因此產生一致的峰值光度。因為超新星的視星等隨著距離而改變，這種穩定的最大光度使它們的爆發可以做為標準燭光，用來測量宿主星系的距離。 在2015年5月，NASA報告克卜勒太空望遠鏡觀測新發現一顆Ia超新星，KSN 2011b，爆炸的完整過程：爆炸前、爆炸中和爆炸後。前超新星時段的詳細資訊可能可以讓科學家對暗能量有更好的瞭解。.
Microsoft PowerPoint
Microsoft PowerPoint，簡稱PowerPoint，是一个由Microsoft公司开发的簡報程序，是Microsoft Office系统中的其中一个组件。它支持Microsoft Windows以及Apple的Mac OS X操作系统。現時最新的版本是Microsoft PowerPoint 2016 for Windows及2016 for Mac。 作为中最流行的形式，它被商业人员、教师、学生和培训人员广泛使用。.
新！!: 聯星和Microsoft PowerPoint · 查看更多 »
PSR B1620-26
PSR B1620-26是一顆脈衝星，又名PSR J1623-2631。.
新！!: 聯星和PSR B1620-26 · 查看更多 »
SN 1572
SN 1572，又名“第谷超新星”,“仙后座B”，是一顆於仙后座出現的超新星，也是少數能以肉眼看見的超新星之一。它於1572年11月11日由丹麦天文学家第谷·布拉赫首度觀測，當時它比金星光亮，隨著光度轉暗，至兩年後的1574年3月，它已經無法再以肉眼看到。仙后座还有另外一颗著名的超新星遗迹：仙后座A。 第谷·布拉赫可能不是这个超新星的首位发现者，倒可能是Wolfgang Schuler ，后者于1572年11月6日首次发现它。意大利天文学家Francesco Maurolico也可能先于第谷·布拉赫发现它。 作为一个暗淡的星云，这个超新星遗址于二十世纪六十年代被科学家用帕洛马天文台的望远镜观察到；之后，为倫琴衛星 (ROSAT) 的望远镜所拍摄到。这个超新星可能属于Ia超新星：它原本是一颗白矮星，因为从伴星取得物质，使质量超过钱德拉塞卡极限，从而发生爆发，也可能是两颗白矮星并合而产生。Ia型超新星爆发后不会留下中子星或者黑洞，因此最后将不会产生像蟹状星云那样的脉冲风星云。SN 1572的冲击波目前仍以大约每秒数千公里的速度向外扩张。.
新！!: 聯星和SN 1572 · 查看更多 »
X射线天文学
X射线天文学是以天体的X射线辐射为主要研究手段的天文学分支。X射线天文学中常以电子伏特（eV）表示光子的能量，观测对象为0.1keV到100keV的X射线。其中又将0.1keV-10keV的X射线称为软X射线，10keV-100keV称为硬X射线。由于X射线属于电磁波谱的高能端，因此X射线天文学与伽玛射线天文学同称为高能天体物理学。 宇宙中辐射X射线的天体包括X射线双星、脉冲星、伽玛射线暴、超新星遗迹、活动星系核、太阳活动区，以及星系团周围的高温气体等等。由于地球大气层对于X射线是不透明的，只能在高空或者大气层以外观测天体的X射线辐射，因此空间天文卫星是X射线天文学的主要工具。.
X射线联星
X射线聯星是一类发出明亮X射线辐射的聯星，聯星系统中有一颗为致密星，通常为中子星或黑洞。它们的典型光度在1036-1038尔格／秒之间，比太阳全波段的光度高3到5个数量级。X射线聯星在靠近银心和银盘的方向分布比较集中，在球状星团中也有分布。.
柱一
没有描述。
极坐标系
在数学中，极坐标系（Polar coordinate system）是一个二维坐标系统。该坐标系统中任意位置可由一个夹角和一段相对原点—极点的距离来表示。极坐标系的应用领域十分广泛，包括数学、物理、工程、航海、航空以及机器人领域。在两点间的关系用夹角和距离很容易表示时，极坐标系便显得尤为有用；而在平面直角坐标系中，这样的关系就只能使用三角函数来表示。对于很多类型的曲线，极坐标方程是最简单的表达形式，甚至对于某些曲线来说，只有极坐标方程能够表示。.
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。.
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.
恆星大氣層
恆星大氣層是恆星的最外層區域，位置在核心、輻射層和對流層之上，依照獨特的特徵可以分為數層：.
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：.
恆星形成
恆星形成是分子雲的高密度區崩潰成為球形的電漿形成恒星的過程。作為天文物理的一個分支，恆星形成的研究包括作為前導的星際物質和巨分子雲，到恆星形成過程，早期型恆星和行星形成則是直接的成果。恆星形成的理論，不僅是一顆單獨恆星的形成，還必須統計聯星和初始质量函数。.
恆星系統
恆星系統或恆星系是少數幾顆恆星受到引力的拘束而互相環繞的系統，為數眾多的恆星受到引力的約束一般稱為“星團”或“星系”，但是概括來說都可以稱為恆星系統。恆星系統有時也會用在單獨但有更小的行星系環繞的恆星。.
恆星黑洞
恆星黑洞（Stellar black hole）是一種大質量恆星（大約20倍太陽質量，但其真實質量並未證實，而且也取決於其他變數）引力坍塌後所形成的黑洞，可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡，其質量是五至數十倍的太陽質量。目前已知質量最大的恆星黑洞是15.65±1.45倍太陽質量。另外，也有証據證明IC 10 X-1 X-ray是一個擁有24至33倍太陽質量的恆星黑洞。 根據廣義相對論，可以存在任何質量的黑洞。質量越少，形成黑洞所需的密度就越高（參看史瓦西半徑）。直至目前為止，還沒有發現任何可以製造少於1太陽質量的黑洞方法。但如果它們存在，它們極有可能是微黑洞。 恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星寿终正寝时，即所有能量耗盡後，引力坍塌是無可避免的事態。如果恆星的坍塌質量低於臨介值時，將會生成白矮星或中子星的緻密星。這些星體擁有最大的質量，所以，如果緻密星的質量超過此臨介值時，引力坍塌會繼續，然後突變為重力坍塌，形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量，但估計也有3倍太陽質量。直至目前為止，質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 另外，也有觀察証據證明有兩種質量比恆星黑洞更大的黑洞，它們是中介質量黑洞（位於球狀星團的中心）和超大質量黑洞（位於銀河系和活動星系核的中心）。 一個黑洞最多只能擁有以下三個特性：質量、電荷和角動量（旋轉）。所有自然生成的黑洞都會旋轉，但並沒有確實觀察旋轉狀況。恆星黑洞的旋轉是因為恆星的角動量守恆而造成的。.
恆星演化
恆星演化是恆星在生命過程中所經歷急遽變化的序列。恆星依據質量，一生的範圍從質量最大的恆星只有幾百萬年，到質量最小的恆星比宇宙年齡還要長的數兆年。右方的表顯示質量和恆星壽命的關聯性。所有的恆星都從通常被稱為星雲或分子雲的氣體和塵埃坍縮中誕生。在幾百萬年的過程中，原恆星達到平衡的狀態，安頓下來成為所謂的主序星。 恆星大部分的生命期都在以核融合產生能量的狀態。最初，主序星在核心將氫融合成氦來產生能量，然後，氦原子核在核心中佔了優勢。像太陽這樣的恆星會從核心開始以一層一層的球殼將氫融合成氦。這個過程會使恆星的大小逐漸增加，通過次巨星的階段，直到達到紅巨星的狀態。質量不少於太陽一半的恆星也可以經由將核心的氢融合成氦來產生能量，質量更重的恆星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恆星用盡了核心的燃料之後，其核心會塌縮成為緻密的白矮星，並且外層會被驅離成為行星狀星雲。質量大約是太陽的10倍或更重的恆星，在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端，恆星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱，然後成為低質量的白矮星The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp.
核聚变
--，是将两个较轻的核结合而形成一个较重的核和一个很轻的核（或粒子）的一种核反应形式。在此过程中，物质没有守恒，因为有一部分正在聚变的原子核的物质被转化为光子（能量）。核聚变是给活跃的或“主序的”恆星提供能量的过程。 两个较轻的核在融合过程中产生质量亏损而释放出巨大的能量，两个轻核在发生聚变时因它们都带正电荷而彼此排斥，然而两个能量足够高的核迎面相遇，它们就能相当紧密地聚集在一起，以致核力能够克服库仑斥力而发生核反应，这个反应叫做核聚变。 舉個例子：两个質量小的原子，比方說兩個氚，在一定条件下（如超高温和高压），會发生原子核互相聚合作用，生成中子和氦-4，并伴随着巨大的能量释放。 原子核中蕴藏巨大的能量。根据质能方程E.
椭圆
在数学中，椭圆是平面上到两个固定点的距离之和为常数的点之轨迹。 根據該定義，可以用手繪橢圓：先準備一條線，將這條線的兩端各綁在固定的點上（這兩個點就當作是橢圓的兩個焦點，且距離小於線長）；取一支筆，用筆尖将線繃緊，這時候兩個點和筆就形成了一個三角形（的兩邊）；然後左右移動筆尖拉著線開始作圖，持續地使線繃緊，最後就可以完成一個橢圓的圖形了。.
標準燭光
標準燭光是天文學中已經知道光度的天體，而在宇宙學和星系天文學中獲得距離的幾種重要方法都是以標準燭光做基礎的。比較已知的光度（或是它的對應函數的數值，絕對星等）和他的觀測亮度（視星等），距離可以經由下面的公式計算而得： 此處的D是距離，kpc是千秒差距（103 秒差距）， m是視星等，M是絕對星等（兩者均處於靜止的狀態下）。 （這與天體的距離模數是緊密相關的。） 標準燭光有下列這些類型：.
次巨星
次巨星 次巨星是有著與正常主序星（矮星）相同的光譜類型，但比較明亮，卻又不如巨星明亮的恆星。次巨星這個名詞適用於恆星演化的一個階段，是一個光譜的特定光度分類。.
正弦曲線
正弦曲線或正弦波（Sinusoid／Sine wave）是一種來自數學三角函數中的正弦比例的曲線。也是模拟信号的代表，與代表數位信號的方波相對。.
比邻星
比鄰星或毗鄰星（Proxima Centauri）位於半人馬座，是半人馬座α三合星的第三顆星，依拜耳命名法也稱為半人馬座α星C，是距離太陽最近的一顆恆星（4.22光年），恆星分類屬於紅矮星。 它是由天文學家羅伯特·因尼斯于1915年在南非發現的，當時他是擔任約翰尼斯堡聯合天文台的主管。.
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。.
气体
气体是四种基本物质状态之一（其他三种分别为固体、液体、等离子体）。气体可以由单个原子（如稀有气体）、一种元素组成的单质分子（如氧气）、多种元素组成化合物分子（如二氧化碳）等组成。气体混合物可以包括多种气体物质，比如空气。气体与液体和固体的显著区别就是气体粒子之间间隔很大。这种间隔使得人眼很难察觉到无色气体。气体与液体一样是流体：它可以流动，可变形。与液体不同的是气体可以被压缩。假如没有限制（容器或力场）的话，气体可以扩散，其体积不受限制，沒有固定。气态物质的原子或分子相互之间可以自由运动。 氣體的特性介於液體和等离子体之間，氣體的溫度不會超過等离子体，氣體的溫度下限為簡併態夸克氣體，現在也越來越受到重視。高密度的原子氣體冷卻到非常低的低溫，可以依其統計特性分為玻色氣體和費米氣體，其他相態可以參照相態列表。.
沃爾夫-拉葉星
#重定向 沃爾夫–拉葉星.
新！!: 聯星和沃爾夫-拉葉星 · 查看更多 »
洛希瓣
洛希瓣是包圍在恆星周圍的空間，在這個範圍內的物質會受到該天體的引力約束而在軌道上環繞著。如果恆星膨脹至洛希瓣的範圍之外，這些物質將會擺脫掉恆星引力的束縛。如果這顆恆星是聯星系統，則這些物質會經由內拉格朗日點落入伴星的範圍內。等位面的臨界引力邊界形狀類似淚滴形，淚滴形的尖端指向另一顆伴星（尖端位於系統的拉格朗日點）。它不同於洛希極限，後者是僅由引力維繫在一起的物質受到潮汐力作用開始崩解的距離；它也與洛希球不同，那是在一個天體周圍的空間，在受到另一個它所環繞的更巨大天體的攝動時，仍能維持小天體的軌道穩定，接近球形的引力球。洛希瓣、洛希極限和洛希球都是以法國天文學家愛德華·洛希的名字命名的。.
渐台二
渐台二（β Lyr / 天琴座β）是在天琴座的一個双星系統，距離地球大約882光年。在阿拉伯的傳統名稱是الشلياق Sheliak，意思是"烏龜"或"豎琴"。 天琴座β中，A、B星是由藍白色（B7II）主星和深埋在气体中的蓝色（B0.5V）伴星組成的一對半分离双星系統。天琴座β是這一類食變星的原型，系統內的成員很接近，因而相互間的萬有引力足以將對方光球層的物质拉出來，因此恆星已經變形成為橢球的形狀，并发生质量转移。A星初始质量很大，因此很快膨胀到了巨星阶段，它的物质源源不断流向B星，使得原本较轻的B星变成双星中较重的一颗，并且减慢了B星的演化，使得B尚在主序星阶段。现今A星已经损失了初始质量的75%以上，目前质量略小于太阳的3倍，B星深埋在A抛出的大量气体尘埃之中，显得非常昏暗。但是B目前的质量已经达到了太阳的13-15倍之大。天琴座β的視星等以12.9075天的週期在+3.4等至+4.6等之間變化，A、B星因為太接近而無法光學望遠鏡解析出來，它们是光譜聯星。 這個系統的视线方向还有好几颗恒星。其中一对光学双星（在同一视线方向，但实际距离很远，没有物理上的关系）距離A/B星系统45.7"，光譜為B7V，視星等+7.2，可以輕鬆的用雙筒望遠鏡看見；它们的亮度約為太陽的80倍，也是光譜雙星，週期4.34天。另外还有一顆较远的恆星——天琴座βF，角距離86"，視星等+9.9，光度是太陽的7倍。.
温度
温度是表示物体冷热程度的物理量，微观上来讲是物体分子热运动的剧烈程度。温度只能通过物体随温度变化的某些特性来间接测量，而用来量度物体温度数值的标尺叫温标。它规定了温度的读数起点（零点）和测量温度的基本单位。溫度理論上的高極點是「普朗克溫度」，而理論上的低極點則是「絕對零度」。「普朗克溫度」和「絕對零度」都是無法通过有限步骤達到的。目前国际上用得较多的温标有摄氏温标（°C）、华氏温标（°F） 、热力学温标（K）和国际实用温标。 温度是物体内分子间平均动能的一种表现形式。值得注意的是，少數幾個分子甚至是一個分子構成的系統，由於缺乏統計的數量要求，是沒有溫度的意義的。 溫度出現在各種自然科學的領域中，包括物理、地質學、化學、大氣科學及生物學等。像在物理中，二物體的熱平衡是由其溫度而決定，溫度也會造成固體的熱漲冷縮，溫度也是熱力學的重要參數之一。在地質學中，岩漿冷卻後形成的火成岩是岩石的三種來源之一，在化學中，溫度會影響反應速率及化學平衡。大气层中气体的温度是气温（Atmospheric temperature），是氣象學常用名词。它直接受日射所影響：日射越多，氣温越高。 溫度也會影響生物體內許多的反應，恒温动物會調節自身體溫，若體溫升高即為發熱，是一種醫學症狀。生物體也會感覺溫度的冷熱，但感受到的溫度受風寒效應影響，因此也會和周圍風速有關。.
激變變星
變變星（Cataclysmic variable star，CV），是擁有一顆白矮星和伴星的雙星系統（參考雙子座U），這顆伴星通常是紅矮星，但有些情況下它也可以是一顆白矮星或正在演化成次巨星。截止2006年2月1日，已經有超过1600颗激變變星被发现。 http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/index.html （此目录下的激变变星数据于2006.02.01日起冻结不再更新。） 以觀測的觀點來看，激變變星很容易被發現。它們通常是相當藍的天體，而大多數的天體都是偏紅的；這些系統的變化經常是相當強且快速的，強烈的紫外線甚至是X射線和一些特有的發射線是這類變星的典型產物。 這兩顆星非常靠近，以至於白矮星的引力可以扭曲伴星，並且白矮星可以從伴星吸積物質。因此，伴星經常會被稱為施主星，失去的物質會在白矮星的週圍形成吸積盤，強烈的紫外線和X射線經常從吸積盤發射出來。吸積盤也是不穩定的，當盤內的部分物質落至白矮星時，會導致 矮新星的爆發。 在吸積的過程中，物質在白矮星的表面累積。而因為施主星通常含有豐富的氫，在多數的情況下，吸積層最底部的密度和溫度終將上升達到足夠點燃核聚變的反應。反應在短時間內將數層體積內的氫燃燒成氦，外面的產物和數層的氫會被拋入星際空間內，這就被看成是新星的爆發。如果吸積的過程持續進行的足夠久，白矮星的質量將會達到錢德拉塞卡極限，內部增加的密度可能點燃已經死寂的碳，融合並觸發Ia超新星的爆炸，將白矮星完全的摧毀。 激變變星可以細分成幾個次級的群組，經常是以一顆明亮的原型特徵為典型為來命名。這些群組可能會有些重疊，包括天鵝座SS、雙子座U、鹿豹座Z、大熊座SU、武仙座AM、武仙座DQ、天蠍座VY、獵犬座AM和六分儀座SW。 在某些情況下白矮星的磁場會強到足以打亂、甚至完全阻礙了吸積盤的形成。在強烈磁場下的可見光會顯示出強烈和易變的極化，因此有時稱為中度極化（在吸積盤只有部分被摧毀的情況）或高度極化（在阻礙吸積盤形成的情況下）。如同在早先就提到的，變星類型習慣以知名的原型星命名，高度極化和中度級化的分別被以相關的武仙座AM和武仙座DQ來命名。.
望远镜
望遠鏡是一種可以透過遙控方式收集電磁波（例如可見光）以協助觀察遠方物體的工具。已知能實用的第一架望遠鏡是在17世紀初期在荷蘭使用玻璃透鏡發明的。這項發明現在被應用在陸地和天文學。 在第一架望遠鏡被製造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被製造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。望遠鏡這個名詞現在是泛指能夠偵測不同區域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。 英文的「telescope」（來自希臘的τῆλε，tele "far"和 σκοπεῖν，skopein "to look or see"；τηλεσκόπος，teleskopos "far-seeing"）。這個字是希臘數學家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年於伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。.
星群
星群是天文學中出現在地球的星空中一種非正式星座型態的恆星集團。像星座一樣，它們基本上是由一些在相同方向上的恆星組成，但沒有物理上的實質關聯性，經常在與地球的距離上有著顯著的不同。一個星群可以由同一個星座的恆星組成，也可以是來自多個不同星座的恆星。它們主要由簡單的形狀或少數的恆星構成，使它們的樣式很容易辨認，因此對正在學習辨認星座與在觀看夜空的初學者特別有用。.
星风
星風（Stellar Wind）是恒星表面发出的物质流，是恒星质量流失的一种途徑。星風在所有恆星中都普遍存在，但速度和强度有很大差别。 太阳发出的星風通常称为太阳风，速度大约为每秒200-300公里。从冕洞吹出的太阳风速度则要快一些，大约每秒700公里。太阳通过星風损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量，在一生中通过星風大约会损失掉0.01%的质量，因此星風对其恆星演化的影响可以忽略不计。红巨星星風的速度较低，大约为每秒20-60公里。但是由于其星風的密度很大，并且红巨星的表面积很大，由于星風造成的质量损失可以达到每年10-8-10-5倍太阳质量。恒星的质量越小，星風损失质量的速率越小，对于太阳这样的中小质量恒星的演化过程来说，星風造成的质量损失可以忽略不计。而对于大质量恒星，如沃尔夫-拉叶星，星風造成的质量损失率很大，在其一生中质量会发生明显的变化，星風对其演化过程具有很重要的影响。 一般认为，在太阳这样的质量较小、温度较低的恒星中，星風是由于温度很高的冕层发生压力扩张造成的。对于质量较大、较“热”的恒星，冕层的温度和恒星表面差不多，这时星風主要是由辐射压驱动的。.
海山二
海山二（Eta Carinae）是位于船底座的一個恆星系統（赤經10 h 45.1 m、赤緯−59°41m），距離太陽大約7,500至8,000光年，在北緯27°以北的地區难以看見，而在南緯30°是一顆拱極星。這個系統至少有兩顆恆星，其中一顆是位於恆星生命早期階段，質量大約是太陽150倍的高光度藍變星（LBV），並且至少已經流失30個太陽質量。雖然它被認為還有一顆質量約為太陽30倍的沃夫–瑞葉星環繞著它較大的伴星，但海山二周圍有巨大厚重的紅色星雲，因而很難直接的發現。它總體的光度大約是太陽的590萬倍，而系統的質量估計超過150倍太陽質量 。由於它的質量和生命階段，預期在天文學上不久的將來，它將爆炸成為一顆極超新星，目前的估計是從現在開始的10,000年至20,000年。 在中國，它屬於近南極星區的星官海山，除了海山二之外，屬於這個星官的恆星還有半人馬座λ、、、船帆座μ和蒼蠅座λ 。.
新星
新星是激变变星的一类，是由吸積在白矮星表面的氫造成劇烈的核子爆炸的現象。这类星通常原本都很暗，难以发现，爆发时突然增亮，被认为是新产生的恒星，因此而得名。新星按光度下降速度分为快新星（NA）、中速新星（NAB）、慢新星（NB）和甚慢新星（NC），爆发时亮度会增加几万、几十万甚至几百万倍，持续几星期或几年。但不能和Ia超新星或其它恆星的爆炸混淆，包括加州理工學院在2007年5月首度發現的發光紅新星。 目前在银河系中已发现超过200颗新星。.
数学
数学是利用符号语言研究數量、结构、变化以及空间等概念的一門学科，从某种角度看屬於形式科學的一種。數學透過抽象化和邏輯推理的使用，由計數、計算、量度和對物體形狀及運動的觀察而產生。數學家們拓展這些概念，為了公式化新的猜想以及從選定的公理及定義中建立起嚴謹推導出的定理。 基礎數學的知識與運用總是個人與團體生活中不可或缺的一環。對數學基本概念的完善，早在古埃及、美索不達米亞及古印度內的古代數學文本便可觀見，而在古希臘那裡有更為嚴謹的處理。從那時開始，數學的發展便持續不斷地小幅進展，至16世紀的文藝復興時期，因为新的科學發現和數學革新兩者的交互，致使數學的加速发展，直至今日。数学并成为許多國家及地區的教育範疇中的一部分。 今日，數學使用在不同的領域中，包括科學、工程、醫學和經濟學等。數學對這些領域的應用通常被稱為應用數學，有時亦會激起新的數學發現，並導致全新學科的發展，例如物理学的实质性发展中建立的某些理论激发数学家对于某些问题的不同角度的思考。數學家也研究純數學，就是數學本身的实质性內容，而不以任何實際應用為目標。雖然許多研究以純數學開始，但其过程中也發現許多應用之处。.
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。.
拉格朗日点
拉格朗日点（Lagrangian point）又称平动点（libration points）在天体力学中是限制性三体问题的五个特殊解（particular solution）。就平面圆型三体问题，1767年数学家欧拉根据旋转的二体引力场推算出其中三个点（特解）為L1、L2、L3，1772年数学家拉格朗日推算出另外两个点（特解）為L4、L5。例如，两个天体环绕运行，在空间中有五个位置可以放入第三个物体（质量忽略不计），并使其保持在两个天体的相应位置上。理想状态下，两个同轨道物体以相同的周期旋转，两个天体的万有引力与离心力在拉格朗日点平衡，使得第三个物体与前两个物体相对静止。.
