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基普·索恩
基普·斯蒂芬·索恩（Kip Stephen Thorne， ）是美国理论物理学家，主要贡献是在引力物理和天体物理学领域。索恩和英国物理学家斯蒂芬·霍金，以及美国天文学家、科普作家、科幻小说作家卡尔·萨根保持了长期的好友和同事关系。2009年以前一直担任加州理工学院费曼理论物理学教授，是当今世界上研究在天体物理学領域的广义相对论理論與實驗的领导者之一。 2017年，索恩因对LIGO探测器及引力波探测的决定性贡献而与莱纳·魏斯及巴里·巴里什共同获得诺贝尔物理学奖。.
压强
生在兩個物體接觸表面、垂直於該表面的作用力，亦可稱為壓力。通常來說，在液壓、氣動或大氣層等領域中提到的「壓力」指的實際上是壓强，即在数值上等於接觸表面上每單位面積所受壓力。 壓強是分布在特定作用面上之力與該面積的比值。換句話說，是作用在與物體表面垂直方向上的每單位面積的力的大小。計式壓強是相較於該地之大氣壓的壓強。雖然壓強可用任意之力單位與面積單位進行測量，但是壓強的國際標準單位（每單位平方公尺的牛頓）也被稱作帕斯卡。 一般以英文字母「p」表示。压力與力和--積的關係如下： 其中.
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。.
半人马座X-3
半人马座X-3（Centaurus X-3，缩写为Cen X-3）位于半人马座方向，是第一个发现具有X射线脉冲的X射线源，后被确认为一颗低质量X射线双星。半人马座X-3最早是在1967年发现的，1971年乌呼鲁卫星观测到它具有规则的脉冲，周期为4.84秒，同时每隔2.087天脉冲就中断将近12个小时。这表明它是一颗X射线双星，X射线脉冲是由双星系统中中子星发出的，同时因两子星相互绕转而发生周期性的掩食。 半人马座X-3距离太阳约8,000秒差距，是一颗典型的低质量X射线双星。它的主星是一颗20.5倍太阳质量的超巨星（克热明斯基星，Krzeminski's star），伴星是一颗1.21倍太阳质量的中子星，光度约为1038erg/s。.
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千新星
千新星（kilonova 或 r-process 超新星），是一类发生于双致密天体（如双中子星，中子星与黑洞）并合过程中的暂现天文事件。由于在并合过程中产生各向同性的物质抛射和重的R-過程元素的放射性衰变，千新星被认为可以发出短伽玛射线暴和强电磁辐射。 人类利用哈勃空间望远镜于2013年首次观测到千新星事件。.
史瓦西半徑
史瓦西半徑（Schwarzschild radius）是任何具有質量的物质都存在的一个臨界半徑特征值。在物理学和天文学中，尤其在万有引力理论、广义相对论中，它是一个非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次发现了史瓦西半徑的存在，这个半径是一个球状对称、不自转又不帶電荷的物体的重力场的精确解。该值的含义是，如果特定质量的物质被压缩到该半径值之内，将没有任何已知类型的力（如简并压力）可以阻止该物质自身的重力将自己压缩成一个奇点。 對符合條件（即不自轉、不帶電）的任何物体的史瓦西半徑皆与其质量成正比。理論上，太阳的史瓦西半徑约为3公里，地球的史瓦西半徑只有约9毫米。 一個不少於3.2個太陽質量的星體一旦塌縮至小於它的史瓦西半徑便會因為自身重力塌縮成為一點，从而變成黑洞。对于一个已经形成的黑洞来说，若将史瓦西半徑内的物质看作一个系统，则该系统内的任何物质都无法逃逸出该半径之外。换句话说，该半径也是不带电荷无自转黑洞的视界，光和粒子均无法逃离这个球面。由于黑洞的无毛性（即我们无法得到有关黑洞内部的有效信息），再加上目前所知的科学定律在史瓦西半徑内均会失效，因此我们无法观测或者预测史瓦西半徑内的事件。也就是说，我们无法确切知道黑洞内是否存在一个由某种物质组成的球体，如果存在的话，其球体的半径是多少。正因如此，视界通常被认为是黑洞的表面。又因为黑洞视界本身并不好直接测量，史瓦西半徑等类似方法就作为估算视界半径的方法。银河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑估計约为780万公里。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半徑等于我们的可觀測宇宙的半径，也就是說如果可觀測宇宙的平均密度為臨界密度，其本身可被理解為一個黑洞。 然而，旋轉黑洞、帶電荷黑洞及旋轉並帶電黑洞的解則較為複雜，在不同的條件下，它們可以有兩层、一层或者甚至沒有视界。.
吸积
吸积是天体通过引力“吸引”和“积累”周围物质的过程。吸积过程广泛存在于恒星形成、星周盘、行星形成、双星系统、活动星系核、伽玛射线暴等过程中。吸积在天体物理学中是比核聚变等其他能源更高效的产能方式。例如发生在黑洞或中子星周围的吸积过程能够将被吸积物质静质量能的10%以上转化为辐射的能量。由于被吸积的物质往往具有角动量，因此会形成吸积盘。.
吸积盘
吸积盘（accretion disc 或 accretion disk）是一种由弥散物质组成的、围绕中心体转动的结构（常见于绕恒星运动的盘状结构）。比较典型的中心体有年轻的恒星、原恒星（protostar）、白矮星、中子星以及黑洞。在中心天体引力的作用下，其周围的气体会落向中心天体。假如气体的角动量足够的大，以致在其落向中心天体的某个位置处，其离心力能够跟中心天体的引力相抗衡，那么，一个类似于盘状的结构就会形成，这种结构就叫做“吸积盘”。在吸积盘中，物质通过较差转动及粘滞向外传递角动量。在这个过程中，气体所携带的引力能得到释放。这些释放的引力能会加热吸积盘中的气体，导致气体向外辐射。计算表明，气体辐射的主要频率（或气体的温度）与中心天体的质量有关。若中心天体为年轻的恒星或者原恒星，那么吸积盘辐射多半处于红外区，而中子星及黑洞产生的吸积盘的辐射多半处于光谱的X-射线区域。.
多方球
在天文物理學上的多方球（或稱為多層球，Polytrope），是指莱恩－埃姆登方程中壓力與密度關係的解，表示方程式為 P.
大爆炸
--又稱大--靂（Big Bang），是描述宇宙的源起與演化的宇宙學模型，这一模型得到了当今科学研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙学家通常所指的大爆炸观点为：宇宙是在过去有限的时间之前，由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的。根据2015年普朗克卫星所得到的最佳观测结果，宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21亿年，并经过不断的到达今天的状态。 大爆炸这一模型的框架基于爱因斯坦的广义相对论，又在场方程的求解上作出了一定的简化（例如宇宙學原理假设空间的和各向同性）。1922年，苏联物理学家亚历山大·弗里德曼用广义相对论描述了流体，从而给出了这一模型的场方程。1929年，美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现，从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移，从而推导出宇宙膨胀的观点。1927年时勒梅特通过求解弗里德曼方程已经在理论上提出了同样的观点，这个解后来被称作弗里德曼－勒梅特－罗伯逊－沃尔克度规。哈勃的观测表明，所有遥远的星系和星系团在视線速度上都在远离我们这一观察点，并且距离越远退行视速度越大 。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大，则说明它们在过去曾经距离很近。从这一观点物理学家进一步推测：在过去宇宙曾经处于一个密度极高且温度极高的状态，大型粒子加速器在类似条件下所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而，由于当前技术原因，粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限，因而到目前为止，还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而，大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释，事实上它所能描述并解释的是宇宙在初始状态之后的演化图景。当前所观测到的宇宙中氢元素的丰度，和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中，最初的几分钟内通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近，定性并定量描述宇宙早期形成的氢元素丰度的理论被称作太初核合成。 大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——穩態學說的倡导者，他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺，但霍伊尔本人明确否认了这一点，他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究做出了重要贡献，这是恒星内部通过核反应利用氢元素制造出某些重元素的途径。1964年发现的宇宙微波背景辐射是支持大爆炸确实发生的重要证据，特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后，大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。.
天体列表
天体（Astronomical object），又稱星体，指太空中的物体，更廣泛的解釋就是宇宙中的所有的個体。.
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。.
天蝎座X-1
天蠍座 X-1是位於天蝎座，距離大約9,000光年的一個X射線源。天蝎座X-1是在太陽系外發現的第一個X射線源，並且是在太陽之外，天空中最強的X射線源。這個X射線源的通量每天都在改變，並且與視星等在12-13等之間變化的光學變星天蝎座V818相關聯。.
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天蝎座恒星列表
以下是星座天蝎座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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天體震動
很多天體都會以地震波的形式釋放大量能量，造成該天體的劇烈震動，是為天體震動。它以震動的主體分類，如地震、月震等。.
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。.
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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).
天文學綱要
天文學是源於地球大氣層之外天體（如：恆星、行星、彗星、和星系）的科學和現象。天文學是最古老的科學之一，早期文明的天文學家有條不紊地在夜晚觀測天空，並且在早期就已經發現許多天體的組織結構。但是，直到望遠鏡發明之後，天文學才發展成為現代的科學。 下面的綱要提供天文學的專題指南的條目和概述。.
天文學辭彙
天文學辭彙是天文學上的一些術語。這項科學研究與關注的是在地球大氣層之外的天體和現象。天文學的領域有豐富的辭彙和大量的專業術語。.
天文物理期刊
天文物理期刊（The Astrophysical Journal）是在天文学及天体物理学領域重要的研究期刊，于1895年創刊，至2008年底都由美國芝加哥大學出版社發行；2009年1月起改由英國物理學會出版社發行。編輯部附屬美國天文學會之下，每月出版三冊，刊載的內容主要為最新的天文物理發展、發現、及学说。.
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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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夸克
夸克（quark，又譯“层子”或「虧子」）是一種基本粒子，也是構成物質的基本單元。夸克互相結合，形成一種複合粒子，叫強子，強子中最穩定的是質子和中子，它們是構成原子核的單元。由於一種叫“夸克禁閉”的現象，夸克不能夠直接被觀測到，或是被分離出來；只能夠在強子裏面找到夸克 。因為這個原因，人類對夸克的所知大都是來自對強子的觀測。 夸克有六種“味”，分別是上、下、-zh-tw:魅;zh-cn:粲-、奇、底及頂 。上及下夸克的質量是所有夸克中最低的。較重的夸克會通過一個叫粒子衰變的過程，來迅速地變成上或下夸克。粒子衰變是一個從高質量態變成低質量態的過程。就是因為這個原因，上及下夸克一般來說很穩定，所以它們在宇宙中很常見，而奇、--、頂及底則只能經由高能粒子的碰撞產生（例如宇宙射線及粒子加速器）。 夸克有着多種不同的內在特性，包括電荷、色荷、自旋及質量等。在標準模型中，夸克是唯一一種能經受全部四種基本相互作用的基本粒子，基本相互作用有時會被稱為“基本力”（電磁相互作用力、萬有引力、強相互作用力及弱相互作用力）。夸克同時是現時已知唯一一種基本電荷非整數的粒子。夸克每一種味都有一種對應的反粒子，叫反夸克，它跟夸克的不同之處，只在於它的一些特性跟夸克大小一樣但正負不同。 夸克模型分別由默里·蓋爾曼與喬治·茨威格於1964年獨立地提出 。引入夸克這一概念，是為了能更好地整理各種強子，而當時並沒有甚麼能證實夸克存在的物理證據，直到1968年SLAC開發出實驗為止 。夸克的六種味已經全部被加速器實驗所觀測到；而於1995年在費米實驗室被觀測到的頂夸克，是最後發現的一種。.
夸克星
夸克星（Quark star）由奇异物質組成，是一種理論假設可能存在的引力緻密星體，需要更多的觀測數據及關鍵遺失環結理論推導來佐證其真實性。 實驗驗證方面，關鍵的奇異物質理論至今還是假說，至2013年五月為止，沒有任何可能的夸克星類型被證實或理論可以完全自洽，基礎成分「H雙重子」亦未被尋獲，最後一組對「H雙重子」進行搜尋實驗的是日本KEK（高能加速器研究機構）與日本原子能研究開發機構（JAEA）的合作項目J-PARC，目前尚未有結論。 2013年6月17日，北京質譜儀BES III與日本KEK的Belle團隊在研究疑似粲夸克偶素（Charmonium）的Y（4260）時，分別獨立發現Zc（3900），實驗報告於美國物理通訊上發表，Zc（3900）的夸克態可能是ccud或是介子分子混雜態（hadron molecule），是目前跡象最明確有可能被正式認定的第一個四夸克態粒子（雙夸克反雙夸克態）。Zc（3900）如果確認成立，其意義十分重大，將正式確立多夸克態物理的成立，確認一整門新物理學的出現，多夸克態一旦成立，則夸克水平的星體均可能成立，但不見得是奇異夸克星，也有可能是混雜態夸克星或是孤子星產生機率更高，這對近代天體物理發展而言是一項很大的突破，一整個族系的多夸克態星體均有可能被列入天體物理的研究範圍內。 對夸克星模型產生矛盾的現有物理實驗當中，在2013年1月，質子大小再度被確認為0.84087飛米，以μ-氫原子（Hydrogen muon）作為測量基準，置信度為7σ，遠比使用氫原子精確許多，推翻百年以來推算的大小0.8768飛米，完成驗證程序，正式為物理學界承認（2010年，德國（MPQ）首度測量μ-氫原子所得數據大約為0.8418飛米，其後被物理學界稱為質子大小謎團）。該數值導致量子電動力學當中的一些物理常量可能必須修改，例如「里德伯常量」。質子的夸克態為uud，質子大小修正幅度達4%，這意味過去推導的「H雙重子」uuddss物態方程，在數值計算上幾乎是全面錯誤的，短距力的效應在夸克星模型當中被低估許多。由此可以確信的是現有的夸克星模型全部都是需要修正的，這包含了夸克星半徑的推算、引力緻密程度及內部能階所能產生各類衰變粒子所造成的星體穩定性問題，2013年以前推導的夸克星模型沒有任何一個是正確的，引用新數值重新計算的工作還在進行中，尚未有相關的新論文出現。 理論發展方面，2013年3月中，CERN宣布了希格斯玻色子的能階大約在125.3-126.0GeV之間，如果CERN以外的第三方對照組實驗的數據同樣驗證此一數值（現代科學程序上要求CERN以外的機構重覆檢驗正確性，至少要有CERN以外的一個單位或多個單位進行重覆證實，CERN的發現並非最終結論），則此一能階則表示夸克星核心將會頻繁地形成希格斯玻色子及比較強烈的真空極化效應，甚至會形成穩定的希格斯玻色子物質團，夸克星的組成將不再是單純的奇異物質團，模型還必須考慮到與希格斯玻色子的交互作用，舊有推導的夸克星模型則幾乎全面都存在錯誤。考慮到夸克星是最可能進一步坍縮成更高密度的引力緻密星體，核心當中含有高密度的希格斯玻色子應當是一個正確的物理推論結果，提供了完美解釋了進一步坍縮的成因，過往的夸克星模型通常避開此一量子效應，在希格斯玻色子能階確認以後，夸克星模型無可避免地需要進行全面修正。 在質量生成貢獻度方面，希格斯玻色子一般只貢獻大約10%以下，90%以上是由夸克與膠子之間的力所賦予，質子質量當中，夸克僅佔5%，膠子不具質量，其餘質量貢獻為夸克與膠子之間的交互作用所貢獻，由於H雙重子尚未尋獲，無法得知其實際質量，在夸克星的密度及強引力參數下，夸克與膠子之間的交互作用對質量的貢獻比例是否會發生重大改變，成為夸克星模型當中的關鍵要素，對於其是否進一步坍縮或是維持長期結構穩定，以及星體總質量的生成因素，有關鍵性的影響，同時也全面影響夸克星的演化結構，舊有的理論物態方程均未考慮到此一因素，明顯需要進行大幅度修正。 希格斯玻色子的發現，將會使得夸克星研究成為新物理學及「巨觀宇宙結構研究」的關鍵性角色，夸克星引力及質量生成機制涉及使用廣義相對論的部份必須幾乎全面修改，物態轉換過程的進一步研究，對於證明廣義相對論是一個錯誤的物理理論有很大的幫助，目前夸克星機制的矛盾，大多數都來自於使用廣義相對論假設，假定廣義相對論存在錯誤的假設，並且採用新的量子引力延展理論，例如或是純量不變量（Scalar invariant）系列約十餘種延展理論，在高能階區域進行修正，對於尋找正確的夸克星模型及證明「經典黑洞理論」是錯誤的天體物理理論會有很大的幫助，而正確的夸克星模型則對暗物質、巨引源、超級星系長城及巨觀宇宙結構有決定性的影響。.
夸克新星
夸克新星是一種假設的超新星，當中子星發生自發性的塌縮變可能成為夸克星。夸克新星的概念是Rachid Ouyed博士 (加拿大卡爾佳里大學) 和兩位戴博士 (印度加爾各答大學) 在各種不同的出版品中提出的。 當中子星的轉速降低時，通過一種稱為夸克禁閉的程序，他會轉換成夸克星。經過這個過程，恆星的內部將形成夸克物質。這個過程將釋放出大量的能量，或許能解釋宇宙中最高的能量爆炸，粗略的計算估計可以有高達1047焦耳的能量，可能會從中子星內部的轉換釋放出來。夸克新星可能是伽瑪射線暴的成因之一，依據Jaikumar 等，它們可能也參與形成白金等重元素的r-程序的核合成。 質量介於1.5和1.8太陽質量之間快速自轉的中子星是理論上能夠在哈伯時間內自轉減速轉變的最佳候選者。這種質量的中子星僅佔總數的一小部分，在這個基礎上保守的估計指出，在可觀測宇宙中每一天可能會出現兩顆夸克新星。 理論上，夸克星是電波寧靜的，因此電波寧靜中子星可能就是夸克星。 夸克新星的直接證據很貧乏，然而，最近觀測到的超新星SN 2006gy、SN 2005gj和SN 2005ap指出它們可能存在。.
奇異物質
奇異物質（strange matter）是的一種特例，通常認為是包含上夸克、下夸克和奇夸克的流體。這是與（質子、中子等構成的普通物質）及非奇異夸克物質（non-strange quark matter，除奇異物質外的夸克物質）相對的概念。該種物質被假定存在於中子星的核中，甚至可能是尺寸從飛米級別（奇異夸克團）到千米級別（夸克星）的獨立存在的物質。.
奇特星
奇特星（Exotic star）的名称类似于奇特原子（Exotic atom），只要是指其成分不是一般的由元素构成的星体，而是一类成分包括基本粒子夸克或其它假想粒子，在簡併壓力和引力间达到平衡之后形成，並且具有其它的量子特性的緻密星。主要包括夸克星和奇異星(成分以奇異物質為主)和更理論的先子星(由先子（前子）組成)。.
室女座干涉儀
室女座干涉儀（Virgo interferometer）是探測重力波的一個大型干涉儀，位於義大利比薩附近。室女座干涉儀是一個隔離外部干擾迈克耳孙干涉仪：它的反射鏡和儀器被懸掛，和激光束被在真空中運作。室女座干涉儀主要部分是兩個互相垂直的長臂，長度皆為3公里。 室女座干涉儀由五個國家实验室的科学合作组织所組成：法國和義大利、荷蘭、波蘭與匈牙利。其他類似的干涉儀包含雷射干涉重力波天文台（LIGO）。自2007年以來，雷射干涉重力波天文台和室女座干涉儀共享並共同分析偵測到的數據，並共同發表研究結果。這種合作是必要的：巨大的干涉探測器是不定向的（它們探測了整個天空），它們正在尋找哪些微弱的，很少發生的，並且埋沒于各種來源的儀器噪声的信號。因此，只有在多個儀器同時檢測的引力波才允許科學家聲稱得到一個發現，并且收集有關引力波信號的源的信息。 室女座干涉儀名稱來自室女座星系團，它大約包含1,500個星系，距離地球約5,000萬光年，是離地球最近的大型星系團，並且擁有雙星系統、中子星、黑洞、超新星等等有意思的可能波源，因此觀測到重力波的機會較高。 2016年初，室女座干涉儀逐漸升級，完成後將與雷射干涉重力波天文台共同合作。先進雷射干涉重力波天文台自2015年9月後就開始運作。 LIGO的執行董事David Reitze於2016年2月11日宣布於2015年9月首次觀測到GW150914重力波成果。.
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室女座恒星列表
以下是星座室女座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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宮本正太郎
宮本正太郎（みやもと しょうたろう，）是一位日本天文學家，廣島縣人。是天文學家荒木俊馬的學生。以行星大氣研究聞名。.
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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小熊座
小熊座（Ursa Minor）是北天星座之一。與大熊座一樣，小熊座的尾巴也可被視為斗（或勺）的手柄，因此有“小北斗”之稱：七顆星中的四顆星組成斗上的瓢，像北斗七星那樣。公元2世紀的天文學家托勒密把小熊座列入它的48星座，並沿用至今成為88個現代星座之一。傳統上小熊座是一個重要的導航星座，在航海上尤其重要，這是因為小熊座的勾陳一就是北極星。 勾陳一（小熊座α）是這個星座內最亮的恒星，它是黃白色的超巨星，同時也是夜空中最亮的造父變星，其視星等變化範圍為1.97至2.00。北極二（小熊座β）這恒星處於其生命的晚期，它已經膨脹過並冷卻成視星等為2.08的橙巨星，只比勾陳一暗一點。北極二和北極一（小熊座γ）曾經被稱為“北極星的守護星”。小熊座共有四顆恒星被探測到有行星圍繞，其中包括北極二。 小熊座還包含一顆孤立的中子星——，以及已知最熱的白矮星H1504+65，其表面溫度為20萬開氏度。.
小熊座恒星列表
以下是星座小熊座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.
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尤卡過程
尤卡過程（Urca process）是中子星和白矮星透過產生及釋出中微子而被假定参与了冷卻的過程。尤卡一詞在俄羅斯南部可被解為匪徒搶劫。.
岩屑盤
岩屑盤是由塵埃和岩屑組成，環繞在恆星周圍成盤狀的星周盤，在年輕的和發展中的恆星都曾經發現過，而且至少也已經發現一顆中子星有岩屑盤環繞著。它們在行星系形成的過程，可以被視為是原行星盤的階段。它們也可能是星子在碰撞階段產生和剰餘下來的殘骸。 迄2001年，可能有岩屑盤的候選者已經超過900顆恆星。它們通常都是在紅外光觀察時特別明亮的恆星系，並且看起來發射出過量的輻射。這些過量的紅外線輻射都是由恆星發射出的能量被星周盤吸收，然後再以紅外線輻射出來的。 在聯星系統中，當主星在被掩蔽的情況下，有些岩屑盤的影像可以直接被觀測到。.
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.
巴耳末系
巴耳末系或巴耳末線是原子物理學中氫原子六個發射譜線系列之一的名稱。 巴耳末系的計算可以使用約翰·巴耳末在1885年發現的巴耳末公式－ 一個經驗式。 來自氫原子所發射的光譜線在可見光有4個波長：410奈米、434奈米、486奈米和656奈米。它們是吸收光子能量的電子進入受激態後，返回主量子數n等於2的量子狀態時釋放出的譜線。.
中子
| magnetic_moment.
中介偏振星
中介偏振星（Intermediate Polar），或稱為武仙座DQ型變星，是屬於聯星的一種激變變星。.
希格斯玻色子的實驗探索
希格斯玻色子的實驗探索（search for the Higgs boson）指的是從實驗中證實希格斯玻色子存在與否？這是一個極為重要的基礎物理問題。物理學者花費四十多年時間尋找它。至今為止，全世界最昂貴、最複雜的實驗設施之一，大型強子對撞機（LHC），其建成的主要目的之一就是尋找與觀察希格斯玻色子與其它種粒子。2012年7月4日，歐洲核子研究組織（CERN）宣布，LHC的緊湊渺子線圈（CMS）探测到质量为125.3±0.6GeV的新玻色子（超過背景期望值4.9个标准差），超環面儀器（ATLAS）测量到质量为126.5GeV的新玻色子（5个标准差），这两種粒子极像希格斯玻色子。2013年3月14日，歐洲核子研究組織發表新聞稿正式宣布，先前探測到的新粒子是希格斯玻色子，並且暫時確認具有偶宇稱與零自旋，這是希格斯玻色子應該具有的兩種基本性質，但有一部分實驗結果不盡符合理論預測，更多數據仍舊等待處理與分析。 2013年10月8日，因為“次原子粒子質量的生成機制理論，促進了人類對這方面的理解，並且最近由歐洲核子研究組織屬下大型強子對撞機的超環面儀器及緊湊緲子線圈探測器發現的基本粒子證實”，弗朗索瓦·恩格勒、彼得·希格斯榮獲2013年諾貝爾物理學獎。 本篇文章從下段落起，將希格斯玻色子簡稱為「希子」。.
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布兰登·卡特
布兰登·卡特, FRS （Brandon Carter，），澳大利亚理论物理学家，最知名于他对黑洞性质的研究和第一个命名并采用现代形式的人择原理。 他是法国国家科学研究中心巴黎天文台宇宙和理论实验室（LUTH）默东园区的一名研究人员。.
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广义相对论中的开普勒问题
广义相对论中的开普勒问题，是指在广义相对论的框架下求解存在引力相互作用的两体动力学问题。在典型情况下以及本文中，其中一个物体的质量m和另一个物体的质量M相比可忽略，这种近似对应着实际情形中地球绕太阳公转，以及一个光子在一颗恒星的引力场中的运动等问题。在这些情形下，可以认为大质量M的位置在空间中是固定的，并且只有大质量的引力场对周围时空曲率变化有贡献。这时的时空曲率可由爱因斯坦场方程的史瓦西解来描述；而小质量m（以下简称“粒子”）的运动可由史瓦西解的测地线方程来描述。由于假设小质量m是点状的无尺寸粒子，两者之间的潮汐力可忽略。 从测地线方程可以推出广义相对论的关键性实验证据，著名的水星近日点的进动，以及光线在太阳引力场中的偏折。对于前者，广义相对论为观测到的这一现象提供了漂亮的解释，而后者则是广义相对论的--名预言，其正确性被亚瑟·爱丁顿爵士的实验观测所证实。 广义相对论的两体问题中还涉及了引力辐射造成的轨道衰减，这是一个纯粹的相对论效应，没有对应的经典力学版本。这个问题并不包含在史瓦西解中，请参见引力辐射和引力波天文学。.
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广义相对论的实验验证
1915年廣義相對論最初被發表之時，並沒有得到穩固的實驗證據支持，已知道的是它正確地解釋了水星近日點的反常進動，並且在哲學層面，它令人滿意地結合了艾薩克·牛頓的萬有引力定律和阿爾伯特·愛因斯坦的狹義相對論。1919年，光波在引力場中的軌跡被發現似乎會彎曲，正如廣義相對論所預測；但一直要等到1959年，一系列精確度實驗才開始進行，從而準確地檢驗了許多廣義相對論在弱引力場極限中的預測，並大大降低了理論於現實偏差的可能性。1974年起，拉塞爾·赫爾斯、約瑟夫·泰勒等人研究脈沖雙星的物理行為，其所受到的引力比在太陽系之中要大得多。無論是太陽系中的弱引力場極限，或是脈衝星系統中更強的引力場，廣義相對論的預測已有相當優良的實驗證據。.
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乔治·沃尔科夫
乔治·迈克尔·沃尔科夫，OC MBE FRSC（George Michael Volkoff，），加拿大物理学家，他与罗伯特·奥本海默共同预言了中子星的存在。.
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亚瑟·爱丁顿
亚瑟·斯坦利·爱丁顿爵士，OM，FRS（Sir Arthur Stanley Eddington，英語發音，），英国天體物理學家、数学家，是第一个用英语宣讲相对论的科学家，自然界密实（非中空）物体的发光强度极限被命名为“爱丁顿极限”。 在第一次世界大战期间，英国人并不太清楚德国的科学进展，爱丁顿在1919年写了“重力的相对理论报导”，第一次向英语世界介绍了爱因斯坦的广义相对论理论。.
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五夸克態
五夸克粒子是一種這結果尚未經過同行評議，所以仍舊歸類為假想粒子。-->次原子粒子，屬於奇異強子。五夸克粒子有五個夸克重子有三個夸克，介子有兩個夸克。。更詳細地說，是四個夸克和一個反夸克（表示他的重子數為1）。雖然物理學者預言五夸克粒子存在已很多年了，五夸克態顯然很不容易被發現。有些物理學者甚至提議，某種未知自然定律阻止五夸克粒子的出現。 2000年代，曾經有幾個實驗報告發現五夸克態的存在，但對於這些實驗所獲得的數據做重新分析，再加上對於後來完成的實驗做分析，所得到的結論是，這些先前得到的結果都是統計效應，而不是真實的共振See p. 1124 in 。2015年7月13日，歐洲核子研究組織的LHCb實驗團隊報告，在底Λ粒子 （Λ）的衰變反應中，發現了五夸克態，但這結果尚未經過同行評議。 在粒子物理學實驗室之外，五夸克粒子也可以在超新星形成中子星的過程中自然製成。 對於五夸克粒子的研究或許可以幫助洞悉這些恆星怎樣形成，也可以讓物理學者更加了解強相對作用。.
廣義相對論
广义相对论是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言非常不同，尤其是有关时间流易、空间几何、自由落体的运动以及光的传播等问题，例如引力场内的时间膨胀、光的引力红移和引力时间延迟效应。广义相对论的预言至今为止已经通过了所有观测和实验的验证——广义相对论虽然并非当今描述引力的唯一理论，但却是能够与实验数据相符合的最简洁的理论。不过仍然有一些问题至今未能解决。最为基础的即是广义相对论和量子物理的定律应如何统一以形成完备并且自洽的量子引力理论。 爱因斯坦的广义相对论理论在天体物理学中有着非常重要的应用。比如它预言了某些大质量恒星终结后，会形成时空极度扭曲以至于所有物质（包括光）都无法逸出的区域，黑洞。有证据表明恒星质量黑洞以及超大质量黑洞是某些天体例如活动星系核和微类星体发射高强度辐射的直接成因。光线在引力场中的偏折会形成引力透镜现象，这使得人们可能观察到处于遥远位置的同一个天体形成的多个像。广义相对论还预言了引力波的存在。引力波已经由激光干涉引力波天文台在2015年9月直接观测到。此外，广义相对论还是现代宇宙学中的的理论基础。.
廣義相對論入門
广义相对论是一种关于引力的理论，它在1907年到1915年由爱因斯坦完成。根据广义相对论，物质之间的引力来自于时空的弯曲。 在广义相对论出现之前的200多年间，牛顿万有引力定律被广泛接受，它成功地解释了物质之间的引力作用。在牛顿的定律中，引力来自大质量物质之间的相互吸引。虽然牛顿也不知道这种力的本质，但它在描述运动时却非常成功。 但是，实验和观测都显示，爱因斯坦对引力的描述能够解释多个由牛顿定律无法解释的现象，比如水星和其他行星轨道的反常的进动。广义相对论还预言了一些关于引力的显著效应，比如引力波和引力透镜，还有引力场引发的时间膨胀。2016年2月11日，LIGO團隊於華盛頓舉行的一場記者會上共同宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞融合。 广义相对论已经成为现代天体物理学的重要工具。它提供了现在理解黑洞（一个引力强大到使光都无法逃逸的空间区域）的基础。其强大的引力也使一些天体（比如活动星系核和X射线双星）发射出强烈的辐射。广义相对论也是宇宙学的标準大爆炸模型的理论框架中的一部分。 然而，到现在仍然有大量的问题没有解决，其中最根本的是广义相对论如何和量子力学结合而产生一个完整一致的量子引力理论。.
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仰望夜空
《仰望夜空》（英文：The Sky at Night）是一部BBC出品的關於天文學的月度電視紀錄片。從1957年4月24日首播以來，該節目都由同固定的一名主持人帕特里克·穆爾爵士主持，使它成為電視史上同由一名主持人主持的最長的節目。 此節目的開場和結束主題曲都是"At the Castle Gate"，節選自的配樂，作者是让·西贝柳斯。.
仙后座A
仙后座A（Cas A）是在仙后座的超新星遺跡（SNR，supernova remnant）和最亮的太陽系外無線電波源，它在天空中的頻率高於1GHz。這顆超新星在銀河系內，距離地球大約。來自超新星殘存下來的物質膨脹形成的雲氣，從地球的位置觀察，現在的大小約為。在業餘天文學的領域，以口徑234mm（9.25英寸）的望遠鏡配上適當的濾鏡，已經可以在可見光的波長下觀察到。 估計這顆恆星爆炸產生的光，大約在300年前首度抵達地球，但是沒有任何關於超新星的歷史記錄記載了這個殘骸的存在。由於對北半球中高緯度的地區而言，仙后座是個終年可見的拱極星座，所以這可能歸咎於星際塵埃的吸收，讓可見光在抵達地球之前被吸收。然而，約翰·佛蘭斯蒂德在製作星表時，在1680年8月6日曾紀錄是一顆6等的暗星。這樣的觀點傾向於解釋原恆星是異常大質量的，並且在爆炸之前已經拋出了許多外層的物質。這些外層會掩蔽原恆星在大爆炸時，來自恆星內部坍塌時釋放出來的可見光。 仙后座A是第一個被發現的獨立天文電波來源。它於1948年被劍橋大學的天文學家馬丁·賴爾和使用發現。它的光學對應體最早於1950年被確認。 仙后座A在3C星表的目錄中是3C461，在是G111.7-2.1。.
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。.
伦琴卫星
伦琴卫星（Röntgensatellit，缩写为ROSAT）是德国、美国、英国联合研制的一颗X射线天文卫星，为纪念发现X射线的德国物理学家伦琴而命名。.
伽玛射线暴
伽玛射线暴（Gamma Ray Burst，缩写GRB），又称伽玛暴，是来自天空中某一方向的伽玛射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，持续时间在0.01-1000秒，辐射主要集中在0.1-100 MeV的能段。伽玛暴发现于1967年，数十年来，人们对其本质了解得还不很清楚，但基本可以确定是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程。伽玛暴是目前天文学中最活跃的研究领域之一，曾在1997年和1999年两度被美国《科学》杂志评为年度十大科技进展之列。.
弗蘭科·帕西尼
弗蘭科·帕西尼（Franco Pacini，），義大利天文學家，曾經擔任佛羅倫斯大學教授。他曾經在法國、美國、歐洲南天天文台進行研究，主要領域是高能天文學。.
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弗里茨·兹威基
弗里茨·兹威基（Fritz Zwicky，），瑞士天文学家，他的一生幾乎都在加州理工學院工作，在理論和觀測天文學上，包括超新星、星系团等方面做出了重要的贡献。.
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引力坍缩
引力坍缩（英文：Gravitational collapse）是天体物理学上恒星或星际物质在自身物质的引力作用下向内塌陷的过程，产生这种情况的原因是恒星本身不能提供足够的作用力以平衡自身的引力，从而无法继续维持原有的流体静力学平衡，引力使恒星物质彼此拉近而产生坍缩。在天文学中，恒星形成或衰亡的过程都会经历相应的引力坍缩。特别地，引力坍缩被认为是Ib和Ic型超新星以及II型超新星形成的机制，大质量恒星坍缩成恆星黑洞时的引力坍缩也有可能是伽玛射线暴的形成机制之一。至今人们对引力坍缩在理论基础上还不十分了解，很多细节仍然没有得到理论上的完善阐释。由于在引力坍缩中很有可能伴随着引力波的释放，通过对引力坍缩进行计算机数值模拟以预测其释放的引力波波形是当前引力波天文学界研究的课题之一。.
引力波天文学
引力波天文学（Gravitational-wave astronomy）是观测天文学20世纪中叶以来逐渐兴起的一个新兴分支，其发展基础是广义相对论中引力的辐射理论在各类相对论性天体系统研究中的应用。传统天文学主要是使用电磁波來觀測各種天體系統，而引力波天文学則是通过引力波来观测发出引力辐射的天体系统。由于万有引力相互作用和电磁相互作用相比强度十分微弱，引力波的直接观测需要利用到當今最高端科技。 阿尔伯特·爱因斯坦於1915年发表广义相对论，隔年他又在理论上预言引力波的存在。然而，在之後一世紀時間，引力波都未能在实验上直接被检测到。間接的觀測最早是1974年普林斯顿大学的拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现的脉冲双星，PSR 1913+16，其軌道的演化遵守引力波理論的預測，兩人因此榮獲1993年諾貝爾物理學獎。隨後，又觀測到很多其它脈衝雙星，它們的軌道的演化都符合引力波理論的預測。 2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊於華盛頓舉行的一場記者會上宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為29及36倍太陽質量，這次探測為物理學家史上首次由地面直接成功探測重力波。同年6月15日，LIGO團隊宣布，第二次直接探測到重力波。所探測到的重力波也來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為14.2及7.8倍太陽質量，之後，又陸續確認探測到多次重力波事件。巴里·巴里什，莱纳·魏斯及基普·索恩因领导此项工作而荣获2017年诺贝尔物理学奖。.
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引力波探测器
引力波探测器（Gravitational-wave observatory）是引力波天文学中用于探测引力波的装置。重力波是加速中的質量在時空中所產生的漣漪。阿爾伯特·愛因斯坦在1916年首次提出引力波的概念。通過探測重力波，可以對廣義相對論進行實驗驗證。常用的探測器有棒状探测器和激光干涉儀等，這些探測器的主要運作原理是測量重力波通過時對兩個相隔遙遠位置之間距離的影響。1960年代起，多個重力波探測器陸續被建造與啟用，並在探測器靈敏度上有不斷的進步。現今，這些探測器已具備探測銀河系以內與以外的重力波源的功能，是重力波天文學的主要探測工具。 有一些實驗已經給出引力波存在的間接證據，例如，赫爾斯－泰勒脈衝雙星的軌道衰減符合廣義相對論預測的因引力波發射而導致的能量減損。拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒因這項研究獲得了1993年諾貝爾物理學獎。 2016年，LIGO科學團隊與VIRGO團隊共同宣布，在2015年9月14日测量到在距离地球13亿光年处的两个黑洞合并所發射出的引力波信号。之後，又陸續探測到多次重力波事件。.
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彼得·戈德赖希
彼得·戈德赖希（Peter Goldreich，），美国天体物理学家，研究领域侧重于天体力学、行星环、 日震学和中子星。他目前是加州理工学院的李·阿尔文·杜布里奇天体物理学和行星物理学教授。 自2005年以来，他还担任了普林斯顿高等研究院的教授。 小行星3805 戈德赖希以他的名字命名。.
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快速電波爆發
快速射电暴（fast radio burst，FRB）是一种高能天体物理现象，呈現瞬態電波脈衝，僅維持數毫秒的爆發。這些毫秒閃光都在銀河系之外，有著非常明亮、未經分析、廣泛的頻寬。每次爆發的頻率成分取決於爆發的量和不同波長的延遲時間。這種延遲被描述為與頻散量相關的值。快速電波爆發的色散顯示：其源頭非常巨大，不能預期其在銀河系之內，並且其傳播會穿越電漿。 快速電波爆發的起源尚不清楚，據推測是觀察到的銀河系外異常高能量的脈衝色散。有些人猜測這些信號可能是外星智慧的跡象。 快速電波爆發的名字是依據錄得訊號的時間日期，以"YYMMDD"的排序命名。例如，2011年6月26日的就稱為FRB 110626。第一個被發現的FRB是FRB 010621。在2015年1月19日，澳大利亞國家科學機構（聯邦科學與工業研究組織，CSIRO）的天文學家在帕克斯電波天文台首度直接觀測到FRB。.
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化學元素豐度
化學元素豐度（Abundance of the chemical elements）是在測量上與所有元素相比較所得到含量多寡的比值。豐度可以是質量的比值或是莫耳數(氣體的原子數量比值或是分子數量比值)，或是容積上的比值。在混合的氣體中測量氣體容積上的比值是最常用於表示豐度的方法，對混合的理想氣體（相對於是低密度和低壓的氣體）這與莫耳數是相當一致的。 例如，氧在水中的質量比是89%，因為這是水的質量和氧的質量的比值，但是氧在水中的莫耳比值只有33%，因為在水的莫耳數中只有三分之一是氧原子。在整個宇宙中，和在如同木星這樣的巨大的氣體行星中，氫和氦在質量上的豐度比值分別相對是74%和23-25%，但是摩爾(原子)比值卻高達92%和8%。但是，因為氫是雙原子分子，而氦在木星外層的大氣環境下只是單原子分子，以分子的摩爾數來比較，在木星大氣層中氫的豐度是86%，而氦的豐度是13%。 在本文中所提到的豐度，多數都是質量百分比的豐度。.
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化學星空
化學星空（Chemical Galaxy）是菲利普·史都華發明的一種新的元素周期表展示方法。星空圖基於化學元素的周期性，使元素以螺旋形排列，很好地表述了元素隨質子數目增加而顯示出的各種性質。實際上，化學星空並非第一個螺旋形元素周期表，在門捷列夫之前便有人做過這樣的嘗試。截止到目前為止，化學星空是這些嘗試中最令人滿意的。.
圓規座X-1
圓規座X-1（Circinus X-1）是一個包含一顆中子星的X射线联星系統。2007年7月對圓規座X-1的觀測中發現了黑洞聯星系統常見的X射線噴流。它是此類X射線聯星中第一個發現有類似黑洞特徵的系統。而圓規座X-1可能是已觀測的X射线联星中最年輕的其中一個。.
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圓拱星團
圓拱星團是銀河系中已知密度最高的星團，位於人馬座，與銀河系的中心大約只有100光年的距離。 由於這個區域的塵埃在光學的波段上有極為嚴重的消光，這個星團在視線上是被遮蔽的，只能利用X射線、紅外線和無線電的波段來觀察。 這個星團的半徑大約是1光年，擁有150顆或更多的年輕與非常高溫，比我們的太陽重且大許多倍的恆星。這樣的恆星僅需要幾百萬年就會耗盡它們的氫燃料，因此都具有非常明亮的光度。 這個星團也有因為恆星高速向外吹送的恆星風互相撞擊產生的震波形成的高溫氣體。 這個星團和五胞胎星團，同樣在這個區域的另一個大質量的年輕星團，估計的年齡在200萬至400萬年之間。 這個星團中質量最大的恆星估計已經成為超新星，形成中子星或是黑洞，或著被已知隱藏在銀心的黑洞以潮汐力扯開了。.
圆规座
圆规座（Circinus）是既細小又黯淡的南半天球星座，最初由法國天文學家尼可拉·路易·拉卡伊於1756年創立。英語名字為“圓規”一詞的拉丁語，這個星座代表的是繪圖中用於畫圓的圓規。圓規座內最亮的恆星是圓規座α，視星等為3.19。它是一顆變化輕微變星，同時是夜空中最亮的快速振蕩Ap星。圓規座AX是一顆肉眼可見的造父變星，而則是一顆被認為是由兩顆白矮星合併而成的黯淡恆星。圓規座內有兩顆與太陽類似且擁有行星系統的恆星：HD 134060擁有兩個小的行星，HD 129445則擁有一顆與木星類似的行星。超新星SN 185於公元185年在圓規座出現，現存有中國觀察者的記錄。在最近的20世紀圓規座內還出現過兩顆新星。 銀河橫穿圓規座，當中的顯著天體有疏散星團NGC 5823和行星狀星雲NGC 5315。圓規座內有一個值得注意的螺旋星系——圓規座星系，它於1977年被發現，是最接近銀河系的西佛星系。在1977年被發現的還有圓規座α流星雨（ACI），它是從圓規座輻射出去的流星雨。.
冷暗物质
冷暗物質（英语：Cold Dark Matter，简称CDM）是大爆炸理論在改善的過程中加入的新材料，這種物質在宇宙中不能用電磁輻射來觀測，因此是暗的；同時這種微粒的移動是緩慢的，因此是冷的。在2006年，多數的宇宙學家熱衷於描述冷暗物質如何在早期宇宙仍是平滑的初始狀態下（如宇宙微波背景辐射所示），如何形成如同我們今日所見的星系和星系團的結構－宇宙的大尺度結構。 在冷暗物質的理論中，結構依層級增長，在連續和逐級增長的過程中，少量的物質先塌縮和合併在一起，逐漸形成越來越巨大的結構。在流行在80年代的熱暗物質的事例中，結構不依層級增長（由下而上），而是以斷裂的方式發展（由上而下），最巨大的超星系團先形成像船艙甲板似的，像薄煎餅的層狀結構，然後斷裂形成，像星系－我們的銀河系－這樣的小碎片。熱暗物質預測的與觀察到的大尺度結構大相逕庭，而冷暗物質的事例卻總能與觀測的現象契合。 有兩個重要的矛盾出現在冷暗物質理論的預測和觀測的事例之間：星系和星系團在空間中的出現和形成，為冷暗物質的拼圖製造了潛在的危機。.
內爆
內爆是一種物體塌陷（或受擠壓）至自身內部的過程。作為爆炸的對立面，內爆將物質與能量集中而非擴散。真正意義上的內爆通常涉及內部（相對低）與外部（相對高）的壓力差，或內外受力不均，以至於物體結構向內塌陷。內爆的一個典型例子是潛水艇因受深海水壓而被壓碎。.
全同粒子
在量子力學裏，全同粒子是一群不可區分的粒子。全同粒子包括基本粒子，像電子、光子，也包括合成的粒子，像原子、分子。 全同粒子可以分為兩種類型：.
先子星
先子星(Preon stars)在理論上是由先子構成的緻密星，這是在理論上組成夸克和輕子的一種次原子粒子。先子星的密度預測是介於中子星和黑洞之間－超過1020 克/立方公分，是極為驚人的。一顆質量與地球相似的先子星，直徑只有網球直徑大小。 這種天體原則上可以藉由經過重力透鏡觀測到的γ射線偵測出來。先子星的存在，或許可以解釋暗物質假說所造成的迷惑。 雖然很難解釋如此輕的物質如何形成如此緻密的天體，但先子星可能誕生於超新星爆发或大爆炸。.
先驅者鍍金鋁板
先驱者鍍金鋁板，是指安裝在兩艘無人駕駛太空探測器－先驱者10號及先驱者11號上，一塊載有由人類發出的訊息的鍍金鋁板。板上刻有一男一女的畫像，及一些符號用以表示這艘探測器的來源。就像海中漂浮的瓶中信，這段訊息將會在星際間漂浮。但是，若探測器要航行到一個距離太陽系30光年距離的恆星的話，其所需的平均時間就已經比我們身處的銀河系現時的年齡還要長。 先驱者探測器是第一個離開太陽系的人造物件。這塊鍍金鋁板裝嵌在探測器上天線的主柱之下，用以保護其不受太空塵所侵蝕。美國太空總署希望這塊板及探測器本身能比地球及太陽更加長壽。 在先驱者計劃後，旅行者計畫的探測器亦仿效這塊鍍金鋁板，把更加複雜及詳細的訊息收錄於旅行者金唱片之中，隨著探測器於1977年發射到太空之中。.
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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。.
Be X射線聯星
Be X射線聯星是一種高質量X射線聯星，由一顆中子星和一顆Be星組成。通常中子星會以一個廣闊的橢圓軌道環繞着Be星，而Be星的星風亦會形成一個與中子星軌道交錯的平面。每當中子星與Be星的星風相遇時，大量氣體會依附在中子星上，發生一股強烈的X射線。.
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Celestia
Celestia是克里斯·勞瑞爾以OpenGL開發的3D天文軟體。使用者可自由遨遊於依據依巴谷星表模擬出的宇宙，且沒有速度、方向、時間的限制，並可由任何角度觀賞小至人造衛星、大至星系的各種天體。 NASA和ESA已將Celestia使用於教育和推廣計畫，和作為軌道分析軟體的介面。 Celestia是在GNU通用公共許可證下發佈的自由軟體，目前已有Microsoft Windows、Mac OS X和Linux的版本。.
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状态方程
在物理学和热力学中，状态方程（Equation of state），也称物态方程，表达了热力学系统中若干个态函数参量之间的关系。特別是在热力学中，状态方程是一个热力学方程，描述了给定物理条件环境下物质的状态，例如其温度、压强、体积和内能。状态方程在描述流体、混合流体、固体甚至是研究恒星内部都十分有用。.
CXOU J061705.3+222127
CXOU J061705.3+222127是一顆由30000年前爆炸的超新星形成的中子星，該超新星形成超新星殘骸 IC 443。該中子星以速度 800,000 km/h 遠離形成時的位置。.
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矽燃燒過程
矽燃燒過程在天體物理的核融合反應序列中是非常短暫的過程，它發生在質量至少是8-11太陽質量的恆星。對恆星而言，矽燃燒是大質量恆星長期以來以核融合供應能量的最後階段，是燃料耗盡的生命終點，然後她們就將離開赫羅圖上的主序帶。它之前的幾個階段是氫、氦、碳、氖、和氧燃燒過程。 當重力收縮使恆星的核心溫度升高到27至35億K的高溫時，確實的溫度依據恆星的質量來決定，矽燃燒便開始了。當一顆恆星完成了矽燃燒階段之後，已經不再有燃料可供融合。恆星將發生災難式的坍塌，並且可能會爆炸成被稱為II型的超新星。.
硬X射线调制望远镜
X射线调制望远镜（Hard X-ray Modulation Telescope，简称HXMT），又名慧眼，是中国研制的第一个X射线天文卫星，于2017年6月15日11时在酒泉卫星发射中心由长征四号乙运载火箭成功发射至预定轨道。探测器将用于X射线宽波段巡天，发现被尘埃遮挡的超大质量黑洞和未知类型天体；通过观测黑洞、中子星、活动星系核等高能天体；研究致密天体和黑洞强引力中物质的动力学和高能辐射过程；探索利用X射线脉冲星实现航天器自主导航的技术和原理。 该项目是中国科技部，中国科学院和清华大学共同合作的，自2000年以来一直在发展。.
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磁星
磁星（Magnetar）是中子星的一種，它們均擁有極強的磁場，透過其產生的衰變，使之能源源不絕地釋出高能量電磁輻射，以X射線及伽瑪射線為主。磁星的理論於1992年由科學家羅伯特·鄧肯（Robert Duncan）及克里斯托佛·湯普森（Christopher Thompson）首先提出，在其後幾年間，這個假設得到廣泛接納，去解釋軟伽瑪射線復發源（soft gamma repeater）及不規則X射線脈衝星（anomalous X-ray pulsar）等可觀測天體。.
科学大纲
以下大綱是科學的主題概述： 科学（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。.
空间望远镜列表
这是一个空间望远镜列表。这里列表是按电磁波谱的主要频段分类的，即自高频至低频分为伽玛射线区、X射线区、紫外线区、可见光区、红外线区、微波区和无线电区。有些望远镜工作在上述中的多个频段，它们会在每一个频段中都被列出。对于采集粒子（如宇宙射线原子核、电子等）的空间望远镜，以及探测引力波的空间望远镜（主要是LISA）也在这个表中列出。对于探测任务仅局限于太阳系，包括太阳、地球以及太阳系中其他行星的探测器则被排除在外，关于这些探测器请参见太阳系探测器列表。 当望远镜处在地心轨道上时，关于它的高度的两个参数会以千米为单位给出，分别为初始轨道的近地点和远地点，即望远镜与地球质心（准确说是望远镜与地球构成的两体系统的质心）距离的最大值和最小值。类似的，如果望远镜处在日心轨道上，这两个参数也会相应地给出，但此时的单位是天文单位（AU）。.
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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。.
类星
类星是一类在宇宙早期形成的拥有极大质量的假想恒星。与现代恒星依靠核心内核聚变不同的是，类星的能量来源于恒星体内部的中心黑洞。 根据理论模型，当一颗核心足够大的原恒星在坍缩成黑洞时，如果恒星外壳足够大可以吸收坍缩产生的能量爆发而不被吹走(类似现在的超新星)，该恒星就会成为一颗类星。由于类星需要抵消恒星坍缩时产生的巨大能量，因此类星需要有着巨大的体积与质量。根据推算，类星的质量至少为太阳质量的100倍(2.0×1033 kg)。而质量如此大的恒星只能在宇宙形成早期在氢和氦融合成更重的元素之前才会存在(详见第三星族星)。 一旦原恒星内部的核心已经坍缩成黑洞，黑洞就会从恒星外部物质中产生大量额外能量。大量能量将抵消恒星本身的巨大引力，产生类似现代恒星核聚变的平衡。类星的寿命预计约为700万年，之后内部的核心黑洞将继续坍缩至。这些中介质量黑洞则被认为是现代超大质量黑洞的起源。据估计，类星表面的温度只有约，但其直径却达到了千米(66.85天文单位)(7,187倍太阳直径)，类星产生的光亮度与一座小星系接近。.
索尔·图科斯基
索尔·A·图科斯基（Saul A. Teukolsky，），美国物理学家，自2007年4月3日起担任康奈尔大学的物理系主任。图科斯基是研究数值相对论（运用计算机的数值方法求解爱因斯坦场方程）的先驱之一。.
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索恩－祖特阔夫天体
索恩－祖特阔夫天体（Thorne–Żytkow object，縮寫：TŻO）是一種假設存在的恆星，是指核心有中子星存在的紅巨星或紅超巨星。這型恆星是由美國天文學家基普·索恩和波蘭天文學家於1977年提出假設。2014年時天文學家發現恆星HV 2112是可能性相當高的這型天體的候選者。.
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紅移
在物理學领域，紅移（Redshift）是指電磁輻射由於某种原因導致波长增加、頻率降低的现象，在可見光波段，表现为光谱的谱线朝紅端移動了一段距离。相反的，電磁輻射的波長变短、频率升高的现象则被稱為藍移。紅移最初是在人们熟悉的可见光波段发现的，随着对电磁波谱各个波段的了解逐步加深，任何电磁辐射的波長增加都可以称为紅移。对於波长较短的γ射線、X-射線和紫外線等波段，波长变长确实是波谱向红光移动，“红移”的命名并无问题；而对於波长较长的紅外線、微波和無線電波等波段，尽管波长增加實際上是遠離红光波段，这种现象还是被称为“红移”。 當光源移動遠離觀測者时，观测者观察到的电磁波谱會發生紅移，这类似于聲波因为都卜勒效應造成的頻率變化。這樣的紅移现象在日常生活中有很多應用，例如都卜勒雷達、雷達槍，在天體光譜學裏，人们使用都卜勒紅移測量天體的物理行為 。 另一種紅移稱為宇宙學紅移，其機制為。這機制說明了在遙遠的星系、類星體，星系間的氣體雲的光谱中觀察到的红移现象，其紅移增加的比例與距離成正比。這種關係为宇宙膨脹的观点提供了有力的支持，比如大霹靂宇宙模型。 另一種形式的紅移是引力紅移，其為一種相對論性效應，當電磁輻射傳播遠離引力場時會觀測到這種效應；反過來說，當電磁輻射傳播接近引力場時會觀測到引力藍移，其波長變短、频率升高。 红移的大小由“红移值”衡量，红移值用Z表示，定义为： 这裡\lambda_0\,是谱线原先的波长，\lambda\,是观测到的波长，f_0\,是谱线原先的频率，f\,是观测到的频率。.
維斯特盧1
維斯特盧1（通常縮寫為Wd1）是在銀河系內的一個緊湊、年輕星團，與地球的距離在3,500-5,000秒差距。事實上，它是在本星系群裡質量最大的一個緊湊型年輕星團。它是本特·維斯特盧在1961年發現的，但是由於在這個方向上高度的星際消光（吸收），多年來都缺乏大規模的研究。 這個星團擁有許多罕見的、進化中的天體，包括：6顆黃特超巨星、4顆紅超巨星、24顆沃夫-瑞葉星、1顆高光度藍變星、許多OB巨星、和不平常的sgBe星，這可能是最近合併後的恆星殘骸。此外，X射線的觀察顯示存在著反常X射線脈衝 CXO J164710.2-455216，前身必需是大質量恆星才能形成的緩慢旋轉中子星。維斯特盧1的恆星被認為是在單一的爆發下形成的，這意味著這些恆星有著類似的年齡和組成。 除了擁有一些銀河系中質量最大和理解最少的恆星之外，維斯特盧1是相對而言在附近、最容易觀測的超星團，是最有利與值得觀測的例子，它有助天文學家了解、說明與確定在銀河系外的超星團內發生了甚麼。.
热寂
熱寂（英语：Heat death of the universe）是猜想宇宙終極命運的一種假說。根據熱力學第二定律，作為一個「孤立」的系統，宇宙的熵會隨著時間的流異而增加，由有序向無序，當宇宙的熵達到最大值時，宇宙中的其他有效能量已經全數轉化為熱能，所有物質溫度達到熱平衡。這種狀態稱為熱寂。這樣的宇宙中再也沒有任何可以維持運動或是生命的能量存在。熱寂理論最早由威廉·湯姆森（英语：William Thomson）於1850年根據自然界中機械能損失的熱力學原理推導出的。.
爱丁顿光度
爱丁顿光度或者爱丁顿极限，是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射，当吸积物质累积到一定程度，辐射压(光压)会阻止物质进一步下落。此时天体作用在一个粒子上向内的引力与其受到向外的辐射压力达到平衡。平衡的状态被称为流体静力平衡。当一个恒星超过爱丁顿光度，它将从它的外层发起非常强烈的辐射驱动的星风。由于大多数恒星都远低于爱丁顿光度，它们的星风多是由较不强烈的吸收线驱动。爱丁顿光度被激发来解释吸积黑洞的观测亮度，例如类星体。.
瓦爾特·列文
特·亨德里克·古斯塔夫·列文（Walter Hendrik Gustav Lewin，），荷蘭裔美國人，天体物理学家，曾在麻省理工学院擔任物理教授。 列文在天文物理學上的貢獻包括了，藉於氣球觀測發現第一個緩慢的旋轉中子星，以及衛星與天文台X射線偵測之研究。列文因教學傑出而獲得許多獎項，他在edX及MIT OpenCourseWare上的線上物理相關學習課程也相當知名，這些課程每年的觀看次數約二百萬次。 在2014年，麻省理工學院發現列文曾經性騷擾一位線上學習的學生，最後麻省理工學院決定移除所有線上平台的相關課程，並終止與列文的關係。.
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物理学史
物理学主要是研究物质、能量及它們彼此之間的關係。它是最早形成的自然科学学科之一，如果把天文学包括在内则有可能是名副其实历史最悠久的自然科学。最早的物理学著作是古希腊科学家亚里士多德的《物理學》。形成物理学的元素主要来自对天文学、光学和力学的研究，而这些研究通过几何学的方法统合在一起形成了物理学。这些方法形成于古巴比伦和古希腊时期，当时的代表人物如数学家阿基米德和天文学家托勒密；随后这些学说被传入阿拉伯世界，并被当时的阿拉伯科学家海什木等人发展为更具有物理性和实验性的传统学说；最终这些学说传入了西欧，首先研究这些内容的学者代表人物是罗吉尔·培根。然而在当时的西方世界，哲学家们普遍认为这些学说在本质上是技术性的，从而一般没有察觉到它们所描述的内容反映着自然界中重要的哲学意义。而在古代中国和印度的科学史上，类似的研究数学的方法也在发展中。 在这一时代，包含着所谓“自然哲学”（即物理学）的哲学所集中研究的问题是，在基于亚里士多德学说的前提下试图对自然界中的现象发展出解释的手段（而不仅仅是描述性的）。根据亚里士多德的学说以及其后的经院哲学，物体运动是因为运动是物体的基本自然属性之一。天体的运动轨迹是正圆的，这是因为完美的圆轨道运动被认为是神圣的天球领域中的物体运动的内在属性。冲力理论作为惯性与动量概念的原始祖先，同样来自於这些哲学传统，并在中世纪时由当时的哲学家、伊本·西那、布里丹等人发展。而古代中国和印度的物理传统也是具有高度的哲学性的。.
物质状态
物質狀態是指一種物質出現不同的相。早期來說，物質狀態是以它的體積性質來分辨。在固態時，物質擁有固定的形狀和容量；而在液態時，物質維持固定的容量但形狀會隨容器的形狀而改變；氣態時，物質不論有沒有容量都會膨漲以進行擴散。近期，科學家以分子之間的相互關係作分類。固態是指因分子之間因為相互的吸力因而只會在固定位置震動。而在液體的時候，分子之間距離仍然比較近，分子之間仍有一定的吸引力，因此只能在有限的範圍中活動。至於在氣態，分子之間的距離較遠，因此分子之間的吸引力並不顯著，所以分子可以隨意活動。電漿態，是在高溫之下出現的高度離化氣體。而由於相互之間的吸力是離子力，因而出現與氣體不同的性質，所以電漿態被認為是第四種物質狀態。假如有一種物質狀態不是由分子組成而是由不同力所組成，我們會考慮成一種新的物質狀態。例如：費米凝聚和夸克-膠子漿。 物質狀態亦可用相的轉變來表達。相的轉變可以是結構上的轉變又或者是出現一些獨特的性質。根據這個定義，每一種相都可以其他的相中透過相的轉變分離出來。例如水數種固體的相。超導電性便是由相的轉變引伸出來，因此便有超導電性的狀態。同樣，液晶體狀態和鐵磁性狀態都是用相的轉變所劃分出來並同時擁有不一樣的性質。.
特斯拉
特斯拉（tesla），符号表示为T，是磁通量密度（Wb/m2）或磁感应强度的国际单位制导出单位。.
相对论性喷流
对论性喷流：活动星系核周围的相对论性等离子体束与中心的超大质量黑洞自转轴方向一致，从而沿喷流方向射出 相对论性喷流（英文：Relativistic jet）是来自某些活动星系、射电星系或类星体中心的强度非常高的等离子体喷流。这种喷流的长度可达几千甚至数十万光年。现在一般认为相对论性喷流的直接成因是中心星体吸积盘表面的磁场沿着星体自转轴的方向扭曲并向外发射，因而当条件允许时在吸积盘的两个表面都会形成向外发射的喷流。如果喷流的方向恰巧和星体与地球的连线一致，由于是相对论性粒子束，喷流的亮度会因而发生改变。目前在科学界相对论性喷流的形成机制和物理成分仍然是个有争议的话题，不过一般认为喷流是电中性的，其由电子、正电子和质子按一定比例组成。一般还认为相对论性喷流的形成是解释伽玛射线暴成因的关键。这些喷流具有的洛伦兹因子可达大约100，是已知的速度最快的天体之一。 类似的较小尺寸的相对论性喷流可由中子星或恒星质量黑洞的吸积盘而产生，这类系统经常被称作微类星体。一个著名的例子是SS433，其经过周密观测得到的相对论性喷流速度达到了光速的0.23倍，而大多数微类星体可能具有比这高得多的喷流速度（这一点还没有被更多的周密观测所证实）。其他更小尺寸以及速度更低的喷流可以在很多双星系统中通过加速机制形成，这种加速机制可能和已观测到的地球磁圈与太阳风之间的磁重连接过程相类似。.
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相态列表
态列表是关于各种常见（固态，液态，气态，等离子态）和不常见的相态（物质在一定温度压强下所处的相对稳定的状态）的列表，列表是根据能量密度由低到高排列。.
盒中氣體
在量子力學裏，盒中氣體是一个理论模型，指的是在一個盒子內，一群不會互相作用的粒子。盒子內的位勢為零，盒子外的位勢為無限大。這些粒子永遠地束縛於盒子內，無法逃出。靠著粒子與粒子之間數不盡的瞬時碰撞，盒中氣體得以保持熱力平衡狀況。盒中氣體這個簡單的理論模型可以用來描述經典理想氣體，也可以用來描述各種各樣的量子理想氣體，像費米氣體、玻色氣體、黑體輻射、等等。 應用馬克士威-玻茲曼統計、玻色-愛因斯坦統計、與費米-狄拉克統計的理論結果，取非常大的盒子的極限，表達能量態的簡併為一個微分，然後以積分來總合每一個能量態，再用配分函數或大配分函數計算氣體的熱力性質。這計算的結果可以用來分析正質量粒子氣體或零質量粒子氣體的性質。 此篇文章是盒中粒子理論的進階。閱讀此篇文章前，必須先了解盒中粒子理論。.
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.
白矮星、中子星和超新星年表
白矮星、中子星和超新星年表 請注意，這份清單主要是知識的發展，但也有一些是超新星的發現。後者單獨的清單，請參閱超新星列表一文。所有的日期都是指這顆超新星在地球上觀測到，或是有足夠強大的望遠鏡可以觀測到其存在的時間。.
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E0102
E0102是一個位於小麥哲倫星系的超新星殘骸。形成該遺骸的超新星爆炸可能發生於超過1000年前，並且當時在南半球肉眼可見。E0102的外觀最佳解釋模型則是噴發物是幾乎兩端相對的圓柱體。這個模型則認為產生E0102的超新星可能是不對稱爆炸，並且在爆炸後立即將形成的中子星彈出。另一種可能性是，超新星發生時受到爆炸前恆星從赤道噴出形成的盤狀物質限制。這樣的不對稱狀態已經在由低質量紅巨星形成的行星狀星雲中發現。而這個超新星殘骸就由爆炸時外層衝擊波物質和較低溫物質組成的內部環狀區域構成，內部的環狀區域可能在爆炸時被反彈入噴發物的衝擊波加熱而擴大其範圍。.
蟹状星云脉冲星
蟹状星云脉冲星（PSR B0531+21）是一颗相当年轻的中子星。它是超新星SN 1054的遗迹——蟹状星云中心的天体。那颗超新星当时在地球上的许多国家都有观测记录。该脉冲星于1968年发现，成为首颗已确认与超新星遗迹有关的脉冲星。 这颗光学脉冲星直径大约25千米，自转周期为33毫秒，即每秒自转30次。中子星上泄出的与光速可相比的风产生同步辐射，这使得星云不断发射出从无线电波到γ射线的电磁波。星云内部最活跃的特点是脉冲星的赤道风猛烈冲击稀疏的其他区域，形成激波阵面。这种激波的形状和位置瞬息万变，赤道风一阵阵地形成然后渐渐减弱并消失，这是因为它们进入了远离脉冲星的星云内部。由于脉冲风带走大量能量，脉冲星的自转周期每天减慢38纳秒。.
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蟹狀星雲
蟹状星云（M1，NGC 1952或金牛座 A）是位于金牛座ζ星（天關）东北面的一个超新星残骸和脉冲风星云。蟹状星云距地球约6,500光年（2,000秒差距），直径达11光年（3.4秒差距），并以每秒约1,500公里的速度膨胀。它是银河系英仙臂的一部分。 该星云由约翰·贝维斯于1731年发现，它对应于中国、阿拉伯和日本天文学家於公元1054年记录的一次超新星爆发（编号SN 1054，中国称天关客星）。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星，它的直径约28–30公里，每秒自转30.2次，并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首顆被确认为历史上超新星爆发遗迹的天体。 蟹状星云的X射线和γ射线辐射能量超过30 keV，最高可达10 TeV，而且非常稳定，因此天文学家将蟹状星云看成是宇宙中最稳定的高能辐射源之一，并将其作为一种标准来测量宇宙其他輻射源的能量。此星云是一个很好的辐射源，通过其他天体的掩星可以研究它與其他的天體。20世纪50和60年代时，天文学家曾借助穿过日冕的蟹状星云辐射对太阳日冕进行密度和成分测定。2003年，土卫六阻挡了蟹状星云的X射线辐射，天文学家借此机会测量土卫六的大气层的厚度。.
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。.
飛馬座IK
飛馬座IK（亦作HR 8210）是位於飛馬座的聯星系統，距離太陽系約150光年。由于视星等仅为6.078等，只有理想状况下才能用肉眼勉强看到。 該聯星系統的主星（飛馬座IK A）是一顆主序星，光譜分類屬A型，其光度波動不大。在分類上，它屬矮造父變星，光度變化每天會重複22.9次。而伴星（飛馬座IK B）則為一顆已脫離主序星階段，並已停止以核聚變產生能量的大質量白矮星。兩顆恆星平均距離3,100萬公里（0.21 AU），比水星和太陽之間的距離還要短。 飛馬座IK B是已知最有可能演變為超新星的恆星。人們估計，當主星演化成紅巨星時，其半徑足以令伴星從主星的氣態外層吸積物質。當伴星累積的質量接近錢德拉塞卡極限（太陽質量的1.38倍）時，便有機會演化成Ia超新星。.
諾貝爾獎爭議
諾貝爾獎爭議是一些關於歷史上諾貝爾獎獲獎者所產生的爭議，而歷年來文學獎與和平獎所招致的爭議最多" (2007), in Encyclopædia Britannica, accessed 15 January 2009, from Encyclopædia Britannica Online: 。.
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高能天文學
能天文學是研究天體所釋放的高能量電磁波的一個天文學分支。高能天文學包含伽馬射線天文學、X射线天文学和極紫外線天文學；並且也研究微中子和宇宙射線。而這些物理現象的研究也常被稱為高能天文物理學。.
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：.
費米氣體
在物理学中，費米氣體（Fermi gas），又稱為自由电子氣體（free electron gas）、费米原子气体，是一个量子统计力学中的理想模型，指的是一群不相互作用的費米子。 費米氣體是理想氣體的量子力學版本。在金屬內的電子、在半導體內的電子或在中子星裏的中子，都可以被視為近似於費米氣體。處於熱力平衡的費米氣體裏，費米子的能量分布，是由它們的數目密度（number density）、溫度、與尚存在能量量子態集合，依照費米-狄拉克統計的方程式而表徵。泡利不相容原理闡明，不允許兩個或兩個以上的費米子佔用同一个量子態。因此，在絕對零度，費米氣體的總能量大於費米子數量與單獨粒子基態能量的乘積，並且，費米氣體的壓力，稱為「簡併壓力」，不等於零。這與經典理想氣體的現象有很明顯的不同。簡併壓力使得中子星或白矮星能夠抵抗萬有引力的壓縮，因而得到穩定平衡，不致向內爆塌。 在低温下，玻色原子气体可以形成玻色-爱因斯坦凝聚（Bose-Einstein condensation, BEC），这是由爱因斯坦在1925年的理论而预言的。费米子由于泡利不相容原理，不能形成BEC。但可通过Feshbach共振，利用磁场调节费米原子间的相互作用，使费米子配对转变成玻色型粒子而形成BEC。 由於前述定義忽略了粒子與粒子之間的相互作用，費米氣體問題約化為研究一群獨立的費米子的物理行為的問題。這問題本身相當容易解析。一些更深奧，更進階，更精密的理論，牽涉到粒子與粒子之間的互相作用的理論（像費米液體理論或相互作用的微擾理論），時常會以費米氣體問題為研究的開端。.
费米-狄拉克统计
费米-狄拉克统计（Fermi–Dirac statistics），简称费米统计或 FD 统计，是统计力学中描述由大量满足泡利不相容原理的费米子组成的系统中粒子分处不同量子态的统计规律。该统计规律的命名源于恩里科·费米和保罗·狄拉克，他们分别独立地发现了该统计律。不过费米在数据定义比狄拉克稍早。, translated as 费米–狄拉克统计的适用对象是热平衡的费米子 (自旋量子数为半奇数的粒子)。此外，应用此统计规律的前提是系统中各粒子间相互作用可忽略不计。如此便可用粒子在不同定态的分布状况来描述大量微观粒子组成的宏观系统。不同的粒子分处不同能态，这点对系统许多性质会产生影响。自旋量子数为 1/2 的电子是费米–狄拉克统计最普遍的应用对象。费米–狄拉克统计是统计力学的重要组成部分，它利用了量子力学的一些原理。.
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费米伽玛射线空间望远镜
費米伽瑪射線太空望遠鏡（Fermi Gamma-ray Space Telescope，原名Gamma-ray Large Area Space Telescope, GLAST，大面積伽瑪射線太空望遠鏡）是在地球低軌道的伽馬射線天文學太空望遠鏡。此望遠鏡是用來進行大面積巡天以研究天文物理或宇宙論現象，如活躍星系核、脈衝星、其他高能輻射來源和暗物質。另外，該衛星搭載的伽瑪射線爆監視系統（Gamma-ray Burst Monitor, GBM）可用來研究伽瑪射線暴。 GLAST在格林尼治標準時間2008年6月11日16:05由Delta II 7920-H火箭發射。本任務是由美國國家航空暨太空總署、美國能源部、德國、法國、義大利、日本、瑞典政府機關聯合執行。NASA宣布2008年8月2日公開徵求GLAST一個可以「讓大眾注意與喚起對伽馬射線天文學和高能天文學重視」的新名字。.
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超大質量黑洞
超大質量黑洞是黑洞的一種，其質量是10^5至10^9倍的太陽質量。現時一般相信，在所有的星系的中心，包括銀河系在內，都會有超大質量黑洞。.
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超流体
超流體是一種物質狀態，特點是完全缺乏黏性。如果將超流體放置於環狀的容器中，由於沒有摩擦力，它可以永無止盡地流動。它能以零阻力通过微管，甚至能从碗中向上“滴”出而逃逸。超流體是被彼得·卡皮查、約翰·艾倫和冬·麥色納在1937年發現的。有關超流體的研究被稱為量子流體力學。氦-4的超流體現象理論是列夫·朗道創造的，而尼古拉·尼古拉耶维奇·博戈柳博夫是第一個建議使用微扰理论者。.
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。.
超新星观测史
前已知的超新星观测史可以追溯到公元185年时的SN 185，这是人类有记载最早的一颗超新星。自此之后，人类在银河系内曾观测到过其他一些超新星，其中SN 1604是在银河系中观测到的最后一颗超新星。 随着望远镜的发展，超新星的观测范围已扩展到了其他星系。这些发现为了解星系间的距离提供了重要的信息。同时，人类已建立了完善的超新星模型，对于超新星在恒星演化过程中的作用也获得了越来越多的认识。.
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軟X射線暫現源
軟X射線暫現源（Soft X-ray transient，縮寫：SXT）是某種類型的緻密天體和某種類型的正常低質量天體（即質量僅為太陽質量分數的天體）。這些天體顯示出低能量級別，或軟X射線輻射，但有時會經由正常恆星向緻密的伴星輸出質量而改變。實際上，緻密天體"吞噬"正常恆星和輻射出X射線，是此一過程的最佳寫照。 軟X射線暫現源半人馬座 X-4和天鷹座 X-1是日本的白鳥衛星最先發現的。 典型的SXT通常非常微弱，或甚至無法觀測到，它們在X射線和可見光波長的視星等大約是20等，這就是在所謂的"靜止"狀態。 在"爆發"狀態下，系統的亮度在X射線和可見光都會增加100-10000倍。在爆發時，SXT是在X射線天空中最亮的天體，和視星等約為12。SXT爆發的時間間隔是數十年或更久，所以迄今只有幾個系統有兩次或更多次爆發的紀錄。系統會在幾個月內消退和歸於平靜，在大爆發的期間，輸出的X射線是軟或低能量的X射線，因此稱為軟X射線暫現源。 SXT是非朝罕見的，已知的系統只有約100個，被歸類為低質量X射線聯星。典型的SXT包含一顆K型巨星，和一個有吸積盤的緻密天體，在某些情況下這個緻密天體是中子星，但更常見的是黑洞。在系統爆發後可以測定緻密天體的種類，如果是中子星可以觀察到後續的中子星表面熱排放，但是黑洞就不會有剩餘的排放。在"靜止"狀態，質量逐漸在吸積盤內累積，在爆發期間，大多數的吸積盤會落入黑洞裡去。當吸積盤的密度超過某一臨界值時就會觸發爆炸。高密度會增加黏滯度，結果是加熱了吸積盤。溫度升高使氣體電離，也會增加黏滯度，使吸積盤變得不穩定，並擴及整個吸積盤。當不穩定傳達到吸積盤的內側，X射線的光度開始上升並且向外突出。外盤被增強的輻射進一步的加熱，於是類似失控的加熱機制運作成為矮新星。.
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黑寡婦脈衝星
黑寡婦脈衝星（Black Widow Pulsar，編號 B1957+20）是一顆和棕矮星以軌道週期9.2小時互繞組成食雙星的毫秒脈衝星，並且每次環繞有約20分鐘的恆星食。當該脈衝星於1988年發現時是第一個已知的食雙星中的脈衝星。.
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黑矮星
黑矮星是假想中的恆星殘骸，是當一顆白矮星的溫度低到不再能發出可以被偵測到的光或熱的狀態。由於一顆白矮星要達到此種狀態所需要的時間遠高過當前137億年的宇宙年齡，因此在現今的宇宙中不可能存在著黑矮星，而溫度最低的白矮星將會是宇宙年齡的一個觀測極限。 白矮星是由主序帶上中或低質量的恆星（質量上限在9或10倍太陽質量），在它擁有的溫度能使用的元素都在融合中耗盡或驅逐之後的殘骸。一個高密度的電子簡併物質除了緩慢的熱輻射之外，還能留下什麼？最終將成為一顆黑矮星。如果真有黑矮星存在，它也很難被偵測到，因為依照定義，它們只有很少的輻射。一種理論認為可以利用重力的擾動來檢出。 由於白矮星未來的演化還有物理學上的問題，像是暗物質的性質和質子衰變等的可能性和速率等，我們的理解依然很貧乏；也不知道需要多久的時間白矮星才會冷卻成黑暗無光的狀態, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, arXiv:astro-ph/9701131v1.
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」。.
黑洞与时间弯曲
《黑洞与时间弯曲——爱因斯坦的幽灵》（Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy）是物理学家基普·索恩于1994年出版的一本科普书籍，简要介绍了黑洞理论在二十世纪的起源与发展。 全书共十四章，大致以时间顺序讲述相关理论的发展。内容涉及到与黑洞有关的各种理论与实验，主要包括爱因斯坦的狭义相对论与广义相对论，星体的引力坍缩（白矮星、中子星、黑洞），黑洞无毛定理，对黑洞的搜寻（X射线观测、射电观测、光学观测），引力波天文学，黑洞理论的不同范式、黑洞热力学、黑洞蒸发理论、引力奇点、虫洞与时间机器等。 该书中文版由李泳翻译，为第一推动丛书中的一册。.
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轨道 (力学)
在物理学中，轨道是一个物体在引力作用下绕空间中一点运行的路径，比如行星绕一颗恒星的轨迹，或天然卫星绕一颗行星的轨迹。行星的轨道一般都是椭圆，而且其绕行的质量中心在椭圆的一个焦点上。 当前人们对轨道运动原理的认识基于爱因斯坦的广义相对论，认为引力是由时空弯曲造成的，而轨道则是时空场的几何测地线。为了简化计算，通常用基于开普勒定律的万有引力理论来作为相对论的近似。.
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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.
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能量均分定理
在经典統計力學中，能量均分定理（Equipartition Theorem）是一種聯繫系統溫度及其平均能量的基本公式。能量均分定理又被稱作能量均分定律、能量均分原理、能量均分，或僅稱均分。能量均分的初始概念是熱平衡時能量被等量分到各種形式的运动中；例如，一个分子在平移運動时的平均動能應等於其做旋轉運動时的平均動能。 能量均分定理能够作出定量預測。类似于均功定理，对于一个给定温度的系统，利用均分定理，可以計算出系統的總平均動能及勢能，從而得出系统的熱容。均分定理還能分別給出能量各個组分的平均值，如某特定粒子的動能又或是一个彈簧的勢能。例如，它預測出在熱平衡時理想氣體中的每個粒子平均動能皆為(3/2)kBT，其中kB為玻爾兹曼常數而T為溫度。更普遍地，無論多複雜也好，它都能被應用於任何处于熱平衡的经典系統中。能量均分定理可用於推導经典理想氣體定律，以及固體比熱的杜隆-珀蒂定律。它亦能夠應用於預測恒星的性質，因为即使考虑相對論效應的影響，该定理依然成立。 儘管均分定理在一定条件下能够对物理现象提供非常準確的預測，但是當量子效應變得显著時（如在足够低的温度条件下），基于这一定理的预测就变得不准确。具体来说，当熱能kBT比特定自由度下的量子能級間隔要小的時候，該自由度下的平均能量及熱容比均分定理預測的值要小。当熱能比能級間隔小得多时，这样的一個自由度就說成是被“凍結”了。比方說，在低溫時很多種類的運動都被凍結，因此固體在低溫時的熱容會下降，而不像均分定理原測的一般保持恒定。對十九世紀的物理學家而言，這种熱容下降现象是表明經典物理学不再正確，而需要新的物理学的第一個徵兆。均分定理在預測電磁波的失敗（被稱为“紫外災變”）普朗克提出了光本身被量子化而成為光子，而這一革命性的理論對刺激量子力學及量子場論的發展起到了重要作用。.
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船帆座超新星殘骸
船帆座超新星殘骸是在南天船帆座內的一個超新星殘骸，它的來源是在11,000至12,300年前(距離800光年)爆炸的一顆超新星。在1968年，雪梨大學的天文學家發現了船帆座超新星殘骸和船帆座波霎，並且由直接的觀測證明超新星形成中子星。 船帆座超新星殘骸包括NGC 2736，它也與距離遠4倍的船尾座超新星殘骸重疊。船尾座和船帆座的超新星殘骸，兩者在X-射線天空中都是最大和最亮的。 船帆座超新星殘骸是我們所知最靠近的超新星殘骸之一。杰敏卡γ射线源波霎是更靠近(也是超新星爆炸形成的)，和在1998年發現的另外一個超新星殘骸，RX J0852.0-4622，從我們的角度來看，似乎包含在船帆座殘骸的東南方。有人估計它們的距離只有200秒差距 (大約是650光年)，並比船帆座殘骸更靠近我們。它似乎是最近才爆發的(在最近的數千年)，因為他依然經由鈦-44的衰變輻射出γ射線。因為他的大部份波長都被船帆座的殘骸遮蓋掉，因此以前未能發現它。.
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船帆座脉冲星
船帆座脈衝星 (PSR B0833-45或 PSR J0835-4510，有時也稱為織女脈衝星)是位於船帆座內與船帆座超新星殘骸相關聯，能輻射出無線電、可見光、X射線和伽瑪射線的中子星。.
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船帆座X-1
船帆座X-1是脈動的食高質量X射線聯星系統，與烏呼魯衛星的4U 0900-40X射線源和HD 77581的超巨星相關聯。中子星的X射線發射是來自超巨星伴星的恆星風物質被吸積和捕獲所產生的。船帆座X-1是被偵測到的高質量X射線聯星(HMXB)的原型。 這個系統的軌道週期是8.964天，其間中子星環繞HD 77581被食的時間大約是2天。 中子星自轉的週期大約是283秒，並發出強烈的X射線脈衝。估計這顆中子星的質量至少有 (1.88+/−0.13) 太陽質量。.
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脈衝星行星
脈衝星行星（Pulsar planet）是圍繞脈衝星公轉的行星，而脈衝星即高速自轉的中子星。首個被發現的脈衝星行星即為首個被發現的系外行星。.
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。.
重力波 (相對論)
在廣義相對論裡，重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時，會在池塘表面產生漣漪，從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時，會在時空產生漣漪，從帶質量物體位置向外傳播，這時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了引力相互作用的傳播速度為光速，因此會產生重力波的現象。相反地說，牛頓重力理論中的交互作用是以無限的速度傳播，所以在這一理論下並不存在重力波。 由於重力波與物質彼此之間的相互作用非常微弱，重力波很不容易被傳播途中的物質所改變，因此重力波是優良的信息載子，能夠從宇宙遙遠的那一端真實地傳遞寶貴信息過來給人們觀測。重力波天文學是觀測天文學的一門新興分支。重力波天文學利用重力波來對於劇烈天文事件所製成的重力波波源進行數據收集，例如，像白矮星、中子星與黑洞一類的星體所組成的聯星，另外，超新星與大爆炸也是劇烈天文事件所製成的重力波波源。原則而言，天文學者可以利用重力波觀測到超新星的核心，或者大爆炸的最初幾分之一秒，利用電磁波無法觀測到這些重要天文事件。 阿爾伯特·愛因斯坦根據廣義相對論於1916年預言了重力波的存在。1974年，拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現赫爾斯－泰勒脈衝雙星。這雙星系統在互相公轉時，由於不斷發射重力波而失去能量，因此逐漸相互靠近，這現象為重力波的存在提供了首個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象，如簡稱LIGO的激光干涉重力波天文台。2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊共同宣布，人类於2015年9月14日首次直接探测到重力波，其源自於双黑洞合併。之後，又陸續多次探測到重力波事件，特別是於2017年8月17日首次探測到源自於雙中子星合併的重力波事件GW170817。除了LIGO以外，另外還有幾所重力波天文台正在建造。2017年，萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功探測到重力波，而獲得諾貝爾物理學獎。.
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重力波背景
重力波背景（Gravitational wave background，簡稱為GWB）是在偵測重力波上，可能偵測到的目標。偵測到重力波背景將會對早期宇宙的研究及高能物理有深遠的影響。重力波背景即是由天體放出來的重力波會形成一個隨機分布的背景。例如：一個質量夠大的恆星在其演化的最終階段會塌陷而形成黑洞或中子星，以超新星爆炸來說，在其最終階段會有一段快速的塌陷，而此時重力波理論上就會被釋放出來。此外，在快速旋轉的中子星中，其會受重力波驅使而有不穩定性。 一直以來都有很多研究在進行重力波背景的量測。在2016年2月11號，雷射干涉重力波天文台（LIGO）及處女座干涉儀（Virgo）共同宣布他們於2015年9月時第一次直接觀測到重力波。他們所觀察到的是兩個黑洞碰撞造成的可觀測重力波，這也是要發現重力波背景的第一步。.
量子1号
量子1号（俄语：Квант-1）是第二个发射升空的苏联和平号空间站模块。是第一个与核心舱对接的模块，载有科学实验以及天体物理观测设备。量子1号对活跃星系、类星体和中子星进行研究，该模块还支持抗病毒药剂的筹备的生物技术实验。原计划该模块会与礼炮7号对接。量子1号是一系列苏联37K实验计划中第一个与和平号空间站对接的模块。.
量子力学
量子力学（quantum mechanics）是物理學的分支，主要描写微观的事物，与相对论一起被认为是现代物理学的两大基本支柱，许多物理学理论和科学，如原子物理学、固体物理学、核物理学和粒子物理学以及其它相关的學科，都是以其为基础。 19世紀末，人們發現舊有的經典理論無法解釋微观系统，於是經由物理學家的努力，在20世紀初創立量子力学，解釋了這些現象。量子力學從根本上改變人類對物質結構及其相互作用的理解。除透过广义相对论描写的引力外，迄今所有基本相互作用均可以在量子力学的框架内描述（量子场论）。 愛因斯坦可能是在科學文獻中最先給出術語「量子力學」的物理學者。.
致密星
致密星是白矮星、中子星、奇特星、黑洞等一类致密天体的总称，它们与正常星的主要区别是不再有核燃料进行聚变反应，热压力不足以与自身的引力保持平衡，因而塌缩成尺度非常小、密度非常大的天体。致密星通常是恒星演化末期的终结形态，恒星演化为何种致密星主要取决于恒星的质量。一般来說，质量在1倍至6倍太阳质量的恒星最终演化成白矮星，并伴随有质量损失，其外壳向外抛出，形成行星状星云。质量为3至8倍太阳质量的恒星演化成中子星，更大质量的恒星则坍缩成黑洞。.
金
金（gold）是化学元素，化学符号Au（来自aurum），原子序数79。纯金是有明亮光泽、黄中带红、柔软、密度高、有延展性的金属。金在元素周期表中在11族，属过渡金属，是化学性质最不活泼的几种元素之一。金在标准状况下是固体，在自然界中常以游离态单质形式（自然金）存在，如岩石、地下及沖積層中堆积的砂金或金粒。金能和游离态的银形成固溶体琥珀金，在自然界中也能和铜、钯形成合金。矿物中的金化合物不太常见，主要是碲化金。 金的原子序数在宇宙中天然存在的元素中是较高的。据信这种重元素是在两颗中子星碰撞时的超新星核合成中产生，在太阳系形成前的尘埃中就已存在。由于地球形成之初还处于熔化状态，的金几乎都已沉入地核。因此，现在地球上地壳和地幔的金多是拜后来后期重轰炸期（约40亿年前）的小行星撞击事件所赐。 金能抵抗单一酸的侵蚀，但却能被王水溶解（“王水”因此得名）。这种混合酸能和金反应生成四氯合金酸根离子。金也能溶于碱性氰化物溶液，这是其开采和电镀的原理。能夠溶解銀及卑金屬的硝酸不能溶解金，这些性質是黃金精煉技術的基础，也是用硝酸来鉴别物品裡是否含有金的原理，这一方法是英語諺語「acid test」的語源，意指用「測試黃金的標準」来測試目標物是否名副其實。此外，金能溶于水銀，形成汞齊（也是一种合金），但这并非化学反應。 金在有历史记载以前就是一種廣受歡迎的貴金屬，用于貨幣、保值物、珠寶和艺术品。以前国内和国际通常实行以金为基础的金本位货币制度，但1930年代时金币已停止流通。70年代，随着布雷頓森林協定的结束，世界范围内的金本位制终于让位给法定货币制度。不过因其稀有，易于熔炼、加工和铸币，色泽独特，抗腐蚀，不易和其他物质反应等特点，金的价值不减。 底，人类总共开采18.36万公噸（相当于9513立方米）的金。 产量中的50%用于珠宝，40%用于投资，还有10%用于工业。 因其高延展性，抗腐蚀性，在大多数反应中的惰性和导电性，金一直在各类电子设备中用作耐腐蚀的电子连接器，这是它的主要工业用途。此外它还用于屏蔽红外线，生产和金箔，以及修补牙齿。有些金盐在医学上仍作为消炎药使用。.
腔量子电动力学
腔量子電動力學（Cavity quantum electrodynamics，簡稱：cavity QED 或 CQED）描述了被微腔中的光場與其它粒子（例如原子）之間的相互作用 。對强作用腔量子电动力学所作出的研究，為量子邏輯提供了的一種實現途徑，這就是建造量子计算机的原理之一。.
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苍蝇座
苍蝇座（Musca）是位于南天深空的一个小星座，远离黄道的南天，是荷兰天文学家皮特鲁斯·普兰修斯根据荷兰航海家和的天文观测结果创立的星座，最早报道在由普兰修斯和约道库斯·洪第乌斯在1597年（或1598年间）制作的一架直径为35厘米的天球仪上，1603年，德国天文学家约翰·拜耳制作的测天图报道了这个星座，这是苍蝇座第一次出现在天图上。它原来叫做Apis（蜜蜂座），直到18世纪经过拉卡伊之手它才演化为苍蝇座。在北半球，这个星座位于地平线以下。 苍蝇座的许多亮星属于天蝎-半人马星协，包括蜜蜂三、蜜蜂一、苍蝇座γ、、苍蝇座η（有可能），以及HD 100546，这是一颗蓝-白赫比格Ae/Be星，周围环绕着含有行星、岩屑盘，岩屑盘里含有行星、褐矮星，可能含有原行星。苍蝇座含有两颗肉眼可见的造父变星，含有三星系统苍蝇座θ，其中最亮的恒星是一颗沃尔夫–拉叶星。.
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡
蘇布拉馬尼安·錢德拉塞卡，FRS（சுப்பிரமணியன் சந்திரசேகர்，Subrahmanyan Chandrasekhar，），印度裔美國籍物理學家和天體物理學家。錢德拉塞卡在1983年因在星體結構和進化的研究而與另一位美國體物理學家威廉·福勒共同獲諾貝爾物理學獎。他也是另一個獲諾貝爾獎的物理學家錢德拉塞卡拉·拉曼的親戚。錢德拉塞卡從1937年開始在芝加哥大學任職，直到1995年去世為止。他在1953年成為美國的公民。錢德拉塞卡興趣廣泛，年輕時曾學習過德語，並讀遍自莎士比亞到托馬斯·哈代時代的各種文學作品。.
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電子簡併壓力
電子簡併壓強是由泡利不相容原理產生的力，說明兩個費米子不能同時佔有相同的量子態，這種力量也是物質可以被壓縮的極限。在恆星物理中，這是一個很重要的物理量，因為它造就白矮星的存在。.
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電磁波譜
在電磁學裏，電磁波譜包括電磁輻射所有可能的頻率。一個物體的電磁波譜專指的是這物體所發射或吸收的電磁輻射（又稱電磁波）的特徵頻率分佈。 电磁波谱频率从低到高分別列为无线电波、微波、红外线、可见光、紫外线、X射线和伽马射线。可见光只是电磁波谱中一个很小的部分。電磁波譜波長有長到數千公里，也有短到只有原子的一小段。短波長的極限被認為，幾乎等於普朗克長度，長波長的極限被認為，等於整個宇宙的大小，雖然原則上，電磁波譜是無限的，而且連續的。.
雅可夫·泽尔多维奇
雅可夫·鲍里索维奇·泽尔多维奇（Яков Борисович Зельдович，）, 前苏联理论天体物理学家。.
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雙重子態
雙重子態是一種假想粒子─奇異重子，它們有六顆夸克，而一般的重子則只有三顆夸克。當中H雙重子早於1977年時已被提出，它具有兩顆上夸克、兩顆下夸克和兩顆奇夸克，由兩顆具有上述夸克各一的超子合併而成，是較為穩定的雙重子。 科學家希望藉偵測雙重子的衰變發現雙重子，他們亦得到一些類近的實驗結果，但這些結果皆未確實。.
GW150914
GW150914是由激光干涉引力波天文台（LIGO）于2015年9月14日探测到的引力波现象，是人类首次直接探测到的引力波。相关探测结果由LIGO、處女座干涉儀（VIRGO）研究团队于2016年2月11日共同宣布。这束产生于双黑洞的引力波信号与广义相对论中对双黑洞旋近、併合以及併合后的黑洞会发生衰荡（ringdown）的理论预测相符。同时GW150914也是人类对双黑洞併合的首度观测，展示了双黑洞系统确实存在，且其併合在宇宙的目前阶段仍能发生。 信號名稱GW150914的意義為「重力波2015年9月14日」，GW是重力波"Gravitational Wave"，150914是發現日期。 对于引力波的实验探寻已经超过了50年。其与物质间的作用十分微弱，以致爱因斯坦本人都怀疑其是否能被探测到。此次探测到的引力波所造成的时空变化相对于LIGO探测器的一个干涉臂而言，相当于头发丝的宽度之于地球与太阳外最近恒星的距离。然而在併合最后阶段，等价于约3倍太阳质量的能量在不到1秒的时间内以引力波的形式释出，瞬时功率非常巨大，大于可观测宇宙中所有星体发光功率总和。 此次探测验证了广义相对论最后一项未被证实的理论预测，同时开启了引力波天文学的新纪元。引力波就此作为一种粒子和电磁波之外的新的探针，将被用于探测过去未能探测到的天体现象，如中子星的诞生、演化以及衰亡以及宇宙诞生之初的图景。.
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GW170817
GW170817是雷射干涉重力波天文台（LIGO）和室女座干涉儀（VIRGO）在2017年8月17日觀測到的引力波事件，其出自於兩個中子星併合在一起。在此之前觀測到的幾次引力波事件都是出自於兩個黑洞併合。學者認為，不會觀測到關於黑洞併合的任何相關的電磁波信號。這次中子星併合事件的後續電磁現象也被很多種不同波段的望遠鏡觀測到，這標誌著的新紀元已經來臨。 對於這一次併合事件，至少有三種不同的觀測方法分別見證到不同的現象：.
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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。.
IGR J17329-2731
IGR J17329-2731是歐洲太空總署的天文學家描述的微弱的單一瞬變X射線源（ #10644）。該X射線源由雨燕卫星的X射線望遠鏡於2017年8月16日2:26至2:45 UTC觀測到，有效曝光時間超過1000秒。IGR J17329-2731是由天文衛星国际伽玛射线天体物理实验室的IBIS成像儀提供的位置不確定性資料中被偵測到。這個觀測事件被描述為一個X射線聯星的誕生，即一組生命週期中首次大量輻射X射線，或者也可能是一顆殭屍中子星因為與鄰近紅巨星的交互作用而重新活動。當IGR J17329-2731於2017年首次被描述時，它被視為來自銀河系中心方向的「未知來源」X射線耀斑。.
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II型超新星
Ⅱ型超新星（罗马数字2），也稱為核塌縮超新星，是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果，在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星，質量至少是太陽質量的9倍。 大質量恆星由核融合產生能量，與太陽不同的是，這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素，恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料，直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星，所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子，在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。（參考泡利不相容原理） 當鐵核的質量大於1.44太陽質量（錢德拉塞卡極限），接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱，導致快速的核反應形成大量的中子和微中子。塌縮被中子的短距力阻止，造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉，形成超新星的爆炸。 Ⅱ型超新星的爆炸有幾種不同的類型，可以依據爆炸後的光度曲線－光度對爆炸後的時間變化圖－來分類。Ⅱ-L超新星顯示出穩定的線性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之後，呈現出平緩的下降（高原），才會再持續正常的下降曲線。通常這些塌縮超新星的光譜中也會出現氫的光譜，雖然Ib和Ic超新星也是將氫和氦（Ic超新星）的殼層拋出的核心塌縮大質量恆星，但它們的光譜看起來卻缺乏這些元素。.
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IPTF14hls
iPTF14hls是在過去三年（迄2017年）中連續噴發的一顆異常超新星，而且它曾於1954年.
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M15
梅西爾15或M15（也稱為NGC 7078）是位於飛馬座的一個球狀星團。它是Jean-Dominique Maraldi在1746年發現的，並且在1764年被收錄進梅西爾的似彗星天體目錄中。估計它的年齡是120億歲，是已知最老的球狀星團之一。.
M74
M74 （也稱為NGC 628）位於星座雙魚座內，是一個正面朝向地球的螺旋星系，與地球的距離為3200萬光年。這個星系有兩條明顯的螺旋臂，因此被作為宏觀螺旋星系的典型範例 。這個星系的低表面亮度，使它成為業餘天文學家最難觀測的梅西爾天體之一 。然而，相對較大的視角大小和以正面朝向地球，使它成為專業天文學家研究螺旋臂和螺旋臂密度波的理想天體。估計M74擁有1,000億顆恆星。.
NGC 4993
NGC 4993（也包含目錄上的NGC 4994）是威廉·赫歇爾在1789年發現，位於長蛇座的一個橢圓星系。在2017年8月，天文學家報告，在這個星系發現了短伽瑪射線爆發GRB170817A，推測是兩顆中子星碰撞發出的輻射。 在2017年10月16日，團隊正式宣布檢測到與兩顆中子星合併相關聯的重力波，並命名為GW170817。這個重力波事件提供中子星聯星碰撞產生短伽瑪射線爆發的直接關聯性。.
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O型星
O型星是炙熱、藍白色，在天文學家使用的耶基斯光譜系統中分類為光譜類型O的恆星。它們的溫度超過30,000K，因此出現在赫羅圖上的左側。這種類型恆星的特徵是它們的譜線有強烈的電離元素，氦-II的吸收線，而氫和中性氦的吸收線比B型星微弱。 這種類型的恆星非常罕見，在主序中只有0.00003%是O型星。然而，因為它們通常都非常明亮，因此即使距離比黯淡的恆星遠了許多，依然比較容易被看見，在地球上看見的亮星就有90%是O型星。由於高溫和高亮度，O型星會很快地以劇烈的超新星爆炸結束生命，結果是形成黑洞或中子星。大多數的這些恆星都是年輕的主序星、巨星或超巨星，但行星狀星雲的中央恆星，雖然都是老死的低質量恆星（白矮星），但通常也有些有著O型星的光譜。 O型星通常都位於活躍的恆星形成區，像是螺旋星系的螺旋臂。這些恆星會照亮周圍的任何物質，並是螺旋臂顏色的主要提供者。此外，O型星經常是多星系統，以致其質量往往會在成員中轉移，而難以預測何者在何時會爆炸成為超新星的可能性。.
OGLE-2005-BLG-169L
OGLE-2005-BLG-169L是一顆位於人馬座的恆星，距地球約2,700秒差距。到目前為止，人們未能確認這顆恆星屬主序星與否，但認為屬紅矮星的可能性最高，其他推測有白矮星、中子星或黑洞。 2006年，人們發現有一顆日外行星環繞其運行。.
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OGLE-2005-BLG-390Lb
OGLE-2005-BLG-390Lb是一顆太陽系外行星，繞著恆星OGLE-2005-BLG-390L公轉。它位於天蠍座，距離地球21,500 ± 3,300光年，其位置接近銀河系的中心。截至2006年1月，這顆行星是眾多系外行星當中，與地球最為相似的一個。 這顆行星是由三個小組共同發現的，分別為PLANET/RoboNet、OGLE和MOA，該發現於2006年1月25日公佈。科學家發現OGLE-2005-BLG-390Lb並未擁有行星適居性。.
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P-過程
P-過程是發生在超新星的核心塌縮時進行的核合成（參見超新星核合成），對比鐵重且富含質子原子核的產生有不可忽視的貢獻。.
PSR B0943+10
PSR B0943+10是一颗位于狮子座距离地球2000光年的脉冲星。.
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PSR B1257+12
PSR 1257+12（PSR B1257+12）是一顆位於室女座的脈衝星，距離地球大約980光年。這顆恆星受到注意的地方，在於人們相信它擁有四顆行星，同時它們也是首批被發現的太陽系外行星。 這顆脈衝星最先於1990年由波蘭天文學家亞歷山大·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan），於1990年以位於波多黎各阿雷西博的射電望遠鏡發現的。它屬於毫秒脈衝星，為中子星的一種，自轉週期為6.22毫秒，但他卻發現其脈衝信號出現不尋常，遂對它作更深入的觀測。.
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PSR B1620-26
PSR B1620-26是一顆脈衝星，又名PSR J1623-2631。.
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PSR B1620-26c
PSR B1620-26c，是一顆脈衝星行星，也是首個被證實的。它環繞編號PSR B1620-26的脈衝星公轉，該天體位於天蠍座，屬於球狀星團M4的一員，距離地球12,400光年。該行星曾被建議命名為「瑪土撒拉」（Methuselah），但由於此名稱通常不會用於天文學上，因此不被國際天文聯會接受。.
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PSR B1913+16
PSR B1913+16，又称PSR J1915+1606 ，PSR 1913+16，是一颗位于双星系统中的脉冲星，它和一颗中子星围绕同一个质心公转。這颗中子星是於1974年由普林斯顿大学物理学家拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现，因此亦被称为赫尔斯-泰勒脉冲双星（Hulse–Taylor binary pulsar）。PSR B1913+16是人类发现的首个脉冲双星系统，通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据，是对爱因斯坦广义相对论的一项重要验证，两人也因此获得1993年诺贝尔物理学奖。.
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PSR B1919+21
PSR B1919+21是一顆位于狐狸座的脉冲星，距离地球2283.12光年，自转周期为1.3373秒，脉宽0.04秒。这颗脉冲星于1967年由剑桥大学研究生乔丝琳·贝尔无意中发现，並將之命名为「CP1919」。因為其電源和信號的規律性類似於烽火台，因此这颗脉冲星曾一度獲得綽號「LGM-1」（Little Green Man，小綠人）PSR B1919+21是人类历史上发现的首颗脉冲星。.
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PSR B1937+21
PSR B1937+21 是一颗位于狐狸座的脉冲星，离人类历史上发现的第一颗脉冲星PSR B1919+21仅有数度的距离。PSR B1937+21的命名是根据脉冲星的命名规则而定的：PSR是脉冲星英文pulsar的缩写，1937是指该脉冲星位于赤经19 h 37 m，+21是指其位于赤纬+21°，B意味着赤经赤纬值是归算到历元1950年的值。PSR B1937+21是在1982年由美国天文物理学家唐纳德·贝克和他的合作者所发现的。它是人类历史上发现的第一颗毫秒脉冲星，其自转周期为1.557708毫秒，每秒自转约642圈。这颗不同寻常的毫秒脉冲星自转周期要远远小于天文学家之前估计的脉冲星自转最低极限，无法用已有的理论来解释它的特性，使得人们知道处于双星系统脉冲星可以通过吸积其伴星的物质而使自身的转速不断加快。PSR B1937+21以及之后发现的毫秒脉冲星自转周期都非常稳定（减慢的速率非常慢），可以和原子钟相媲美。PSR B1937+21有一个不寻常的特性，它是少数几颗可以偶然发射出强脉冲的脉冲星中的一颗，这是目前观察到的最明亮的无线电波。PSR B1937+21的这些特点，以及发现过程的未预见性，为脉冲星的相关研究开启了新的窗口。.
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PSR J0348+0432
PSR J0348+0432是一個位於金牛座的中子星和白矮星組成的聯星系。該聯星系由綠堤望遠鏡於2007年的飄移掃描巡天中發現。 2011年天文學家宣布該系統中子星的質量是2.01 \pm 0.04 M_\odot，是發現至今質量最高的中子星。它的質量是結合電波計時和白矮星伴星的光譜精確量測而得知的。這個質量是稍高的值，但和使用引力时间延迟效应得知質量的PSR J1614-2230相比較之下，兩者在統計上並沒有明顯區別。這項量測確認使用不同方式可以確認大質量中子星的存在。 這個脈衝星聯星系統的顯著特徵就是高質量中子星和只有2小時27分的短周期。這允許科學家可以量測因為軌道衰減產生的重力波，類似的狀況還有PSR B1913+16和PSR J0737-3039。.
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PSR J0357+3205
PSR J0357+3205是一顆距離地球約1600光年的脈衝星，位於英仙座，由费米伽玛射线空间望远镜發現於2009年。.
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PSR J0737-3039
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PSR J1748-2446ad
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Q星
Q星亦稱為灰洞，是一個假設存在的天體，由既稠密又重的中子星組成。這個概念，由著名物理學家霍金在1975年所提出，用以為愛因斯坦廣義相對論中重力場方程式中的一個解。根據霍金的論據：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，所以黑洞再不適合被稱為黑洞，改名為「灰洞」。目前「灰洞」這個名稱已不再使用，而是改稱為「Q星」。Q星與恆星黑洞在性質上亦有相似的地方，但目前只發現過恆星黑洞，而未發現真正的Q星。Q星並不是夸克星，Q星的名稱源自於超對稱 Q-Ball及B-Ball(重子數)。.
R-過程
R-過程，或稱為快中子捕獲過程，是在核心發生塌縮的超新星（參考超新星核合成）中創造富含中子且比鐵重的元素的程序，並創造了大約一半的數量。R-過程需要以鐵為種核進行連續的快中子捕獲，或是短程的R-過程。另一種居主導地位產生重元素的機制為S-過程，也就是通過慢中子捕獲進行核合成，主要發生在AGB星，而這兩種過程在產生比鐵重的元素的星系化學演化中占了很重的分量。.
R136a1
R136a1是一顆藍特超巨星，是目前在巨大質量恆星列表中已知質量最大的恆星。這顆恆星的質量是由謝菲爾德大學的天文學家測量的，估計是265太陽質量 。這顆恆星也列名在恆星光度列表中，光度是太陽的870萬倍。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星雲中，是靠近劍魚座30複合體的R136超星團中的成員。.
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Rp-過程
rp-過程（快質子捕獲過程）包括一連串的質子被種核捕獲形成重元素。。這是結合S-過程和R-過程的核合成過程，也許要對當前宇宙許多世代的重元素形成負起責任。然而，他有與其他被提及的過程有所不同而值得特別注意，因為它發生在穩定而富含質子的一側，相對的另一邊則是穩定但富含中子。Rp-過程的終點（他能製造的最重元素）雖然還不能確定，但是目前的研究顯示在中子星內不可能比碲更重。雖然更輕的，而且穩定的碲同位素也可以經由α衰變形成，但Rp-過程受到α衰變的抑制，使得終點被限制在105Te，這是被觀測到能進行α衰變的最輕原子核。.
RX J0852.0-4622
RX J0852.0-4622（也稱為G266.2−1.2）是一個超新星殘骸。這個殘骸位於南天的船帆座內巨大且古老的船帆座超新星殘骸內（投影）。由於這個原因，RX J0852.0-4622通常被稱為Vela Junior。 它在1998被發現，是在使用成像康普頓望遠鏡（COMPTEL）檢測來自鈦-44核的γ射線衰變時發現的。 對此天體的距離仍有爭議。有一些科學家認為超新星殘骸的距離只有650-700光年，爆炸的時間（從地球看）也許在過去的800年。如果這個距離是正確的，可能的恆星殘骸物是PSR J0855-4644。 如果這個殘骸確實是年輕且在附近，地球大約在1250年時可以看見與之對應的超新星。這項解釋的一個困難是在當時沒有任何書面報告提及在那一部分天空有超新星。 奇怪的是，南極冰芯的分析表明1070年左右有一顆超新星 ，但當代天文學家完全都沒有紀錄。這顆超新星的位置在南緯46度，可能是位置太偏南，以致北半球的天文學家都沒有注意到，尤其是它的峰值亮度如果出現在北半球的夏季。在這個緯度，在北緯45度以上將看不見它，也就是歐洲絕大部分地區看不見。 在2001年發現它的中心緻密天體（CCO）。依據錢德拉X射線天文台初始的照片和深層影像，未能檢出緻密脈動天體的超新星殘骸，但信這是一顆中子星。.
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SDSS J1240+6710
SDSS J1240+6710，全稱SDSS J124043.01+671034.68，暱稱Dox，是一顆大氣層幾乎全由氧組成的白矮星。該顆白矮星由、德特列夫·凱斯特（Detlev Koester）與古斯塔沃·奧里基（Gustavo Ourique）發現。.
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SGR 1806-20
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SN 1006
SN 1006是地球上的人們在1006年普遍記錄到的一顆超新星；與地球的距離是7,200光年。它是歷史上記錄到的最明亮的恆星事件，估計視星等達到-7.5等，最早的紀錄是在1006年4月30日與5月1日之間出現在豺狼座。在中國、埃及、伊拉克、日本、瑞士都有這顆「客星」的觀測紀錄，甚至北美洲可能也有。.
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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。.
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SN 1979C
SN 1979C是一颗距离地球约5千万光年，位于后发座的螺旋星系M100中的II-L型超新星，由美国马里兰州的天文爱好者Gus E. Johnson在1979年4月19日发现。該顆超新星屬於核塌縮超新星，也就是巨大恆星的核心劇烈塌縮，最後造成整顆恆星爆炸。這樣的恆星質量必須至少是太陽的9倍。形成該超新星的前身恆星其質量推測應為太陽的20倍。.
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SN 1987A
SN 1987A是1987年2月24日在大麥哲倫雲內发现的一次超新星爆发，是自1604年开普勒超新星（SN 1604）以来观测到的最明亮的超新星爆發，肉眼可见，位於蜘蛛星雲的外圍，距離地球大約51,400秒差距（約168,000光年）。由於是在1987年發現的第一顆超新星，因此被命名為「1987A」。SN 1987A爆發的光線於1987年2月23日到達地球，亮度於5月左右到達頂峰，視星等達3等，之後漸漸轉暗。这是现代的天文学家在近距离观测到一颗超新星的第一次机会，提供了核心坍缩超新星的许多深入了解。.
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SN 1997D
SN 1997D是於1997年1月在網罟座的NGC 1536發現的超新星。它是第一顆清楚的非典型II型超新星，光度很低，膨脹的速度也很慢。.
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SN 2008D
SN 2008D是被NASA的雨燕衛星（Swift_Gamma-Ray_Burst_Mission）以X-射線偵測而發現的超新星。在2008年1月9日，卡內基普林斯頓的艾麗西亞索德堡和伊多伯傑，與在台灣國立清華大學的江國興和英國的湯姆瑪卡隆分別都使用這顆衛星在距離8,800萬光年遠的NGC 2770研究于2007年12月31日爆发的SN 2007uy时意外发现這顆超新星，這是天文學家第一次在爆炸之際就觀察到了超新星（雖然，實際上是在它爆炸之後8,800萬年才觀測到），他們提醒其他8個在軌道與地基的天文台觀測與記錄此一事件。 這顆超新星被確認為Ibc超新星。從SN 2008D爆炸中拋出的物質經測定其速度超過10,000公里／秒，爆炸也偏離了中心，使得一邊氣體向外移動的速度比另一邊要快。這是第一次觀测到超新星誕生時的X-射線爆發模式（大約在爆發後5分鐘）。現在既然知道要尋找甚麼模式的x-射線，預計下一代的X-射線衛星每年將可發現數百颗的超新星，也將能搜尋到被預測會伴隨著超新星爆炸的恆星核心塌縮和中子星誕生一併產生的中微子和重力波爆發。 "超新星是大質量恆星 －質量大於太陽8倍的恆星－ 的爆炸，它的核心在核燃料用盡後塌縮成為中子星或黑洞。在這個過程中產生了強大的衝擊波使得恆星被炸毀。在這之前，觀测到的現象都是在最初爆炸後數天的結果" 。.
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SS 433
SS 433是一個食雙星系統，其主星可能是一个黑洞，或中子星。同時是第一個被發現具有噴流的X射線雙星。它位于超新星遗迹W50中心，估计年龄大约10000年左右。SS 433附近有伴星作轨道运动并为吸积盘提供物质。 该天体系统位于天鹰座距离地球16000光年，它同时是一个X射線源与辐射源。致密天体喷射出一对物质，使得W50扭曲并同时在可见光谱中产生红移和蓝移。该天体视星等为14等。其喷射物质的速度达到光速的26%。喷射的進動周期为162.5天。这颗星被认为行为怪异，可能该星的光谱移动不光受到多普勒效应的影响也收到相对论的影响。该星质量大约位于11至27之间个太阳质量。它的星风速度达到2.16×107 mph.
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W·戴维·阿内特
威廉·戴维·阿内特（William David Arnett，），美国天体物理学家，亚利桑那大学斯图尔德天文台Regents天体物理学教授， 他的研究领域包括超新星爆发，引力塌缩形成中子星或黑洞，恒星核合成等，是专著超新星和核合成的作者。阿内特是使用超级计算机研究天体物理学问题的先驱，包括中微子辐射的流体力学，核反应网络，不稳定性和爆炸，超新星的光变曲线，二维和三维的湍动对流。.
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X射線爆發源
X射線爆發源是一種會呈現週期性快速增加光度（通常是10或更高因次），且其峰值出現在電磁頻譜之X射線的X射線聯星。這種天文物理的系統是由吸積的緻密天體（通常是中子星，偶爾是黑洞）和一顆捐助者的主序星組成。捐助者的物質會落到中子星的表面並累積在那兒一陣子，直到氫融合成氦，並產生X射線。 擔任捐助者的主序星在分類上既可以是高質量恆星（超過10太陽質量（））也可以是低質量恆星（少於1 ），構成的聯星系統縮寫為分別為HMXB和LMXB。X射線爆發源的觀測不同於來自其它X射線瞬變源（像是X射線脈衝星和軟X射線暫現源），表現出急遽的上升時間（1-10秒），然後是軟化的光譜（低溫的黑體特性）。個別爆發能量的特徵是全通量1039–40爾格。相對於穩定吸積的中子星常態光度是1037爾格。.
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X射线
--（X-ray），又被称为爱克斯射线、艾克斯射线、伦琴射线或--，是一种波长范围在0.01纳米到10纳米之间（对应频率范围30 PHz到30EHz）的电磁辐射形式。X射线最初用于医学成像诊断和X射线结晶学。X射线也是游離輻射等这一类对人体有危害的射线。 X射線波長範圍在較短處與伽馬射線較長處重疊。.
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。.
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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。.
X射线脉冲星
X射线脉冲星是一种具有强度非常精确地周期性变化的X射线源。X射线脉冲星的周期从不到一秒至数分钟不等。 虽然X射线脉冲星与无线电脉冲星都是旋转的磁性的中子星，两者的光变特征不同。不过两者的光变周期与其自转周期均相同。两者最大的不同是无线电脉冲星的周期在微秒数量级上，所有的无线电脉冲星均不断丧失其角动量而不断变慢，而有些X射线脉冲星的自转则不断加快，其它的基本不变化，或者无规则地变快或者变慢。 两者之间的区别的原因在于其物理组成。99%以上的无线电脉冲星是单个天体，它们旋转时通过释放高速粒子以及由于磁极的旋转而不断丧失其动能。相对的，X射线脉冲星泽是所谓的“近双星系统”，在这里两颗星通过物质流相互作用。比较大的主序列星的物质不断流向比较小的中子星。中子星的磁场导致流入的物质在中子星表面的热点上落到中子星上，产生X射线。随着中子星的自转这个热点时而可以被我们观察到，造成了其变光。通过流入的物质造成的角动量变化导致了中子星的自转可能变快或者变慢。 第一颗被发现的X射线脉冲星是半人马座X-3。.
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XTE J1739-285
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暈族大質量緻密天體
晕族大质量致密天体（MAssive Compact Halo Objects，缩写为MACHOs），又名大质量致密晕天体，是一个天文学的普通名词，可以用来解释可能存在于星系晕的暗物质。晕族大质量致密天体是一些体积很小的大质量重子物质，没有或只有很少的电磁辐射，在星际空间不与恒星系统发生影响。晕族大质量致密天体自身不发光，所以很难被探测到。晕族大质量致密天体也可能是黑洞、中子星、褐矮星、自由行星、白矮星和非常微弱的红矮星，也有人认为晕族大质量致密天体和大质量弱相互作用粒子（WIMP）都是暗物质的候选者之一。.
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暗物质
在宇宙学中，暗物质（Dark matter），是指無法通過电磁波的觀測進行研究，也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知，而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型，由普朗克卫星探测的数据得到：整个宇宙的构成中，常規物質（即重子物質）占4.9%，而暗物质則占26.8%，还有68.3%是暗能量（质能等价）。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性（inconsistency），对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种（或几种）粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质（和暗能量）的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月，NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧（Gary Prézeau）以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形，發現這會使該暗物質流的密度明顯上升（地球：10^7倍、木星：10^8倍），並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.
极端质量比例旋
极端质量比例旋（英文：Extreme Mass Ratio Inspiral, EMRI）是宇宙中一类特殊的天体系统。现在的对银河系和周围的河外星系的研究表明在绝大多数星系中心都有大质量或超大质量黑洞的存在，当有小质量的致密星体在运动过程中恰巧接近星系中心的超大质量黑洞时它有可能被黑洞的引力场俘获，结果就是致密星体在新的轨道上围绕着黑洞运动。理论上这种运动会释放出引力波，造成系统动能的逐渐损失，这就导致星体的轨道以相当缓慢的速率逐渐收缩，最终会使星体坠入黑洞中。EMRI在物理学和天文学上都有很重要的研究意义，因为它可以被抽象成一个质点的引力场对克尔度规的微扰模型，这是一个相当漂亮的验证广义相对论的实验场所，同时它也被认为是激光干涉空间天线（LISA）所能探测的最重要的引力波源之一。.
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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。.
恒星物理学
恒星物理学，是天体物理学的一个重要分支，研究恒星内部的结构与物理过程、恒星的演化、脉动与大气内辐射以及致密天体（如白矮星、中子星）等，它奠定了当代天体物理的基础。诺贝尔物理学奖多次颁给了恒星物理学领域相关的研究者。.
恆星天文學
對恆星和恆星演化的研究是我們瞭解宇宙的基礎，恆星的天文物理學通過對恆星的觀察、研究、測量和理論上的瞭解；還有經由電腦對內部的模擬Harpaz, 1994, pp.
恆星光度列表
下面的恆星列表是依據恆星的絕對熱星等增加（發光度減弱）的順序排列。絕對星等是恆星在距離地球10秒差距所呈現的視星等。絕對熱星等是測量恆星的發光度–一顆恆星每秒鐘所輻射的總能量。 這個表并不十分完整，因為一顆恆星的距離如果遠到我們看不到它，我們就無從得知它的發光度。 一些參考資料所給的恆星發光度非常的不一樣（不同的順序或不同的恆星），這些恆星的不同數據資料有些不見得是不可靠，而是注意的和分析時注重的物理資訊不同和有實際上的困難。 要注意的是即使是最明亮的恆星（比太陽明亮四千萬倍）仍然不如像是類星體，目前已經發現了數百個，這種銀河系外的天體明亮。現在所知最亮的類星體是在室女座的3C 273，它的平均視星等是12.8等（使用望遠鏡才能看見），但是絕對星等是-26.7等。如果它在距離地球10秒差距的位置上，看起來將如同太陽（視星等-26.8）一般的明亮，因此類星體的發光度是太陽的2兆（1012）倍，或是像我們銀河系這樣的巨型星系總亮度的100倍。然而也發現類星體的光度在不同的時間週期內也不一樣。 根據伽馬射線的觀察，一顆被稱為SGR 1806-20的磁星（中子星的一種類型），曾經在2004年12月27日將極端強烈的爆發傳達到地球。它是來自太陽系外對我們的行星造成最明亮的衝擊事件。如果伽馬射線能夠看見，它的光度將達到−29，會比我們的太陽還要明亮（如同雨燕衛星所觀測到的）。 在1998年偵測到的伽馬射線暴GRB 971214在當時被認為是宇宙間最巨大的能量事件，等同於數百顆超新星釋出的能量。稍後的研究指出因為幾何的關係射向地球的能量或許相當於一顆超新星將環繞在周圍氣體的總能量集成光束射向地球。.
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恆星碰撞
恆星碰撞指兩顆恆星通過重力作用合併成一個較大天體的過程。天文學家們估計，銀河系內的球狀星團每一萬年可能發生一次這樣的事件。Chang, Kenneth.
恆星磁場
恆星磁場是恆星內部有傳導力的電漿運動產生的磁場。這種運動是經由對流產生的，是一種包含物質有形運動的能量傳輸。地區性的磁場會對電漿產生作用力，在密度沒有可以比較的增益下，有效的增加壓力。因此被磁化的地區相對於其它的電漿上升，直到抵達恆星的光球。這將在恆星的表面創造出星斑和冕圈的相關現象。.
恆星運動學
恆星運動學是研究恆星的運動但無須瞭解它們如何獲得運動原因的學門。這不同於恆星動力學，它必須考慮到引力的效應。一顆恆星相對於太陽的運動，可以提供有用的資訊，包括恆星的來源和年齡，以及所繞行星系的結構和演化。 在天文學，已經廣泛的接受恆星誕生於被稱為恆星育嬰室的分子雲內。在這樣的雲氣內形成的恆星會組成有數打至數千顆恆星的疏散星團。這種星團會隨著時間而潰散，分離的恆星將聚集成為另一種稱為星協的恆星集團。如果這些殘餘的恆星通過一些相干的組合在星系中共同漂流，它們就會被稱為移動星群。.
恆星質量流失
恆星質量流失是在一些大質量恆星上觀測到的現象，在此一事件的發生機制會造成恆星大部分的質量被拋射出去；或是在聯星系統中的一顆恆星質量逐漸流失至它的伴星或是星際空間中。.
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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。.
恆星自轉
恆星自轉是恆星相對於軸的角運動，自轉的速率可以從恆星的光譜測量，或是經由表面明顯的特徵運動量測。 恆星自轉產生的離心力可以造成赤道隆起。如果恆星不是固體，便可以用不同的速度轉動，因此恆星赤道和高緯度可以有不同的角速度。自轉速率上的差異在恆星磁場發電機上也許是重要的角色。 恆星的磁場會與恆星風產生交互作用，當恆星風離開恆星會使恆星的角速度減慢。磁場與恆星風的交互作用對恆星的自轉產生制動，結果是恆星的角動量會轉移給恆星風，於是隨著時間的過去，恆星自轉的速率逐漸減慢。.
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.
杰敏卡γ射线源
杰敏卡γ射线源(Geminga)是位於雙子座，距離太陽大約250秒差距(约800光年)的一顆中子星 。它的名稱是"Gemini gamma-ray source"和在倫巴底語的 dialect of Milan gh'è minga "it's not there"結合(pronounced)G.
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極迅瞬變光源太空觀測計畫
極迅瞬變光源太空觀測計畫（Ultra-Fast Flash Observation，簡稱UFFO），是一個國際合作科學衛星計畫，目標為監測恆星死亡以及中子星與黑洞撞擊產生之伽瑪射線爆，以了解宇宙之膨脹史。參與該計畫之團隊包含俄羅斯、臺灣、韓國、丹麥、西班牙等地之大學或研究機構，其中臺灣團隊的人數最多，一共10人。 該計畫最初起源於臺灣團隊所提出的POET計畫，但該計畫提出一年後即與韓國團隊合作，因而更名為UFFO計畫。2011年7月12日至7月15日，UFFO實驗儀器進行熱真空測試，並於7月25日至7月27日進行三軸振動測試與衝擊振動測試。2016年4月28日协调世界时早上2點，UFFO太空望遠鏡安裝在上，由俄羅斯的聯合號自該國遠東地區、靠近中俄邊境的阿穆尔州东方航天发射场發射升天，為該處之第一次發射任務。該火箭原先預定於2015年12月發射，但因技術原因推遲至2016年4月27日，更因故延後一日至4月28日才順利發射。俄罗斯总统-zh-cn:弗拉基米尔·弗拉基米罗维奇·普京;zh-hk:弗拉迪米爾·弗拉迪米羅維奇·普京;zh-tw:佛拉迪米爾·佛拉迪米羅維奇·普丁;-也在現場觀看發射情形。 藉由臺灣團隊研發出的紫外可見光迴旋望遠鏡，UFFO在伽瑪射線爆發生1到2秒內即可鎖定光源進行觀測，比起在它發射前反應最快的雨燕衛星的60秒鐘還要快上數十倍。.
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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：.
歐本海默極限
奥本海默極限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。罗伯特·奥本海默和乔治·沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在1.5至3倍太阳质量之间。对于质量小于此极限的中子星，支持星体的内部压力来自中子与中子之间的强相互作用以及中子本身的量子简并压力；而对于质量大于此极限的中子星会在自身引力的作用下崩溃，从而坍缩为一个黑洞，理论上在其他途径的内部压力支持下还可能成为其他形式的星体（例如在夸克简并压力的支持下坍缩为夸克星）。但由于对这些理论上的夸克简并物质了解相对中子简并物质更少，一般天体物理学家相信，除非有实际观测的反例证实，中子星在超过这一极限时都会直接坍缩为黑洞。 一个由恒星坍缩成的黑洞必须具有大于托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的质量。理论预言由于恒星演化中的质量损失，一个具有太阳那样金属量的孤立恒星坍缩而成的黑洞应该具有不超过10倍左右的太阳质量, S. E. Woosley, A. Heger, and T. A. Weaver, Reviews of Modern Physics 74, #4 (October 2002), pp.
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毫秒脈衝星
毫秒脈衝星（MSP），曾經被稱為"反覆脈衝星"，是自轉週期在1-10毫秒範圍內的脈衝星，他目前僅能在微波或X射線的電磁波頻譜的波段上被觀察到。 毫秒脈衝星的起源依然有些神秘，主導的理論認為它們原本是週期較長的脈衝星，經由吸積的延長或回覆。基於這個理由，低質量X射線雙星系特別受到關注，它們被認為是正在回覆過程中的脈衝星。 像這一類散發出X射線的脈衝星被認為是正在被加速的階段，活躍性正在增加中。它們可能是正在吸收由伴星的洛希瓣溢出的角動量，使自轉的速度增加至每秒鐘數百轉，而被加速的中子星。已經被加速了的毫秒脈衝星，散發出的電磁波頻譜是在長波長的部分。 許多毫秒脈衝星是在球狀星團內被發現的，因為在這些系統內極端高的恆星密度有利於創造能引起雙星之間質量交換的環境，讓自轉的中子星經由交互作用提高週期成為毫秒脈衝星。目前在球狀星團內發現的毫秒脈衝星大約有130顆，單單在Terzan 5中就有33顆，然後是杜鵑座47有22顆，M28和M15各有8顆。.
氣體環
氣體環是環繞著行星的環形氣體雲或電漿。在地球所在的太陽系，氣體環是因為衛星的大氣層和行星的磁場交互作用形成的。最著名的是艾歐電漿環，它是由木星的火山衛星艾歐從稀薄的大氣層中每秒噴出1噸電離的氧氣和硫造成的。其他的例子包括由土星的衛星恩塞拉都斯造成的氫和氧的巨大中性環，並提出（雖然沒有觀測上的支持）泰坦可以形成氮氣的氣體環。 在科幻小說中引用氣體環最著名的例子是拉瑞·尼文的完整樹（The Integral Trees.）和煙圈（The Smoke Ring.），其中描述在環繞中子星軌道上的氣體巨星引起的氣體環允許生物（包括人類）生存，但是這樣的情況在真實的世界中是不可能的。 Category:天體物理學.
水母星雲
水母星雲（Jellyfish Nebula），即 IC 443、Sh2-248（Sharpless 248），是一個位於銀河系中的超新星殘骸，在天球上位於雙子座，在雙子座η附近，距離地球約5000光年。 水母星雲可能是因為3000到30000年前的超新星而形成，該次超新星產生了中子星 CXOU J061705.3+222127。水母星雲是超新星殘骸和周圍分子雲交互作用的最佳研究例子。.
沃尔特·巴德
威廉·海因里希·沃尔特·巴德（Wilhelm Heinrich Walter Baade，），德国天文学家，在美国度过了大部分科研生涯。巴德提出了两类星族的概念，正确区分了两类造父变星，并对宇宙距离的尺度做出了重要的修正。.
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泡利不相容原理
在量子力学裏，泡利不--容原理（Pauli exclusion principle）表明，兩個全同的費米子不能處於相同的量子態。這原理是由沃尔夫冈·泡利於1925年通过分析实验結果得到的結論。例如，由於電子是費米子，在一個原子裏，每個電子都擁有獨特的一組量子數n,\ell,m_\ell,m_s，兩個電子各自擁有的一組量子數不能完全相同，假若它們的主量子數n，角量子數\ell，磁量子數m_\ell分別相同，則自旋磁量子數m_s必定不同，它們必定擁有相反的自旋磁量子數。換句話說，處於同一原子軌域的兩個電子必定擁有相反的自旋方向。泡利不--容原理簡稱為泡利原理或不相容原理。 全同粒子是不可区分的粒子，按照自旋分為費米子、玻色子兩種。費米子的自旋為半整數，它的波函數對於粒子交換具有反對稱性，因此它遵守泡利不相容原理，必须用費米–狄拉克統計來描述它的統計行為。費米子包括像夸克、電子、中微子等等基本粒子。 玻色子的自旋為整數，它的波函數對於粒子交換具有對稱性，因此它不遵守泡利不相容原理，它的統計行為只符合玻色-愛因斯坦統計。任意數量的全同玻色子都可以處於同樣量子態。例如，激光產生的光子、玻色-愛因斯坦凝聚等等。 泡利不相容原理是原子物理學與分子物理學的基礎理論，它促成了化學的變幻多端、奧妙無窮。2013年，義大利的格蘭沙索國家實驗室（Laboratori Nazionali del Gran Sasso）團隊發佈實驗結果，違反泡利不相容原理的概率上限被設定為4.7×10-29。.
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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。.
湯馬士·戈爾德 (天文學家)
湯馬士·戈爾德（Thomas Gold，）是一位生於奧地利的天文物理學家，他曾擔任康乃爾大學天文學教授、美國國家科學院院士、皇家學會院士。戈爾德是1950年初提出現已幾乎被廢棄的宇宙穩恆態理論的三位年輕科學家之一。戈爾德的研究是跨學科的，涉及生物物理學、天文學、航空航天工程和地球物理學。.
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激光干涉引力波天文台
光干涉引力波天文台（Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory，缩写：LIGO）是探测引力波的一个大规模物理实验和天文观测台，其在美國華盛頓州的汉福德與路易斯安那州的利文斯頓，分別建有激光干涉儀。利用兩個幾乎完全相同的干涉儀共同進行篩檢，可以大幅度減少誤判假引力波的可能性。干涉儀的靈敏度極高，即使臂長為4千米的干涉臂的長度發生任何變化小至質子的電荷直徑的萬分之一，都能夠被精確地察覺。 LIGO是由美国国家科学基金会（NSF）资助，由加州理工学院與麻省理工学院的物理学者基普·索恩、朗納·德瑞福與莱纳·魏斯領導創建的一个科學项目，兩個學院共同管理與營運LIGO的日常操作。在2002年至2010年之間，LIGO進行了多次探測實驗，蒐集到大量數據，但並未探測到引力波。為了提升探測器的靈敏度，LIGO於2010年停止運作，進行大幅度改良工程。2015年，LIGO重新正式探测引力波。負責组织参与该项目的人員，估計全球約有1000多个科学家參與探測引力波，另外，在2016年12月約有44萬名活跃的Einstein@Home用户。。 在2016年2月11日，和Virgo协作共同发表论文表示，在2015年9月14日检测到引力波信号，其源自於距离地球約13亿光年处的两个質量分別為36太阳质量與29太阳质量的黑洞併合。因為「對LIGO探測器及重力波探測的決定性貢獻」，索恩、魏斯和LIGO主任巴里·巴里什榮獲2017年諾貝爾物理學獎。.
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激光干涉空间天线
光干涉空间天线（Laser Interferometer Space Antenna，LISA）是一个由美国国家航空航天局（NASA）和欧洲空间局（ESA）合作的引力波探测计划，由於募款問題，美国国家航空航天局於2011年宣布終止合作關係。欧洲空间局因此修改任務概念，於2013年宣布改名為演化激光干涉空间天线（Evolved Laser Interferometer Space Antenna，eLISA），目前仍在设计阶段，计划于2034年投入运行，这将是人类第一座太空中的引力波天文台。 LISA也是美国国家航空航天局的项目的一部分。“超越爱因斯坦”是一组实验上验证爱因斯坦广义相对论理论的计划，其中包含两个空间天文台（HTXS——X射线天文台和LISA）和数个以宇宙学相关观测为目的的探测器。LISA将利用激光干涉的方法精确测量信号相位，从而对于来自宇宙间遥远的引力波源的低频且微弱的引力波进行探测。这将对引力波天文学的理论和实验研究，广义相对论的一些实验观测以及早期宇宙的天体物理学和宇宙学研究有重要意义。.
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未解決的物理學問題
本條目列出一些重要但尚未解決的物理問題。其中包括理論性的，即現時理論未能夠給予觀測到的物理現象或實驗結果令人滿意的解釋；還有實驗性的，即能夠周密測試某先進理論或深入研究某物理現象的實驗，不過現時現地很難建造或完成。.
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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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星云
星雲（源自拉丁文的：nebulae或nebulæ，與ligature或nebulas，意思就是“雲”）是塵埃、氫氣、氦氣、和其他電離氣體聚集的星際雲。原本是天文學上通用的名詞，泛指任何天文上的擴散天體，包括在銀河系之外的星系（一些過去的用法依然留存著，例如仙女座星系依然使用愛德溫·哈伯發現它是星系之前的名稱，被稱為仙女座星雲）。星雲通常也是恆星形成的區域，例如鷹星雲，這個星雲刻畫出NASA最著名的影像，即創生之柱。在這個區域形成的氣體、塵埃和其他材料擠在一起，聚集了巨大的質量，這吸引了更多的質量，最後大到足以形成恆星。據了解，剩餘的材料還可以形成行星和行星系的其它天體。.
星震學
星震學（英文：Asteroseismology，來自古希臘文 ἀστήρ，astēr，恆星、σεισμός, seismos，振動、-λογία, -logia，研究。或稱為stellar seismology）是藉由分析恆星震動频谱研究恆星內部結構的學問。在恆星上不同的振動模式會有不同的穿透深度。天文學家利用都卜勒效應觀測天體的震動，研究天體的震動可以了解無法被直接觀測到的天體內部結構，例如氦的豐度以及對流區的深度；其原理就像地震學家通過研究地震波來了解地球和其他行星。 星震學是用來研究恆星內部結構的工具。振動頻率可以提供震波來源和通過區域的物質密度。恆星光譜可以讓天文學家分析恆星組成，因此光譜學和星震學結合可以得知恆星內部結構。星震學可以將恆星的光小幅變化成聲波。.
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。.
时间旅行
時間旅行或稱時空旅行、時光旅行或穿越時空等，泛指人或者其它物體由某一時間點移動到另外一個時間點。事實上，所有的人都順著時間一分一秒地自然前進，所以時間旅行單指違反這種自然時間變化的方式：要麼是前往未來，要麼是回到過去。 時間旅行常常作為戲劇或者小說中，將人物放在不同時空中的手段，而穿越、穿越劇、穿越小說等名稱也成為這些作品的分類，與傳統戲劇或者小說中的分類看齊。.
数值相对论
数值相对论（numerical relativity）是广义相对论的一个分支，旨在通过数值方法求解爱因斯坦场方程，以模拟强引力场中的物理过程。相对论天文学中的物理系统，如引力坍缩、中子星、黑洞及引力波等等，以及其他不能利用弱场低速情形中结论近似的现象都可以利用数值相对论模拟。 由于爱因斯坦方程的复杂性与非线性，这一领域的模拟需要特定的数值方法。而计算量巨大的三维问题则需要借助超级计算机解决。一些数学与天体物理学问题，比如密接联星及其引力波的数值模拟，目前可以利用数值相对论求解。.
数量级 (密度)
没有描述。
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数量级 (质量)
为了帮助比较理解不同的质量数量级，在下面列出了列出了质量从10−36 kg 到1053 kg的事物。.
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數量級 (速率)
本列表比較多種數量級的差別，以每秒1 公尺到每秒3 公尺來介紹多種速率。粗體代表其為準確值。.
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慣性
在物理學裡，慣性（）是物體抵抗其運動狀態被改變的性質。物體的慣性可以用其質量來衡量，質量越大，慣性也越大。艾薩克·牛頓在鉅著《自然哲學的數學原理》裡定義慣性為： 更具體而言，牛頓第一定律表明，存在某些參考系，在其中，不受外力的物體都保持靜止或等速直線運動。也就是說，從某些参考系觀察，假若施加於物體的淨外力為零，則物體運動速度的大小與方向恒定。慣性定義為，牛頓第一定律中的物體具有保持原來運動狀態的性質。滿足牛頓第一定律的參考系，稱為慣性參考系。稍後會有關於慣性參考系的更詳細論述。 慣性原理是經典力學的基礎原理。很多學者認為慣性原理就是牛頓第一定律。遵守這原理，物體會持續地以現有速度移動，除非有外力迫使改變其速度。 在地球表面，慣性時常會被摩擦力、空氣阻力等等效應掩蔽，從而促使物體的移動速度變得越來越慢（通常最後會變成靜止狀態）。這現象誤導了許多古代學者，例如，亞里斯多德認為，在宇宙裡，所有物體都有其「自然位置」──處於完美狀態的位置，物體會固定不動於其自然位置，只有當外力施加時，物體才會移動。.
托尔曼－奥本海默－沃尔科夫方程
在天体物理学中，托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程（Tolman–Oppenheimer–Volkoff equation）是在广义相对论框架下描述一个处在定态引力平衡状态下的各向同性球对称物体结构的约束方程。它所描述的是恒星在辐射压力和自身引力作用下的相对论性流体静力学平衡。.
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曲钦岳
曲钦岳（），山东牟平人。中国教育家，天文学家。.
0號元素
0號元素（Neutronium），有時又被稱為中子元素（Neutrium），是指原子中僅含中子，不含質子的一種元素，或純粹只由中子組成的物質。1926年物理學家安德利亞·馮·安德羅波夫發明了這個詞，那時甚至還沒有中子的概念。安得羅波夫將0號元素放在了元素周期表最開始，以代表其質子數比氫還要少。 然而，該術語的含義隨著時間發生了改變，從20世紀後半葉起，這個詞被用來指一種密度極大的物質，最早被用於科幻小说中，代表一種密度極大的奇特元素，直到在中子被發現後，0號元素已主要指代中子星内部存在的一種高密度、無質子的元素，目前多以多中子核物質來表示許多中子聚集在一起所形成的核素，這種物質目前僅存在於中子星内部。直到現在，這個詞的使用尚有爭議。.
2005年12月
没有描述。
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2017年10月
没有描述。
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4U 0142+61
4U 0142+61是一顆位於仙后座的磁星，距離地球約13,000光年。 根據2006年4月6日出版的《自然》雜誌報導，麻省理工的Deepto Chakrabarty等人發現有一原行星盤圍繞著這顆脈衝星，因此或可證明有不少中子星均擁有自己的脈衝星行星，推翻之前人們認為中子星的強大電磁輻射無法使行星誕生的說法。而該原行星盤亦含有不少較重的金屬元素。另外，這顆恆星約於距今10萬年前發生超新星爆發。.
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