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562 关系: A2744 YD4 (星系)，AM 0644-741，劍橋光學孔徑合成望遠鏡，加拿大臂，原行星盤，健神星，假設的海王星外行星，半人馬座A，半人马小行星，千新星，南大西洋異常區，南希·羅曼，南蟹狀星雲，南風車星系，反照率特徵，史蒂芬五重星系，參宿四，向井千秋，坦普尔1号彗星，多工即時執行系統，大力神星，大型轨道天文台计划，大双筒望远镜，大学天文研究协会，大光學反射鏡列表，大科学，大爆炸，大白斑，大衛·夏邦諾，大黑斑，大气层，天卫一，天卫二十七，天卫二十六，天卫六，天倉五，天王星，天王星的卫星，天王星環，天王星氣候，天琴座RR，天琴座RR型变星，天狼星，天貓弧，天龙座矮星系，天鵝座X-1，天鵝圈，天苑四，天文台列表，天文台編號列表，... 扩展索引 (512 更多) »
A2744 YD4 (星系)
A2744 YD4是一個非常遙遠的年輕星系。它在2015年經由哈伯太空望遠鏡的觀測，首度被確認是一個星系。這個星系位於巨大的阿貝爾 2744星系群的後方，經由重力透鏡的效應才使這種檢測成為可能。在2017年，ALMA觀測它，並檢測到少量的塵埃（迄今最遙遠的星塵）和在大爆炸後6億年的第一個氧氣輻射光的訊號。.
AM 0644-741
AM 0644-741是無棒透鏡星系和環星系的組合，位於南天飛魚座的方向，距離地球3億光年。淡黃的核曾經是一個正常的螺旋星系的中心，環繞著中心的環直徑是150,000光年。理論上，環是星系形成之後與另一個星系交互作用，觸發了引力的擾動，使灰塵凝結導致恆星的形成，並迫使它們離開星系成為環狀。這個環是年輕、大質量、高溫的藍色恆星猖獗形成的區域。沿著環的粉紅色區域是受到來自炙熱藍色恆星的強烈紫外線照射，發出螢光的稀薄氫氣體雲層。星系模擬的模型顯示AM 0644-741的環還會繼續擴大，而大約在3億年後就會開始瓦解。.
劍橋光學孔徑合成望遠鏡
劍橋光學孔徑合成望遠鏡(Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope，COAST)是一架基線長達100米的多元件光學天文干涉儀，他使用孔徑遮罩來觀測恆星，可以使解析度提高到千分之一角秒 (這種非常高的解析度不是使用單一的望遠鏡，例如哈伯太空望遠鏡，可以達到的)，主要的限制是COAST只能觀測明亮的恆星。COAST是第一架長基線干涉儀，可以獲得太陽以外恆星表面的高解析影像 (雖然在這之前，威廉·赫歇爾望遠鏡使用孔鏡遮罩干涉儀已經獲得其它恆星表面的低解析影像。)。 COAST陣列的構想是約翰E.鮑德溫提出的，並由卡文迪什天體物理組執行。它位於英國劍橋郡的馬拉德電波天文台。.
加拿大臂
加拿大臂（Canadarm）的正式名称是太空梭遥控机械手系统（Shuttle Remote Manipulator System），是国际空间站上由加拿大宇航局设计的一系列机械手臂，用于部署、移动和捕获。在哥伦比亚号航天飞机灾难之后，加拿大臂与（OBSS）配合使用，用来检查航天飞机隔热系统的损伤。国际空间站上最新的移动维修系统也被成为"加拿大臂2"，也由加拿大宇航局设计。现任加拿大总督、前太空人朱莉·帕耶特曾参与加拿大臂的设计和安装。.
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原行星盤
原行星盤（Proplyd or Protoplanetary Disc）是在新形成的年輕恆星（如金牛T星）外圍繞的濃密氣體，因為氣體會從盤的內側落入恆星的表面，所以可以視為是一個吸積盤。但是，不能將這個過程與恆星形成時的吸積混淆在一起。 環繞金牛座T的原行星盤，溫度與大小都與雙星周圍的盤不同。原行星盤的半徑可以達到1,000天文單位，但是溫度並不高，在它們最內側的溫度也不過1,000K，並且經常有噴流伴隨著。 典型的原行星盤來自主要是氫分子的分子雲。當分子雲分得的大小達臨界質量或是密度，將會因自身重力而塌縮。而當雲氣開始塌縮，這時可稱為太陽星雲，密度將變得更高，原本在雲氣中隨機運動的分子，也因而呈現出星雲平均的淨角動量運動方向，角動量守恆導致星雲縮小的同時，自轉速度亦增加。這種自轉也導致星雲逐漸扁平，就像製作意大利薄餅一樣，形成盤狀。從崩塌起約十萬年後，恆星表面的溫度與主序帶上相同質量的恆星相同時，恆星將變得可以被看見，就像金牛座T的情況。吸積盤中的氣體在未來的一千萬年中，盤面消失前，仍會繼續落入恆星。盤面可能是被年輕恆星的恆星風吹散，或僅僅是因為吸積之後，單純的停止輻射而結束。發現的最老的原行星盤已經存在了二千五百萬年之久。 太陽系形成的星雲假說描述原行星盤如何發展成行星系統。靜電和引力互相作用在盤面上的塵埃粒子和顆粒，使它們生常成為星子。這個過程與會將氣體吹散的恆星風競爭，將氣體累積並將物質拉入金牛座T的中心。 在我們的銀河系內，已經觀測到一些年輕恆星周圍的原行星盤。第一個是在1984年發現的繪架座β，最近的則是哈伯太空望遠鏡發現在獵戶座大星雲內正在形成的原恆星盤。 天文學家已經在距離太陽不遠的恆星，天琴座織女星、北冕座貫索四、和南魚座北落師門，發現大量的原行星盤材料，或許本身就已經是原行星盤。 包含織女和北落師門的北河二共同運動星團被分辨出來。利用希巴古衛星資料，估計北河二星團年齡約二億年（誤差約一億年），這顯示以紅外線觀察到的織女和北落師門周圍的殘餘物質可能已成星子，而不僅僅是原行星盤了。哈伯太空望遠鏡已經成功的觀測北落師門的原行星盤，並證實猜測。.
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健神星
健神星是主帶小行星內第四大的小行星，稍微有一些橢圓，直徑大約有300-500公里，並且估計佔有小行星帶3%的質量。 在主帶中，它是黑暗的C型小行星，也是這一區內最大的一顆小行星。C型小行星是主帶外緣最主要的小行星，分佈在2.82天文單位的柯克伍德空隙之外。它黑暗的表面和與太陽的距離大於平均距離，使從地球觀測到的它在大的小行星中顯得很黯淡。事實上，在早先發現的23顆小行星中，它是第三暗的，只有芙女星（13號小行星）和海女星（17號小行星）在衝的時候仍比它暗淡。.
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假設的海王星外行星
假設的海王星外天體，習稱為海外行星、X行星或Planet X，自從1846年發現第八顆行星海王星之後，就有人不斷的在猜想是不是還有在海王星軌道外側的行星存在著。歷年來，在海王星軌道外側的區域發現了形形色色想像中的天體，並且曾經幾乎被確認為可能是第九顆行星和第十顆行星。.
半人馬座A
半人馬座A，也稱為NGC 5128，是位於半人馬座內距離大約1千4百萬光年遠的一個透鏡星系。它是最靠近地球的電波源之一，也是被專業天文學家廣泛研究的活躍星系核。這個星系也是全天第五亮的星系，所以即使這個星系只能在南半球和北半球的低緯度地區看見，它依然也還是業餘天文學家的理想目標。 相對論性噴流的能量被相信是從在星系核心的超大質量黑洞附近的空間喷射出來的，輻射出X射線和無線電波的波長。以十年的間隔對噴流的電波進行觀察，天文學家確定噴流內側部分的移動速度達到光速的一半。X射線則是噴流內的高能微粒在更遠處與周圍的氣體碰撞所產生的。 如同對其他的星爆星系所做的觀測，碰撞導致恆星的形成和引發強烈的爆炸。使用史匹哲太空望遠鏡，科學家證實了半人馬座 A是經由星系碰撞而被狼吞虎嚥的螺旋星系。.
半人马小行星
半人馬小行星被歸類為軌道不穩定的小行星，並競相以神話中半人馬族的神祇命名。所以選擇這一族的名稱是因為它們的行為一半像小行星，另一半則像彗星。半人馬小行星的軌道會穿越或曾經穿越過一顆或數顆氣體巨星的軌道，並且有數百萬年的動力學生命期。 第一顆類似半人馬小行星的天體是在1920年發現的小行星944（Hidalgo），但是在1977年發現凱龍之前，它們並未被認為是一個新的族群。已知最大的半人馬小行星是1997年發現的女凱龍星，它的直徑達到260公里，大小如同主帶中的一顆中等大小的小行星。 沒有半人馬小行星曾經被拍攝過近照，但有證據顯示在2004年被卡西尼號拍下特寫鏡頭的費貝可能是被土星捕獲的半人馬小行星。另一方面，哈伯太空望遠鏡也已經獲得一些飛龍星表面特徵的資訊。 ，三顆半人馬小行星被發現有彗星狀的彗髮活動：凱龍、厄開克洛斯（Echeclus）和，因此凱龍和厄開克洛斯暨歸屬於小行星也歸屬於彗星。其它的半人馬小行星，像是Okyrhoe被懷疑有類似彗星的活動。任何一顆受到攝動而接近太陽至足夠的距離內時，都可已被預期會成為彗星。.
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。.
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南大西洋異常區
南大西洋異常區(South Atlantic Anomaly)是地球上一片地磁最弱的區域，覆蓋範圍遍及南美洲南部及南大西洋海域。由於該區的地磁較其他地區弱，阻擋太陽粒子的范艾倫輻射帶在該區域上空形成一凹陷部份，容讓粒子可以到達更接近地球的位置，導致穿越該區域上空的人造衛星受粒子影響而出現運作異常。.
南希·羅曼
南希·葛莉絲·羅曼（Nancy Grace Roman，），美國天文學家。她同時也是一位積極的演說家和教育家，並且致力於女性在科學中角色的提升。.
南蟹狀星雲
南蟹狀星雲或Hen2-104從地球看是位於半人馬座的一個星雲，但與地球的距離實際上有數千光年。它的中心是一對由米拉變星和白矮星組成的共生變星。 南在此處是形容詞，以與在北天金牛座的蟹狀星雲有所區分。從地球上看，這個星雲像是螃蟹的身體和腳爪，也有些像沙漏。 這個星雲使用地跡的望遠鏡就能夠看見，但是哈伯太空望遠鏡在1999年拍攝的影像提供了更詳細的資訊，解析出在星雲的中心是一對恆星 － 一顆白矮星和一顆紅巨星。.
南風車星系
梅西爾83（也稱為南風車星系或NGC 5236）位於長蛇座，是一個距離大約一千五百萬光年遠的棒旋星系。在天空中，這算是很近的距離，加上它明亮的光度，所以只要使用雙筒望遠鏡就能夠看見，在這個星系中已經發現6顆超新星： SN 1923A、SN 1945B、SN 1950B、SN 1957D、SN 1968L和SN 1983N。.
反照率特徵
反照率特徵（albedo feature）是行星、衛星等太陽系天體某個反照率和鄰近區域相比特別高或低（即特別亮或暗）的區域。.
史蒂芬五重星系
史蒂芬五重星系是由五個可見光的星系組成的集團，其中四個組成被發現的第一個緻密星系團。這個集團是愛德華·史提芬在1877年於馬賽天文台發現的。這個集團是所有的緻密星系團中被研究得最多的，集團中可見的最亮成員是螺旋星系NGC 7320顯示出有廣大的電離氫區，以紅色的小滴辨識，有活躍的恆星形成活動。 最近知道，這些星系因為激烈的碰撞而互相影響著。在史蒂芬五重奏的五個星系中的四個是與另一個在互相碰撞的路徑上。NASA的史匹哲太空望遠鏡顯示在巨大的星系群之間出現了衝擊波，在圖片右邊壯觀的綠色弧線是一個星系以每小時數百萬英里的速度撞向另一個星系產生的。當NGC 7138B和NGC 7138A撞擊時，氣體從星系團中被拋出，氫原子被激震波加熱，導致綠色的光輝，在這裡看見的氫分子是曾經被觀測到的中最動盪不安的。這種現象是德國海德堡的馬克斯普郎克核子物理學院（MPIK）的一個國際科學家團隊發現的。最值得注意的事實是，這樣的碰撞可以幫助我們了解在100億年前的早期宇宙當星系形成時發生了甚麼事。 同樣有趣的是，NGC 7320顯示的紅移（790公里/秒）較小，而其他四個星系的紅移都很大（6600公里/秒）。由於星系的紅移與距離成比例，因此NGC 7320只是投影在前景的一個星系距離地球約3千9百萬光年，其他五個星系與地球的距離在2億1千萬至3億4千萬光年之間。 NGC 7319的核心是第二型的西佛星系核。.
參宿四
参宿四（Betelgeuse），也就是拜耳命名法中著名的獵戶座α（α Orionis或α Ori），是全天第九亮星，也是獵戶座第二亮星，只比鄰近的参宿七（獵戶座β）暗淡一點。它有著明顯紅色的半規則變星，視星等在0.2至1.2等之間變化著，是變光幅度最大的一等星。這顆恆星標示著冬季大三角的頂點和冬季六邊形的中心。 在分類上，参宿四是一顆紅超巨星，並且是已知最大和最亮的恆星之一。如果它位於太陽系的中心，它的表面會超越小行星帶，並可能抵達並超越木星的軌道，完全地席捲掉水星、金星、地球和火星。但是，在上個世紀對参宿四的距離估計從180光年至1,300光年不等，因此對其直徑、光度和質量的估計是很難被證實的。目前認為参宿四的距離大約是640光年，平均的絕對星等是-6.05。 而事实上，有关参宿四的质量始终有争议，有的资料显示它的质量不过太阳的14至15倍，但也有的资料认为它的质量达到太阳的18至19倍甚至20倍的，而这种质量的不确定性，正是由于测量距离的不确定性造成的。 在1920年，参宿四是第一顆被測出角直徑的恆星（除太陽之外）。從此以後，研究人員不斷使用不同的技術參數和望遠鏡測量這顆巨星的大小，而且經常產生衝突的結果。目前估計這顆恆星的視直徑在0.043～0.056角秒，作為一個移動的目標，参宿四似乎周期性的改變它的形狀。由於周邊昏暗、光度變化（變星脈動理論）、和角直徑隨著波長改變，這顆恆星仍然充滿了令人費解的謎。参宿四有一些複雜的、不對稱的包層，引起巨大的質量流失，涉及從表面向外排出的龐大冠羽狀氣體，使事情變得更為複雜。甚至有證據指出在它的氣體包層內有伴星環繞著，可能加劇了這顆恆星古怪的行為。 天文學家認為参宿四的年齡只有1,000萬年，但是因為質量大而演化得很快。它被認為是來自獵戶座OB1星協的奔逃星，還包含在獵戶腰帶的参宿一、参宿二、和参宿三等0和B型晚期恆星的集團。以現行恆星演化的晚期階段，預料参宿四在未來的數百萬年將爆炸成為II型超新星，並變成一顆中子星。.
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向井千秋
向井千秋（向井 千秋，生名內藤千秋，），日本宇航员、外科醫生 。向井千秋出身於群馬縣館林市，、慶應義塾大學醫學系畢業。她是日本第一位女性宇航员，也是首位兩度登上太空的日本宇航员。她在太空滯留時間總共為23天15小時（566小時）。 從1987年到1988年，向井千秋以日本宇宙航空研究開發機構宇航員身分，擔任美國國家航空暨太空總署林顿·约翰逊太空中心太空生物醫學研究所的訪問學者。自1992年以來，向井千秋是德克薩斯州休斯敦貝勒醫學院外科研究講師。從1992年到1998年，她是慶應義塾大學醫學院外科部客座副教授，並在1999年晉升為大學客座教授。.
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坦普尔1号彗星
坦普尔1号彗星是一颗周期彗星(先前编号为9P/Tempel 1)。它是1867年4月3日由一名在马赛工作的德国天文学家恩斯特·威廉·勒伯莱希特·坦普尔(Ernst Wilhelm Leberecht Tempel)所首次发现的。当初在发现时，坦普尔1号彗星每5.68年内接近一次近日点。在随后1873年至1879年的观测中发现，坦普尔1号彗星的轨道有时非常接近木星以至于其轨道周期因受引力影响而发生改变。这种情况在1881年发生了一次，轨道周期延长为6.5年。同时近日点也发生了改变， 距离增长了5000万千米，这导致这颗彗星从地球看来更不易见。以至当年的天文学家因为无法继续跟踪其轨道而断言其已经解体。坦普尔1号彗星直到1960年代才被美国天文学家布萊恩·馬斯登（Brian G.
多工即時執行系統
多工即時執行系統（Versatile Real-Time Executive，縮寫為VRTX），一種即時作業系統，目前由Mentor Graphics公司所擁有與發展。它可以在嵌入式系統或系統單晶片（SoC）架構中運行，在哈伯太空望遠鏡中也運用了這個作業系統來執行任務。.
大力神星
大力神星即小行星532（532 Herculina），是由德国天文学家马克斯·沃夫于1904年4月20日发现的主带小行星。它是人类历史上第一颗被认为带有卫星的小行星，但后继研究却没有发现卫星的踪迹。.
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大型轨道天文台计划
大型轨道天文台计划（Great Observatories）是美国宇航局研制的4颗大型空间望远镜，分别是哈勃空间望远镜、康普顿伽玛射线天文台、钱德拉X射线天文台和斯皮策空间望远镜。它们分别工作在不同的波段，每台望远镜都为各自的领域做出了重要的贡献。.
大双筒望远镜
大双筒望远镜（Large Binocular Telescope，缩写：LBT）是位于美国亚利桑那州，海拔3300米格拉汉姆山的望遠鏡，是格拉汉姆山国际天文台的一部分。 大双筒望远镜的主镜由硼硅玻璃制成，焦比为1.142，是在亚利桑那大学史都华天文台的镜面实验室浇铸的。两个主镜的口徑都是8.4米，在北美大陸僅小於德州麦克唐纳天文台霍比-埃伯利望远镜的9.2米主鏡。等效口径为11.8米，是目前世界最大的光學望遠鏡。如果作为干涉仪，大双筒望远镜的最大角分辨率相当于一台口径为22.8米的望远镜。望远镜的观测室为方形，架设在直径23米的圆形轨道上，观测室四面都有可开合的通风口。大雙筒望遠鏡的光學性能極為優越，其斯特列爾比（Strehl Ratio）在紅外線H波段為60-90%，而在M波段更達到95%。.
大学天文研究协会
大学天文研究协会（Association of Universities for Research in Astronomy，缩写为AURA）是由多所大学的天文研究机构组成的非营利组织，在美国国家科学基金会的资助下于1957年3月29日成立，目的是将分散在各大学的人力和经费进行整合，使其得到高效率的利用，避免重复建设。最初有美国的22所大学参加，经过数十年的发展，其成员已经有30多个，并且也已经不再局限于美国。 大学天文研究协会管理的机构有：.
大光學反射鏡列表
大光學反射鏡列表將主鏡口徑超過1.8米的反射鏡依照口徑排序：光學的直徑決定反射望遠鏡集光力的光學設計和解像力。 反射鏡本身可以大於口徑，並且新的望遠鏡可以利用孔徑合成成為干涉儀。望遠鏡被設計成光學天文干涉儀的有凱克I和凱克II組合成的凱克干涉儀（合成孔徑85米），雖然能觀測的範圍很窄，但有著非常高的解像力。將兩個反射鏡安放在一個架台上，就結合成特別的大雙筒望遠鏡可以使用更大的孔徑合成（合成孔徑22.8米）。 最大的望遠鏡不一定就是最好的望遠鏡，這要看光學的集光系統應用在測量上的績效。以太空為基地的望遠鏡，像是哈伯太空望遠鏡，利用在地球大氣層上方可以達到更高的解析度，也可以更長時間的曝光收集更多的光量。.
大科学
大科学（Big Science，Megascience，Large Science）一般是指投资大，多学科交叉的大型的基础科学研究项目，目前还没有一个确切的定义。 大科学需要大量的资金，实验设备昂贵复杂，研究目标宏大。因此多为国际合作的形式进行。 大科学一般分为两类：.
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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。.
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大白斑
大白斑，也就是所謂的大白橢圓，是與木星上的大紅斑做對應的比喻名稱，它是一種在土星上週期性出現的典型白色斑點，直徑可以達到數千公里寬，已經大到足以從地球上用小望遠鏡看見。.
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大衛·夏邦諾
大衛·夏邦諾（或翻譯為夏博諾，David Charbonneau，）是一位哈佛大學天文學教授。他的研究主要是開發新技術偵測類太陽恆星附近的太陽系外行星。.
大黑斑
大黑斑（GDS-89）是出現在海王星上的暗斑，如同木星的大紅斑一樣。它在1989年被NASA的航海家2號太空船檢測到，它與木星的大紅斑一樣，是個反氣旋風暴，它被相信是個相對來說沒有雲彩的區域。.
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大气层
大氣層，均源自及也許是一層受到重力吸引聚攏在擁有巨大質量天體周圍的氣體，而如果重力夠大且氣體的溫度夠低，就能長期保留住。有些行星擁有許多不同的主要氣體，並且有非常深厚的大氣（參見氣體巨星）。 恆星大氣層這個名詞描述的是恆星外面的區域，典型的範圍是從不透明的光球開始向外的部份。相對來說是低溫的恆星，在它們外面的大氣層也許可以形成複合的分子。地球大氣層，不僅包含有多數有機體呼吸所使用的氧和植物與海藻和藍綠藻行光合作用所使用的二氧化碳，也保護生物的基因免於受到太陽紫外線輻射的傷害。它目前的組成是古大氣層生活在其中的有機體經過數億年的生物化學修改後的結果。.
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天卫一
天衛一（Ariel、）是天王星的衛星，它是威廉·拉塞爾（William Lassell）在1851年10月24日和天衛二一起發現的。.
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天卫二十七
天卫二十七（Cupid, S/2003 U 2）是环绕天王星运行的一颗卫星，于2003年由馬克·肖華特（Mark Showalter）及傑克·喬納森·利斯奧爾透过哈勃空间望远镜发现 。.
天卫二十六
天卫二十六（Mab, S/2003 U 1）是环绕天王星运行的一颗卫星，于2003年由Mark Showalter及Jack J. Lissauer透过哈勃空间望远镜发现。.
天卫六
天卫六（Cordelia，，）是天王星的一颗内层卫星。它是在1986年1月20日从美国宇航局的旅行者2号探测器所拍摄的照片中发现的，当时的临时编号为S/1986 U 7。 这以后直到1997年才由哈勃太空望远镜再次观测到它。 天卫六的英文名Cordelia来自威廉·莎士比亚的名著《李尔王》中李尔王最小的女儿。 除了它的轨道， 大约为20千米的半径 以及几何反照率为0.08， 事实上人们对它几乎一无所知。在旅行者2号的照片中，天卫六是一个细长的天体，长轴指向天王星。椭球形的天卫六轴比（长轴与短轴之比）为0.7 ± 0.2。 天卫六是天王星ε环内层牧羊犬卫星。 天卫六的轨道与天王星轨道同步，因此由于潮汐减速而缓慢衰减。 天卫六与天卫十三非常接近5:3轨道共振。.
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天倉五
天倉五，又稱為鯨魚座τ星（Tau Ceti，τ Cet/τ Ceti，），是在鯨魚座內一顆在質量和恆星分類上都和太陽相似的恆星，與太陽系的距離正好少於12光年，相對來說是一顆接近的恆星。天倉五是顆金屬含量稀少的恆星，人們推測它擁有類地行星（岩石行星）的可能性較低。根據觀測結果，它周圍的塵埃10倍於太陽系周圍的。這顆恆星看似穩定，只有少量的恆星變異。 通過天體位置和徑向速度的測量並未發現天倉五有伴星，但是這只排除大如次恆星，如同棕矮星的伴星。2012年12月偵測到了天倉五周圍可能有5顆行星存在的證據，其中一顆行星可能位於天倉五的適居帶。因為有岩屑盤，任何環繞著天倉五的行星都將比地球面對更多的撞擊事件。儘管這些事情導致行星不適宜居住，但普遍來說它擁有類似太陽的特性仍然在群星中引起大眾對它的興趣。它是搜尋地外文明計劃（SETI）搜尋的目標名單上的常客，因為它的穩定性和與太陽類似，而且它出現在一些科幻小說的作品中。 天倉五不像其他著名的恆星，有廣為人知的固有名稱，它只是肉眼可以直接看見視星等為3等的暗星。從天倉五看太陽，也只是在牧夫座內的一顆3等星。.
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天王星
天王星是從太陽系由内向外的第七顆行星，其體積在太陽系排名第三（比海王星大），質量排名第四（比海王星輕）。其英文名稱Uranus來自古希臘神話的天空之神烏拉諾斯（），是克洛諾斯的父親，宙斯的祖父。与在古代就为人们所知的五顆行星（水星、金星、火星、木星、土星）相比，天王星的亮度也是肉眼可見的，但由於較為黯淡以及緩慢的繞行速度而未被古代的觀測者认定为一颗行星。直到1781年3月13日，威廉·赫歇耳爵士宣布發現天王星，从而在太陽系的現代史上首度擴展了已知的界限。這也是第一顆使用望遠鏡發現的行星。天文學符號為、♅（♅，Unicode編碼U+2645） 天王星和海王星的內部和大氣構成不同於更巨大的氣體巨星，木星和土星。同樣的，天文學家設立了不同的「冰巨行星」分類來安置她們。天王星大氣的主要成分是氫和氦，還包含較高比例的由水、氨、甲烷等結成的「冰」，與可以探测到的碳氫化合物。天王星是太陽系內大气层最冷的行星，最低溫度只有49K（−224℃）。其外部的大气层具有複杂的雲層結構，水在最低的雲層內，而甲烷組成最高處的雲層。相比较而言，天王星的内部则是由冰和岩石所构成。 如同其他的巨行星，天王星也有環系統、磁層和許多衛星。天王星的環系統在行星中非常獨特，因為它的自轉軸斜向一邊，幾乎就躺在公轉太陽的軌道平面上，因而南極和北極也躺在其他行星的赤道位置上。從地球看，天王星的環像是環繞著標靶的圓環，它的衛星則像環繞著鐘的指針（雖然在2007年與2008年該環看來近乎水平）。在1986年，來自太空探测器航海家2號的影像资料顯示天王星實際上是一顆平平無奇的行星，在其可見光的影像中沒有出现像在其他巨行星所擁有的雲彩或風暴。然而，近年內，隨著天王星接近晝夜平分點，地球上的觀測者发现天王星有季節變化的迹象和漸增的天氣活動。天王星上的風速可以達到每秒250公尺。 在西方文化中，天王星是太陽系中唯一以希臘神祇命名的行星，其他行星都依照羅馬神祇命名。.
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天王星的卫星
天王星是太阳系的第7颗行星，截至2014年7月，人类一共发现27颗天王星的卫星，所有卫星均以威廉·莎士比亚或亚历山大·蒲柏著作中的角色命名。威廉·赫歇尔于1787年发现了天卫三和天卫四两颗卫星，另外3颗近球体卫星中的天卫一和天卫二是于1851年由威廉·拉塞尔发现，天卫五则是在1948年由杰拉德·柯伊伯发现。这5颗卫星都拥有行星质量，一旦脱离天王星轨道，直接围绕太阳运行，就可以归类成矮行星。其它22颗卫星都是在1985年以后发现的，部分来自旅行者2号的发现，还有部分是先进地面望远镜的功劳。 天王星的卫星可以分成三类：13个内卫星，5颗主群卫星和9颗不规则卫星。内卫星是暗黑色的小天体，与天王星环的性质和源起相同。5颗主群卫星的质量都大到足以实现流体静力平衡，其中4颗卫星的地表有迹象显示内部有驱动形成峡谷和火山喷发等的地质活动。5颗主群卫星中最大的是天卫三，其直径有1578公里，是太阳系的第8大卫星，质量相当于月球的5%。天王星的不规则卫星大部分都以逆行轨道运行，轨道的离心率和倾角都很高，距离天王星很远。.
天王星環
天王星環是由直徑小於10米的黑暗顆粒物質組成的暗淡環系統，是繼土星環之後，在太陽系內第二個被人類發現的行星環系統。 已知的13個清晰的環中，最亮的是ε環。(re study by Stuart Eves).
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天王星氣候
天王星的氣候與其它的氣體巨星比較，即使是相似的海王星，天王星的大氣異常地平靜。這主要是受到內熱的缺乏（限制了大氣活動），和軌道傾斜這兩大因素極大的影響。 當 航海家2號在1986年飛掠過天王星時，總共觀察到了10個橫跨過整個行星的雲帶特徵。有人提出解釋這些雲帶缺乏特徵是因為天王星的熱流低落，也就是說其內熱明顯低於其他巨大行星。以鄰近天王星的海王星為對象來比較，兩者大小和結構類似，常被視為孿生星。海王星輻射至太空中的能量是接受自太陽的2.61倍，天王星卻幾乎沒有多餘的熱量釋放出來，其在遠紅外線（即熱量）部分的光譜輻射的總能量只是它從大氣層吸收的太陽能量的倍。事實上，天王星的熱流只有 瓦/米²，比地球的內熱0.075 瓦/米²還要低。在天王星記錄到的最低溫度是49 K，比海王星還要冷，使天王星成為太陽系溫度最低的行星。 目前科學家還不清楚天王星內部的溫度如此之低的確切原因。一種假說認為這種誤差肇因於天王星曾被超大質量的天體“敲擊”過，導致它的自轉軸極度傾斜，並造成大多數原始熱量流失，留下熱量已經耗盡的核心。另一種假說認為有某種障礙物存在於上層，阻止了核心的熱能傳導至天王星表面。例如發生在不同結構層次間的對流，可能阻擋了熱傳導的向上傳送。.
天琴座RR
天琴座RR 是在天琴座的一顆變星，它是天琴座RR變星的原型，週期約13小時，視星等在7和8等間變化。它的變光本質是蘇格蘭天文學家威廉敏娜·佛來明 於1901年在哈佛大學天文台發現的。因為天琴座RR變星是重要的標準燭光，知道它精確的距離是測量發光度所必需的，對這一類的其他恆星也是一樣。 長久以來不確定的距離，在2002年使用哈伯太空望遠鏡的精細導星感測器將誤差降至大約5%之內，距離為262秒差距或854光年。如果這是正確的，天琴座RR的絕對星等是0.61等，接近太陽發光度的49倍。.
天琴座RR型变星
天琴座RR型变星，又称星团变星，是脉动变星的一种，具有和造父变星类似的周光关系（但不明显），可以用来测定距离。这类变星中最亮的是天琴座RR，因此而得名。 大部分脉动变星在赫羅圖上位于一个狭长的不稳定带上，天琴座RR型变星位于这个不稳定带的中下部，光谱類型大多为A型，小部分为F型，具有差不多相同的绝对星等。因为天琴座RR型变星早期是在球状星团的水平支上发现的，因此又称星团变星。已经发现的天琴座RR型变星总数约为脉动变星的1/4。 银河系中的天琴座RR型变星广泛分布于银道面、银晕和球状星团中。由于它们的光度相对较高，因而比较容易辩认和观测。天琴座RR型变星可以用来测定银河系球状星团以及邻近星系的距离，进而为研究球状星团的年龄、恒星演化、银河系动力学和演化等奠定基础。也可以对造父变星测定的距离进行独立的校验。.
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。.
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天貓弧
天貓弧是在2003年被發現的，並且在2003年10月成為宇宙中已知最熱的恆星誕生區域，他的赤道座標位置在。 它座落於天貓座，距離地球遠達120億光年 (Z.
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天龙座矮星系
天龍座矮星系是一個橢球星系。它是羅威爾天文台的艾伯特·喬治·威爾遜於1954年在國家地理學會的專案的攝影底片上發現的。它是本星系群的成員之一，並且是銀河系的衛星星系。天龍座矮星系位於天龍座的方向上，在銀河平面上方34.6°之處。.
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。.
天鵝圈
天鵝圈 (電波源W78，或 沙普利斯 103)是位於天鵝座的一個巨大超新星殘骸，是個直徑大約3°的發射星雲。迴圈上有一些弧，像是所知的面紗星雲或卷星雲，發射出可見光、電波、紅外線和X射線蹤合起來才能顯示出完整的迴圈。.
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天苑四
天苑四（ε Eri / ε Eridani） 是一顆主序帶上分類為K2的恆星。它是波江座內最靠近我們，也是在近距離恆星列表上能以裸眼看見的全天第三靠近的恆星。估計他的年齡少於十億年，相對來說還是顆年輕的恆星，因此這顆恆星的磁場活動比太陽強，而恆星風的強度估計是太陽的30倍。自轉也比較快速，雖然有緯度上的變化，估計週期約為11.1 天。天苑四不僅質量和體積都比太陽小，它的金屬量（原子量大於氦的元素）也比較低。 虽然一些径向速度观测数据暗示可能存在一颗大行星，然而由于该恒星活跃的磁场导致数据中存在高水平背景噪音，因此该结果仍未被完全接受。如果真有這樣的一顆行星，它的軌道週期應該是2502天，與恆星的平均距離為3.4天文單位（5億5百萬公里）。迄2008年，天苑四是距離太陽最近的已知擁有行星的恆星。這顆恆星也有兩條小行星帶，一條在大約3天文單位的距離上，另一條在20天文單位，並且可能是受到尚未能確認的第二顆行星攝動的物質。它看起來也有柯伊伯带，有比太陽附近更多物質密集的在軌道上環繞著，證實了對這顆恆星尚年輕的懷疑。 由於它是相對接近且與太陽相似的恆星，所以天苑四經常出現在科幻作品中。與它最接近的鄰居是距離5.22光年遠的魯坦726-8（鯨魚座UV和鯨魚座BL）。.
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天文台列表
注：此列表不列入實為氣象台的香港天文台。.
天文台編號列表
天文台是觀測天文事件的場所，天文台編號是小行星中心 (國際天文聯合會的服務項目) 賦予觀測太陽系天體的天文台的序號。以下是這些天文台代碼的清單 (斜體字不是IAU本身清單中的部分，分類是另加的)：.
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).
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太平洋星
太平洋星(小行星224號，英文：Oceana)是人類發現的第224顆小行星，它是一顆主帶小行星，它的光譜分類是M型，但不是金屬的。 它是在1882年3月30日被約翰·帕利薩在維也納發現的，稍後被命名為太平洋(Pacific Ocean)。 太平洋星是在1993年使用哈伯太空望遠鏡的暗天體攝譜儀以紫外線研究OH發射譜線的5顆過渡彗星 — 以UV尋找小行星的OH輻射之一。這是業餘天文學家獲准使用哈伯太空望遠鏡研究的一個項目。.
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太空梭任務列表
航天飞机是美国航空航天局运作的近地轨道航天器，有一定的重复使用空间，正式名称为“航天运输系统”，源自1969年的可回收航天器方案，是方案中唯一获得资助的项目。航空航天局通过一系列航天飞机任务将哈勃望远镜和多颗人造卫星送上太空，并在近地轨道上开展科学实验，参与国际空间站的建设和维护工作。经过1981年的首轮共4次轨道飞行试验，航天飞机任务于1982年全面启动。 1981至2011年间，美国航空航天局共计完成135项航天飞机任务。所有航天器均是从佛罗里达州的肯尼迪航天中心起飞，共计飞行耗时1322天19时21分23秒。STS-80是其中轨道飞行时间最长的任务，为时17天15时；最短的则是仅1分13秒的STS-51-L，因挑战者号升空后突然爆炸导致。所有航天飞机先后9次停靠俄国的和平号空间站，相比之下，造访国际空间的次数则要多得多，有37次。所有任务中达到的最高海拔高度约为563公里，是在维护哈勃望远镜时达成。共有代表16个国家的355名宇航员曾参与飞行任务。有78次飞行任务是以航天飞机在肯尼迪太空中心降落告终，另有54次在加利福尼亚州的爱德华兹空军基地降落，还有1次在新墨西哥州唐娜安娜县的白沙。 首艘轨道飞行器“企业号”纯为大气层飞行试验而建，没有轨道飞行能力。用于全面轨道飞行的航天飞机起初一共建了4架，分别是哥伦比亚号、挑战者号、发现号和亚特兰提斯号。挑战者号和哥伦比亚号分别在1986和2003年的事故中被毁，共有14名宇航员因此丧生。第5架全功能轨道飞行器奋进号于1991年建成，用于取代挑战者号。2011年7月21日，亚特兰提斯号完成STS-135任务，奋进号航天飞机也相应退役。.
太空望遠鏡影像攝譜儀
太空望遠鏡影像攝譜儀（STIS, Space Telescope Imaging Spectrograph）是安裝在哈伯太空望遠鏡上，從1997年運作至2004年的攝譜儀。它完成了許多重要的觀測，包括第一張大氣和系外行星 Osiris的頻譜圖。 太空望遠鏡影像攝譜儀是在1997年第二次維護任務時由李麥克和史蒂文・史密斯裝上，用來替換暗天體攝譜儀（FOS）和戈達德高解析攝譜儀（GHRS）。設計的工作時間是五年，但在2004年8月3日因為一個電子設備故障而停止工作之前，已經比預期多工作了兩年。為了讓它恢復工作，在2009年5月由STS-125執行的最後一次維護任務，由太空人進行修護的工作。.
太空望遠鏡光軸補償校正光學
太空望遠鏡光軸補償校正光學（COSTAR, Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement）是為了矯正哈伯太空望遠鏡的球面像差所設計的儀器，由貝爾航太集團製造。在1993年第一次的維護任務中，取代了高速光度計（HSP）原先的位置，以提供高達德高解析攝譜儀（GHRS）、暗天體照相機（FOC）暗天體攝譜儀（FOS）所需要的光線。 由於之後更換的儀器，用來取代原始的儀器，都設計了自己的光學矯正器。 它在2008年9月的哈伯維修任務中移除，由宇宙起源頻譜儀取代他的位置。.
太空望遠鏡科學研究所
太空望遠鏡科學研究所（Space Telescope Science Institute，縮寫為STScI） 是哈伯太空望遠鏡（1990年進入軌道） 和詹姆斯·韋伯太空望遠鏡（預計於2014年發射升空） 的科學控制中心。STScI位于美國馬里蘭州巴爾的摩市的約翰霍普金斯大學，是於1981年成立的以社群為基礎的科學中心，由大學天文研究協會接受美國國家航空暨太空總署的委託負責管理和運作。目前，除了持續執行哈伯太空望遠鏡的科學任務和準備韋伯太空望遠鏡的經營管理和科學研究計畫之外，STScI還管理和運作、克卜勒任務的資料管理中心，和以太空為基礎的天文觀測和基於太空中其他活動而受益的數種專門知識和基礎設施的支援中心。STScI的資金大部分來自NASA的戈達德太空飛行中心，但是少部分來自NASA的、噴射推進實驗室和歐洲太空總署（ESA）。STScI的工作人員包括科學家 （大多數是天文學家和天文物理學家）、軟體工程師、資料管理翰望遠鏡操作人員，還有教育人員、公共關係專家、行政和業務支援人員。STScI大約有100位博士學位的工作者，其中有15位是歐洲太空總署配置在哈伯太空望遠鏡專案的人員。STScI的全部工作人員大約有450人。 STScI執行他的任務使NASA、世界各地的天文社群和一般民眾都能受益。科學工作直接提供對天文社群的服務，主要是哈伯太空望遠鏡 （最終是韋伯） 的觀測和授與，但是也包括來自NASA的其他任務資料的分發 （例如：遠紫外分光探測器、星系演化探測器） 和地面的巡天觀測。地面系統的發展、活動、創建和維護需要天文社群提供這些所需要的軟體系統服務。 STScI透過線上媒體和程式的宣傳活動，為正規教育工作者、天文館、科學博物館和一般大眾提供了廣泛的資訊。STScI的獲獎公共宣傳網站每月收到數以百萬計的點閱。STScI還在光學和紫外線太空天文物理等問題的爭議上提供NASA一系列諮詢上的服務。.
太阳系天体发现时间列表
这是數百年来太阳系内所发现的卫星的时间列表。 為了比较，天王星、海王星、冥王星的发现时间都包括在内。最初的六个小行星也都被包括在内，之后，每年都有新的小行星发现，而开始的四个至少在1851年之前都被看作是行星。 历史上，卫星的名字总是在发现之後才有的。.
太阳系的形成与演化
太陽系的形成和演化始于46亿年前一片巨大分子云中一小塊的引力坍缩。大多坍缩的质量集中在中心，形成了太阳，其余部分摊平並形成了一个原行星盤，继而形成了行星、卫星、陨星和其他小型的太阳系天体系统。 这被稱為星云假说的广泛接受模型，最早是由18世纪的伊曼纽·斯威登堡、伊曼努尔·康德和皮埃尔-西蒙·拉普拉斯提出。其随后的发展與天文学、物理学、地质学和行星学等多种科学领域相互交织。自1950年代太空时代降臨，以及1990年代太阳系外行星的发现，此模型在解释新发现的过程中受到挑战又被進一步完善化。 从形成開始至今，太阳系经历了相當大的變化。有很多卫星由环绕其母星气体與尘埃组成的星盘中形成，其他的卫星据信是俘获而来，或者来自于巨大的碰撞（地球的卫星月球属此情况）。天体间的碰撞至今都持续发生，並為太阳系演化的中心。行星的位置经常遷移，某些行星间已經彼此易位。这种行星迁移现在被认为对太阳系早期演化起負擔起绝大部分的作用。 就如同太阳和行星的出生一样，它们最终将灭亡。大约50亿年后，太阳会冷却並向外膨胀超过现在的直径很多倍（成为一个红巨星），抛去它的外层成为行星狀星云，並留下被称为白矮星的恒星尸骸。在遥远的未来，太阳的环绕行星会逐渐被经过的恒星的重力卷走。它们中的一些会被毁掉，另一些则会被抛向星际间的太空。最终，数万亿年之后，太阳终将会独自一个，不再有其它天体在太阳系轨道上。.
太阳系自然卫星列表
太阳系的行星和受到正式认可的矮行星已知共计有180颗卫星，另有19颗已经大到足以实现流体静力平衡，因此这些天体如果直接围绕太阳运转，则将归类为行星或矮行星。 根据其运行轨道不同，卫星可分成两大类：一类是规则卫星，拥有顺行轨道，其在轨道上的前进方向与自转方向相同，并与行星的赤道面接近；另一类是不规则卫星，拥有逆行或偏向于逆行的轨道，在轨道上的前进方向与自转方向相反，并且经常与其围绕行星的赤道形成极限角度。不规则卫星可能是行星从周围的太空中捕获的小行星，其中大部分直径都不到10公里。 伽利略·伽利莱于1610年发现了4颗伽利略卫星，这也是除月球外人类最早发现并公布的卫星Galilei, Galileo, Sidereus Nuncius.
太陽系外行星
太陽系外行星或系外行星，指在太陽系之外的行星。截至2018年5月5日，已經被確認的系外行星總共有3767顆（另有超過2300顆尚未被確認），當中至少有77%是透過凌日現象發現的；這些行星分屬2816個行星系，其中有628個多行星系。克卜勒任務已經檢測到18,000顆行星候選者，包括262顆位於潛在適居帶的候選者。 在銀河系，估計有數十億顆恆星（若每顆恆星都至少有一顆行星，將導致有1,000億至4,000億顆行星），不只在恆星周圍有行星，也有自由移動的行星質量天體，而已知最靠近的系外行星是比鄰星b。 幾乎所有已經發現的系外行星都在我們自己的銀河系內，但是有少量的銀河系外行星可能可以被檢測出來。哈佛－史密松天體物理中心在2013年1月提出的一份報告中提到：估計在銀河系內「至少有170億顆」地球尺度的系外行星。 數百年來，許多哲學家和科學家都認為在太陽系以外應該也有行星的存在，但是沒有辦法知道行星有多普遍，或是與太陽系行星的相似度又是如何。在19世紀，許多的偵測方法被提出來，但最終所有的天文學家得到的結果都是否定的。第一個被確認的檢測出現在1992年，發現有幾顆質量類似地球的天體環繞著脈衝星PSR B1257+12。在主序帶恆星發現行星的第一個偵測結果出現在1995年，在鄰近的飛馬座51發現了以4天週期公轉一週的巨大行星。由於觀測技術的進步，自此之後偵測到的數量與效率迅速的增加。有些系外行星被大望遠鏡直接拍攝到影像，但絕大多數的系外行星都是經由徑向速度測量檢出的。除了系外行星，「系外彗星」（在太陽系之外的彗星）也被發現，也許在銀河系內也是很普遍的。 最常見的系外行星是巨大的行星，相信是類似於木星或海王星，但這也反應了取樣偏差，因為大質量的行星比較容易被觀察到。一些相對比較輕的系外行星，質量只有地球的幾倍（現在所謂的超級地球）；如眾所周知，在統計上的研究表明它們的數量應該超過巨大的行星。雖然現在已經發現一小撮包括地球大小和更小的行星，似乎表現出其它的地球類似體屬性。也存在著有這行星質量的天體環繞著棕矮星和不受到恆星拘束在太空中自由移動的行星；然而，「行星」這個名詞尚未應用在這些天體上。 發現的太陽系外行星，特別是軌道位於適居帶，極有可能有液態水存在表面的那些行星（還因此可能有生命），提高了搜尋外星生命的興趣。因此，尋找太陽系外的行星還包括適居行星，在太陽系外的行星適合承載生命的研究中，被考慮的因素相當廣泛。 在2013年1月7日，來自克卜勒任務太空天文台的天文學家宣布發現了KOI-172.02，一顆像地球的系外行星候選者，在一顆類似太陽的恆星的適居帶中環繞著，可能是「存在著外星生命的主要候選者」。.
太陽系探索年表
這是一個按航天器發射日期排列的太陽系探索年表。其中包括：.
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。.
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奮進號太空梭
奮進號太空梭（STS Endeavour OV-105，又譯努力號）是美國國家航空暨太空總署（NASA）甘迺迪太空中心（KSC）旗下第五架實際執行太空飛行任務的太空梭，也是最新的一架，首次飛行是1992年5月7日的STS-49號任務。奮進號負責的任務中有不小比例是用來支援國際太空站計畫。 2011年5月16日，奮進號從佛羅里達州的甘迺迪太空中心發射升空，前往國際太空站。這是它最後一次任務，在此次任務結束後，奮進號除役。 除役後的奮進號現於洛杉磯的加州科學中心永久展示。.
妊神星的卫星
位於外太陽系的矮行星妊神星擁有兩颗已知自然衛星：妊衛一和妊衛二。這些小衛星在2005年利用位於夏威夷凱克天文台的大型望遠鏡觀察妊神星時被發現。 妊神星的衛星在多方面都有不尋常之處。它們屬於妊神星族，妊神星的碰撞家族，在數十億年前一次破壞了妊神星冰幔的巨大撞擊所產生的碎冰中形成。妊衛一是較大且較遠的衛星，表面存在大量的水冰，這在古柏帶天體中甚為罕有。妊衛二的質量大約為妊衛一的十分之一，軌道傾角異常地高，其軌道也時常受較大的衛星所影響。.
威尔金森微波各向异性探测器
威爾金森微波各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，簡稱WMAP）是美國國家航空暨太空總署的人造衛星，目的是探測宇宙中大爆炸後殘留的輻射熱，2001年6月30日，WMAP搭载德尔塔II型火箭在佛羅里達州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心發射升空。 由於宇宙間殘存著大霹靂的熱輻射（即為宇宙微波背景輻射），而WMAP的目的就是測量這些熱輻射的極小差異。這計畫由查爾斯·本內特教授及約翰·霍普金斯大學所領導，與美國太空總署戈達德太空飛行中心及普林斯頓大學合作。WMAP太空船在2001六月30日七點46分46秒於佛羅里達升空，是COBE太空任務的繼承者之一，也是中級探索者系列衛星的一員。2003年，為了紀念曾為研究計畫一員的宇宙學家大衛·威爾金森，MAP更名為WMAP。WMAP在圍繞日-地系統的L2點運行，離地球1.5×106公里。2012年十二月20日，研究團隊發佈了WMAP九年數據及相關影像。 WMAP的測量在建立最近的宇宙標準模型（宇宙常數－冷暗物質模型，或稱ΛCDM模型）中扮演了關鍵的角色。宇宙常數－冷暗物質模型是是一種以宇宙常數型態表示的暗能量為主導的宇宙模型，這模型與WMAP數據及其他宇宙學數據吻合，並且緊密的相互趨近。在宇宙常數－冷暗物質模型中，宇宙年齡為137.72 ± 0.059億年。由金氏世界記錄鑑定，WMAP的任務使宇宙的年齡精確度優於1%。現在的宇宙膨脹速率（見哈伯常數）為69.32 ± 0.80 （公里/秒）/百萬秒差距。宇宙的組成中有 4.628 ± 0.093%的一般重子物質，有24.02+0.88−0.87%既不吸收也不放射光的的冷暗物質（CDM），有71.35+0.95−0.96% 使宇宙加速膨脹的的暗能量。而微中子在宇宙含量中佔不到1%，但WMAP的測量發現其存在。該團隊於2008年首次發現，證實了宇宙微中子背景輻射的存在，微中子的有效種類為3.26 ± 0.35。尤拉平面幾何的曲率（Ωk）為-0.0027+0.0039−0.0038。WMAP的測量在很多方面也支持宇宙是平坦的，包括平坦測量。 根據「科學」雜誌，WMAP在2003年有重大突破。這任務的成果論文榮登2003年後超熱門科學文章排行榜的第一及第二名。在 INSPIRE-HEP數據庫中，物理與天文學引用最多次的論文只有三篇是在2000年以後發表的，而這三篇皆由WMAP發佈。在2010年三月27日，貝內特、來曼、大衛榮獲2010年的邵逸夫獎，以褒揚他們WMAP對天文界的貢獻。 2010年十月，WMAP太空船經過九年的運作，終於功成身退，安息在日心軌道上。天文學及物理高級審查小組在2010年九月於美國太空總署核准了總共九年的WMAP作業，所有WMAP的數據都會仔細檢查並公諸於世。 有些宇宙標準模型的數據型態不同於一般的統計。例如極大角度的測量中，四極矩的數據可能小於模型所預測的，但此不一致性並不顯著。比較小的角度，如大的冷班點及其他數據特徵等，在統計數據上反而較為明顯，而研究將會繼續往這些方面進行。.
室女A星系
室女A星系（也稱為梅西爾87、M87或NGC 4486）最常見的是其英文縮寫M87，常稱之為「M87星系」。M87位在室女座，是巨大的橢圓星系，也是銀河系附近幾個質量最大星系其中之一，擁有幾項受矚目的特性，第一，其球狀星團數量特別多──M87星系裡共含12,000個球狀星團，參考之下，環繞銀河系的球狀星團數量為150-200個。其二，該星系由核心發出一道向外延伸約1,500秒差距（4900光年）的高能電漿噴流，運動速度達相對論速度，與光速已相當接近。M87是天空中最明亮的電波源之一，也是備受業餘天文學家和專業天文學者熱衷觀測和研究的目標。 法國天文學家查爾斯·梅西爾於1781年發現M87。熱愛彗星觀測的梅西爾當時是為了協助同好避免在觀測時常誤將彗星與其他天體混淆，所以編製一份星雲列表，M87名列表上編號第87個。M87是室女星系團北方次明亮的星系，距離地球1,640萬秒差距（5,350萬光年）。和盤狀的螺旋星系不同的是，M87並沒有明顯塵埃帶 ，外觀呈橢圓形，幾乎沒有任何特殊形狀，亮度分布和典型的橢圓星系一樣，由星系中心向外遞減，越外亮度越暗。M87的恆星佔其質量大約六分之一，呈球狀對稱分佈，恆星分布密度，由星系核心向外呈遞減，越靠外圍的恆星密度越低。位在星系中心是其超大質量黑洞，也是活躍星系核的主成分，該天體在各波段都發出強烈輻射，尤其電波波段。M87的星系外殼（galactic envelope）延展寬達150kpc（49萬光年）遠，然後中斷，中斷原因可能是和另一星系發生碰撞。恆星之間有瀰散星際介質氣體，豐富的化學元素是由演化後期恆星（evolved star）貢獻。 1997年在德國泰根塞曾以「電波星系M87」為主題舉辦過一次學術專門討論會，20年後，為慶祝「宇宙噴流發現百週年」，天文學家於的2016年再度會集於臺灣臺北，擴大討論黑洞、噴流、宇宙學相關領域最新研究進展。.
宇宙紅移7號星系
宇宙紅移7號星系（Cosmos Redshift 7），是一個位於六分儀座的高紅移（z ∼ 6−7）萊曼α發射體星系，距離地球至少129億光年。該星系包含在大爆炸之後不久的再電離時期所形成的第一批恆星（第一代的第三星族星）與它們於大約8億年前所產生出的化學元素（氧，氮，碳，鈣和鐵等），而這些元素是後來形成星球與生命的關鍵 。.
宇宙起源頻譜儀
宇宙起源頻譜儀（Cosmic Origins Spectrograph，COS）是計畫在2008年STS-125的太空梭任務中為哈伯太空望遠鏡更新的儀器，他是設計在紫外波段（115-300纳米）工作的頻譜儀，對點光源的最大光谱分辨率不大于约20,000。 它的科學目標包括研究宇宙大尺度結構的起源、星系的形成和演化，和恆星、行星與冷星際介質的起源。.
導引星表
導引星表（GSC），有稱為GSC導星星表或哈伯太空望遠鏡導星星表（HSTGC），它是編譯來支援哈伯太空望遠鏡的離軸目標恆星目錄。GSC-I 包含二千万顆視星等從6至15等的恆星；GSC-II包含945,592,683 顆涵蓋至21等的恆星。並盡可能的將聯星和非星天體排除在外或標記為不符合精細導星感測器需求的目標。這是第一份專門為外太空導航創建的全天星體目錄。.
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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。.
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小熊座矮星系
小熊座矮星系 是羅威爾天文台的A.G. Wilson在1954年發現的一個矮橢圓星系，它位於小熊座內，是銀河系的一個衛星星系。這個星系的成員都是老年的恆星，看起來在小熊座矮星系只有極少甚至已經沒有在形成中的恆星。.
小行星47171
恶神星（47171 Lempo），临时编号为1999 TC36，是柯伊伯带的外海王星天体、三元小行星，位于太阳系边缘地区。该星体发现于1999年， 发现者为埃里克*鲁宾斯坦和路易斯-格雷戈里Strolger期间观察的运行在美国亚利桑那州基特峰国家天文台。 鲁宾斯坦被搜索图片采取的Strolger作的一部分低Z超新星的搜索程序。 它被归类为冥族小天体，与海王星的共振比为2:3， 目前距离太阳只有30.5天文单位， 是最亮的外海王星天体。 它于2015年7月达到近日点。该小行星以芬兰神话中的恶神楞波（Lempo）命名。.
小行星486958
小行星486958（；先前在哈伯太空望遠鏡影像背景中標註為1110113Y；新视野号影像背景中標註為11和PT1）是一個柯伊伯带天體（KBO）。該天體是新视野号飛掠冥王星後下一個候選探測目標之一。2015年8月， 被選為新视野号於2019年1月飛掠探測的天體。目標選定時新视野号仍在將探測冥王星的資料傳送回地球。的直徑大約是45公里。.
小行星596
小行星596（596 Scheila），是一颗围绕太阳公转的主带小行星和主带彗星。它是由德国天文学家奥古斯特·科普夫于1906年2月21日在德国海德堡发现的，科普夫以他认识的一名英国女学生Scheila命名这颗小行星。.
小行星624
624 赫克特 於1907年被奥古斯特·科普夫發現，是木星最大的特洛伊小行星。 赫克特是一顆暗淡且顏色偏紅的D-型小行星，位於木星前方的拉格朗日點，L4，兩個節點之一，以特洛伊戰爭傳奇中敵對雙方的希臘營命名。赫克特是以特洛伊木馬的英雄赫克特命名的，但故意"錯置"在敵對的陣營中，另一顆同樣錯置在特洛伊營的是(617) 派特。.
小行星8405
小行星8405 (Asbolus，, from)，中文翻譯為飛龍星，是一顆半人馬小行星，也就是說它是一顆冰小行星，或視軌道介於木星和海王星之間的小行星。它是在太空監視計畫下，於1995年4月5日被James V. Scotti和Robert Jedicke在基特峰國立天文台發現，臨時的編號為1995 GO，正式的名稱為，是希臘神話中半人馬族的成員Sooty（希臘文為烏燕鷗，一種黑色的鳥）。.
小行星90377
賽德娜（英文：Sedna）為一顆外海王星天體，小行星編號為90377。它於2003年11月14日由天文學家布朗（加州理工學院）、特魯希略（雙子星天文臺）及拉比諾維茨（耶魯大學）共同發現，它被發現時是太陽系中距離地球最遠的天然天體。賽德娜目前距離太陽88天文單位 ，為海王星與太陽之間距離的3倍。在賽德娜大部分的公轉週期中，它與太陽之間的距離比任何已知的矮行星候選都要遙遠。賽德娜是太陽系中颜色最紅的天體之一。它大部分由水、甲烷、氮冰及托林（Tholin）所構成。國際天文聯會目前並未將賽德娜視為矮行星，但是有一些天文學家認為它應該是一顆矮行星 。 賽德娜的公轉軌道是一個離心率較大的橢圓，遠日點估計為937天文單位，所以它是太陽系中最遙遠的天體之一，比大部份的長週期彗星都還要遠。賽德娜的公轉週期約為11,400年，近日點約為76天文單位，天文學家可以藉此推斷它的起源。小行星中心目前將賽德娜視為黃道離散天體，這類天體是因為海王星向外遷徙造成的引力擾動，从柯伊柏帶散射入高傾斜和高離心率的軌道內。但是這種分類已經引起爭議，因為賽德娜不曾接近海王星，所以海王星的引力擾動無法造成它的軌道如此橢圓。一些天文學家認為賽德娜是人類首度發現的首顆歐特雲天體，其他天文學家則認為賽德娜的橢圓軌道是一顆通過太陽系附近的恆星所造成的，它可能位在與诞生太陽的星團（一个疏散星團）之內，甚至有天文學家認為賽德娜是太陽從其他恆星系所捕捉到的天體。認為賽德娜的軌道是海王星外天體存在的證據。共同發現賽德娜和矮行星鬩神星，妊神星，和鸟神星的天文學家米高·E·布朗認為它是目前為止人類發現的外海王星天體中最重要的一顆，因為瞭解它的特殊公轉軌道可能可以得知太陽系的起源及早期的演化資訊 。.
巡天調查
巡天調查是針對天空中或其中一個區域，以某種欠缺資料的特定天體為目標進行的搜尋工作。或者，巡天調查可能會由一組共享或共用常見類型或特徵的許多圖像或光譜組成的物件。雖然可以經由始用多個探測器，為不同的頻寬和敏感的波段作多種波長的調查，但由於儀器的限制，巡天往往限於某些特定的電磁波頻譜或波段。巡天調查的一部分成果往往是產生一份天體目錄。.
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巨蟹座55c
巨蟹座55c是一颗环绕巨蟹座55A运转的系外行星，轨道周期为44.34地球日。它是距离其中央恒星第三近的行星，其质量接近于土星。该行星于2002年6月13日被发现。.
巨蟹座55d
巨蟹座55d是一颗在长周期轨道上环绕巨蟹座55A运转的系外行星，其轨道和中央恒星的距离与木星和太阳的距离相当，它是距离其中央恒星最远的行星。该行星于2002年6月13日被发现。.
巨蟹座55f
巨蟹座55f（英語：55 Cancri f）是一顆太陽系外行星，環繞距離地球約41光年的巨蟹座55A運行。巨蟹座55f也是已知距離巨蟹座55第4遠的行星，也是第一顆獲得f編號的行星。直到2009年4月為止，巨蟹座55也是人類已知太陽系外唯一擁有至少5顆行星的恆星。.
巴納德星
巴納德星（英语：Barnard's Star）是一顆質量非常小的紅矮星，位在蛇夫座β星附近，蛇夫座66星的西北側，距離地球僅約6光年遠。美國天文學家愛德華·愛默生·巴納德在1916年測量出它的自行為每年10.3角秒，是已知相對太陽自行最大的恆星。為紀念巴納德的發現，後來稱這顆恆星為巴納德星。巴納德星距離太陽約1.8秒差距（6光年），是蛇夫座內距離我們最近、宇宙中第二接近太陽的恆星系統，也是第四接近太陽的恆星，前三接近太陽的恆星都是半人馬座α系統的成員。儘管它如此的接近地球，但是人類裸眼仍然看不見巴納德星。 由於它相當接近太陽，而且位於容易觀測的天球赤道附近，所以M型矮星巴納德星比任何恆星受到天文學家更多的研究和注意。天文學家的研究曾經聚焦在恆星的特徵、天體測量和推敲系外行星可能存在的極限。雖然這是一顆古老的恆星，天文學家仍然觀測到巴納德星發生過耀斑爆發。 天文學家曾對這顆恆星的一些研究題材發生爭議。從1960年代初至1970年代初長達十年之久，天文學家彼得·范德坎普（Peter van de Kamp）曾聲稱有一顆巨大的氣體行星環繞著巴納德星，一些天文學家也接受他的說法。天文學家後來認為恆星附近可能存在類似地球的小型行星，所以巨大行星存在的可能性就大為降低，范德坎普的主張被推翻。天文學家十分注意這顆恆星，它是無人旅行到鄰近的恆星系統可以快速前往研究的一個目標。 因為巴納德星擁有幾點與眾不同的特徵，所以它成為天文學家相當矚目的恆星。巴納德星是目前所有已知恆星中自行運動最快的恒星，因此有時候也被稱為巴納德「逃亡之星」（Runaway Star），它的自行速度比大熊座的飛行之星快一倍。恒星通常每年的自行速度還不到1角秒，牧夫座大角星自行運動算是比較明顯的，但是一年也不到2角秒，而巴納德星每年的自行運動卻高達10.31角秒。巴納德星距離太陽系只有5.96光年，除了南門二系統（半人馬座α三合星）外，它是距離地球最近的恒星。巴納德星最吸引人的地方是這顆恒星周圍很可能有兩顆大小約等於木星和土星的行星圍繞它公轉，是一個距離地球很近的恆星系。.
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上都 (土衛六)
上都（Xanadu）（有時也稱為「上都區」，雖然這不是官方的名稱）是在土星的衛星泰坦前導半球上的一個明亮的高反射區，它的名稱來自中國元朝的上都，它是18世紀的英國詩人柯勒律治的詩中所描述傳說中的忽必烈汗宮殿所在之處。 這個地形最初是天文學家在1994年從哈伯太空望遠鏡的遠紅外線影像中發現，最近再由卡西尼獲得更詳細的影像。上都的大小和澳洲相近，初步的觀測顯示上都像是刨冰的高反射率高原，包含了一些在對比下顯得黑暗的低地。這與黑暗的地區海，那些曾經被認為是液體的碳氫化合物，現在被認為是平原，形成非常尖銳與鮮明的對比。 由卡西尼在2004年10月和12月接觸時獲得的新影像，顯示在上都西方的地區有著複雜的反射樣式。目前科學家仍在辯論這樣的反射特徵是如何形成的，一個可能的罪魁禍首是構造作用。證據顯示在上都的西方布滿了交叉的黑暗輪廓地形。科學家也在研究在上都和香格里拉邊緣向西方延伸的一塊黑暗區域。邊界的形狀建議黑暗的物質環抱著明亮的地區。 來自卡西尼的雷達影像顯示，在上都有沙丘、小山、河流和山谷。這些特徵比較像是覆蓋的冰，像是液體的甲烷或乙烷造成的，而不太像是固體的表面。.
中介質量黑洞
中介質量黑洞（Intermediate-mass black hole）是一種黑洞，其質量是10^2至10^6倍的太陽質量。它的質量超過恆星黑洞（數十倍太陽質量），但遠小於超大質量黑洞（數十萬倍太陽質量）的一種黑洞。 它們存在的證據比另外兩種少，一些鄰近星系內的超亮X射線源(ULXs)被懷疑可能是中介質量黑洞，它們的質量是數百至數千倍的太陽質量。ULXs是在恆星形成區中被發現的(例如屬於星暴增星系的M82)，和在看似年輕的亮星群聚的區域內被觀察到。但是僅有從光譜學分析的動力學質量可以顯示ULX的伴星必須是緊密的IMBH才能造成如此的加速度。 其它中介質量黑洞存在的證據來自引力輻射觀測，根據殘餘伴星緊密的軌道。M-sigma關係也同樣預測存在著質量為104至106太陽質量的黑洞，存在於低亮度的星系中。 但是還是不清楚這種黑洞是如何生成的，一方面，對由單一恆星引力坍縮形成的恆星黑洞來說，它的質量顯然太大；另一方面，環境中缺乏形成的極端條件，即高密度和高速度都只在星系的中心被觀測到，這導致在星系中心形成超大質量黑洞。中介質量黑洞的形成有兩種流行的說法，第一種是恆星黑洞和其它致密天體的合併，意謂著會產生引力輻射。第二種是在恆星密集的星團中發生失控的大質量恆星碰撞，經由這種碰撞形成中介質量黑洞。 一組天文學家在2004年11月報告他們在銀河系內發現第一個中介質量黑洞GCIRS 13E，它以3光年的距離繞著人馬座 A*運轉。 這個中型黑洞的質量約為1,300太陽質量，是7顆恆星群聚的集團，可能是銀河中心剝離的大質量恆星的殘餘。這個觀測支持超大質量黑洞會吸收附近較小的黑洞和恆星而成長。但是，最近一個德國的研究小組聲稱，懷疑在銀河中心的附近會有中介質量黑洞的存在，這個結論是基於對較小質量恆星集團的動力學研究，而懷疑其中能有中介質量黑洞的存在。中介質量黑洞是否真的存在，仍是一個開放的議題。 在2006年1月，艾荷華市愛荷華大學Philip Kaaret教授領導的小組宣布使用NASA的羅西X射線計時探測器發現了一個中介質量黑洞候選者的疑似週期震盪。這個候選者是M82 X-1，被一顆大氣層不斷被剝離並掉落進該天體的紅巨星環繞著。不僅是震盪的存在，還有系統的軌道周期解釋，都完全被科學界接受。雖然是非常合理的解釋，這個週期所依據的只是四個循環，意味著這可能還只是一種隨機的變化。如果這個周期是真實的，可能是軌道週期，或是像許多其他系統中，是吸積盤的超軌道週期。.
丘留莫夫－格拉西缅科彗星
丘留莫夫－格拉西缅科彗星（Комета Чурюмова — Герасименко），官方命名为67P/丘留莫夫－格拉西缅科，是一颗轨道周期为6.45年，自轉週期為12.4小時的彗星。它于2015年8月13日到达近日点。與所有彗星一樣，它的名字取自發現者。此彗星為在1969年由蘇聯天文學家與發現。 它是欧洲空间局于2004年3月2日发射的罗塞塔号探测器的目标天体。2014年8月6日，罗塞塔号探测器与彗星太空會合，並在同年9月10日進入預定軌道，接著的11月12日，其携带的菲萊登陸器成功在彗星上着陆。这是有史以来第一次有人造探测器在彗核上受控軟着陆。.
帕羅馬12
帕羅馬 12是位於摩羯座方向上的一個球狀星團，它處於銀河系的銀暈內。 它在國家地理學會－帕洛馬山天文台巡天調查中首度被羅伯特·喬治·哈靈頓和弗裡茨·茲威基在乾片中發現，它被歸類為球狀星團。但是茲威基相信它的本質是本星系群鄰近的一個矮星系。它是相對年輕的星團，年齡大約只有比銀河系中大多數球狀星團年輕約30%。它有豐富的金屬量，大約是。它的平均亮度是.
亞特蘭提斯號太空梭
亞特蘭提斯號太空梭（STS Atlantis OV-104）是美國國家航空暨太空總署（NASA）甘迺迪太空中心（KSC）旗下，第四架實際執行太空飛行任務的太空梭。它與發現號是姊妹機，屬於NASA第二批製造的太空梭，由於發現號與亞特兰蒂斯号製造的過程中也同時生產了一批備用零件，稍後NASA決定利用這些多餘的零件，進而組裝成第五架太空梭——奮進號。 亞特蘭提斯號首次飛行於1985年10月3日，代號STS-51-J的該任務之主要酬載是來自美國國防部的委託，因此任務內容是國防機密，沒有對外公開。 在2011年7月9日午夜前升空，前往國際太空站，進行最後一次任務。7月21日返航後，正式除役，這也是太空梭計畫進行30年的最後一趟任務。.
亡卫一
亡衛一（Vanth，萬斯）是古柏帶天體亡神星已知的衛星，由米高·布朗和T.-A. Suer共同發現。據以認定發現的影像是在2005年11月13日由哈勃太空望遠鏡取得的。發現者於2007年2月22日宣布發現消息 ，並且已經確認了衛星的軌道。.
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交互作用星系
交互作用星系是互相之间交互作用的星系。假如两个或者多个星系碰撞或者靠近得太近，它们之间会发生交互作用。其结果可能是交互作用的星系合并或者形成特殊的形状和排列。 一般星系合并（尤其是原星系的合并）发生在宇宙中星系比较密集，它们之间的相互速度比较慢的地方。假如相撞的两个星系之间的速度比较高的话它们往往会互相之间穿过对方。有时星系也会在近距离交错而过。椭圆星系往往是盘状星系（尤其是螺旋星系）合并形成的。 今天的星系当中只有1-2%的星系还在合并过程中。观察似乎证明在大爆炸后约十亿年后当时很多矮星系互相之间合并。 所有交互作用星系的共同特征是它们之间的交互作用激发星系内的活动，以及本来星系内部的自转抵消引力导致的收缩的平衡受到交互作用的干扰。.
人馬光窗掩凌系外行星搜尋計畫
人馬光窗掩凌系外行星搜尋計畫（Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search, SWEEPS，或依其縮寫稱為掃蕩計畫）是一個2006年的巡天項目。該計畫使用哈伯太空望遠鏡先進巡天照相機的廣域通道觀測18萬顆恆星7日以利用凌日法偵測太陽系外行星 。.
事件視界望遠鏡
事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope, EHT）是一個以觀測星系中央超大質量黑洞為主要目標的計畫。該計劃以甚長基線干涉技術（VLBI）結合世界各地的電波望遠鏡，使許多相隔數十萬公里的獨立天線能互相協調、同時觀測同一目標並記錄下數據，形成一口徑等效於地球直徑的虛擬望遠鏡，將望遠鏡的角解析力提升至足以觀測事件視界尺度結構的程度。EHT期望藉此檢驗愛因斯坦廣義相對論在黑洞附近的強重力場下是否會產生偏差、研究黑洞的吸積盤及噴流、探討事件視界存在與否，並發展基本黑洞物理學。 EHT的觀測目標主要為位於南半天球、銀河系中央的超大質量黑洞人馬座A*以及位於北天球的橢圓星系M87星系中央的超大質量黑洞。其中人馬座A*在地球天空中佔的盤面較大，而Ｍ87的黑洞則以擁有一道長達5,000光年的噴流為著名特色。為了看透銀河盤面及圍繞在黑洞周圍的物質，EHT將觀測波長設定於1.33毫米，並預計於未來提升至能更精細觀測的0.87毫米。由於連線觀測產生的數據量將大到無法使用網際網路傳輸，各觀測台會於觀測後將儲滿數據的硬碟郵寄至美國馬薩諸塞州的海斯塔克天文台，交由超級電腦運算，並合成單一影像。根據電腦模擬，環繞黑洞的物質發出的光將被黑洞自身質量產生的重力透鏡效應彎曲，在黑洞周圍形成一光環，而光環中央襯托出的圓形剪影便是黑洞的輪廓，也就是事件視界。 2012年，天文學家於美國亞利桑那州首次正式舉辦EHT會議，確立計畫的科學目標、技術計畫和組織架構等。觀測則始於更早的2006年，當時已有三座望遠鏡使用VLBI技術進行連線觀測。多年下來，EHT逐漸從一個鬆散、資金不足的團隊，成長為30多所來自12個國家的大學、天文觀測站等研究單位與政府機構參與的國際合作組織。EHT於2017年4月首次進行為期十天的全球連線觀測，觀測目標為人馬座A*。此次觀測也第一次納入位於智利的阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）、南極點的南極望遠鏡等成員。其中ALMA為一關鍵成員，它的加入將EHT的靈敏度提高了十倍。天文學家希望於此次觀測中攝得第一張黑洞剪影的影像。觀測結果預計於2017年底至2018年公布。.
廣域和行星照相機
廣域和行星照相機（WFPC，發音如同wiffpick）是安置在哈伯太空望遠鏡上的一架照相機。他是在哈伯發射時就安裝在上面的儀器之一，但是他的功能因為主鏡的光學瑕疵而被嚴重的削弱。而即使在哈伯太空望遠鏡有像差的情況下，仍然有一定數量的發現。他在明亮天體的觀測上產生可貴且有價值的高解析力圖像。 廣域和行星照相機是由任教於加州理工學院的行星科學家詹姆斯 A.
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。.
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仙女座I
仙女座Ⅰ是位於仙女座的一個矮橢球星系，距離大約264萬光年遠，在M31南方約3.5度偏東一點的位置上，是本星系群的一個星系，也是M31的衛星星系。 仙女座Ⅰ是Sydney van Der Bergh在1970年使用帕羅馬天文台48英吋的望遠鏡發現的。 進一步的研究是使用哈伯太空望遠鏡的第二代廣域和行星照相機（WFPC2）完成的。發現有水平分支的恆星，像其他矮橢球星系一樣以紅色的恆星為主。根據這些，和有豐富的藍色水平分支恆星，以及天琴座RR變星，得到的結論是那里是恆星還在繼續呈長的地區，估計的年齡是100億歲。哈伯太空望遠鏡在仙女座Ⅰ也發現了一個球狀星團，是在最黯淡的星系中發現的這種星團。.
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仙女座υc
仙女座υc，或稱為天大將軍六c（Upsilon Andromedae c）是一個環繞仙女座類太陽恆星天大將軍六A的太陽系外行星。公轉週期為241.2日。該行星由傑佛瑞·馬西和保羅·巴特勒發現於1999年4月，該發現使恆星天大將軍六成為太陽和脈衝星 PSR 1257+12 以外第一個發現多行星的行星系統。仙女座υc是該行星系統中第二個被發現的行星，也是目前距離母恆星第二近的。.
仙女座υd
仙女座υd，或稱為天大將軍六d（Upsilon Andromedae d）是環繞仙女座類太陽恆星天大將軍六A的太陽系外行星。該行星由傑佛瑞·馬西和保羅·巴特勒發現於1999年4月，該發現使恆星天大將軍六成為太陽和脈衝星 PSR 1257+12 以外第一個發現多行星的行星系統。仙女座υd是該行星系統中第三個被發現的行星。.
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☉.
引力探测器B
引力探测器B（Gravity Probe B，简称GP-B）是美国国家航空航天局（NASA）在2004年4月20日发射的一颗科学探测卫星。这个任务的计划是测量地球周围的时空曲率，以及相关的能量-动量张量（描述物质的分布及运动的张量），从而对爱因斯坦的广义相对论的正确性和精确性进行检验。卫星的飞行持续到2005年，其后任务进入到了数据分析阶段（2008年5月），并有可能一直持续分析到2010年。引力探测器B的研发历史可追溯到二十世纪六十年代，至2004年正式升空长达四十多年，其耗资达七亿五千万美元。这是美国国家航空航天局历史上研发时间最长的计划，之所以如此拖延的原因不仅仅在于技术上的难题，其中也牵扯进了很多关于科学上与政治上的争论。 引力探测器B的最初结果证实了广义相对论所预言的测地线效应的精确度达到了误差小于1%，而所期望的参考系拖拽效应的信号强度则和当前的噪声强度处于同一量级（这些噪声主要来自一些尚未建立研究模型的物理效应）。相关的数据分析工作正在进行中，对信号中的噪声进行建模分析，找到誤差來源，从而能够将有用的参考系拖拽信号从中萃取出来。2008年8月，参考系拖拽效应已被確認在期望結果的15%範圍內。 2008年12月，美国国家航空航天局發布報告，测地线效应的精确度达到了误差小于0.5%。 在一篇於2001年發表在《物理評論快報》的論文裏，作者表示，從分析所有四個陀螺儀給出的數據，得到測地漂移率為 −6,601.8±18.3 mas/yr) ，参考系拖拽漂移率為−37.2±7.2 mas/yr；廣義相對論預測分別為−6,606.1 mas/yr 與−39.2 mas/yr，差異分別為0.07%與5%，不確定性分別為0.28%與19%。 一些初步結果在美國物理學會於2007年4月舉辦的一場特別會議裏被發佈。美国国家航空航天局原本請求延伸引力探测器B數據分析階段至2007年12月。靠著商人、史丹佛大學、美国国家航空航天局的專款支持，這數據分析階段得以延伸至2008年年中。之後，又從沙特商人募得很多專款。 2011年，終於完成科學報告。.
彗尾
彗尾和彗髮是彗星在內太陽系受到太陽照射，從地球可以看見的結構，是由直接反射陽光的灰塵和從發射出光輝的離子化氣體兩種形成來源結合成的。多數的彗星都很暗淡，必須用望遠鏡才能看見，但是每十年左右，都會有幾顆亮到可以用裸眼直接看見的彗星。 每顆彗星的氣體和塵埃噴流形成的彗尾都是獨特的，指向的方向也都略有不同。塵埃尾會被拖曳在彗星軌道的後方，他經常會因為曲線的形狀而形成反尾。同時，由氣體構成的離子尾永遠都指向背向太陽的方向，因為這些氣體受到太陽風的影響遠比塵埃來得強烈，跟隨的是磁力線，而不是軌道的路徑。從地球觀測的視差有時會使彗尾看似指向相反的方向。 彗星固體的核心大小一般不會超過50公里的直徑，但是彗髮可以比太陽還要大，並且彗尾的長度可已超過1天文單位(1億5千萬公里)或是更長 。 對反尾的觀測在太陽風的發現上有著重大的貢獻。古中国在对彗星的长期观察中，注意到彗尾总是背向太阳，西元653年正史描述当彗星早上出现时，它的尾指向西，而当它晚上出现时，它的尾巴指向东，古書推斷是太阳的气将彗尾吹向背离太阳的方向。 離子尾的形成是太陽的紫外線輻射對彗髮產生光電效應的結果。一旦質點被游離，它們會獲得淨值為正的電荷，並且產生"誘導磁層"包圍著彗星。彗星和誘導磁場對向外流動的太陽風粒子形成一個障礙，彗星在軌道上相對於太陽風的速度是超音速的，因此在太陽風流動方向的彗星前端形成弓形震波。在這個弓形震波，彗星高濃度的離子(稱為"吸合離子")聚集並"載入"活動中的電漿與太陽磁場，而這些場線披覆在彗星的周圍形成了離子尾 。.
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彗星
彗星（Comet，有時也被誤記為慧星）是由冰構成的太陽系小天體（SSSB），當他朝向太陽接近時，會被加熱並且開始釋氣，展示出可見的大氣層，也就是彗髮，有時也會有彗尾。這些現象是由太陽輻射和太陽風共同對彗核作用造成的。彗核是由鬆散的冰、塵埃、和小岩石構成的，大小從P/2007 R5的數百米至海爾博普彗星的數十公里不等，但大部分都不會超過16公里。 彗星的軌道週期範圍也很大，可以從幾年到幾百萬年。短週期彗星來自超越至海王星軌道之外的柯伊伯帶，或是與離散盤有所關聯 。長週期彗星被認為起源於歐特雲，這是在古柏帶外面，伸展至最近恆星一半距離上，由冰凍天體構成的球殼。長週期彗星受到路過恆星和銀河潮汐的引力攝動而直接朝向太陽前進。雙曲線軌道的彗星可能在進入內太陽系之前曾經被沿著雙曲線軌跡被拋射至星際空間，則只會穿越太陽系一次。來自太陽系外，在銀河系內可能是常見的系外彗星也曾經被檢測到。 彗星與小行星的區別只在於存在著包圍彗核的大氣層，未受到引力的拘束而擴散著。這些大氣層有一部分被稱為彗髮（在中央包圍著彗核的大氣層），其它的則是彗尾（受到來自太陽的太陽風電漿和光壓作用，從彗髮被剝離的氣體、塵埃、和帶電粒子，通常呈線性延展的部分）。然而，熄火彗星因為已經接近太陽許多次，幾乎已經失去了所有可揮發的氣體和塵埃，所以就顯得類似於小的小行星。小行星被認為與彗星有著不同的起源，是在木星軌道內側形成的，而不是在太陽系的外側。主帶彗星和活躍的半人馬小行星的發現，已經使得小行星和彗星之間的差異變得模糊不清。 ，已經知道的彗星有4,894顆，其中大約有1,500顆是克魯茲族彗星和大約484顆短週期彗星，而且這個數量還在穩定的增加中。然而，這只是潛在彗星族群中微不足道的數量：估計在外太陽系的儲藏所內類似的彗星體數量可能達到一兆顆。儘管大多數的彗星都是暗淡和不夠引人注目的，但平均大概每年會有一顆裸眼可見的彗星，其中特別明亮的就會被稱為"大彗星"。 在2014年1月22日，ESA科學家的報告首次明確的指出在矮行星穀神星，也是小行星帶中最大的天體，有水氣存在。這項檢測是通過赫歇爾太空望遠鏡使用遠紅外線技術完成的。此一發現是出人意料之外的，因為彗星，不是小行星，才會有這種典型的"噴流萌芽和羽流"。根據其中一位科學家的說法："彗星和小行星之間的區隔是越來越模糊了"。 古代也有彗星出现的记录，古人一般認為彗星是凶兆。.
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保羅·卡拉斯
保羅·卡拉斯（生於1967年8月13日）是以發現環繞著恆星的岩屑盤而著名的希臘裔的美國天文學家。卡拉斯的科學小組在距離地球25光年的北落師門觀察到第一顆有著軌道運動的可見光影像的系外行星，這顆行星被命名為北落師門 b。.
快速低電離輻射區
快速低電離輻射區（Fast Low-Ionization Emission Region，FLIER）是許多行星狀星雲在靠近對稱軸附近的低電離氣體區域的名稱。它們是像太陽這種恆星在老年死亡和爆炸的過程中，以超音速噴發出來的物質，在行星狀星雲內呈螺旋狀噴出，顏色是紅色。眨眼星雲的外型就是一套從星雲水平噴出的快速低電離輻射區。它們流出的速度明顯的高於其所崁入的星雲，而它們的電離則低很多。快速低電離輻射區的高速使它們的年齡被認為比星雲年輕，而低電離則顯示周圍的紫外線並未滲入這個區域。 在1996年1月27日，哈伯太空望遠鏡拍攝了一張眨眼星雲的影像，估計出與這個星雲的距離大約是700秒差距或是2,200光年。之前，以地基望遠鏡拍攝的高速低電離輻射區和它們所在的宿主星雲清晰度都有限。哈伯太空望遠鏡的眨眼星雲影像歸功於華盛頓大學的Bruce Balick、Jason Alexander、華盛頓特區美國海軍天文台的Arsen Hajian、義大利佛羅倫斯大學的Mario Perinotto、義大利阿切特里天文台的Patrizio Patriarchi和康奈爾大學的耶范特·特奇安（Yervant Terzian）；他們使用的儀器是WFPC2。天體 NGC 7009，亦稱為土星星雲，也是個非常突出的高速低電離輻射區，哈伯太空望遠鏡在1996年4月28日也對它進行觀測，並且釋出了影像。天文學家相信土星星雲的距離是420秒差距或是1,400光年。.
土卫六
土卫六又稱為「泰坦」（Titan），是环绕土星运行的一颗卫星，是土星卫星中最大的一个，也是太陽系第二大的衛星。荷兰物理学家、天文学家和数学家克里斯蒂安·惠更斯在1655年3月25日发现它，也是在太阳系内继木星伽利略卫星後发现的第一颗卫星。由於它是太陽系第一颗被发现擁有濃厚大氣層的衞星，因此被高度懷疑有生命體的存在，科學家也推測大氣中的甲烷可能是生命體的基礎。土衛六可以被視為一個時光機器，有助我們了解地球最初期的情況，揭開地球生物如何誕生之謎。.
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土衛六表面特徵列表
本表列出已命名的土衛六的地質特徵，它們在卡西尼－惠更斯號到來之前幾乎無人知曉。.
土星
土星，為太陽系八大行星之一，至太阳距离（由近到远）位於第六、体积則僅次於木星。並與木星、天王星及海王星同属氣體（類木）巨星。古代中国亦称之填星或鎮星。 土星是中国古代人根据五行学说结合肉眼观测到的土星的颜色（黄色）来命名的（按照五行学说即木青、金白、火赤、水黑、土黄）。而其他语言中土星的名称基本上来自希臘/羅馬神話传说，例如在欧美各主要语言（英语、法语、西班牙语、俄语、葡萄牙语、德语、意大利语等）中土星的名称来自于羅馬神話中的农业之神萨图尔努斯（拉丁文：Saturnus），其他的还有希臘神話中的克洛諾斯（泰坦族，宙斯的父親，一说其在罗马神话中即萨图尔努斯）、巴比倫神话中的尼努尔塔和印度神话中的沙尼。土星的天文学符號是代表农神萨图尔努斯的鐮刀（Unicode: ）。 土星主要由氫組成，還有少量的氦與微痕元素，內部的核心包括岩石和冰，外圍由數層金屬氫和氣體包覆著。最外層的大氣層在外观上通常情况下都是平淡的，雖然有时会有長时间存在的特徵出現。土星的風速高達1,800公里/時，明顯的比木星上的風快速。土星的行星磁場強度介於地球和更強的木星之間。 土星有一個顯著的環系統，主要的成分是冰的微粒和較少數的岩石殘骸以及塵土。已經確認的土星的衛星有62顆。其中，土卫六是土星系統中最大和太陽系中第二大的衛星（半徑2575KM，太陽系最大的衞星是木星的木衛三，半徑2634KM），比行星中的水星還要大；並且土卫六是唯一擁有明顯大氣層的衛星。.
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土星環
土星環是太陽系行星的行星環中最突出與明顯的一個，環中有不計其數的小顆粒，其大小從微米到米都有，軌道成叢集的繞著土星運轉。環中的顆粒主要成分都是水冰，還有一些塵埃和其它的化學物質。 雖然環的反射能夠增加土星的視星等（亮度），但從地球僅憑肉眼還是看不見環。在1610年，當望遠鏡第一次指向天空之際，伽利略雖然未能清楚的看出環的本質，但他還是成為觀察土星環的第一個人。在1655年，惠更斯成為第一個描述環是環繞土星的盤狀物的人。 雖然許多人都認為土星環是由許多微細的小環累積而成的（這個觀念可以回溯至拉普拉斯），並有少數真實的空隙。更正確的想法是這些環是有著同心但是在密度和亮度上有著極值的圓環盤。在叢集的尺度上，圓環之間有許多空洞的空間。 在環的中間有一些空隙：有兩條已經知道是與被埋藏在環中的衛星產生軌道共振引起的波動造成的，其它的空隙還不知道成因。穩定的共振，另一方面，也維繫了一些環長期的存在，像是泰坦環。.
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地球靜止軌道
地球静止轨道（或称地球赤道同步轨道，，简写：）是指地球赤道面上方35,786km的圆形轨道，该轨道上航天器的运行方向和地球自转方向一致。在地球静止轨道上的航天器绕地球运行一周的时间和地球自转周期(一恒星日)相同，因此，在地面观测者看来，这样的航天器是在天空固定不动的。通信卫星和气象卫星一般运行在静止轨道，因此地面站天线只要对准卫星的定点位置就可以通讯，而不用转动天线。利用这个特点，把携带有可见光和近红外光传感器的海洋卫星发射到静止轨道上，这样就可以监测海洋环境的细微变化，比如GOCI卫星。 地球静止轨道是地球同步轨道的一个特例，二者之间有一些区别，地球同步轨道上的卫星每天在同样的时间通过地球上的同一个点，而地球静止轨道上的卫星一直固定在定点位置不动。 第一个提出把地球同步卫星用于通信的人是，他于1928年提出了这个设想（但并没有广为人知）。George O.
北大黑斑
北大黑斑（Northern Great Dark Spot）是哈勃太空望远镜20世纪90年代所在海王星北极观测到的黑斑。 北大黑斑已被观测到持续了数年之久，与旅行者2号在1989年所观测到的大黑斑几乎一摸一样。自旅行者2号飞越以来，哈勃望远镜显示海王星上已经出现巨大变化。这意味着海王星大气有着非凡的动力，能够让它的外观在短短几星期内完全改变。 目前仍不清楚北大黑斑的本质，但有可能与1989年观测到的大黑斑一样，是海王星大气云层中的一个空洞。北大黑斑伴随着高海拔的明亮白云。有人认为它们是海王星大气底部的气体通过黑斑来到大气上层、冷却后，形成的甲烷冰晶体云。 海王星所释放出的能量是它从太阳那里所获得的能量的2倍，驱动了大气活动。由于云层的底部被内部的强大内热加热，使得海王星的大气十分活跃（比天王星更有生气，而天王星几乎没有多余的能量被释放出）。只要从云层底部至云层顶端的温度略有变化，就会在海王星大气中引起快与大规模的变化。.
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北落師門b
北落師門b是在南魚座距離地球大約25光年的一顆行星。這顆行星是在2008年哈伯太空望遠鏡的照片中被發現環繞著A-型主序星北落師門。北落師門b和另外3顆環繞著HR 8799的行星同時被宣布發現，他們是第一批以直接的影像證實在軌道上運行的行星。.
北落师门
北落师门（英语：Fomalhaut / α PsA / 南鱼座α）是南鱼座的主星，距離地球约25.1光年。在地球上的視星等為1.16，是除太阳外，在地球上能看到的第17位亮星。 北落师门是三合星，主星北落師門A的光譜分類為A3V，直徑約為太陽直徑的1.7倍，质量约为2.3倍，亮度15倍。它只有约2到3亿年的年龄，是非常年轻的恒星。伴星北落師門B，即南魚座TW，是一顆光譜K型恆星。另一顆伴星LP 876-10則是光譜M型恆星。 在北落师门周围，距離北落師門133至158天文單位的地方，围绕着一圈圆盘状尘埃云。1998年，人們通過觀測和推测，認為尘埃云中很可能已经产生了行星。.
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北極高原
北極高原（拉丁語：Planum Boreum，北方的平原；Planum是指高海拔的平原或高原）是位於火星北極區的高原。範圍從大約80°N向北延伸，中心點大約位於。在這個高原周圍的區域是平坦無明顯地表特徵的低地，向南延伸約1500公里且佔據火星北半球大部分區域的北方大平原。1999年哈伯太空望遠鏡拍攝到了北極高原氣旋的影像。該氣旋直徑約1750公里，並有一個直徑320公里的明顯風眼。.
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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。.
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國際紫外線探測衛星
國際紫外線探測衛星（International Ultraviolet Explorer，縮寫：IUE），或翻譯為國際紫外線探測器，是以紫外線為主要觀測波段的太空望遠鏡。該太空望遠鏡是美國國家航空暨太空總署、歐洲太空總署和英國自然科學及工程研究委員會（SERC）的合作計畫。該計畫最早在1964年由一群英國科學家提出，並於1978年1月26日以 NASA 的三角洲系列運載火箭發射。該任務的預定執行時間為3年，但最後它延續了幾乎滿18年，直到1996年儀器被關機為止。被關機的原因是因為預算因素，而關機時它的望遠鏡運作仍跟最初狀態相去不遠。 IUE 是第一個天文學家在美國和歐洲的地面站進行實時觀測的太空望遠鏡。天文學家使用 IUE 對自太陽系至类星体等不同距離的天體觀測了超過10萬4千次。來自該衛星的重要科學成果包含首次對恆星風的大尺度研究、星際塵埃吸收光量的準確方式，以及對超新星SN 1987A的觀測顯示它和先前所知的恆星演化模型不同。當該任務結束時被認為是比先前的其他天文衛星任務更加成功。.
刍藁增二
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刺魟星雲
刺魟星雲（Stingray Nebula, Hen-1357）是一個位於南天星座天壇座的行星狀星雲，也是人們已知的行星狀星雲中，最為年輕的一個。.
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创神星
創神星，正式名称为50000 Quaoar，中文音譯為--欧尔，是由美国加州理工学院的两位天文学家布朗和特鲁希略于2002年10月7日发现的柯伊伯带天体。“--欧尔”（Quaoar）一词，源自美国原住民通格瓦部族（Tongva）神话的创世之神，所以中文的正式译名為創神星。国际天文联会之前给予这颗天体临时编号为，也叫小行星50000。 天文學家对創神星的了解甚少，根据天文學家估計，創神星直径介於800至1300公里之間，約相等于地球的十分之一。根據天文學家初步计算，創神星距离地球约41至45天文单位，公轉一周需时286年。.
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傑克·布萊克
傑克·布萊克（Jack Black，），本名湯瑪斯·傑克·布萊克（Thomas Jacob Black），是一名美國喜劇演員和歌手。他已被提名了兩座金球獎。.
哥伦比亚号航天飞机灾难
哥伦比亚号航天飞机灾难发生于2003年2月1日，哥伦比亚号当时执行STS-107任务在得克萨斯与路易斯安纳上空再入大气层。该事故造成机上所有7名宇航员遇难。哥伦比亚号的残骸从达拉斯郊外一直散落到泰勒，部分残骸落入路易斯安纳。 航天飞机外储箱上的绝热材料碎片在发射时因空气动力脱落并击中哥伦比亚号左翼前缘，损坏了再入时提供保护的航天飞机热防护系统，哥伦比亚号因此失事。哥伦比亚号在轨道上时，一些NASA工程师怀疑左翼已经受损，但是管理人员限制了进一步调查。 NASA原先的航天飞机设计规范指出，外储箱不应散落泡沫塑料或其它碎片；因此航天飞机遭到碎片撞击是需要于准许发射前解决的安全问题。工程师发现泡沫塑料散落和碎片撞击不可避免且无法解决，根据此类情况不是安全威胁或可接受风险的假定，发射通常获得批准。大多数航天飞机发射都有泡沫碎片撞击和防热瓦伤痕的记录。STS-107前的中，外储箱脚架斜坡上的泡沫塑料脱落并撞击到了左固体助推器底部与外储箱的连接环上，撞击产生了3英寸宽、3英寸深的凹痕。此次任务后，NASA分析了撞击情况并假定外储箱可安全飞行，泡沫塑料不会产生威胁到飞行安全的新问题。哥伦比亚号仍在轨道上时，该理由在任务管理团队主席的要求下重新评估。哈姆和航天飞机计划经理都出席了2002年10月31日决定继续航天飞机发射的会议。 在STS-107再入阶段，高温气体穿透损伤部位并摧毁了内部机翼结构，迅速导致航天飞机在空中解体。乘员遗体和若干航天飞机碎片在一次涉及得克萨斯、路易斯安纳、阿肯色的地面搜索中找到。 STS-107任务是第113次航天飞机发射，曾被推迟18次 ，其原定发射日期为2001年1月11日，实际发射日期为2003年1月16日（此为的原定发射日期）。在2002年7月19日前的一个月前，航天飞机因推进剂管线裂推迟发射。事故发生6个月后，认为该推迟与此次灾难无关。 事故调查委员会的建议书指出了若干技术和管理问题。同挑战者号事故一样，航天飞机此后停飞两年。国际空间站建造暂停，在STS-114前29个月内完全依靠俄罗斯联邦航天局补给，在STS-121前41个月内替换人员也完全依靠俄航天局。在航天飞机复飞后，主要操作变化包括了彻底的在轨热防护系统检查和为在发现不可修复的损害时待命的救援任务。航天飞机此后也只能前往国际空间站并在必要时以其作为避难所。稍后NASA为修复位于高海拔低倾角轨道的哈勃太空望远镜的STS-125开出例外。.
哈伯
哈伯可以指：.
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哈伯精選計畫
哈伯精選計畫，或稱為哈伯滄海遺珠計畫，是由一群天文學家在1998年開啟的，這個團隊幾乎每個月都釋放出一張哈伯拍攝的天體圖片，像是行星、恆星、星系和星系團等等。 這一群天文學家和影像處理專家從哈伯太空望遠鏡通常只在內部共用的圖片篩選出來公布在公眾資料庫。因為大部分的圖片都是提供給科學家研究用的，因此在曝光時通常缺乏完整系列的顏色。哈伯太空望遠鏡會提供少許的時間給這個群體為這些影像填補不足的顏色。 這個計畫被確認已經為天文學產生最美觀的圖像，足以引起一般人注意，並為公共靈感做出貢獻。這個團隊的成就包括因為促進公眾對天文的認識和欣賞獲得太平洋天文協會2003年的Klumpke-Roberts獎。在2002年，兩張精選的圖像獲選於羅切斯特理工學院來自太空的影像巡迴展的展出。英國和美國的郵政單位也多次選用這些圖片印製郵票。在2000年，美國發行的愛德溫·哈伯五張一組的紀念郵票，其中的環狀星雲就選自此計畫中。 網路上的專案網站有大量有關美國國家航空暨太空總署/歐洲太空總署的哈伯太空望遠鏡資訊，包括哈伯曾經拍攝的一些有趣的影像，以及哈伯太空望遠鏡未來的展望。而這個網站上的圖像是哈伯拍攝的最值得注意，並且為了向大眾公開特別補足了顏色。它們有各種不同的格式，包括可以做為電腦螢幕背景的格式。.
哈伯搜尋過渡彗星
哈伯搜尋過渡彗星 (英文：Hubble search for transition comets，過渡彗星 — 以UV尋找小行星的OH 輻射) 是業餘天文學家參與使用哈伯太空望遠鏡進行的研究，這是NASA通過的六項業餘天文學家參與的研究計畫之一。.
哈勃南天深空
哈伯南天深空（Hubble Deep Field South）是使用哈伯太空望遠鏡的第二代廣域和行星照相機在1998年9月和10月間的數百張單張影像疊加合成的。它遵循了哈伯深空對極端遙遠的星系在早期的演化獲得重大成就的模式，使用第二代廣域和行星照相機，配合太空望遠鏡影像攝譜儀（STIS）和近紅外線照相機和多目標分光儀（NICMOS）拍攝了深遠的光學影像。.
哈勃超深空
哈伯深領域（英文：Hubble Ultra Deep Field，HUDF）是一張外太空照片，顯示的是天爐座的一小部份。該照片由哈勃空间望远镜於2003年9月24日至2004年1月16日期間得到的數據累積而成的，相當於113天的曝光。它是截至2006年為止以可見光拍攝的最深遠的宇宙影象，顯示的是超過130億年前的情況。此中估計有10,000個星系。 哈勃超深空中所顯示的範圍為3平方角分，只有全天空12,700,000分之一的面積，位於赤經3h 32m 40.0s，赤緯-27°47' 29"（J2000）天爐座的一小片天區。而照片的左上角則指向天球的北方。選擇這個範圍的理由是因為附近（約為滿月十分之一大小的面積）沒有較光亮的星體。雖然通過紅外線，在地面望遠鏡也能觀測到照片中大部份的物體，但只有通过哈勃空间望远镜才能以可見光觀測這些遙遠的目標。 隨著哈勃空间望远镜在軌道運行共400圈，照片是由800次曝光合成，當中先進巡天照相機（Advanced Camera for Surveys）及近紅外線照相機和多目標分光儀（Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer）分別累積共11.3天及4.5天的拍攝時間。照片中最暗的星體只有30等，即望远镜每分鐘只接收到一粒來自星體的光子。 根據大爆炸理論，宇宙的年齡有限；而因為遠處星系的光線需要較長時間才到達地球，哈勃超深空有助於人類了解宇宙形成初期星系形成及合併的情況。另外因為照片所呈現的星系都是較為年輕的，故亦發現其性質與地球附近較年老的星系有所不同，這些早期星系發出的光線多為紫外光。然而拍攝的光波波長，因相對論性都卜勒效應關係，照片實際上是拍攝光譜中紅外線部份。.
哈勃深空
哈伯深空（Hubble Deep Field, HDF）是一張由哈伯太空望遠鏡所拍攝的小區域夜空影像。拍攝位置在大熊座，影像的範圍僅144弧秒，等於是100公尺外的一顆網球。由於拍攝目標太暗淡，整張影像由哈伯太空望遠鏡上的第二代廣域和行星照相機（WFPC2）进行342次曝光疊加而成，拍攝時間是连续10天，从1995年12月18日至12月28日。 HDF所包含的區域幾乎沒有銀河系内的恆星，因而，可見的3,000多個物體全部都是遙遠的星系，其中更包含了目前所知最早、以及最遙遠的星系。通过揭示这样大批非常年轻的星系，HDF已经成为了早期宇宙的研究中具有里程碑意义的图像，在2014年年底被引用于900多篇相关科学论文。 哈伯深空觀測三年之後，哈伯太空望遠鏡於南天的杜鵑座再度以同樣的方式拍攝了哈伯南天深空的影像。兩張影像的雷同之處，使天文學家更加堅定地相信宇宙的星系散佈並非是紊亂的，而有統一的構造。2004年，再度拍攝哈伯超深空(HUDF)影像，从几个月的曝光构建而来，這是人類以可見光觀察宇宙得到最遠的影像。该HUDF图像一直曾经是在可见光波段做的最灵敏天文图像，直到哈伯极深空（XDF）于2012年被发布。.
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哈勃望远镜3D
哈勃望远镜3D（Hubble 3D），或稱為 IMAX: Hubble 3D，是一部2010年上映的紀錄片，紀錄關於哈伯太空望遠鏡維修任務的過程。以IMAX技術拍攝，並由知名美國好萊塢影星李奧納多·狄卡皮歐擔任旁白。.
冥卫三
冥衛三正式名稱為Hydra（ ，許德拉），是冥王星的一颗卫星。 2005年5月首次被冥王星伴侣搜索团队通过哈勃太空望远镜观测到。並于同年5月15日和5月18日拍到照片；2005年5月15日观测者Max J. Mutchler经确认和预估後，於2005年10月31日公布發現衛星的消息，當時暫編號為S/2005 P1，2006年6月下旬經國際天文學聯合會會議後正式命名為Hydra（許德拉），在《伊利亞特》中是守衛地獄的九頭蛇，名字的概念取自2006年1月飛往冥王星的新視野號（New Horizons）探測器名字的第二個字的首字母H。 观测显示其与冥卫一（卡戎）类似，軌道半徑約65,000公里，以38天周期繞冥王星運轉。估計其直径在52-160公里间。許德拉（冥衛三）比冥衛二亮25%，故可能也较大。.
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冥卫二
冥衛二正式名稱為Nix（ ，尼克斯），是冥王星的一颗卫星。 2005年5月首次被冥王星伴侣搜索隊通过哈勃太空望远镜观测到。其照片于2005年5月15日和2005年5月18日被哈勃望遠鏡拍摄到；2005年5月15日Max J. Mutchler经确认和预估後，于2005年10月31日公布卫星发现的消息，初被編號為S/2005 P2，於2006年6月下旬的國際天文學聯合會會議上正式被命名為Nix（尼克斯，希臘神話中代表黑夜的女神）(原本建議命名為Nyx，但是為了不和小行星3908(Nyx)混淆，所以把它命名為與Nyx同音的Nix)，名字以2006年1月啟程飛往冥王星的新视野號（New Horizons）探測器名字的首個字母為概念。 观测显示其与冥卫一(卡戎)类似，軌道半徑50,000公里，以25天周期繞冥王星運轉；估計其直径在32-145公里之间（依反照率判定将可研判出更精确的数据）。冥衛二比冥衛三暗25%，所以可能也比较小。 初時研究時認為冥衛二和冥王星一樣是紅色的，後來才發現冥衛二和其他兩顆衛星一樣是灰色的。.
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冥卫五
冥卫五（Styx， ，编号S/2012 P 1、S/2012 (134340) 1，简称P5）是冥王星的一颗较小的天然卫星，2012年7月11日宣布发现。它是冥王星第五颗被确认的卫星，距离第四颗卫星冥衛四的发现仅相隔了一年。2013年7月2日時，國際天文學聯合會宣布正式批准「斯堤克斯」（Styx）這個名字作為S/2012 (134340) 1的稱呼。.
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冥卫四
冥卫四（Kerberos， ，编号S/2011 P 1、S/2011 (134340)1或P4）是冥王星的一颗小型卫星，于2011年6月28日首次发现，并于7月20日证实。它是自1978年发现冥卫一、2005年发现冥卫二与冥卫三后，冥王星已知的第四颗卫星。2013年7月2日，國際天文學聯合會宣布正式批准「科伯羅司」（Kerberos）這個名字作為S/2011 P 1的稱呼。.
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冥王星
冥王星（小行星序号：134340 Pluto。天文代號：♇，Unicode編碼U+2647）是柯伊伯带中的矮行星。冥王星是第一颗被发现的柯伊伯带天体。冥王星是太阳系内已知体积最大、质量第二大的矮行星。在直接围绕太阳运行的天体中，冥王星体积排名第九，质量排名第十。冥王星是体积最大的海王星外天体，其质量仅次于位于离散盘中的阋神星。与其他柯伊伯带天体一样，冥王星主要由岩石和冰组成。冥王星相对较小，仅有月球质量的六分之一、月球体积的三分之一。冥王星的轨道离心率及倾角皆较高，近日点为30天文单位（44亿公里），远日点为49天文单位（74亿公里）。冥王星因此周期性进入海王星轨道内侧。海王星与冥王星因相互的轨道共振而不会碰撞。在冥王星距太阳的平均距离上阳光需要5.5小时到达冥王星。 1930年克莱德·汤博发现冥王星，并将其视为第九大行星。1992年后在柯伊伯带发现的一些质量与冥王星相若的冰制天体挑战冥王星的行星地位。2005年发现的阋神星质量甚至比冥王星质量多出27%，国际天文联合会（IAU）因此在翌年正式定义行星概念。新定义将冥王星排除行星范围，将其划为矮行星（類冥矮行星）。 冥王星目前已知的卫星总共有五颗：冥卫一、冥卫二、冥卫三、冥卫四、冥卫五。冥王星与冥卫一的共同质心不在任何一天体内部，因此有时被视为一联星系统。IAU并没有正式定义矮行星联星，因此冥卫一仍被定义为于冥王星的卫星。 2015年7月14日新视野号探测器成为首架飞掠冥王星的宇宙飞船。在飞掠的过程中，新视野号对冥王星及其卫星进行细致的观测。.
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冥王星地质
冥王星的地質是指對冥王星表面組成、外殼與內部結構的相關研究。因為冥王星距離地球極為遙遠，所以在地球上難以對冥王星進行深入研究。直到2015年7月14日新视野号飛掠冥王星系統以前，冥王星地質的細節並不為人所知。.
冥王星的衛星
冥王星目前已知的衛星總共有五顆，冥衛一是其中最大的一顆，它與冥王星的相對大小比太陽系其他已知的行星或矮行星都還要大。相較之下，冥衛二、冥衛三、冥衛四和冥衛五的體積則小得多。.
內衛星
內衛星是天文學上在低傾斜軌道上跟隨著順行大衛星的小天體。人們通常認為它們在原始行星融合時就在當地同時一起生成的。海王星的衛星是個例外，它們被認為是原始天體的一部分，在遭受破壞後又被捕獲成為衛星崔頓 。內衛星會比臨近的規則衛星更接近母行星，它們的週期短（通常在一天以內）、質量低、體積小和形狀不規則。.
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兹威基 II 96
兹威基 II 96 （也稱為II Zw 96）是位於海豚座，距離地球5億光年，正在進行的一個星系對。 合併中的星系形狀是不尋常的；有著大量年輕、活躍恆星的星暴區域，與主要的核心之間有著長的絲狀結構。這個系統幾乎有資格成為極亮紅外星系的系統，但尚未達到最後的聚集階段，而這是多數極亮紅外星系系統的規範。 這張照片是NASA/ESA的哈伯太空望遠鏡收集的59張合併星系的照片之一，是在2008年4月24日為慶祝哈伯太空望遠鏡發射升空18周年所釋出的圖像.
先進巡天照相機
先進巡天照相機（ACS, Advanced Camera for Surveys）是哈伯太空望遠鏡上的一架第三代軸像儀器，原始的設計和科學功能是由約翰霍普金斯大學的團隊制定的。在哥倫比亞號太空梭的貨艙上組合以前，先由貝爾航太集團和戈達德太空飛行中心進行組裝和廣泛的測試，並在甘迺迪太空中心經歷飛行前最後的檢驗。他在2002年3月1日在編號為3B（STS-109）的維護任務發射升空，並且在3月7日完成安裝。被取代掉的是最後一件的原始儀器，暗天體照相機（FOC）。 先進巡天照相機是多功能的儀器，很快就成為哈伯太空望遠鏡產生影像的主要儀器。他提供好幾種超越過去儀器的功能：三個獨立的高解析通道，涵蓋了紫外線到近紅外線區域的光譜；大區域的檢測器和量子效應，使哈伯的發現效率增加了10倍；還有豐富和能互補的濾鏡、日冕儀、測偏振器和稜柵等功能。先進巡天照相機所承擔的觀測提供我們前所未有的高靈敏度，例如涵蓋廣大的範圍，從太陽系的行星、彗星到最遙遠的類星體的哈伯超深空視場，來體認我們獨特的宇宙。 在2006年6月，先進巡天照相機因為電子設備失效而失去了工作的能力。在2006年6月30日的早晨，成功切換到另一側備用的電子設備並啟動動力之後，儀器所有的子系統，包括CCD檢測器，似乎都能正常的運作。經由遙測技術觀察，在另一側的子系統都沒有異常的現象。經過一些工程上的測試之後，先進巡天照相機在2006年7月4日恢復科學上的操作。在2006年9月29日，一個相似的電子設備再度產生缺陷。而2007年1月27日，在備用的系統上更嚴重的電子缺陷，讓望遠鏡進入了安全模式，而且美國國家航空暨太空總署的工程師相信有些科學功能已經完全損壞了，三個通道中僅剩日盲通道可以使用。在2007年2月，新視野號飛掠木星之際，還用此通道配合木星觀測任務的進行。2009年5月，先进寻天照相机在STS-125维修任务中被修复。.
光回波
光回波（回光/回声光）是天文学的一种现象。类似于声音的反射, 光回波常在星体光度快速增加或脉冲时产生, 比如在对新星的观察中, 被星际尘埃反射出的光在沿直线的光之后很长一段时间才到达观察者。由于它们的几何形状，回光可以令人产生超光速的错觉。.
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克劳德·尼科里埃尔
克劳德·尼科里埃尔（Claude Nicollier，）是瑞士到目前为止唯一的一名宇航员，曾经进行过四次太空飞行。.
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。.
創生之柱
創生之柱指的是哈伯太空望遠鏡拍攝在鷹星雲內圓柱形的星際氣體和塵埃的一張影像。它是在1995年4月1日拍攝的，被Space.com評定為哈勃太空望遠鏡拍攝的最佳前十名的照片之一 。負責處理這張影像的是亞利桑那州立大學天文學家傑夫赫斯特和Paul Scowen，在這一部分的恆星，因為鷹星雲中其他恆星在手指狀的氣體柱上造成的腐蝕，使它們形成在手指之外的蛋型。每一個蛋都被與我們的太陽系一樣尺度的氣體環繞著，並且有一顆新生的恆星在其內。在2015年，天文学家使用更高分辨率重新拍摄了照片。 這張由32張不同影像合成的照片來自哈勃太空望遠鏡第二代廣域和行星照相機 的四架不同的相機。這張影像是由不同元素發射的光合成的，在星雲中不同的元素以不同的顏色表示：綠色的是氫、單獨的紅色是電離的硫、藍色是少了兩個電子的氧原子。 在1995年的原始影像右上方缺少的部分是因為四個鏡頭中的一個視野角小 (倍率較高)，以讓天文學家能看見更清楚的細節。所以將這個鏡頭的影像依照比例縮小，使他能與其他三個鏡頭的影相匹配。 在2007年宣布，創生之柱將會被6,000年前爆炸的超新星衝激波摧毀。因為光速是有限的，地球上的觀測者目前看到衝激波接近創生之柱，但在未來的一千年仍看不出破壞的發生。.
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勾陳一
勾陳一（α UMi / 小熊座α）是小熊座內最亮的恆星。它非常靠近天球北極（在2006年相距僅42′），是地球現在的北極星。.
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回力棒星雲
回力棒星雲(英文:Boomerang Nebula)（亦稱領結星雲）是在半人馬座的方向上，距離地球5,000光年的一個原行星雲。這個星雲的溫度經測量為1K（−272.15°C; −457.87°F），是自然界中已知溫度最低之處。回力棒星雲是由從一顆恆星的核心逸流出的氣體形成的，氣體向外流出的速度是164公里/秒，並且在進入太空之後很快速的膨脹。這種膨脹是造成它溫度下降的主要原因（絕熱膨脹）。 在1998年，哈伯太空望遠鏡拍攝了回力棒星雲的詳細影像。它們認為這個星雲是正朝向行星狀星雲階段發展（演化）中的一顆恆星或恆星系。 凱斯·泰勒（Keith Taylor）和麥克·史卡托（Mike Scarrot）在1980年使用在賽丁泉天文台的英澳望遠鏡觀察這個星雲之際，稱它為回力棒星雲。因為不能如同哈伯太空望遠鏡看得那麼清楚，天文學家看見狀似雲氣的瓣，有著輕微的不對稱，其彎曲處的弧度看似澳洲原住民使用的回力棒。高解析的哈伯影像則顯示出或許領結星雲會是比較好的名稱。 在1995年，使用位於智利的15米瑞典ESO次微米波望遠鏡觀測，天文學家發現這是目前在宇宙中發現到的最冷的區域，溫度是−272 °C，只比絕對零度（溫度的最低極限溫度）溫暖了1K的溫度。即使是來自大霹靂的背景溫度-270°C，都比這兒更溫暖。這是目前唯一找到溫度比背景輻射還要低的物體，回力棒星雲的另一個專業的名稱為 。 在2013年，ALMA的電波干涉儀觀測發現這個星雲的其他特徵。這個星雲的雙瓣似乎被一團僅能在次毫米波的波長下觀測得到，更巨大的球體氣團包圍著；這個星雲的外緣似乎也逐漸變得溫暖中。.
国际卫星标识符
国际卫星标识符或国际卫星识别符号，也被称作（COSPAR ID），在美国则被称作NSSDC ID，是用于命名、标识人造卫星的国际惯例。.
BAT99-116
BAT99-116(也被称为Melnick 34或Mk34)是一颗拥有极高质量和光度的沃尔夫-拉叶星，它位于大麦哲伦星系的剑鱼座30复合体(也被称为蜘蛛星云：NGC 2070)内靠近超星团R136的位置。.
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。.
CL0024+17 (星系團)
CL0024+17是位於雙魚座的一個星系團，距離地球大約40億光年。Cl 0024+17讓天文學家可以探討暗物質在太空中的分布。在影像中心附近的藍色條紋是非常遙遠的星系，不屬於這個星系團的一部份。遙遠的星系映像出現扭曲，是因為它們的光線被Cl 0024 + 17的強大的引力彎曲和增強與放大。這種效應稱為重力透鏡。 暗物質因為不發光也不反射光，所以不能直接被看到。天文學家只能通過它的引力對光線的影響來檢測它的存在。通過映射被引力透鏡扭曲的光，天文學家可以追蹤暗物質在星系團中是如何的分布。透過對暗物質的映射，天文學家發現暗物質環聚在中心的附近（然而一些獨立的研究對此仍有爭議）。環的發現是暗物質存在最有利的證據。.
Common Lisp
Common Lisp，縮寫為CL（不是組合邏輯的縮寫）是Lisp編程語言的一種方言，由ANSI INCITS 226-1994(R2004)（前身為ANSI X3.226-1994(R1999)），所定義的語言規範標準。Common Lisp HyperSpec是源自於ANSI Common Lisp標準的網頁超連結版本。 CL語言是為標準化和改良Maclisp而開發的後繼者。到20世紀80年代初，幾個工作群組已經在設計MacLisp各種後繼者，例如：Lisp Machine Lisp（又名 ZetaLisp），Spice Lisp，NIL和S-1 Lisp。CL是為了標準化和擴展此前眾多的MacLisp分支而開發，它本身並非具體的實作，而是對語言設立標準的規範。有數個實作符合Common Lisp規範，其中包括自由和開源軟件，以及商業化產品。CL支援了結構化、函數式和物件導向編程等範式。相对于各种嵌入在特定产品中的语言，如Emacs Lisp和AutoLISP，Common Lisp是一種用途廣泛的编程语言。不同於很多早期Lisp，Common Lisp如同Scheme，其中的變量是預設為詞法作用域的。 身為一種動態編程語言，它有助於進化和增量的軟件開發，並將其迭代編譯成高效的執行程序。這種增量開發通常是互動持續地改善，而不需中斷執行中的應用程序。它還支援在後期的分析和優化階段添加可選的型別註記與轉型，使編譯器產生更有效率的代碼。例如在硬體和實作的支援範圍內，fixnum能保存一個未封裝整數，允許比大整數或任意精度類型更高效率的運算。同樣地，在每個模組或函數的基礎上可聲明優化，指示編譯器要編譯成哪一類型的安全級別。 CL包含了支援多分派和方法組合的物件系統，縮寫為CLOS，它通常以元物件（Metaobject）協定來實現。 CL藉由標準功能進行擴展，例如Lisp宏（编译时期程序自身完成的代码重排（compile-time code rearrangement accomplished by the program itself））和阅读器宏（赋予用户自定义的語法以扩展具特殊意义的符号（extension of syntax to give special meaning to characters reserved for users for this purpose））。 CL為Maclisp和约翰·麦卡锡的原創Lisp提供了一些向後兼容性。這允許較舊的Lisp軟件移植到Common Lisp之上。.
矮新星
新星，或雙子座U型變星是激變變星的一種，是有來自伴星的物質堆積的吸積盤和白矮星的聯星系統。它們與傳統的新星相似，雖然都有白矮星週期性的爆發介入，但是機制是不同的：傳統的新星是因為累積的氫融合和爆發，而矮新星是因為吸積盤的不穩定。當盤中的氣體達到臨界溫度時，會造成黏滯性的改變，導致盤的崩潰而墜落至白矮星上，釋放出大量的重力位能。 矮新星還有其它與傳統新星不同的特徵：它們的光度低，和從數天至數十天的週期。爆發時增加的的光度和再現的間隔與軌道週期有關；哈伯太空望遠鏡近來的研究認為後者（軌道週期）的關係可能使矮新星成為測量宇宙尺度距離有效的標準燭光。,(S&T) 雙子座U(UG)有三種子分類http://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/U_Geminorum_star.html：.
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火星大氣層
火星，太陽系第四顆行星，有個和地球非常不同的大氣層。自從發現少量甲烷以來Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P., (abstract only).
灶神星
星, 小行星序號為4 Vesta，是太陽系最大的小行星之一，平均直徑。它是海因里希·歐伯斯在1807年3月29日發現的，以羅馬神話中家和壁爐的女神Vesta命名，中文翻譯為灶神星。 灶神星是繼矮行星穀神星之後，質量第二大的主帶小行星 ，佔有主小行星帶總質量的9%。 質量雖然比智神星多一點點，但體積卻比較小，是體積第三大的小行星。灶神星形成岩質行星剩餘的原行星（內部分異）。一、二億年前，灶神星曾經被撞擊，產生了許多碎片，並留下兩個巨大的撞擊坑，而且南半球有著很高的密度。這次事件的一些碎片已經墬落到地球，成為HED隕石，提供了有關灶神星的豐富資訊來源。 灶神星是從地球可以看見的最亮的小行星，它距離太陽最遠時的距離只比穀神星最近的距離遠了一點，不過灶神星的軌道完全都在穀神星的軌道之內。 NASA的''黎明號''太空船在2011年7月16日至2012年9月5日進入環繞灶神星的軌道，進行了將近一年的探測，然後前往穀神星。研究人員繼續分析黎明號收集到的資訊，期望能更了解灶神星的形成和歷史。.
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獅子座I
獅子座 I是在獅子座的一個矮橢球星系，距離大約820,000光年，是本星系群的星系，也是距離銀河系最遠的衛星星系。它是在1950年被艾伯特·喬治·威爾遜在國家地理學會-帕洛馬巡天，使用帕洛馬天文台48吋施密特攝星儀拍攝的攝影乾版上找到的。.
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珊德拉·法貝爾
德拉·摩爾·法貝爾（Sandra Moore Faber，），美國女性天文學家，現任職於聖塔克魯茲加利福尼亞大學和利克天文台。.
珠宝盒星团
宝盒星团，又被称为NGC 4755、南十字座κ星团或者科德韦尔94（Caldwell 94、C 94），是位于南十字座的一个疏散星团。肉眼观看时，珠宝盒星团好像只是一颗恒星，位于南十字座第二亮星十字架三附近，因此在北半球只有纬度较低的地方才能看到。 珠宝盒星团是由法国天文学家尼可拉·路易·拉卡伊在南半球观测时首先发现的。而珠宝盒这个名字，则是根据英国著名天文学家约翰·赫歇尔通过望远镜观测后对其的描述“装满各种颜色宝石的首饰盒”而命名的。它是目前已知的最年轻星团之一，只有7100万年的历史，其视星等是4.2，距离地球6,440光年，包括了大约100颗恒星。其中最重要的成员南十字座κ是一颗年轻而非常巨大（因此也非常明亮）的红超巨星，这暗示它的寿命可能即将终结。 珠宝盒星团在天球上投影的相对位置附近有一个外观也和珠宝盒非常相似的疏散星团——仙后座NGC 457。.
珀金埃尔默
金埃尔默（PerkinElmer）是一家美國的跨国技术公司，其主要业务范围包括生命和分析科学，光电技术和流体科学。 珀金埃尔默是纽约证券交易所上市公司。.
球狀星團
球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像衛星的恆星集團。球狀星團因為被重力緊緊束縛，使得恆星高度的向中心集中，因此外觀呈球形。 球狀星團被發現多在星系的暈之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星團擁有更多的恆星，但球狀星團的數量相較疏散星團相對的稀少，在銀河系內迄今只發現大約150個至158個。在銀河系內也許還有10- 20個或更多個尚未被發現。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距（大約130,000光年）或更遠的距離。越大的星系擁有越多：以仙女座星系為例，可能有500個球狀星團。有些巨大的橢圓星系，特別是位於星系團中心的，像是M87，有多達13,000個球狀星團。 在本星系群擁有足夠質量的星系，都有關聯性的球狀星團，並且幾乎每個曾經探測過的大質量星系都被發現擁有球狀星團的系統。人馬座矮橢球星系和有 爭議的大犬座矮星系似乎正在將它們的球狀星團（像是帕羅馬12）捐贈給銀河系。這表明這個星系的許多球狀星團在之前是如何取得的。 雖然這些球狀團看起來包含一些最初在銀河系產生的恆星，但它們的起源和在銀河系演化中扮演的角色仍不清楚。球狀星團看起來和矮橢圓星系有著顯著的不同，它是母星系形成恆星時的一部分，而不是一個獨立的星系。然而，由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。.
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碳行星
碳行星（Carbon planet），又稱為鑽石行星或碳化物行星，是Marc Kuchner在恆星理論中提出來假設的行星類型，它們形成於富含碳但缺乏氧的原行星盤，根據行星科學，它們的發展將不同於地球、火星和金星等這些以矽-氧化合物為主要成分的行星。這個理論已有廣大的支持者，現在是由研究員Jade Bond 建立合理的想法。具體來說，不同的系統會有不同的碳和氧的比率，而我們太陽系的類地行星是傾向於氧行星。.
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磁镀线存储器
磁镀线存储器（Plated wire memory）是由贝尔实验室在1957年研发的一个磁芯記憶體分支。它最主要的优势在于它能够被机械组装，相比手工组装的磁芯，这潜在地降低了成本。 磁镀线存储器使用了网格式导线，并涂上了一层铁-镍合金（透磁合金）薄层，而不是独立的铁酸盐核心。传统存储在铁酸盐核心的磁场被存储在导线本身。磁镀线存储器的工作方式和磁芯存储器基本类似，但是可以和一个不要求重刷新（refreing）的非破坏性读取设备构建在一起。 磁镀线存储器有许多应用，典型的包括航空航天。它在UNIVAC 1110和UNIVAC 9000系列计算机、海盗号登火星计划、LGM-30 Minuteman和哈勃空间望远镜中都有应用。 P.
神秘山
山，是由哈勃太空望远镜拍摄的一幅照片，图中有大量五颜六色尘埃和气体，并且形成了崎岖陡峭的柱形结构。.
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神秘山 (消歧义)
山可以指：.
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。.
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空间望远镜
因為地球的大氣層對許多波段的天文觀測影響甚大，天文學家便設想若能將望遠鏡移到太空中，便可以不受大氣層的干擾得到更精確的天文資料。目前已有不少空间望遠鏡在太空中運行，例如：觀測可見光波段的哈勃空间望远镜，觀測紅外波段的史匹哲太空望遠鏡，觀測X光波段的錢卓太空望遠鏡，觀察γ射線波段的康普頓天文台（已於2000年退役）以及觀測暗物质的暗物质--粒子探测卫星等。.
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）。.
穀神星
星（Ceres，; 小行星序號：1 Ceres）是在火星和木星軌道之間的主小行星帶中最亮的天體。它的直徑大約是，使它成為海王星軌道以內最大的小行星。在太陽系天體大小列表排名第35，是在海王星軌道內唯一被標示為矮行星的天體。穀神星由岩石和冰組成，估計它的質量佔整個主小行星帶的三分之一。穀神星也是主小行星帶唯一已知自身達到流體靜力平衡的天體。從地球看穀神星，它的視星等範圍在+6.7至+9.3之間，因此即使在最亮時，除非天空是非常的黑暗，否則依然是太暗淡而難以用肉眼直接看見。1801年1月1日意大利人朱塞普·皮亞齊在巴勒莫首先發現了穀神星。最初被當成一顆行星，随着越來越多的小天體在相似的軌道上被發現，因此在1850年代被重分類為小行星。 穀神星顯示已經有區分成岩石、核和冰的地函，並且在冰層之下可能留有液態水的內部海洋。表面可能是水冰和不同的水合物礦物，像是黏土和碳酸鹽，的混合。在2014年1月，在穀神星的幾個地區都檢測到排放出的水蒸氣。這是出乎意料之外的，在主小行星帶的大天體床不會發出水蒸氣，因為這是彗星的特徵。 美國NASA的機器人曙光號在2015年3月6日進入繞行穀神星的軌道。從2015年1月，曙光號就以前所未見的高解析度傳回影像，顯示表面有著坑坑窪窪。兩個獨特的亮點（或高反照率特徵）出現在撞擊坑內（不同於早些時候哈伯太空望遠鏡在一個撞擊坑中觀測到的影像。）；出現於2015年2月19日的影像，導致考慮可能有冰火山 或釋氣的發想。在2015年3月3日，NASA的一位發言人說，這些點符合含冰或鹽的反光物質，但不太可能是冰。在2015年5月11日，NASA釋放出高解析的影像，顯示不是一個或兩個點，實際上在高解析的影像上有好幾個。在2015年12月9日，NASA的科學家報導，穀神星的亮斑可能是一種類型的鹽類，特別是“滷水”，包括硫酸鎂等硫酸水合物（MgSO4·6H2O）；也發現這些斑點與富含氨的黏土相關聯。2015年10月，NASA釋出了由曙光號拍攝的真實色彩穀神星影像。.
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穀神星的亮點
在2015年飛到穀神星的曙光號在這顆矮行星的表面發現了幾個明亮的特徵（也稱為光斑）。 最亮的群集稱為"亮點 5"，位於的歐卡托撞擊坑。群集最大和最亮的元件位於火山口的中心，較暗的斑點靠近坑的東部邊緣。當早期，曙光號在軌道的階段時，這些高反照率的斑點被推測是某種釋氣，NASA在稍後推斷這些明亮的區域是返回的高反射性物質，並且建議可能是冰和鹽類。這些明亮的特徵反照率大約為40%，比穀神星表面的平均亮了4倍 。.
第三代廣域照相機
三代廣域照相機（Wide Field Camera 3，WFC3）是在2009年5月STS-125的太空梭任務中更換哈伯太空望遠鏡第二代廣域和行星照相機的儀器。 這架儀器被設計成多功能的照相機，能夠在大視野和很寬廣的波長範圍內獲取天文學目標的影像，是哈伯的第四代軸向儀器。這架儀器有兩個獨立的光路：在光學通道上有一對2048 X 4096的CCD，可以記錄波長200至900奈米的影像；一個近紅外線偵測器陣列，涵蓋的波長從900至1,700奈米。兩個通道都有不同波長的寬頻和窄頻濾鏡，並且可以配合稜鏡和grisms使用，在廣視野和極低解析光譜的領域上能非常有效的測量。光學通道包括的可見光譜（380至780奈米）有很高的效率，而且還能延伸至近紫外區（下降至200奈米）。 兩個檢測器的焦平面都依據這台照相機具體的設計，光學通道的視野是164 X 164（2.7 X 2.7角分），每個像素為0.04角秒。這樣的視野與第二代廣域和行星照相機相同，但比先進巡天照相機略小一些。近紅外線通道的視野是 135 X 126角秒（2.3 X 2.1角分），每個像素為0.13角秒，比設計上要取代掉的近紅外線照相機和多目標分光儀的視野大了許多。近紅外通道是為後繼的詹姆斯韋伯太空望遠鏡開創的新設計。 WFC3 在1998年就開始設計，不同於所有其他為哈伯設計的科學儀器都要經過NASA舉辦的一個廣泛和高度競爭的評審之後才被選中，WFC3是由哥達德太空飛行中心一組經驗老到的工程師和科學家領導設計和製造的。這架照相機是使用由太空中拆回來的廣域和行星照相機的硬體架構和濾鏡組修建的。他原本的設計只有光學的通道，近紅外線通道是新增加的。WFC3企圖讓哈伯太空望遠鏡即使到了終結的時刻依然是強而有效率的天文觀測工具。.
第二代廣域和行星照相機
二代廣域和行星照相機 （WFPC2）是安裝在哈伯太空望遠鏡上的儀器之一。他是在第一次的維修任務（1993年STS-61太空梭任務）替換掉原來的廣域和行星照相機（WF/PC）。他在1995年拍攝了哈伯深空景象，並在1996年拍攝了沙漏星雲和蛋星雲 。 裝在第二代廣域和行星照相機上的電子耦合放大器（CCD）在電磁頻譜上的工作範圍是120奈米至1,100奈米，涵蓋了可見光領域的380奈米至780奈米，所有近紫外線和小部分的極遠紫外線，還有大多數的近紅外線。CCD的靈敏度大致上是線性的，峰值大約在700奈米，之後就是CCD極端難操作的範圍。第二代廣域和行星照相機由相同的4片CCD組成四個探測器，每個都有800 X 800個畫素。其中的三個安排成L形，組成廣域照相機（WFC）。相鄰的是由第4片CCD構成的行星照相機（PC），視野較狹窄，可以將小區域看得更為仔細。WFC和PC的影像組合在一起，就會形成典型樓梯狀的階梯影像。當處理非科學性的JPEG檔案時，行星照相機的解析度會與廣域照相機相同，但天文文學家接收的檔案是未經處理過的科學圖像，在行星照相機的部分會有更細節更清晰的影像。 WFPC2有一整套的濾鏡，可以讓科學家在電磁頻譜中挑選特殊的波段進行觀測，有一個轉輪可以選擇將不同的濾鏡放置在光路上（在WFPC2開口與CCD之間）。這48個濾鏡的元素包括：.
类星体
類星體 （quasar，，也以QSO或quasi-stellar object為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墬落，能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大：最強大的類星體的光度超過1041 瓦特，是普通星系，例如銀河系，的數千倍。 "類星體"這個名詞源自於準恆星狀電波源（quasi-stellar radio source）的縮寫，因為在20世紀50年代發現這種天體時，被認定為未知物理源的電波發射源。當在可見光的照相圖中篩檢出來時，它們類似可見光的星狀微弱光點。 類星體的高解析影像，特別是哈伯太空望遠鏡，已經證明類星體是發生在星系的中心，一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或.
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精細導星感測器
精細導星感測器（FGS, Fine Guidance Sensor）是安裝在哈伯太空望遠鏡上的干涉儀，能提供高精密度的指向訊號，輸入作為觀測時的姿態控制系統。 詹姆斯韋伯太空望遠鏡（JWST）也將安裝精細導星感測器，但將會採用不同的技術方法。 在一些特別的專案中，例如天體測量學，精細導星感測器也能作為科學儀器。.
系外行星偵測法
任何行星相對於其母恆星都是極其微弱的光源。要在母恆星耀眼的光輝內同時檢測出這種微弱的光源，都有其內在的困難。因為這種緣故，只有很少的太陽系外行星被直接觀測到。 取而代之的，天文學家通常都訴諸間接的方法來偵測太陽系外的行星。目前，有好幾種間接的方法都取得了成功。.
紫外線天文學
紫外線天文學是研究天體紫外線輻射的天文學分支學科；觀測電磁波波長大約在100到3200埃之間 。波長更短和能量更高的電磁波則屬X射線天文學和伽馬射線天文學的範圍。因為這個範圍波長的輻射無法穿透地球大氣層，必須以太空望遠鏡觀測。 天體的紫外線光譜可用來了解星際介質的化學成分、密度以及溫度；以及高溫年輕恆星的溫度與組成。星系演化的訊息也可從紫外線觀測得知。 以紫外線觀測天體的結果會與光學觀測有很大的差異。許多在光學觀測上相對溫度較低的恆星在紫外線觀測時卻顯示是高溫天體，尤其是在演化階段早期或晚期恆星。如果人眼可看到紫外線，我們所看到的夜空大部分的天體將會比現在黯淡許多。我們將能看到年輕的巨大恆星或年老恆星與星系。且許多銀河系中的分子雲和塵埃將阻擋許多天體。 目前主要的紫外線太空望遠鏡是哈伯太空望遠鏡和遠紫外分光探測器。探空火箭與太空梭也可進行紫外線觀測。.
紅巨星分支技術
紅巨星分支技術（Tip of the red giant branch，TRGB）是用於天文學上量測距離的主要方法之一。他利用星系中光度最明亮的紅巨星分支上的恆星來量測到那個星系的距離。它曾與哈伯太空望遠鏡配合，一起用於測量在室女座超星系團的本星系團相對運動。 赫羅圖（HR圖）是恆星光度相對於表面溫度的群體圖。像太陽的恆星是在生命中的核心氫燃燒階段，他將出現在赫羅圖對角線上，稱為主序帶的位置。一旦核心的氫耗盡，能量將在環繞著核心進行核融合的殼層中生成。恆星的中心將繼續累積由這種融合產生的氦灰燼，最後恆星將在赫羅圖上遷移至右上角的位置。也就是說，表面的溫度將降低，但恆星整體的亮度會增加。 在某一個點上，核心的氦將到達可以開始進行3氦過程核融合的溫度和壓力。對一顆質量少於1.8倍太陽質量的恆星，這將發生稱為氦閃的一種過程。當它的溫度升高時，依據新的平衡，恆星演化的軌跡會攜帶它向赫羅圖的左邊移動。結果是在赫羅圖上的恆星演化軌跡發生急遽的不連續性。這不連續稱為紅巨星分支翻轉。 當在I波段觀測到遠處在TRGB階段的恆星時，它們的光度因為組成元素中的氦元素相較於它們的質量比較高（金屬量），因此光度是穩定的（感覺遲鈍）。這使得這種技術作為距離指標尤其有用。TRGB適用於老年的恆星（第二星族）。.
紅矩形星雲
紅矩形星雲，是鄰近麒麟座的一個原行星雲，因為它是紅色，形狀又是矩形，因此得到這個名字。他也被稱為HD 44179，是在1973年的一次稱為”Hi star”的AFCRL天空紅外線調查的火箭飛行過程中發現的，而在這個星雲中心的聯星系統在1915年就已經被Robert Grant Aitken發現。.
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。.
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紅蜘蛛星雲
紅蜘蛛星雲（Red Spider Nebula），即 NGC 6537，是一個位於人馬座的行星狀星雲。.
經典造父變星
經典造父變星（也稱為第一星族造父變星、第一型造父變星、或仙王座δ變星）是造父變星的一種。它們是第一星族星，有著周期從數天至數月，質量是太陽4-20倍的變星Turner, David G..
红外天文学
紅外天文學的主要研究對象是可以觀測到紅外輻射的天體，是天文學和天文物理学的一个重要分支。可見光的波長範圍大约为400奈米（藍色）至700奈米（紅色），波長比700奈米長但仍比微波短的電磁波稱為紅外線（有時也稱為次微米波）。紅外天文學有时也视为可见光天文学的一部份，因為反射鏡、透鏡等光學元件基本上都能用於紅外觀測。.
约翰·巴考尔
约翰·诺里斯·巴考尔（John Norris Bahcall，），美国天体物理学家，最知名于对太阳中微子问题的贡献，对哈勃空间望远镜的开发和对普林斯顿高级研究院的领导。.
约翰·霍普金斯大学
約翰·霍普金斯大學（The Johns Hopkins University），简称霍普金斯（Johns Hopkins，Hopkins或JHU），是一所主校区位於美國馬里蘭州巴爾的摩市的研究型私立大学。于1876年根据慈善家约翰·霍普金斯的遗嘱用其遗产建立。学校在美国马里兰州、华盛顿特区、中国南京、新加坡、意大利博洛尼亚设有校区或研究机构。 約翰·霍普金斯大學是美国第一所研究型大学，它的成功引发了美国其它大学向研究型大学转型。美国国家科学基金会连续31年将该校列为全美科研经费开支最高的大学。学校以医学、公共卫生、空间科学、国际关系、歷史學、文学及音乐等学科而闻名世界，也是哈勃空间望远镜和詹姆斯·韦伯空间望远镜的地面控制中心所在地。 截止至2012年，共有37名校友获诺贝尔奖。.
约翰·杨
约翰·沃茨·杨（John Watts Young；）是一位美国国家航空航天局（NASA）的退休宇航员，曾于1972年4月21日执行阿波罗16号任务时登月，成为了第九个踏上月球的人。2018年1月5日，约翰·杨因肺炎并发症在德州休斯顿逝世，享年87岁。.
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罗斯248
罗斯248（仙女座HH）是一颗离地球大约10.3光年（3.26秒差距）的红矮星，位于仙女座内。这颗恒星由弗兰克·埃尔莫尔·罗斯于1926年首先列入他的第二张自行恒星星表。 该恒星的质量为太阳质量的16%，而半径为太阳半径的16%，但是光度只有太阳光度的0.2%。尽管它离地球较近，但还是不能用肉眼看到。这是一颗耀星，因此有时光度会增加。因此它很有可能是一颗周期为4.2年的长周期变星。它的视星等在12.23到12.34之间变化。1950年，它成为第一颗由于光球层斑点而导致光度略微变化的恒星。.
美國太空運輸系統計劃
太空運輸系統計劃（Space Transportation System program，STS）是美國太空總署的一項太空計劃，全部都由太空梭負責。最近一次的STS任務是2009年5月11日維修哈勃太空望遠鏡的STS-125。.
美國太空梭計劃
太空梭計劃，美國航太總署官方名稱為Space Transportation System，STS，即「空间运输系统」，是美國政府於1981年至2011年間的大型航天飛機載人航太計劃，由美國航太總署負責並於1972年開展。本計劃的目標是，建造一種可重複使用的大型可載人航太載具，定員3~11人之間，將約23噸的有效載荷送往近地軌道，以火箭引擎進入繞地軌道，再入大氣層以後以飛機滑翔的方式返回至肯尼迪航天中心或爱德华兹空军基地，經過適當修護後可再次執行飛行任務。 美國太空梭計劃是目前世界上僅有的兩個太空梭計劃中，唯一有載人飛行並安全返回記錄的。儘管前蘇聯也有暴風雪太空梭計劃，但僅一台載具進行了無人在軌飛行任務以後便再無下文。.
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。.
羅塞塔號
羅塞塔號（Rosetta）是歐洲太空總署組織的機器人空间探测器計劃，研究67P/楚留莫夫－格拉希门克彗星。2004年3月2日在蓋亞那太空中心發射，10年8個多月後進入彗星軌道，隨後其所攜帶的菲萊登陸器則於2014年11月12日在彗星上著陸。在2014年8月6日它接近到彗星約的距離，並降低其相對速度為，從而成為意圖會合彗星而進入其軌道的第一個航天器。經過進一步的機動，計劃是接近到後和大約6週後進入軌道。它是歐洲太空總署基礎任務的一部分，和它是被設計成既軌道環繞彗星又登陸彗星的第一個任務。 羅塞塔號于2004年3月2日格林威治時間07:17由亞利安五號運載火箭發射，在2014年8月6日到達彗星。羅塞塔號由兩個主要部件組成：羅塞塔探測器，其中帶有12個儀器，及菲萊登陸器，其中帶有另外的9個儀器。羅塞塔號的任務將軌道環繞67P/楚留莫夫－格拉希门克彗星17個月，並且被設計來完成對於彗星有史以來嘗試的最詳細的一個研究。任務是被從在德國達姆施塔特的歐洲太空運營中心（ESOC）控制。 探測器以羅塞塔石碑為命名，希望此任務能幫助解開行星形成前的太陽系的謎。而登陸器以尼羅河中小島的名字菲萊命名，有一塊方尖碑在那裡被發現且協助解讀羅塞塔石碑。對羅塞塔石碑和方尖碑的象形文字的比較，催化埃及的書寫系統的解密。同樣，人們希望這些飛船將導致更好的理解彗星和早期太陽系。 在它飛向彗星的途中，飛船已經完成2小行星的飛掠任務。在2007年，罗塞塔号还进行了火星重力助推变轨（飞越）。 罗塞塔号的菲莱登陆器于2014年11月12日在彗星上登陆，就是67P/楚留莫夫－格拉希门克彗星，成为有史以来第一个在彗星上的成功受控登陆的探测器。天体物理学家伊丽莎白·皮尔逊说，虽然菲莱登陆器的未来是不确定的，但是轨道器罗塞塔号是任务的主力，并且它的工作将继续。.
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猎户座大星云
獵戶座大星雲（M42，NGC 1976）是一個位於獵戶座的弥漫星雲，距地球1344 ± 20光年，為最接近我們的一個恒星形成區。它的亮度相當高，在全天僅次於船底座星云，在無光害的地區用肉眼就可觀察。 對於天文愛好者而言，M42是一個相當值得一看的深空天體：只要一枝小望遠鏡或雙筒望遠鏡就可以觀賞了。對於天文學家而言，這個星雲是一個熱門的研究對象，由大型的地基望遠鏡，到哈勃太空望遠鏡（HST）都指向它。獵戶座大星雲還是天文攝影愛好者和天文台的大望遠鏡最主要的拍攝對象之一。 近年天文學家已直接观测到該星雲四合星附近的原行星盤（Protoplanetary disk）、棕矮星、氣體激烈且混亂的運動，和附近大量出現的光子化恒星。M42是研究恆星誕生的觀測、研究目標之一。.
猎户四边形星团
户四边形星团是位于猎户座的M42核心的一个致密的疏散星团。它是由伽利略发现的。在1617年2月4日，他简要绘制了其中三颗恒星（A,C,D），但没注意到周围的星云状物质。Galileo Galilei: Siderius Nuncius, Venice, 1610.
眨眼星雲
NGC 6826，也稱為Caldwell 15，是位於天鵝座的一個行星狀星雲。它的俗稱是"閃爍行星"，但是許多其它的星雲也會表現出像這樣的"閃爍"。當使用小望遠鏡直接觀看時，受到環繞的星雲遮蔽，中央恆星的亮度會被抵消掉。但是，利用外圍的視力 (側視法)，會使觀測者感覺看到它一亮一暗"閃爍"的現象。 這個星雲的一大特色是在兩側都有明亮的瓣，這被稱為快速低電流輻射區 (FLIERs，Fast Low-Ionization Emission Regions)。它們似乎相對都很年輕，並以超音速向外移動。依據Bruce Balick (華盛頓大學) 的說法： "從它們被觀察到的特性，認為它們像是恆星在晚近的過去 (數千年以前) 向外扔出的火花。但是它們的形...
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瑪格麗特·伯比奇
愛蓮娜·瑪格麗特·伯比奇（Eleanor Margaret Burbidge, née Peachey，FRS，），英國出生的美國天文學家，因為她的原創性研究而聞名，並且擔任包含格林尼治天文台台長等多項行政職務。 在她的職業生涯中曾經在倫敦大學天文台、芝加哥大學葉凱士天文台、卡文迪許實驗室、加州理工學院任職。1962年起她開始在聖地牙哥加利福尼亞大學任職，並且在1979年到1988年間是該校天文與太空科學中心首任主任。.
環狀星雲
星雲（M 57，NGC 6720）是位於北半球天琴座的一個行星狀星雲。這種天體是紅巨星在成為白矮星之前的演化過程中的最後階段，將氣體殼驅逐到周圍並電離所形成的天體。.
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生活科技大解密
《生活科技大解密》（How Do They Do It?）是由Wag TV及Rocket Surgery Productions共同製作，在加拿大、英國、美國、澳洲及亞洲的探索頻道以英語播送，拉丁美洲及西班牙則是以西班牙語播送。 節目介紹各种各样生活用品如何被製造及使用和由来。 口號: "Behind the ordinary is the extraordinary.".
甲烷湖
烷湖，是由液态甲烷聚集而形成的湖泊。地球上的人类目前发现的甲烷湖主要分布在于土星的一颗卫星——土卫六（泰坦星，Titan）上，他们是通过他们制作并发射的卡西尼-惠更斯号太空探测器发现和认知这些湖泊的。在此之前，人类通过哈勃太空望远镜和其他太空望远镜发现这颗卫星显示出一些液态甲烷的迹象，但未能有充足的证据。目前人类所发现的最大甲烷湖叫做克拉肯海（Kraken Mare），位于土卫六的北极区域，另外一个较大的甲烷湖被称作「安大略湖」（Ontario Lacus），位于土卫六的南极区附近。现已有很多甲烷湖被人类的科学家们确认并命名。.
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电离氢区
电离氢区（H II區）是發光的氣體和電漿組成的雲氣，有時會有數百光年的直徑，是恆星誕生的場所。從這些氣體中誕生的年輕、炙熱的藍色恆星散發出大量的紫外線，使星雲環繞在周圍的氣體游離。 H II區在數百萬年的歲月中也許可以誕生成千上萬顆的恆星。最後，超新星爆炸和來自星團中質量最大的那些恆星吹出的強烈恆星風，將會吹散掉H II區的氣體，留下來的就是像昴宿星團這樣的星團。 H II區是因為有大量被游離的氫原子而得名的，天文學家同樣的將中性氫的區域稱為HI區，而H2稱為分子氫。在宇宙的遠處的H II區不會被忽略，也能被看見，對其它星系H II區的觀測，在測量距離和化學組成是很重要的研究項目。.
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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。.
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物镜口径
物镜口径，经常被简称为“口径”，指的是望远镜中起主要聚光作用的那片镜片未受遮挡的部分，也就是实际有效的那部分镜片的直径。一般以毫米做单位。对于口径非常大的望远镜也常用米做单位。 对于折射望远镜，物镜口径一般是望远镜前端的凸透镜（或透镜组）的有效通光口径。 对于反射望远镜，物镜口径一般是望远镜镜筒后部的反射镜的有效通光口径。 对于折反射望远镜，物镜口径一般用望远镜前端的改正镜和后部的反射镜的口径共同表示。 物镜口径是衡量望远镜（特别是天文望远镜）性能指标的最重要的参数，它的大小直接决定了望远镜的聚光本领。.
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特殊星系圖集
特殊星系圖集（Atlas of Peculiar Galaxies）是赫頓·阿普編輯的星系圖集，第一版在1966年由加州理工學院出版，目前總共收錄了338個星系。 編輯的主要目的是將在鄰近區域內發現的各種奇形怪狀與結構的星系照片作為分類上的範例。阿普意識到目前還沒有很好的理由來解釋星系為何會形成螺旋星系或橢圓星系，他領悟到以這些特殊的星系作為實驗的對象，或許能夠了解橢圓星系或螺旋星系被扭曲與變形的物理機制與過程。有了這本圖集，天文學家可能就有了特殊星系的樣品可以做更詳盡的研究。這本圖集雖然不能完整的提供附近天空中每一個特殊星系的圖像，但至少提供了一部份可供觀察的現象和例子。 由於在出版之際，對不同形狀星系形成的物理過程所知有限，星系的排列是依照它們的外觀。第1到101個天體明顯的是外型奇特或是有著小伴侶的單一螺旋星系，第102到145個天體是橢圓或類似橢圓的星系。第146到268是有著螺旋星系或橢圓星系的獨立星系或星系集團，第269到327是雙星系。最後，不能明確歸類於上述任何一種類型的列在332到338號。圖集中大多數的天體早就已經有了其他著名的名稱或標示，但仍有少數是以阿普的編號著名的（像是阿普220）。 現在，對導致特殊星系形成的物理過程已經比當年阿普編輯圖集時有了更多的了解，許多這樣的星系，包括M51 (阿普 85)、阿普220和觸鬚星系（NGC 4038/NGC 4039，或阿普244），都是交互作用星系。少數則單純的只是沒有足夠質量的矮星系，沒有足夠的引力場來形成任何一種可以用語言描述的結構，NGC 1569 (阿普 210)就是圖集中矮星系的例子之一。也有少數是電波星系，這些星系有著活躍星系核，會產生強而有力被稱為無線電噴流的拋射物，圖集中收錄的有鄰近電波星系有M87 (阿普152)和半人馬座 A (阿普153)。.
牛津大学王后学院
王后学院（The Queen's College）是牛津大学的一个学院，位于英国牛津。它由罗伯特·Eglesfield创建于1341年，以纪念王后埃诺的菲利帕。该学院的特点是其新古典主义建筑，其中一些建筑是由克里斯多佛·雷恩爵士和尼古拉斯霍克斯莫尔设计。.
發現號太空梭
號太空梭（STS Discovery OV-103）是美國國家航空暨太空總署（NASA）甘迺迪太空中心（KSC）旗下，第三架實際執行太空飛行任務的太空梭。首次飛行是在1984年8月30日，負責進行各種科學研究與作為國際太空站计划的支援。於2011年3月9日执行完STS-133任务后退役。.
百武二號彗星
武二號彗星(C/1996 B2)是一顆非週期性彗星，由日本鹿兒島業餘天文學家百武裕司於1996年1月30日在日本鹿兒島縣發現，是他发现的第二顆彗星。該彗星於1996年3月25日最接近地球（距離地球約135萬公里），該彗星由2月初的10等猛增至3月底的0等。藍綠色彗頭配以3月底時彗尾長達120度，細長的藍色彗尾橫跨北斗七星至半個天空，令不少親眼目睹的天文愛好者著迷，同年5月1日通過近日點。 3月25日，哈伯望遠鏡拍攝到百武彗星彗核物質分裂的樣子，同時地面天文愛好者亦拍攝到此現象。3月26日至28日，美國和德國的天文學家使用伦琴X射线天文卫星（ROSAT）發現彗星的X射線辐射，這是人類首次探測到彗星發射X射線，且其強度也是天文學家始料不及的。百武彗星的X射線是在彗星內部形成還是太陽風與彗星物質的猛烈撞擊還沒有定案。 另外，美國哈佛史密松天文物理中心的天文學家分析次毫米波段的觀測資料，在百武彗星上所觀測到的氫和氘（即重氫）比例計算，推斷地表水份來源，和地球形成過程中，某時期內有眾多彗星隕落地球的假設依據。欧洲南方天文台針對百武彗星上所含元素的分析，氨、烷類以及氫氧化物等有機物所佔的比率不少。 2000年尤利西斯号探测器的研究小組公佈，報道探測器在1996年5月1日穿越百武彗星離子尾的質譜分析；測量到大量C+、O+及不太多的C2+、O2+、N+、OH+、H2O+。 這顆彗星的公轉週期極長，對照上一次回歸的時間約為17000年前，由於受行星引力影響致其軌道改變，因此以後十萬年內回歸的機會很少。 百武裕司發現的第一顆彗星編號為C/1995 Y1（1995年12月25日在鹿兒島縣發現，當時光度10.5等），1996年2月24日過近日點，由於此彗星光度不亮（最亮也只有7.8等），普通小型望遠鏡也難以看到，因此不受天文愛好者注目，而第二顆明顯比第一顆亮得多而更為人熟悉，因此「百武彗星」通常是指第二顆。.
EGS-zs8-1
EGS-zs8-1是在北天的牧夫座方向上發現的一個高紅移的萊曼斷裂星系。在2015年5月，EGS-zs8-1是已知的所有星系中光譜紅移最高的，意味著它是觀測到最遙遠和最古老的星系。但在2015年7月，EGS-zs8-1最遙遠和最古老的地位被EGSY-2008532660超越。.
EGSY8p7
EGSY8p7（全稱EGSY-2008532660）是一個遙遠星系，光譜紅移值z.
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。.
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。.
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韋斯特布魯克星雲
韋斯特布魯克星雲 (CRL 618) 是一個非球形的原行星狀星雲，它是由一顆已經經過紅巨星階段，和已經停止核心核融合的一顆恆星形成的天體。這顆恆星隱藏在星雲的中心，並以超過200Km/S的速度拋出氣體和塵埃。這個星雲以1975年逝世的威廉 E.
螞蟻星雲
螞蟻星雲（正式名稱Menzel 3，簡稱Mz3）是一個位於矩尺座的行星狀星雲，於1997年7月20日被華盛頓大學天文學家布魯斯·貝里克（Bruce Balick）和萊登大學天文學家文森特·艾克（Vincent Icke）在研究哈伯太空望遠鏡的影像時發現的。在1998年6月30日噴射推進實驗室的Raghvendra Sahai和John Trauger再使用哈勃望遠鏡拍攝這個行星狀星雲的特寫。 Mz3被稱為螞蟻星雲是因為它的影象就十分像一隻普通螞蟻的頭部和胸部。.
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螺旋星雲
螺旋星雲（也稱為NGC 7293）是一個位於寶瓶座的行星狀星雲，距地球約700光年。它是最接近地球的行星狀星雲之一，於1824年被卡爾·路德維希·哈丁發現。.
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聚星
聚星需要由三顆或更多恆星在地球的角度上顯得非常接近對方。這種接近可能只是表面上看來接近，這時聚星便是視覺上的；又或者它們實際上地接近並以引力吸引著對方，這時聚星便是物理上的。, A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (July 1997), pp.
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聯合王國施密特望遠鏡
聯合王國施密特望遠鏡 (UKST) 是由澳洲天文台 (原來的英澳天文台)操作的1.2米望遠鏡，與位於賽丁泉天文台的3.9米英澳望遠鏡毗鄰。UKST是依據歐士欽施密特望遠鏡的設計製造的一架施密特攝星儀。它是一架用於巡天的望遠鏡，視野為6度乘6度。從1973年服役以來，一直是南天光學巡天調查的主要資料來源。原始的巡天乾板經由太空望遠鏡科學研究所掃描已經數位化，並作為哈伯太空望遠鏡的導引星圖和數位巡天星圖。 雖然UKST原本是用於拍攝天空的照片，但它現在幾乎完全用於6度視場 (6dF) 多目標光譜的儀器。6dF使用機器人為150條在UKST焦平面上的光纖定位，然後將光線引導至在關測室樓地板下的攝譜儀。6dF星系巡天 (6dFGS)，最近剛完成12萬個星系的紅移巡天，而這些星系都是經由紅外線篩選過的；現在UKST將進行徑向速度實驗 (RAVE)，測量銀河系內多達100萬顆恆星的徑向速度和金屬量。.
聯星
聯星是兩顆恆星組成，在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統，尤其是在距離遙遠時，肉眼看見的經常是單一的點光源，要過其它的觀測方法，才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示，一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星（double star）通常被視為聯星的同義詞；然而，雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星，只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置，在視線上幾乎是相同的位置。然而，它們的"雙重性"只取決於這光學效應；恆星本身之間的距離是遙遠的，沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異，可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測，來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要，因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量，而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係（mass-luminosity relationship，MLR）估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的，在這種情況下，它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期，因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術，例如光譜學（聯星光譜）或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上，它與伴星會發生互相食與凌的現象；這樣的一對聯星會被稱為食聯星，或因為它們是經由光度變化被檢測出來的，而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近，將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下，這些接近的聯星系統可以交換質量，可能會帶來它們在恆星演化時，單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1（這是眾所皆知的黑洞）。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星，和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
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荷默·希坎姆
小荷默·哈德利·希坎姆（Homer Hadley Hickam, Jr.，），是美國NASA的宇航技術師和作家。其著有一本世界聞名的自傳體小說《火箭男孩：一個回憶錄》，並依據此書拍成電影《十月的天空》。.
萊曼·史匹哲
小萊曼·史莊·史匹哲（Lyman Strong Spitzer, Jr.，），美國理論物理學家、天文學家。他是太空望遠鏡概念的提出者，NASA以他的名字命名史匹哲太空望遠鏡；他也是電漿體物理學和恆星形成的專家；是仿星器（Stellarator）装置的發明人。.
面紗星雲
面紗星雲是在天鵝座的一團由高溫與電離的氣體和塵埃組成的雲，它構成了天鵝圈（電波源W 78，或Sharpless 103）的可見部分，一個巨大但相對暗淡的超新星殘骸。來源的超新星爆炸大約發生在5,000至8,000年前，從爆炸迄今殘餘的物質大約涵蓋了直徑約3度的範圍（大約6倍的月球視直徑，或36個滿月的範圍）。這個星雲的確實距離仍不清楚，但是 FUSE的測量證實距離大約是1,470光年。 哈伯太空望遠鏡拍攝了數個這個星雲的影像，分析來自星雲的發射，顯示存在著氧、硫、和氫；在X射線的天空它也是最大和最亮的一個特徵。.
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蝴蝶星雲
考斯基2-9，縮寫為M2-9（也稱為閔考斯基的蝴蝶、蝶翼星雲或就是蝴蝶星雲和雙噴流星雲），是魯道夫·閔考斯基在1947年發現的一個行星狀星雲。它位於蛇夫座，與地球的距離為2,100光年。這個雙極星雲特有的雙瓣是由中心恆星發出的物質構成的。因為瓣的形狀相信是由極性的噴流造成的，因此天文學家曾經謔稱這個星雲為雙噴流星雲，但它的形狀更像是蝴蝶的翅膀。哈伯太空望遠鏡在1990年代曾拍攝這個星雲的影像。 M2-9呈現在星雲中心的一個聯星系統壯觀的“最後喘息” 。聯星系統的主要成員是一顆已經走到生命週期盡頭的主序星，外層的氣體已經噴發成為紅巨星，並且炙熱的核心即將發展成為白矮星；相信在它生命的早期是一顆類似太陽恆星。另一顆恆星，聯星中質量較小的一顆，以非常靠近的軌道繞行，極可能已籠罩在對方擴散開來的恆星大氣層內，經由彼此的交互作用創造了這個星雲。天文學家的理論指出，一顆恆星的引力場可以從另一顆恆星的表面牽引出氣體，並拋擲到太空中擴散形成薄而稠密的盤面。這樣的盤面成功的推算出氣體排出形成像M2-9的外觀。 這個星雲因為高速的恆星風吹進了盤面，而戲劇性的快速膨脹，影響之下產生了巨大的垂直於盤面的細緻沙漏型翼，這些翼的投影呈現出蝴蝶翅膀的形象。估計最外層的年齡已經有1,200年之久。.
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蝌蚪星系
蝌蚪星系是一個被瓦解的棒旋星系，位於北天的天龍座 ，距離地球4億光年。他最戲劇化的特徵是綿延28萬光年，長且巨大的藍色星團。 他被假設是被一個緻密的入侵者橫越過蝌蚪星系的前端—以透視法從地球觀測是由左至右—並且被它們共同的引力拋擲在蝌蚪的後方。在彼此遭遇的期間，潮汐力使得螺旋星系的恆星、氣體、和塵埃灑落出來形成明顯的尾巴。入侵的星系本身，估計躺在蝌蚪的後方30萬光年處，可以透過前方的旋臂在左上分看見。就如同地球上同名的蝌蚪一樣，蝌蚪星系在老年之後可能將失去他的尾巴，尾部的恆星集團會成為這大螺旋星系的衛星。.
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蝘蜓座110913-773444
堰蜓座110913-773444（通常簡單表示為堰蜓座110913）是一個看似有原行星盤環繞的天體，它甚至比之前所知最小的棕矮星OTS 44還要小。科學家對這個天體的分類還沒有取得共識，是一顆次棕矮星（與行星）還是一顆流浪行星（與衛星）。 堰蜓座110913-773444是（Kevin Luhman）和賓夕凡尼亞大學的其他夥伴使用史匹哲太空望遠鏡、哈伯太空望遠鏡和兩架位於智利的望遠鏡共同發現的。.
類地行星發現者
類地行星發現者，或翻譯為類地行星搜尋者（Terrestrial Planet Finder，TPF），是一個由NASA提出的太空探測計畫。該計畫預計建立一個太空望遠鏡系統以搜尋太陽系外行星中的類地行星。該計畫被推遲數次，最後遭到取消。該計畫預計使用兩組太空望遠鏡系統，分別是數個小望遠鏡組成的 TPF-I 和另一個使用單一大望遠鏡的 TPF-C。.
顯微鏡座AU
顯微鏡座AU (AU Mic)是一顆紅矮星，距離地球10秒差距(32光年)遠 – 大約是與太陽最近恆星距離的8倍。顯微鏡座AU是一顆年輕的恆星，只有1,200萬歲，不到太陽年齡的1%，質量祇有太陽的一半，光度則只有十分之一。它是位於顯微鏡座的一顆變星，所以這顆恆星是依據變星命名規則命名的。顯微鏡 AU是繪架座β移動星群的成員之一，它也可能受到顯微鏡座AT的約束，而是一對聯星 。如同繪架座β一樣，顯微鏡座AU有一個已知是岩屑盤的星周盤。.
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。.
風車星系
車星系（也稱為M101或NGC 5457）是正面朝向地球的螺旋星系，位於大熊座，距離地球大約2,100萬光年（600萬秒差距）。 風車星系由皮埃爾·梅香在1781年3月27日發現，隨後他將此一發現轉達給梅西爾，梅西爾在核對了位置之後將之登錄於梅西爾目錄中，並作為最后一个記錄。 在2006年2月28日NASA和ESA發放一張風車星系非常詳細的照片，在當時，那張照片是哈伯太空望遠鏡所拍最大和最詳細的星系照片。這張照片是經由51次獨立的曝光，再加上一些在地面上拍攝的照片合成的。.
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颖神星
星（9 Metis，亦稱9號小行星，符號：）是小行星帶較大的小行星之一，由矽酸鹽、鎳和鐵組成，並且有可能是古代一顆巨大的小行星撞擊后的核心殘留物。.
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风暴
暴（Storm）指影響環境或天體表面的任何大氣擾動，通常會帶來。風暴可能伴隨著強風（例如熱帶氣旋）；雷電（例如雷暴）；強降水（例如雪暴）或隨風在大氣中移動的物質（例如沙塵暴）等。風暴所導致的暴潮、洪水、積雪、閃電、野火和垂直風切時常造成生命和財產損失。然而，一個顯著、持續的降雨的系統有助於減輕地區的干旱。 對陸地風暴的嚴格氣象定義是蒲福氏風級中10級以上的風，意味著風速為24.5米/秒（89公里/小時）以上的「暴風」，不過一般的用法不受這個定義限制。.
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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。.
飛馬座V342
HR 8799是一顆位於飛馬座，距離地球129光年（39秒差距）的年輕（～6,000萬年）主序星，質量大約是太陽的1.5倍，光度約為4.9倍。這個系統包含了部份的岩屑盤和至少3顆大質量行星（與北落師門 b相同，是第一批軌道以直接影像被證實的系外行星）。HR 8799是耶魯亮星星表所使用的標識與編號。這顆星是劍魚γ型變星：它的光度改變是表面非徑向上的脈動造成的；這顆星也是牧夫座λ型星，這意味著它的表層是被耗盡鐵峰頂元素，這也許可以歸咎於金屬的吸積缺乏拱星氣體（星周氣體）。它是唯一已知同時是劍魚座γ型變星、牧夫座λ型星和類織女星（因為拱星盤而造成紅外線過量）的恆星。.
飛馬座V342b
飛馬座V342b，或稱為HR 8799 b，是一顆距離地球約129光年的系外行星，位於飛馬座。它的母恆星是一顆視星等6等的牧夫座λ型星飛馬座V342。.
西佛六重星系
西佛六重星系是個距離1.9億光年遠的星系集團 ，位置在巨蛇座的頭部。這個集團看起來有六個星系，但是其中一個是背景的星系，而另一個"星系"實際上只是其中一個星系分離了的一部分。引力的相互作用在這些星系之間應該已經進行了數億年的時間。最後，這些星系將合併成為一個橢圓星系。.
馬亞爾的天體
亞爾的天體 (也分類在特殊星系圖集中稱為阿普148)是在大熊座內與地球相距5億光年的兩個星系碰撞的結果。他是在1940年3月13日被尼古拉斯·馬亞爾使用立克天文台的克勞斯利反射鏡發現的。當它初次被發現時，馬亞爾的天體被描述為一個特殊的星雲，形狀像一個問號。最原始的理論認為是一個星系與星系際物質發生交互作用，現在認為原本是兩個星系，因為碰撞而形成一個包含環狀星系和一段尾巴組合成的新天體。它被認為原始的兩個星系之間的碰撞，產生的衝激波創造出被拋射出來的物質，然後形成了環狀。.
馬頭星雲
頭星雲位於獵戶座，也稱為巴納德33（Barnard 33），在發射星雲IC 434之內，是一個暗星雲。這個星雲就在獵戶腰帶最東邊的参宿一南方，並且是非常巨大的獵戶座分子雲團的一部分。馬頭星雲距離地球大約1,500光年，是最容易識別的星雲之一，因為從地球看過去，黑暗的塵埃和旋轉的氣體構成的形狀有如馬頭。這個星雲的形狀在1888年第一次被注意到，哈佛大學天文台的威廉敏娜·弗萊明在拍攝的B2312號乾版中發現了這個暗星雲。.
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角直徑
角直徑是以角度做測量單位時，從一個特定的位置上觀察一個物體所得到的「視直徑」。視直徑只是被觀測的物體在垂直觀測者視線方向中心的平面上產生的透視投影的直徑。由於它是在觀測者的角度下按比例的縮影，因此與物體真實的直徑會有所不同。但對一個在遙遠距離上的盤狀天體，視直徑和實直徑是相同的。.
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视星等
视星等（apparent magnitude，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。 因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。 由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。 如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。 另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。 星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。.
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马菲1
菲1是位於仙后座的一個巨大橢圓星系。一度被認為是本星系群的成員，但目前已知它屬於自己的群組：馬菲星系群（IC 342/馬菲群）。它是以發現者保羅·馬菲命名的星系，在1967年經由紅外線的輻射發現了這個星系，同時也發現了馬菲2。 馬菲1是個核心稍扁平的橢圓星系。它有一個四四方方形狀的核心，主要是老年的富金屬星。它有個藍色的小核心，有恆星在那裏繼續的生成。像所有巨大的橢圓星系，它擁有值得注意的大量球狀星團。估計馬菲1與銀河的距離在3〜4百萬秒差距，可能是距離我們最近的巨大橢圓星系。 馬菲1位於被銀河系的恆星和塵埃嚴重遮蔽的隱帶。如果沒有被遮蔽，它將是天空中最大（約滿月的四分之三大小）且最亮的星系之一。人們可以在非常黑暗的天空下使用30〜35釐米或更大的望遠鏡看見馬菲1。.
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詹姆斯·克里斯蒂
詹姆斯·沃爾特·克里斯蒂（James Walter Christy，），美國天文學家.
詹姆斯·韦伯太空望远镜
詹姆斯·韦伯空间望远镜（James Webb Space Telescope, JWST）是计划中的紅外線太空望遠鏡，原计划耗费5亿美元并于2007年发射升空。但由于各种原因，导致项目严重超支，发射時間数次推迟，最新预估总耗费高达96.6亿美元，发射时间改为2021年3月30日。它是歐洲太空總署和美国宇航局的共用计划。这是哈勃太空望远镜和史匹哲太空望遠鏡的后继计划。它拥有一个直径6.5公尺(21 英尺)，分割成18面鏡片的主鏡，放置于太陽─地球的第二拉格朗日點。不像哈勃空间望远镜那样围绕地球上空旋轉，詹姆斯·韋伯太空望遠鏡飘荡在地球背向太陽的後面150萬公里的太空。一个大型遮阳板将保持它的镜片和四个科学仪器低于。 此项目曾经称为“新一代太空望远镜”（Next Generation Space Telescope），2002年以美国宇航局第二任局长詹姆斯·韦伯的名字命名。1961年至1968年詹姆斯·韦伯担任局长期间曾领导阿波罗计划等一系列美国重要的太空探测项目。 望远镜的地面控制和协调机构是位于约翰霍普金斯大学的太空望远镜研究所（STScI）。.
高速光度計
速光度計是安裝在哈伯太空望遠鏡的科學儀器之一，他被設計得能夠快速的測量天體的光度變化和偏極性。他可以在紫外線、可見光和近紅外線的波段上，每10微秒測量一次光度。新穎的設計使他能透過各種濾鏡和孔徑去觀察，卻沒有任何運動的機件。 高速光度計是隨著哈伯太空望遠鏡一起升空的儀器之一，但因為主鏡的光學問題而未能成功的使用。在1993年12月，第一次的哈伯維護任務中，就被為矯正其他儀器光學問題的太空望遠鏡光軸補償校正光學（COSTAR）替換掉。.
象鼻管
象鼻管是在大質量的O型和B型恆星所創建，還在逐漸擴大的H II區邊緣發現的。這些恆星通過強烈的紫外線輻射，推擠在附近太空中的星際物質而形成。象鼻管看起來像是大柱子或成列的氣體和塵埃，但是有各種不同的形狀、長度和顏色。天文學家使用2D和3D類比的影像來研究這些象鼻管，試著理解這種現象是如何發生，以及獨特的形成過程。 最著名的象鼻管是哈伯太空望遠鏡拍攝到在鷹星雲中的創生之柱。.
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費米輝光
費米輝光是顆粒發出的強烈紫外線"".
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貓眼星雲
貓眼星雲（Cat's Eye Nebula，NGC 6543，科德韋爾6）是位於天龍座的一个行星狀星雲。它是已知的星雲中結構最複雜的之一，哈勃太空望遠鏡的高解析度觀測圖像揭示出其中獨特的扭結、噴柱、氣泡以及纖維狀的弧形結構。它的中心是一顆明亮、熾熱的恆星，約1000年前這顆恆星失去了它的外層結構，從而產生了貓眼星雲。 貓眼星雲於1786年2月15日由威廉·赫歇爾首先發現。1864年，英國業餘天文學家威廉·赫金斯對貓眼星雲作了光譜分析，使之成為首個通過光譜分析技術進行研究的行星狀星雲。赫金斯的研究結果首次表明行星狀星雲由高溫氣體而非恆星組成。目前，貓眼星雲已被人們在從遠紅外到X 射線的整個電磁波段進行過觀測。 現代研究引出了數個關於貓眼星雲的謎團。它的複雜結構有可能部分地是由一對中心聯星拋射的物質造成的，但迄今尚未有直接證據表明其中心恆星擁有伴星。此外，通過兩種方法測量的化學物質豐度的結果出現重大差異，其原因目前仍不能肯定。哈勃望遠鏡的觀測揭示出在「貓眼」的周圍有幾個由中心恆星在遠古時代拋射出的球形外殼構成的昏暗的光環，這些拋射的確切機制現在尚不明確。.
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質量層化
質量層化是天文學中被引力束縛系統中的一種動力學過程，例如星團或星系團，傾向於大質量的天體移動到中心，而較輕的天體分布在外層。.
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超短周期行星
超短周期行星是一类轨道周期短于1地球日的系外行星，其母星的质量一般小于0.88个太阳质量。Sahu, K.C. et al.
超级地球
超级地球是指一种绕行恒星公转，因质量约为地球的二點五到十倍，被归类在温度较热且较无冰层覆盖的类海王星与体积大小近似地球之行星中间的星体。 自从2005年格利泽876d被尤金尼亞·里維拉（Eugenio Rivera）所率领的团队发现之后，相继有数颗超级地球被世人发现。地球做为太阳系中最大的类地行星，其所身处的太阳系并不包含这一类能被当作范例的行星，举凡那些体积大过地球的行星，质量至少都在其十倍以上。.
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鸟神星
鸟神星（Makemake/Maha-Maha，发音为： 或 ），正式名称为 (136472) Makemake，是太陽系內已知的第三大矮行星，亦是傳統古柏帶天體中最大的兩顆之一。鸟神星的直徑大約是冥王星的四分之三。鳥神星有一颗衛星。鸟神星的平均溫度極低（約30 K（−243.2 °C）），这意味着它的表面覆蓋着甲烷与乙烷，并可能还存在固态氮。 最初被稱為的鸟神星（後来被编号为136472），是由迈克尔·E·布朗領導的团队在2005年3月31日發现的；2005年7月29日，他们公佈了该次發現。2008年6月11日，國際天文聯合會將鳥神星列入類冥矮行星的候選者名單內。類冥矮行星是海王星轨道外的矮行星的专属分類，當時只有冥王星和鬩神星屬於這個分類。2008年7月，鳥神星正式被列为類冥矮行星。.
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鹰星云
鷹星雲，（M16，NGC 6611，也稱為星之皇后星雲），是瑞士的天文學家夏西亞科斯在1745-1746年間在巨蛇座尾端發現的一個年輕疏散星團；法國天文學家梅西耶發現星團周圍的星雲，形狀如一隻展翅的老鷹，編入其目錄中成為編號第16的梅西耶天体。它包含幾個活躍的恆星形成區、氣體和塵埃區，包括由哈伯太空望遠鏡拍攝，著名的「創生之柱」。.
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麒麟座
麒麟座又名獨角獸座（希臘: Μονόκερως）是在天球赤道上的一個黯淡星座，它的名字在希臘的意思是獨角獸。它是由17世紀的荷蘭的製圖員普朗修斯（Plancius）所創建的星座。與它接壤的星座在西邊是獵戶座，北邊是雙子座，南方是大犬座和水蛇座的東面。與它接壤的星座還有小犬座、天兔座和船尾座。.
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麒麟座V838
麒麟座V838（V838 Monocerotis、V838 Mon）是位在麒麟座的一顆紅色變星，距離太陽約20,000光年（6 kpc）；它可能是已知最大的恆星之一，該恆星在2002年經歷了一次爆發事件並被觀測到。一開始相信這是一次新星爆發，但在之後發現並非如此。爆發的原因至今不明，但有數個理論已經提出，其中包含恆星死亡的過程、聯星合併或吞噬行星。.
軌道天文台
軌道天文台（OAO）是美國國家航空暨太空總署在1966年至1972年間，共發射四顆衛星的一系列太空觀測計畫，提供了許多天體的第一批紫外線觀測的優質資料。其中有兩次軌道天文台是失敗的，而成功的其他兩次則在天文學的領域內為太空觀測的優點提供了良好的認識，並鼓舞了後續的哈勃太空望遠鏡。.
轩辕增十九
巨蟹座55（55 Cancri），中文名轩辕增十九或轩辕增廿，是一對位於巨蟹座的雙星系統，距離地球約41光年。巨蟹座55的兩顆恆分別是巨蟹座55A和巨蟹座55B，其中巨蟹座55A是一顆與太陽差不多的黃矮星，而巨蟹座55B是一顆紅矮星，這顆恆星的距離比地球和太陽之間的距離大上1000倍，但以恆星的尺度來，他們兩個恆星可說是幾乎靠在一起。迄2008年，已發現5個環繞著巨蟹座55A的太陽系外行星，其中4個是性質跟木星類似的氣態巨行星，其中最靠近母恆星的大小就和海王星差不多，另外還有1顆是由岩石構成的岩石行星。也因為這樣，讓巨蟹座55成了目前發現最多太陽系外行星的雙星系統，而且由美國國家航空暨太空總署規劃的類地行星發現者也把巨蟹座55A列為第63個關注的恆星（共有100個）。.
载人航天
載人航太是指由太空人执行的太空探索，可以由单人或多人执行，惟均需使用载人航天器进行。目前为止只有俄罗斯（包括前苏联）、美国、中国等3國有能力完成载人航天，但美国所有的航天飞机已于2011年退役，所以目前只有中俄两国拥有各自的载人航天项目。 历史上首次载人航天任务是1961年4月12日苏联发射的东方1号，苏联宇航员尤里·加加林在环绕地球轨道一周后安全返回地球。5月5日，謝潑德執行自由7號時成為了第一個進入太空的美國宇航員，也是人類歷史上第二個，航天器在太空停留了15分鐘。1963年6月16日，苏联宇航员瓦莲京娜·捷列什科娃执行东方6号任务时成为了第一名进入太空的女性。中國則是第三個嘗試追趕美蘇的國家，但載人計劃在1973年中途取消了，直到三十年後的2003年，中國的神舟五號宇航员杨利伟，成功围绕地球十四圈，使中國終於成為第三個成功進行载人航天的國家。目前除俄美中三国外，还有欧洲空间局、日本、印度、伊朗、马来西亚等国家和机构也在计划实施载人航天。 1966年，美国的双子星11号创造了最高地球轨道记录，飞行高度达1374公里。发射和修理哈勃太空望远镜的两次航天飞机任务也曾达到600公里左右的飞行高度。迄今为止，载人航天飞行目标在地球轨道之外的任务只限于月球，尽管月球本身也是地球的卫星。第一次去月球的载人任务阿波罗8号中，三位宇航员曾进入月球轨道。阿波罗10号第二次环绕了月球，在月球轨道进行了登月航天器的测试。阿波罗11号至17号中除了13号的六次任务都成功登月，每次都有两名宇航员踏上了月球。于是有十二名宇航员在执行阿波罗计划任务时完成了登月的壮举，并全部安全返回。 某些情况下，人类以外的動物也曾乘坐航天器，也曾有过多次没能返回地球的情况。狗是第一批进入太空的大型哺乳动物。 隨著航太技術從學術及公用領域走入民間，載人航太也開始邁向，並使包括太空旅遊在內的成為現實。.
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迈克尔·格恩哈特
迈克尔·兰登·格恩哈特（Michael Landon Gernhardt，）是一位NASA宇航员。他还担任林顿·约翰逊太空中心环境生理学实验室经理和PRP项目首席研究员。.
近紅外線照相機和多目標分光儀
近紅外線照相機和多目標分光儀（NICMOS, Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer）是在1997至1999年和2002年迄今，仍在哈伯太空望遠鏡（HST）上使用於紅外線天文學的科學儀器。 NICMOS是由亞利桑那大學史都華天文台的NICMOS設計小組規劃和設計的儀器，由貝爾航太集團製造的影像和光譜儀，讓HST能觀察波長從0.8至2.4微米的紅外線，以獲得影像和無狹縫光譜。NICMOS擁有三個近紅外線的頻道來獲得高解析（～0.1弧秒）、日冕儀和偏振光的影像，和視野為11、19、和52弧秒平方的無狹縫光譜，每個光學頻道的都有襯以天藍色基底的256 X 256像素紅外線檢測器，以四個獨立的四分之一大小的 128 X128 像素輸出。 NICMOS是在1997年第二次維修任務時與太空望遠鏡影像攝譜儀（STIS）一起安裝的儀器，用來取代兩架早期的儀器。 當量測紅外線時，儀器本身必須冷卻並保持低溫，以避免儀器自身的熱發射出紅外線，NICMOS有一個裝填著固態氮的冰塊，以維持低溫的杜瓦瓶，使探測器冷卻至大約61K，光學濾光器維持約105K。在1997年安裝時杜瓦瓶內有104公斤（230磅）的固態氮，但是在1997年3月4日一次熱量短時間的上升，仍在儀器保固時間之內，使杜瓦瓶儲存的氮氣在預期的1999年1月之前就被耗盡。在2002年3B的維護任務中，哈伯重新安裝了以氖氣循環的冷卻系統，使NICMOS得以繼續工作，且迄今仍在運轉中。.
霍格的天體
霍格天體是著名的環星系，是非典型的星系。 它的外觀不僅令業餘天文學家感到興趣，不平凡的結構連專業天文學家也為之著迷。這個星系是在1950年由天文學家亞瑟·艾倫·霍格發現的，他認為這個擁有80億恆星的天體若不是行星狀星雲，就是一個特殊星系 。.
錐狀星雲
錐狀星雲（所知的NGC 2264的一部分) 是在麒麟座內的一處電離氫區，它是威廉·赫歇爾在1785年12月26日發現的，當時的編號是H V.27。這個星雲距離地球2,600光年，大約是800秒差距。 錐狀星雲是圍攏著朦朧的聖誕樹星團的一部分，它在星雲和星團新總表內的編號是NGC 2264，但不是其中的某一個，而是這兩個一起，還有其它的天體。 擴散的錐狀星雲明顯的是因為它的形狀而得名的，位於NGC 2264的南端，在它的北市是總亮度3.9等的聖誕樹星團。它位於麒麟座的北部，正好就在南河三到參宿四聯線中點的北方。.
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范艾伦辐射带
范艾伦辐射带是在地球附近的近层宇宙空间中包围着地球的大量帶電粒子聚集而成的輪胎狀辐射层，由美国物理学家詹姆斯·范·艾伦发现并以他的名字命名。范艾倫帶粒子的主要來源是被地球磁場俘獲的太陽風粒子，這些帶電粒子在范艾倫帶兩轉折點間來回運動。當太陽發生磁暴時，地球磁層受擾動變形，而侷限在范艾倫帶的高能帶電粒子大量洩出，並隨磁力線於地球的極區進入大氣層，激發空氣分子產生美麗的極光。范艾伦辐射带一般情况下分为内外兩層，海拔高度处在约500至58000公里之间，内外层之间存在范艾伦带缝，缝中辐射很少，偶尔会因为太阳风暴等突发情况临时被破坏分离导致多层产生。.
蜘蛛星云
NGC 2070 是位于剑鱼座大麦哲伦星系中的一個弥漫星云，亦稱蜘蛛星雲（Tarantula Nebula）或剑鱼座30（30 Doradus）。蜘蛛星云一开始被人们认为是一颗恒星，直到1751年法国天文学家尼可拉·路易·拉卡伊才发现它其实是一个星云。.
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郭新
郭新教授（Professor Sun Kwok），著名華裔天文學家，香港大學地球科學系講座教授、香港大學太空研究實驗室主任，主要研究行星狀星雲。.
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背景 (天文)
背景，在天文學中通常是指來自看起來空無一物的夜晚天空部分中的光線。 即使沒有可見的天體存在於給定的天空部分中，但那裏總是會有一些低亮度的光存在著，它們大多數是來自地球大氣層的漫射光（漫射光來自附近的光源和人造的地球光源，像是城市的燈光）。在可見光的波段，每平方角秒的亮度相當於視星等的22等：非常低的亮度，但不管怎樣，都在這一代望遠鏡的極限星等範圍內。哈伯太空望遠鏡一樣不能倖免於這個問題的影響。 在紅外線天文學，這個問題更為嚴重：由於包含較長的波長，天空和望遠鏡本身就是光源。解決這個問題的變通辦法是，紅外線望遠鏡通常使用一種稱為chopping的技術，鏡子在感興趣的天體和附近空的天空之間迅速的擺動。將這兩個影像互減，希望只有留下來自光源的影像。 夜空的亮度有幾個貢獻的來源，其中有些來自儀器，通常都是來自地基的儀器，或是大氣層中原本就存在的（像是氣輝）。即使我們能將儀器和大氣層中元件（像是使用中的航太機具）的效應降至最低，仍有幾個天體會為背景做出貢獻：這些可能是像小行星這種點光源、銀河系的恆星、距離遙遠的星系，以及瀰漫性的來源，如太陽系、銀河系和星系空間中的塵埃。 實際的波長和的重要性取決於測量儀器的特性。主要的測量的波長取決於特定的元件的實際重要性。由天文物理元件造成的背景所引起測量上的不確定性（或噪音）稱為致淆噪聲。 在天文學的CCD技術，背景 通常就是指在沒有光源的情況下，CCD感應器的整體光學系統對入射光的噪音。這些背景可以源自CCD的電子雜訊，來自附近沒有很好遮罩的望遠鏡，或其它的不一而足。對天空中完全空無一物之處的曝光也是背景之一，是系統的背景水平加上天空的總和。 背景系統通常是使用CCD做天文觀測最先接觸到的：在實際的觀測中要先將背景系統從觀測天體的光中扣除掉，在理論上只有來自被觀測天體的光會被導入。 Category:觀測天文學.
郑春顺
鄭春順（Trịnh Xuân Thuận，，出生于越南河内），美籍越裔著名天体物理学家、科普作家，主要以法语写作。承认儒释道是自己的文化载体，是虔诚的佛教徒。.
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航天
航天指与研究和探索外层空间有关的领域，航天器在太空的航行活动。科学界一般把太阳系内的航行活动称为“航天”，而把太阳系外的航行活动称为“航宇”。 按航天器探索、开发和利用的对象划分，航天包括环绕地球的运行、飞往月球的航行、飞往行星及其卫星的航行、星际航行（行星际航行、恒星际航行）。按航天器与探索、开发和利用对象的关系或位置划分，航天飞行方式包括飞越（从天体近旁飞过）、绕飞（环绕天体飞行）、着陆（降落在天体上面）、返回（脱离天体、重返地球）。 执行军事任务（具有军事目的）的航天活动，称为军用航天；执行科学研究、经济开发、工业生产等民用任务（具有非军事目的）的航天活动，称为民用航天；执行商业合同任务（以营利为目的）的航天活动，成为商业航天。有人驾驶航天器的航天活动，称为载人航天；没有人驾驶航天器的航天活动，称为不载人航天。 航天的主要目的是太空探索，其商业用途主要是卫星通讯，也有近来兴起的太空旅游。其他非商用的用途包括星空观测，间谍卫星和地球观测。.
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船尾座RS
船尾座RS（RS Puppis或RS Pup），是一顆位於船尾座的造父變星。.
船底座星雲
船底座星雲（也稱為船底座大星雲、船底座η星雲、或NGC 3372）是一個包圍著數個疏散星團恆星的明亮大星雲。海山二（船底座η）和HD 93129A，這兩顆我們銀河系內質量最大和最明亮的恆星，都屬於這個星雲。這個星雲位於船底座，與地球的距離估計在6,500至10,000光年，星雲內包含數顆O-型恆星。 這個星雲是我們的天空中最大的瀰漫星雲之一，它比最著名的獵戶座星雲大四倍且更為明亮，但因為它位於南半球，因此沒有那麼的為人所知。它是Abbé Lacaille於1751-52年間在好望角發現的。 這個明亮的大星雲有一個非常小的特徵，緊密的包圍著海山二本身，這個小星雲稱為侏儒星雲（源自拉丁文的Little Man）。據信這是在1841年的一次爆發中形成來的，並且使這顆星在當時暫時成為全天第二亮星。.
阿列克謝·菲利潘科
阿列克謝·弗拉基米爾·菲利潘科（Alexei Vladimir Filippenko，）是一位美國天体物理学家和加州大學柏克萊分校天文學教授，因研究Ia超新星而聞名。.
阿貝爾 2744
阿貝爾 2744，暱稱為潘朵拉星系團，是一個巨大的星系團，在跨距30億光年的空間外，至少同時有4個較小、各自獨立的星系團存在其間，但這些星系的質量可能低於系統總質量的5%，高熱的氣體 (大約20%) 只在X光的波段中閃耀著，超過75%的星系團質量是暗物質。 File:Heic1401a-Abell2744-20140107.jpg|由哈伯邊疆場拍摄的阿贝尔2744（2014年1月7日）。 File:14-283-Abell2744-DistantGalaxies-20141016.jpg|通过阿贝尔2744引力透镜效应发现的绝远星系群。 (2014年10月6日).
阿里斯塔克斯陨石坑
阿里斯塔克斯陨石坑（Aristarchus）是位于月球正面西北部一座突出的撞击坑，约形成于哥白尼纪，其名称取自古希腊天文学家"萨摩斯岛的阿里斯塔克斯"(公元前310年-公元前230年)，1935年该名称被国际天文学联合会正式接受。 该陨坑比科罗拉多大峡谷还要大，就位于阿里斯塔克斯高原东南边缘，一块包含了大量如蜿蜒月溪等火山活动构造的隆起区，该一带也是曾大量报道发生过月球瞬变现象的地方，而且月球探勘者探测器曾检测到近期有过氡气排散的迹象。.
阿普273
A 阿普273是一對正在進行重力交互作用中的星系，位于仙女座，离地球有3億光年，该星云在1966年由赫頓·阿普发现并第一次描绘在特殊星系图集内。 其中星系UGC 1810在比其他更小的螺旋星系当中，大概有超过5倍的大小那么大。该星系由于受到鄰近星系UGC 1813的万有引力作用关系，所以有一个像潮水似的扭曲至一个玫瑰花似的圆盘。更小的星系在它的中心内，明显地显现出活躍的星球形成。而且实际上，比它更小的星系可以穿越比它更大的星系。.
阋神星
鬩神星（小行星序號：136199 Eris）是現已知太陽系中第二大的矮行星，在所有直接圍繞太陽運行的天體中質量排名第九。它估測直徑約為公里 ，比冥王星重約27%（但冥王星的體積更大一些），質量約為地球質量的0.27%。它由米高·布朗、乍德·特魯希略和大衛·拉比諾維茨在2005年1月5日，從一堆於2003年10月21日拍攝的相片中發現，並在2005年7月29日與2003 EL61一起公佈，當時它的暫時編號為2003 UB313，名字暫稱為齊娜（Xena，美国电视剧《战士公主西娜》的女主角）。 鬩神星於2005年7月位於距離太陽97個天文單位遠的位置，而它的軌道極為傾斜，公轉周期為557年。它被分類為黃道離散天體（偏離地球軌道平面的星體）。在2006年8月之「第26屆國際天文學大會」上，把2003 UB313劃入矮行星之列，賦與小行星編號136199號，並以希臘神話中的鬩神厄里斯（Ἒρις）命名。 因为阋神星看起来比冥王星要大，所以一开始它的发现者和NASA 把其称之为太阳系的第十大行星。但隨著其他类似大小天体的陸續發現，符合行星定義的太陽系天體數量驟增，促使国际天文联合会第一次重新进行行星定义。根据2006年8月24日的IAU的行星定义 ，阋神星是一个同冥王星、谷神星、妊神星、鸟神星一样的矮行星。 2010年11月6日，对阋神星掩星的初步结果显示，其直径约2326公里，誤差±12公里，只和冥王星相当 。从标准差来估计，现在还很难确定阋神星和冥王星哪个更大。估计两者固体直径大约在2330公里。.
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赫頓·阿普
赫頓·克里斯蒂安·「奇普」·阿普（Halton Christian "Chip" Arp，），美國天文學家，以製作出版於1966年的《特殊星系圖集》而聞名，後來知道該圖集內收錄的大多數星系是正進行交互作用與合併中的星系。阿普也因為是大爆炸理論的批評者而為人所知。並且他致力於提倡的内禀红移。.
赫比格-哈羅天體
赫比格-哈羅天體（Herbig-Haro object或HH天體）是宇宙中由新生恆星所形成、狀似星雲的天體。新誕生的恆星以秒速將近數百公里的高速不斷噴出氣體，這些氣體會與恆星周圍的氣體雲和灰塵雲激烈碰撞、產生光芒。赫比格-哈羅天體普遍存在於恆星生成區，在單一新生恆星的極軸附近常可見到排成一列的多個赫比格-哈羅天體。 赫比格-哈羅天體是相當短暫的天文現象，不會持續超過數千年。在氣體持續發散至星際物質中時，赫比格-哈羅天體也就漸漸模糊不可見。哈伯太空望遠鏡觀察了數個複雜的HH天體，其中有些正在消逝，另外一些因為與星際物質的碰撞漸趨激烈而越來越明亮。 HH天體最早在19世紀由美國天文學家舍本·衛斯里·伯納姆（Sherburne Wesley Burnham）所觀測，但當時被紀錄為一發射星雲。直到1940年代，美國天文學家喬治·赫比格與墨西哥天文學家吉列爾莫·哈羅才開始分別對HH天體展開研究，並確認了HH天體是恆星演化的過程。如今赫比格-哈羅天體即是為紀念兩人的貢獻而命名。.
開光
開光，在天文學中，是天文儀器（一般來說都是新儀器）在建造完成之後，第一次觀測或取得影像的行為，但這通常不是第一次使用這架望遠鏡進行觀測，因為在此之前已經在白天進行許多次的光學調整和組裝的測試。開光的影像通常只有少許的科學意義和品質不佳的成品，因為還需要調整望遠鏡的各種不同元件，才能達到最佳的效果。通常，會選擇一個著名的壯觀天體作為對象，儘管如此，開光總是令人興奮與期待的時刻，不僅是設計和修建望遠鏡的工作人員，也包括與之相關的天文學社群。 例如，200吋望遠鏡興建完成在1949年1月26日開光，選擇的就是NGC 2261，在美國天文學家哈伯的指導下進行，並刊登在許多雜誌上。 大雙筒望遠鏡在2005年10月12日為單一的主鏡開光時，選擇的是NGC 891；第二片主鏡在2006年1月安裝，但直到2008年1月才能全面性的操作。 IRIS太陽太空望遠鏡在2013年7月17日開光，IP（principal investigator）指出，"來自IRIS的光譜和影像的品質是驚人的。這是我們共同都期望的…"。.
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闊邊帽星系
闊邊帽星系（梅西爾編號：M104，NGC 4594，又稱草帽星系、墨西哥帽星系）位於室女座，為一個Sa-Sb型之旋渦星系，光度+8.7等，距離地球2,800萬光年。这个星系的直径是大约50,000光年，有银河系的大小的30％。 天文学家最初认为光环是小而轻的旋渦星系，但史匹哲太空望遠鏡发现，周围的草帽星系晕是一个比以前认为的更大规模的巨大的椭圆星系。这个星系拥有星等+9.0，使得它很容易被用业余望远镜观测到，它被有些作家认为是在银河系的10 百萬秒差距(megaparsecs)半径范围内最亮的星系。 它具有明亮且巨大的超大质量黑洞星系核，尤其在赤道方向有一條由星際塵埃所形成的暗帶。由於它形態美麗，也是不少天文台，甚至是擁有專業天文攝影設備的天文愛好者必定拍攝的對象之一。.
葫蘆星雲
葫蘆星雲，也稱為腐蛋星雲或採用技術性的名字OH 231.84 +4.22，是一顆位置在船尾座，長約1.4光年的原行星雲（PNN），與地球的距離大約在5,000光年。 來自NASA的哈伯太空望遠鏡的詳細影像，因氣體劇烈碰撞產生的超音波，使得這顆垂死的恆星看起來像新生的明星一樣。 因為它包含相對來說是大量的硫，因此有時被稱為腐蛋星雲。星雲高密度的部分是由中心恆星噴出的物質構成的，並向反方向加速。這些物質在影像中呈現黃色，被加速至每小時150萬公里（每小時百萬英哩）。恆星原本的質量現在多半都在這些雙極氣體的結構中。 一個由美國和西班牙天文學家組成的小組，使用NASA的哈伯太空望遠鏡研究顯示藍色的氣體，是如何撞入周圍的物質中。他們認為這種交互作用主宰了形成行星狀星雲的過程，由於這些氣體的高速度，激震波的前緣和周圍的氣體碰撞並加熱這些氣體。雖然電腦的計算已經預測這種激震波經過一段時間後就會存在和構成，先前的觀測都不能證實這樣的理論。 新的哈伯影像使用只能通過電離氫和氮原子光線的濾鏡。天文學家可以區別被狂暴的氣體加熱的最溫暖的氣體部分，和發現它們構成複雜的雙氣泡形狀。在圖片中明亮的黃橙色顯示來自恆星的高密度、高速度的氣流，像專業的駕駛以超音速從相反的方向穿越氣泡的媒介體。中心的恆星本身則隱藏在濃厚的塵埃帶的中心。 現在所觀察到的氣流似乎都起源於800年前的一次突然加速。天文學家認為在1,000年後，葫蘆星雲將會發展成一個完整的行星撞星雲，如同從蝶蛹中破繭而出的蝴蝶一樣。.
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蒸發氣體球
蒸發氣體球或EGG是在外太空大約100天文單位大小的氫氣體球區域，這些氣體球被紫外線電離的氫氣形成的盾遮蔽著。被蒸發氣體球保護著的氣體濃稠區域有利於恆星的誕生。蒸發氣體球第一次的發現是從哈伯太空望遠鏡在1995年拍攝具有決定性的照片。 EGG可能是原恆星的前身。EGG內部的氣體塵埃密度比周圍的塵埃雲高。當EGG從周圍的雲氣中持續地吸取氣體時，引力使得EGG更為緊密。當球的密度增加時，在外層的重壓下，也會變得更熱，原恆星便在EGG內形成。 原恆星的質量太低，將不足以成為一顆恆星。如果這樣，它會變成一顆棕矮星。如果原恆星有足夠的質量，密度能夠達到臨界水準，中心的溫度也能達到1,000萬K。此時，將氫融合成氦，成為恆星的核反應將被啟動，和釋放出大量的能量。然後，原恆星就將成為一顆恆星，並且在赫羅圖上的主序列產生關聯性。.
邁克爾·馬西莫諾
邁克爾·馬西莫諾（Michael J. Massimino，）是一名美國工程師和美國太空總署宇航員，執行過兩次維護哈伯太空望遠鏡的航天任務。其中包括著名的STS-125，即哈勃望遠鏡最後一次的維修任務。.
铁磁流体
鐵磁流體（ferrofluid, ferrum 拉丁语 “鐵” 与 fluid “流体” 两词的混成词）是一種在磁場存在時強烈極化的液體。鐵磁流體由懸浮於載流體當中納米數量級的鐵磁微粒組成；其載流體通常為有機溶液或水。鐵磁微粒由表面活性劑包裹以防止其因凡得瓦力和磁力作用而發生凝聚。儘管被稱為鐵磁流體，但它們本身並不表現鐵磁性。這是因為在外部磁場不存在的情況下，鐵磁流體無法保持磁性。事實上，鐵磁流體表現順磁性，並且由於它們的高磁化率，通常被認為具有“超順磁性”。液态磁性材料（区别于铁磁流体）在實際當中很難，一般要求高溫及電磁浮置等條件。.
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脉冲星风云
脉冲星风云是一种由脉冲星星风造成的星云。在它们演化的早期阶段（大约几千年），脉冲风星云通常存在于超新星残骸的壳层内部。然而，脉冲风星云也可能存在于老的脉冲星附近，而后者的超新星残骸已经消失，这样的例子有毫秒无线电波脉冲星（例如斯塔普斯等人2003年提出的B1957+20）。2008年，赫斯特等人提出脉冲星风云的原型是蟹状星云。 脉冲星星风由脉冲星高速旋转的超强磁场加速到相对论速度的带电粒子组成。脉冲星星风冲入星际介质，产生一股强烈的激波，并减速到亚相对论速度。在这样的辐射同步加速器的作用下，磁化的粒子流加速喷射出来。 脉冲星风云通常表现出如下的特征：.
里奇-克萊琴望遠鏡
里奇-克萊琴望遠鏡（RCT, Ritchey-Chrétien telescope）是專業的卡塞格林望遠鏡（Cassegrain），被設計用來消除彗形像差，與常規的配置比較，相對地能提供更大的視野。RCT的主鏡和次鏡都是雙曲面鏡，是在1910年代早期由美國天文學家喬治·威利斯·里奇（George Willis Ritchey）和法國天文學家亨利·克萊琴（Henri Chrétien）發明的。里奇在1927年率先建造出一架口徑0.5米的RCT，第二架也是里奇在美國海軍天文臺（United States Naval Observatory）製造的一米RCT。.
金星凌日
金星凌日是指太陽和地球之間的行星金星像暗斑一样掠過太陽盘面，並且遮蔽一小部分太阳对地辐射的天文现象。這類天文现象可能会持续数小時。金星凌日的原理与月球造成的日食一樣。雖然金星的直徑幾乎是月球的4倍，但由于它离地球更遠，在下合時的視直徑還不到一弧分角，因此它遮蔽的太陽面積就非常小。科學家可以通过觀察金星凌日估算太陽和地球之間的距離。在火星、木星、土星、天王星及海王星等地外行星同樣可以觀察到凌日这一天文現象。 金星凌日是种罕見的天文現象。在最近的近两千年时间里，它会以243年的週期循环往复：一个周期内会出现間隔8年的两次金星凌日；这对金星凌日与前后两次金星凌日的相隔时间分别为121.5年或105.5年。之所以会存在這種週期性规律，是因为地球和金星恒星轨道周期比约为8:13或243:395。最近兩次金星凌日发生在2004年6月8日和2012年6月5日至6日。之前一次金星凌日要追溯到1882年12月，下一次则要等到2117年12月才会到来。 金星凌日观测在歷史上曾經有極为重要的科學意義。天文學家曾经利用金星凌日的觀測结果，結合恆星視差原理，獲得了比之前更為精確的天文单位的数值。2004年和2012年的金星凌日探测对於寻找太陽系外行星以及探测系内行星环境等方面的研究都有所助益。 金星凌日虽然用肉眼可以观测到，但为了安全起见，最好采用观测日食时使用的蒸镀有铝、铬或是银涂层的减光滤片观测。不过滤片也不能将有害光完全滤去，因而最好在观测过程中时常休息。使用望远镜观测时，为了降低失明风险，務必采用减光滤镜或是通过投影间接观测。.
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長蛇座TW
長蛇座TW是一顆位於長蛇座 (海蛇) 內，距離地球約176光年的橙色矮星。這顆恆星是最靠近太陽系的金牛T星，它的質量與太陽相近，但年齡只有500萬至1000萬歲。觀察哈伯太空望遠鏡拍攝的影像，這顆恆星看似有著正面朝向我們的塵埃和氣體吸積的原行星盤。還有大約20個低質量的恆星有著與長蛇座TW相似的年齡和空間運動，組成長蛇座TW星協或TWA，這是最靠近太陽和最新近的“化石”恆星形成區域之一。.
艾女星
艾女星（小行星243）是一顆位于主小行星帶的鴉女星族小行星，由约翰·帕利扎于1884年9月29日發現。其名來源於希臘神話中的一位寧芙。通過天文望遠鏡的觀測，艾达星被歸類于S-型小行星，内小行星帶中成員最多的一類。1993年8月28日，前往觀測木星的伽利略號探測器接近艾达星。它是第二顆有太空探測器接近的小行星，也是第一顆人们发现擁有衛星的小行星。 就如其他主帶小行星，艾达星的軌道位于火星及木星的軌道之間。其公轉周期為4.84年，自轉周期為4.63小時。艾达星的平均直徑為。它不規則、橢長形的形狀，明顯由兩個大物體連接而成，形如牛角麵包。它是太陽系中表面隕石坑最多的星體之一，擁有不同大小及年齡的隕石坑。 艾达星的衛星「艾卫」，是由任務成員從伽利略號發回的圖片中發現的，其名取自希臘神話中居住在伊達山上的達克堤利。艾卫的直徑只有，是艾女星的20分之一。人们不能準確定出它圍繞艾女星的軌道數據。不過，我們可以根据幾條軌道粗略計算出艾女星的密度，其結果表明艾女星沒有金屬礦物。艾女星和其衛星有許多共同點，这意味它們有着共同的來源。 根据伽利略號發回的照片，加上之後對艾女星質量的測量，人們對S-型小行星的地質有了更深的認識。在伽利略號掠過艾女星之前，有着許多不同的理論來解釋這些小行星的礦物成分。知道了它們的成分，我們就能找出掉落地球的隕石與小行星帶天體的關係。傳回的數據顯示，S-型小行星是普通球粒隕石的源頭。普通球粒隕石是地球表面最常見的一種隕石。.
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艙外活動列表 (1965年至1999年)
本列表包含了所有的1965年至1999年之間太空行走以及月表行走；即所有宇航员完全或部分离开航天器的事件。除了七次美国太空行走外，所有的宇航员在执行太空行走时都与航天器保持连接。在所有的月表行走中，宇航员都安全脱离航天器，有时甚至走出了航天器的视线距离。 舱外活动开始及结束时间均为协调世界时（UTC）时区。 File:Armstrong 16mm.jpg|尼尔·阿姆斯特朗执行第一次月表行走 File:Astronaut-EVA.jpg|布鲁斯·麦克坎德雷斯执行首次无线太空行走.
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雪茄星系
梅西耶82（也稱為NGC 3034，雪茄星系或M82）是距離約1200萬光年遠，位於大熊座，屬於M81星系團的星暴星系。它的亮度大約是整個銀河系的5倍，中心更比我們銀河系中心亮100倍。星暴活動被認為是與鄰近的梅西爾81交互作用所引起的。作為最接近我們的星暴星系，M82是這類型星系最典型的例子 。SN 2014J，一顆Ia型超新星，是2014年1月21日在這個星系內發現的超新星http://www.astronomerstelegram.org/?read.
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雷夫斯達爾超新星
雷夫斯達爾超新星（SN Refsdal）是第一顆被檢測到的多重透鏡超新星，它位於星系團之內。它的暱稱是為了尊崇在1964年首先提出使用超新星透鏡影像的時間延遲，研究宇宙的膨脹的挪威天文物理學家舒爾·雷夫斯達爾。此一觀測是由哈伯太空望遠鏡達成的。.
蛋星雲
蛋星雲 (也稱為RAFGL 2688或CRL 2688) 是一個雙極的原行星雲，距離地球大約3,000光年遠。這個星雲是NASA位於加州巴塞迪納噴射推進實驗室發現的，而在1996年1月16日以RAFGL 2688 的名稱發佈新聞稿。 蛋星雲的特徵是以一系列明亮的弧和圈子圍繞著中心的恆星，濃密的氣體和塵埃層層的包裹著中心恆星，阻擋了直接朝向我們的星光。但是，來自中心恆星的光輝還是穿透了灰塵較稀薄的地區，照亮外面數層的氣體，創造出被看見的弧光和燦爛的圖像。 圍繞著中心恆星的多灰塵的包層非常可能是圓盤狀的。在影像中的雙極流出物顯示系統有角動量，這與吸積盤的孳生非常相似。另一方面，圓盤的幾何形狀允許光沿著圓盤的軸心逃脫，說明了外面數層包層厚度的變化，但依然阻止了我們直接沿著圓盤邊緣觀測的意圖。雖然，已經在一些位於漸近巨星分支的天體星周圍證實有多灰塵的圓盤(S.
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雙眼星系
雙眼星系 (NGC 4435-NGC 4438，也稱為Arp 120) 是位於室女座的一對星系，與地球的距離大約是5千200萬光年。.
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雙黑洞
雙黑洞（Binary black hole）是由兩顆繞著共同的重心旋轉的黑洞組成的系統。其中恆星雙黑洞是高質量雙星系統的殘骸，至於超重雙黑洞則被認為是所造成的。 目前已發現一些超重雙黑洞候選系統，它們在天文物理學中被視為具高度重要性，因為它們是目前宇宙中已知的最強重力波源。隨著公轉的黑洞向外散播出重力波，它們的軌道逐漸衰變，其公轉週期亦隨之變短。這個階段被稱作雙黑洞旋近（binary black hole inspiral）。當二個黑洞足夠靠近，便會併合成單一黑洞。併合後，這個單一的黑洞進入了--（ring-down）階段，它的任何形變隨著更多重力波的產生而逐漸消散。 阿尔伯特·爱因斯坦研究所的一位研究员于2015年9月14日发现的引力波信号与广义相对论中对双黑洞環降現象的理论预测相符。这是人类首次直接探测到引力波，也是对双黑洞併合首度观测。这项结果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。該結果於2016年2月11日由激光干涉引力波天文台（LIGO）和VIRGO共同宣布。亦于2016年6月15日宣布人类第二次直接探测到的引力波，該次探測時間為2015年12月26日，這再度展示了双黑洞系统的存在。.
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老人增四
繪架座β（英語：β Pic / β Pictoris）又稱為老人增四，为繪架座第二亮的恆星，與太陽之間的距離為63.4光年。它的表面溫度比太陽高，為8052K，質量為1.75太陽質量，絕對星等為2.42，比太陽明亮。繪架座β非常年輕，年齡介於800萬至2,000萬年之間，是一顆位於主序帶上的恆星。繪架座β還是一個年輕的星協繪架座β移動星群標示名稱的代表成員，星群集團中的成員年齡相當，並且在宇宙中朝著相同的方向移動。 繪架座β輻射出的紅外線比一般同類恆星還多，這是由恆星周圍大量的塵埃所造成的。天文學家在詳細觀測後發現一個由氣體和塵埃構成的大岩屑盤圍繞恆星旋轉，並且獲得第一張岩屑盤環繞著太陽系外恆星的影像。除此之外，它也有幾條微行星帶及彗星狀活動存在。有徵兆顯示盤內已經有行星成形，且行星的形成過程依然進行中。來自繪架座β星岩屑盤的物質如果在太陽系內會被認為是行星際間流星體的來源。 歐洲南天天文台的天文學家使用直接觀測法已經確認繪架座β附近有一顆行星存在，它位於恆星周圍的岩屑盤內，符合天文學家先前的預測。這顆行星是天文學家拍攝過的太陽系外行星中最接近恆星的一顆，大約相當於土星與太陽之間的距離。.
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造父变星
造父變星（Cepheid，或）的成員是一種非常明亮的變星，其變光的光度和脈動週期有著非常強的直接關聯性。造父變星是建立銀河和河外星系距離標尺的可靠且重要的標準燭光。 造父變星分成幾個子類，表現出截然不同的質量、年齡、和演化歷史：經典造父變星、第二型造父變星、異常造父變星、和矮造父變星。 造父變星的名稱源自在仙王座的仙王座δ星，在1784年被约翰·古德利克發現是一顆變星。由於是這種類型變星中被確認的第一顆，而它的中文名稱是造父一，因此得名。造父一也是驗證周光關係時特別重要的一顆造父變星，因為他的距離是造父變星中最精確的，這要歸功於它的成員都在星團之中de Zeeuw, P.
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造父一
造父一 （δ Cep / 仙王座δ）是仙王座內距離地球大約891光年的一對聯星。它是造父變星的原型，也是這一型變星中最靠近太陽的一顆(另一顆北極星更近)。他在1784年就被約翰·古德利克發現是一顆變星，是繼同一年稍早的天鷹座η之後被發現的第二顆造父變星。.
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GD 61
GD 61是一顆位於英仙座的有行星系統存在的白矮星，距離地球150光年。.
GJ 1214 b
GJ 1214 b是一個在2009年發現的太陽系外超級地球，環繞位於蛇夫座內的GJ 1214恆星，距離地球13秒差距，即40光年。證據顯示，這個「水世界」同樣擁有大氣層，亦是現時除了柯洛7b以外，已發現的系外行星中第二個已知質量及半徑比太陽系的氣體巨星為小的行星。天文學家認為這顆行星是歷來發現特徵最接近地球的行星，所以它的發現對人類很重要。雖然它的恆星是一顆昏暗的紅矮星，亮度只有太陽的三千分之一，但由於二者間距離太近，這顆水行星表面溫度高達200℃，它繞恆星運行1周只需38小時，比地球要365天短得多。他的表面没有土地，表面有100％水。現時科學家透過當它凌越母星時，透過從它的光分析其大氣成分，以取得更多有關這顆行星的信息。.
GN-z11
GN-z11是一個在大熊座發現的高紅移星系。GN-z11的光譜紅移值為11.1，代表它的年齡為134億年，意味著138億年前大爆炸以後4億年該星系就存在了。.
Google地球
Google地球（Google Earth）是一款Google公司開發的軟件， 它把衛星照片、航空照相和GIS布置在一個地球的三維模型上，支援多種作業系統平台。.
Google星空
Google星空是Google公司开发的Google地球软件的一个功能，也是一个类似Google地图的网页地图，用来显示星空卫星图像的电子地图服务。显示的图片来自哈勃望远镜，网站创建于2007年8月27日。.
GRB 060614
GRB 060614是雨燕衛星在2006年6月14日發現的伽瑪射線暴（GRB），具有令人費解的特性，挑戰天文學當前的伽瑪射線暴模型。.
GRB 110328A
GRB 110328A是由雨燕卫星于2011年3月28日探测到的伽玛射线暴（gamma-ray burst，GRB），这也是在至今探测到持续时间最长的一次伽玛射线暴。这次伽玛射线暴发生在天龙座一个小星系的中心，距离地球约38亿光年。 科学家认为这种极端异常的能量释放，可能是由星系中心附近一个大质量黑洞利用其强大的潮汐力撕裂了一颗靠近它的恒星引发的，黑洞产生了两束剧烈的喷流，而其中一束恰好正对着地球。.
GRB 970228
GRB 970228“GRB”表示这一天文事件是伽玛射线暴，数字（YYMMDD）表示发生于1997年2月28日。是天文学家第一个观测到余辉的伽玛射线暴。这次爆发持续了大约80秒，其光变曲线有多个极大值。它的光变曲线特性表明可能同时发生了一次超新星爆发。本次爆发的位置与一个81亿光年外的星系相符（红移值z.
GRB 990123
GRB 990123」是一個於1999年1月23日錄得的伽瑪射線暴，由於及早被人們發現，因此能觀測得它的光學餘暉。 天文學家使用位於美國新墨西哥州的ROTSE-1望遠鏡，拍下當日伽瑪射線暴的可見光照片。這台望遠鏡設有四片遠距攝影透鏡，使用CCD電子圖像陣列對焦，並在一自動平台下運作。 雖然焦距200 mm的透鏡並未算是業餘天文學中的最專業，但ROTSE-1本身視野廣闊，在可見的天空範圍內可快速定位及掃瞄特定位置的影像。現時這台望遠鏡由密歇根大學的Carl Akerlof博士所領導的團隊運作。 1999年1月23日，康普顿伽玛射线天文台记录到了一个伽瑪射線暴，持續時間為一分半鐘左右。在錄得爆發的第25秒為伽瑪射線及X射線的高峰，至第40秒出現另一個高峰，但強度不及對上一個高峰，在之後的50秒間不段錄得射線的小型高峰，至八分鐘後，其錄得的射線強度已降至原來的百分之一。這場爆發的威力頗大，其排名為所有錄得的伽瑪射線暴的首2%。 在CGRO衛星錄得爆炸後，地面控制人員即時向「伽瑪射線暴協調網絡」（GCN）發佈數據。由於這顆衛星不能提供爆發的確實位置，因此使用ROTSE-1望遠鏡作定位及觀測，在錄得爆炸的第22秒拍下照片，並每25秒拍攝一次。 ROTSE-1望遠鏡可拍攝達16等的暗淡天體，伽瑪射線暴觀測者預計源頭的可見光會非常暗，不過是次爆發的源頭的光度一度達到9等，不少業餘天文學家使用雙筒望遠鏡均能觀測得到。光度增強為原來的大約4000倍。 除此之外，BeppoSAX衛星也目睹是次爆發，並已鎖定源頭數角分範圍內的位置，同時對外發佈有關數據。在爆發四小時後，位於加州帕洛馬爾山的60吋Schmidt照相機拍得區域的影像，人們在影像中發現了其他相同區域圖像沒有的18等短暫光源。 翌日晚上，位於夏威夷的Keck望遠鏡及加那利群島的Nordic光學望遠鏡拍得爆發光源的影像，那時它已暗至20等，同時也錄得爆發源的光譜吸收線出現1.6的紅移值，得知該物體距離地球達90億光年。 哈勃太空望遠鏡也在錄得爆發的16天後，向爆發源的位置作出觀測，這時它的光度已是原來的300萬分之一以下。不過它也找到一些線索，在爆發源的遙遠未知星系，有大量新恆星正在誕生。.
HD 107146
HD 107146是一顆距離地球約的恆星，天球上位於后髮座 。該恆星的視星等為肉眼不可見的7.028。.
HD 140283
HD 140283是一顆位於天秤座的貧金屬次巨星，距離地球約190.1光年。最近的研究顯示該恆星相當古老，並且形成於大爆炸之後不久（普朗克卫星觀測資料測定宇宙年齡為137.98 ± 0.37億年），是目前已知的宇宙中最古老的恆星。該恆星因此有了別稱「瑪土撒拉星」（Methuselah star）。.
HD 141569
HD 141569是一組距離地球約320光年的三合星，在天球上位於天秤座。該系統主星是一顆B型主序星，另外兩顆伴星是紅矮星，並且兩顆伴星相互環繞，主星與伴星在天球上相距9角秒。1999年時在該系統周圍發現原行星盤，並且在盤內有縫隙結構，被認為存在正在形成中的行星。.
HD 189733
HD 189733是一顆位於狐狸座的雙星系統，其主星為一顆黃矮星，距離地球63光年，現已證實擁有最少一顆日外行星。這顆恆星的視星等與HD 209458相近，與它同樣是研究日外行星凌日的好材料。要觀測這顆恆星，可使用雙筒望遠鏡，沿著啞鈴星雲（M27）以東0.3度位置尋找。 這顆恆星的已知行星，編號HD 189733 b，比木星體積大15%，繞日公轉週期為2天。人們研究行星的光譜，於2007年發現行星擁有充足的水蒸氣，成為第二個有充足證據存在水的日外行星。 至2007年7月12日，倫敦《金融時報》報導，人們從該行星的大氣層中找到水蒸氣的化學成份。雖然行星表面溫度達攝氏1,000度，不適合生物居住，但這項發現表明了作為孕育生命的水，可於日後在類似地球的日外行星上找到。 至2008年3月，天文學家又利用哈勃太空望遠鏡，在這顆行星上發現了甲烷。.
HD 189733 b
HD 189733 b是一顆距離地球約63光年的太陽系外行星，位於狐狸座。該行星於2005年由一群在法國進行觀測的天文學家在狐狸座恆星HD 189733 A旁以凌日法發現。HD 189733 b是第一顆畫出表面熱量分布圖的系外行星，並確認其表面顏色為深藍色，以及在大氣層中確定了二氧化碳的存在。它的質量比木星高13%，軌道週期2.2日，即軌道速度152.5 km/s，因此人類所知的生命型態存在的可能性極低。.
HD 209458 b
HD 209458b是太陽系外行星之一，其恆星為HD 209458。它位於飛馬座，與太陽近似，距離地球大約150光年。为一颗热木星。HD 209458的視星等為8.24等，肉眼不能看見，可用雙筒望遠鏡來觀測。該行星的非正式名稱為「歐西里斯」（Osiris）。 該行星的公轉軌道半徑約為700萬公里，相等於0.05天文單位，以及水星軌道距離的八分之一。其公轉週期為3.5天，运行周期为潮汐锁定，对着恒星一面的溫度約攝氏1000度，而背面则只有几百度。質量是地球的220倍，相等於0.7個木星質量。 HD 209458b具有多個外行星的第一紀錄，包括首個以凌日觀測的方式發現的外行星、首個已知有大氣的、首個觀測到有蒸發中的氫氣層的，以及其大氣成份含有氧和碳的。.
HD 38529
HD 38529，即獵戶座138 G.（138 G. Orionis），又名BD+01 1126，SAO 113119、HR 1988，是一颗位於獵戶座的恒星，视星等为5.95，位于銀經204.32，銀緯-13.83，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。距離地球約128光年。.
HE 0437-5439
HE 0437-5439是一颗大质量的、未受到星系引力束缚的超高速星（HVS），因此也被称为HVS3。它是一颗B型的主序星，在天球上位於劍魚座，是在2005年是由欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）中的一台8.2米望远镜——Kueyen望远镜所发现。HE 0437-5439是一颗年轻的恒星，年龄在3000万年左右。它的质量接近太阳质量的9倍，距離地球約20萬光年，在天球的位置在大麦哲伦星系西北16度处，與地球距離比大麦哲伦星系还远。.
HE0450-2958
HE0450-2958是一個很不尋常的類星體。因為在它附近沒有發現任何宿主星系（一般來說類星體都會在一個星系的中心裡面，因此他們可能是活動星系核）。根據觀測，HE0450-2958至少離我們3,000,000,000光年遠，而且有400,000,000 個太陽的質量。HE0450-2958是在2005年9月14日被發現，但卻沒有發現任何宿主星系的痕跡，因此認為他的宿主星系應該比目前能觀測到的亮度小6個星等以上，或著直徑小於300光年（一般類星體的宿主星系直徑有5000到50,000光年。），另一種說法是HE0450-2958的宿主星系其實是一個暗星系直徑至少有有 50,000 光年。.
Hen 2-47
Hen 2-47是一個年輕的行星狀星雲，位於南半球的船底座方向上，距離地球大約6,600光年。 Hen 2-47包含6個氣體和塵埃組成的瓣，這暗示在星雲中心的恆星至少三度改變噴流的方向，將物質拋向三個不同的方向。在每一次的拋射，恆星都發射出一對指向相對方向的狹窄氣體噴流，最終使星雲呈現目前所見的形狀。.
HSP
HSP可能指如下事物：.
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HST
HST可以指：.
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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。.
IC 2944
IC 2944，也称为走雞星雲（Running Chicken Nebula）或半人马座λ星云，是在半人马座λ星附近的一个由疏散星团与发射星云组成星云。他的特征是拥有包克球，并且是恒星形成的活跃区域。 哈伯太空望远镜的IC 2944影像中，在右上方的包克球是南非天文学家A.
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.
IRAS 23166+1655
IRAS 23166+1655被認為是環繞其中一顆成員星是碳星的聯星系統飛馬座LL（AFGL 3068）的原行星雲。該對聯星被碳星噴發物質形成的塵埃雲氣遮蔽，僅可透過紅外線波段觀測。.
IRC 0218 透鏡
IRC 0218 星系團（或稱為XMM-LSS J02182−05102），內含有目前為止所發現最遙遠的強重力透鏡星系，重力透鏡星系紅移值 z.
IRC+10420
IRC+1420 (也稱為天鷹座V1302) 是位於天鷹座的一顆黃特超巨星 (不過早期將它分類為原行星雲)，距離太陽大約3-5千秒差距。.
ISON彗星
ISON彗星（C/2012 S1，陸譯「艾--森彗星」，臺譯「艾--桑彗星」，港稱「光--科--網--彗星」），是一顆掠日彗星，於2012年9月21日被白俄羅斯维捷布斯克的維塔利·涅夫斯基（Виталий Невский）和俄羅斯孔多波加的阿爾喬姆·諾微切諾克（Артём Новичонок)發現。此一發現是使用國際科學光學監測網（International Scientific Optical Network，簡稱：光科網 ISON）靠近基兹洛沃茨克的俄羅斯反射鏡，以自動的小行星發現程式CoLiTec尋獲的。隨後，很快的就在2011年12月28日的萊蒙山巡天數據和2012年1月28日泛星計畫（Pan-STARRS）巡天數據中找到發現前的影像，9月22日由在義大利的Remanzacco天文台使用iTelescope網路進行了後續的觀測。小行星中心在9月24日公布了此一發現。由雨燕衛星 （Swift Gamma-Ray Burst Mission，SWIFT）的觀測估計彗核的直徑約為，原有媒體報導，彗星已於通過近日點時因太陽的高溫而解體，結束它550萬年來飛向太陽系內側的旅程。SOHO衛星在艾桑通過近日點後兩小時仍然觀測到有彗核的存在。甚至逐漸再次長出彗尾。但隨著「疑似彗核」的逐漸遠離，此團煙塵也逐漸散去黯淡，並離開SOHO的觀測範圍 。NASA預估，有90%的機率艾桑已經完全被摧毀，剩下直徑小於10公尺的碎片；10%左右的機率能夠有大於100公尺，可供繼續研究的碎片。NASA、ESA已經開始透過各種衛星尋找艾桑的蹤跡，哈伯望遠鏡也會在12月底觀測原先推測的艾桑彗星軌道，並進一步確認彗星的命運。.
J1000+0221
J1000+0221是IRC 0218 透鏡星系發現以前，距離地球最遠的重力透鏡星系，並且至今仍是距離地球最遠的四重重力透鏡影像星系。最近一個由任職於马克斯·普朗克天文研究所的 Arjen Van der Wel 博士帶領的團隊對該天體所做的研究成果於2013年10月21日在《天文物理期刊通訊》 出版。該團隊使用哈伯太空望遠鏡發現了這個產生四重重力透鏡影像的星系，並且可進一步測試愛因斯坦的廣義相對論。重力透鏡因為可將遙遠天體昏暗的亮度增強，可作為幫助天文學家觀測遙遠天體的天然透鏡 。.
LH 95
LH 95是一個位於銀河系衛星星系大麥哲倫星系內的恆星形成區域。該區域和电离氢区LHA 120-N 64相關，是受到恆星LH 95影響而使氫被電離的區域。.
LRLL 54361
LRLL 54361，或稱為 L54361，被認為是一個產生類似頻閃狀態的原恆星聯星，位於英仙座的恆星形成區域 IC 348，距離地球約950光年。.
M1-92
M1-92（足跡星雲、Minkowski 92）是一個原行星狀星雲。它出現在1990年代的哈伯太空望遠鏡影像中。雙極的行星狀星雲具有由來自中央恆星的物質形成的特定形狀雙瓣。天文學家戲稱此天體為足跡星雲。.
M105
M105（也稱為NGC 3379）是一個位於獅子座的橢圓星系，由皮埃爾·梅香（Pierre Méchain）於1781年3月24日所發現。M105擁有一個超大質量黑洞。 M105也是獅子座I星系群（即M96星系群）中的一個星系，此星系群中還包括M95與M96兩個梅西耶天.
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M108
M108（NGC 3556）是一个位于大熊座的测向地球的漩涡星系。其星等：+10.
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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。.
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M4 (球狀星團)
M4星团（又称球状星团M4或NGC 6121）是位于天蝎座的一个结构松散的球状星团。 位于心宿二西边1.3度的地方。用小望远镜能看见，中型望远镜则能分辨出单个恒星。最亮的一颗视星等为10.8，整个星团则为5.6等。距地球7200光年，大概是最近的星团之一。包含至少43颗变星。 1746年被Philippe Loys de Chéseaux发现。是最先被分辨出单个恒星的星团。1987年，天文学家在该星团内发现了一颗周期为3.0毫秒的脉冲星。1995年，哈勃太空望远镜拍下的白矮星是已知最古老的天体。其中之一PSR B1620-26有一颗脉冲星伴星和一个质量为木星2.5倍的行星。.
M53 (球狀星團)
M53（也稱為NGC 5024）是約翰·埃勒特·巴德於1775年在后髮座 發現的一個球狀星團。M53是比較偏遠的球狀星團之一，距離銀河中心約，與太陽系的距離也相似，大約是。這個星團的核心半徑（rc）是 2.18秒差距，半光度半徑（rh）是5.84秒差距，潮汐半徑（rtr）是239.9秒差距。 它被認為是一個貧金屬量的星團，一度被認為是銀河中金屬量最低的星團。測量顯示星團中大多數的恆星都位在上，表明大多數恆星都是第一代恆星。也就是，它們不是從前幾代恆星回收的氣體中形成的。這與大多數球狀星團都是第二代恆星主宰的情形不同。NGC 5024的第二代恆星傾向集中在核心區域。總的來說，星團恆星的成員類似銀暈的成員。 這個星團顯示出各種潮汐狀的特徵，包括周圍的團團簇和波紋，以及沿著該星團軌道的在東西方向的尾部。一個狀似潮汐橋的結構似乎與鄰近呈現非常瀰漫狀的鄰居NGC 5053連接，並且有氣體殼層籠罩著這兩個集團。這可能表示這兩者之間發生過動態的潮汐交互作用；由於銀河系內沒有已知的聯星團，所以這可能是獨一無二的。此外，M53是人馬座矮星系的潮汐劉候選者。 在星團中的變星中，已知有55顆是天琴座RR型變星。其中，大多數，34顆，顯示出典型的伯拉茲科效應 ，這包括在球狀星團內已知族群中最大的23顆RRc型。其餘的至少有3顆屬於鳳凰座SX型變星，和1顆屬於半規則紅巨星 。.
M54
M54（NGC 6715）是人馬座內的一個球狀星團，於1778年被梅西爾發現並登錄在他的疑似彗星目錄中。 以前認為他與地球的距離大約為50,000光年，但在1994年發現他並不像是銀河系的成員，更明確的說，他是人馬座矮橢球星系（SagDEG）的一員，使它在被發現將近二又四分之一個世紀之後，成為第一個被發現的外星系球狀星團。 現在估計M54的距離是87,000光年，換算出真實的直徑大約150光年，在球狀星團中，他的密度是較高的，屬於Ⅲ類（Ⅰ的密度最高，ⅩⅡ的密度最低）。他的光度大約是太陽的850,000倍，絕對星等為 -10.0等。 M54在天空的位置接近人馬座ζ，很容易就能找到，但就算是使用大口徑的望遠鏡也不能分解出星團中單獨的恆星。 坐标：（2000.0）.
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M60 (橢圓星系)
梅西爾60（也稱為NGC 4649）是位於室女座的一個橢圓星系，距離大約5500萬光年。.
M60-UCD1
M60-UCD1是一個距離地球約5400萬光年的超小型矮星系，鄰近星系M60。該星系一半的質量聚集在直徑160光年的中心核球中。.
M80
M80（也稱為NGC 6093）是位於天蝎座的一個球狀星團，在1781年被梅西爾發現。 M80的位置在心宿二（天蝎座α）和房宿四（天蝎座β）的中間，是銀河中有豐富星雲的場所。使用最普通的業餘望遠鏡就能看見，看似一個顏色斑駁的光球。 M80位於銀河系中球狀星團密集的區域，距離估計是32,600光年，在天空中的跨度大約是10' ，真實的直徑大約是95光年，並且包含數十萬顆的恆星。M80有相當數量的藍色掉隊者，這是看來比星團本身年輕許多的恆星。這些恆星被認為是與星團中其他鄰近的成員遭遇而失去了外層的氣體，或是在密集的星團之間與其他恆星碰撞的結果。來自哈伯太空望遠鏡的影像顯示藍色掉隊者所在處的恆星密度非常的高，暗示在星群中心發生恆星碰撞與捕獲的頻率非常高。 在1860年5月21日，在M80發現了一顆新星，使他的視星等達到+7.0等。這顆新星被給予天蝎座 T的變星名稱，絕對星等高達-8.5等，曾經短暫的照亮了整個星團。.
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M84
M84（也稱為NGC 4374）是一個位於室女座的透鏡狀星系，深入於室女座星系團的核心內部，距離地球大約有5300萬光年遠 ，是室女座星系團中最明亮的星系之一。 無線電觀測和哈伯太空望遠鏡的影像顯示M84有兩道物質的噴流從星系的核心向外發射，加上接近核心的星盤有高速旋轉的氣體和恆星，顯示有著質量高達18 M☉的超巨質量黑洞存在於星系的核心。.
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M90
M90（也稱為NGC 4569）是一個位於室女座，距離大約6000萬光年遠的螺旋星系，由查爾斯·梅西耶於1781年所發現 ，坐落於以M87為中心的次集團附近。 M90的光譜表現為藍位移，與大部分星系相異，意謂著該星系正在接近地球。.
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M92 (球狀星團)
梅西爾92（也稱為M92或NGC 6341）是在北天武仙座內的一個球狀星團，它是約翰·波德在1777年發現，並且在1779年發表在Jahrbuch。這個星團在1781年3月18日被梅西爾重新獨立發現，並且添加在它目錄中的第92項。M92距離地球大約26,700光年。 M92是北半球較為明亮的球狀團，但因為它與更為壯觀且著名的M13非常接近，反而常被業餘天文學家忽略。在非常好的環境下，裸眼可以直接看見M92。 散佈在銀河系的球狀星團中，M92的絕對星等屬於較明亮的一組。它是最古老的星團之一，位置在銀河盤面上方約，和距離銀河中心，日心距離為。半光度半徑，或是來自星團的一半可見光輻射量半徑是1.09角分，潮汐半徑為15.17角分。它的外觀略呈扁平，短軸大約是長軸的89% ± 3%。 球狀星團還有其它的特徵，除了氫和氦之外，M92的其它元素的豐度，也就是天文學家所謂的金屬量都很低。相較於太陽，鐵的豐度在這個星團是.
M94 (螺旋星系)
梅西爾94（也稱為M94或NGC 4736）是位於獵犬座的一個螺旋星系 ，於1781年被皮埃爾·梅香發現，並被梅西爾編入其目錄中。雖然有些參考資料描述M94是一個棒旋星系，但棒狀的結構看起來比較像卵型。這個星系已因為有雙重的環狀結構而著名。.
MACS J1149 Lensed Star 1
MACS J1149 Lensed Star 1是目前人类观测到的最遥远的恒星，距离地球约90亿光年（红移为z.
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MACS0647-JD
MACS0647-JD是人类迄今观测到的离地球最远星系的可能候选者。 它的红移值z.
N6946-BH1
N6946-BH1是一個位於星系NGC 6946內已消失的紅超巨星，該恆星質量為太陽的25倍，距離地球約2000萬光年。.
NGC 1049
NGC 1049位於天爐座，是在鄰近的本星系群內的天爐座矮星系內的一個球狀星團。與地球的距離大約630,000光年，使用普通的望遠鏡就可以看見，但是母星系卻難以看見。這個球狀星團是約翰·赫歇爾在1834年至1838年間（1835年10月19日）發現的，但是母星系直到1938年才被哈罗·沙普利發現。.
NGC 1275
NGC 1275 （也稱為英仙座A，科德韋爾24）是1.5型的西佛星系，位在英仙座的方向上，距離大約2億3500萬光年。NGC 1275對應於電波星系英仙座A，是位於巨大的英仙座星系團中心的星系。.
NGC 1277
NGC 1277是在天球上位於英仙座的透鏡狀星系。該星系是英仙座星系團的成員星系，距離銀河系約7300萬秒差距或2.2億光年。該星系的視星等14.7。1875年12月4日，天文學家發現NGC 1277。 NGC 1277因為其恆星是在約120億年前以每1億年的間隔形成，而被稱為「早期宇宙的遺跡」。該星系在短期內形成恆星的速度是銀河系的1000倍。在快速形成恆星的過程以後，NGC 1277內部主要分布富含金屬的恆星，並且大約比太陽古老70億年。目前仍未確認NGC 1277是否為「遺跡星系」，目前的研究仍在驗證這種可能性。.
NGC 1300
NGC 1300是位於波江座，距離6,100萬光年遠的一個棒旋星系。這個星系的直徑大約是110,000光年，略大於我們自己的星系，銀河系。它是擁有200多個星系的波江座星系團成員之一 。它是約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾在1835年發現的。.
NGC 1316
NGC 1316 是天炉座的一個透鏡星系。大約在1億年前，開始吞食一個鄰近較小的螺旋星系NGC 1317。.
NGC 1365
NGC 1365，是已知的大棒旋星系 ，它位於天爐座，距離大約5,600萬光年，是詹姆士·丹露帕在1826年9月2日發現的。它的核心呈現橢圓形，明顯可見的大小約為長50”，寬40”。 螺旋臂伸展成寬大的曲線，從東西向的核心棒狀結構向南北兩端延伸開來，幾乎成為環形的Z字暈狀。在活躍星系核的中心質量，旋轉的速度接近相對論的極限（無因次量的自旋參數大於0.84）。 在NGC 1365觀測到的超新星有2012fr、2001du、 1983V、和1957C。 在2013年2月，使用NuSTAR衛星的觀測發現NGC 1365的中心是一個超大質量黑洞，測量其質量大約是200萬太陽質量 ，以幾乎接近光速的速度在旋轉。 Image:NGC 1365.jpg|NGC 1365的中心區顯示有塵埃的暗帶。 File:TAROT discovers a bright supernova in NGC 1365.ogv|這段錄影顯示在星系中爆炸的超新星迅速的增光和緩慢地趨於黯淡。 Image:PIA07901.png|星系演化探測器拍攝的NGC 1365紫外線影像。Credit: GALEX/NASA.
NGC 1501
NGC 1501 是鹿豹座的一個行星狀星雲。於1787年11月3日由弗里德里希·威廉·赫歇爾發現。該星雲因中心恆星相當明亮，以及氣體外層形狀類似牡蠣殼，因此有個非正式暱稱牡蠣星雲（Oyster Nebula）。.
NGC 1512
NGC 1512 是时钟座的一個棒旋星系，距離地球約3800萬光年。於1826年10月29日被詹姆士·丹露帕發現，也是劍魚座星系團的成員之一。該星系有兩個環狀結構，其中一個環繞中心核球區域，另一個則位於主盤面外圍。.
NGC 1566
NGC 1566 是剑鱼座的一個中間螺旋星系。由詹姆士·丹露帕發現於1826年5月28日。該星系是劍魚座星系團的重要成員星系，並且是其中亮度最高者該星系是已知最明亮的塞弗特星系之一。NGC 1566的絕對光度為3.7 ''L''☉，並且內部中性氢区（H I）質量達到1.4 ''M''☉。.
NGC 1569
NGC 1569是在鹿豹座的一個矮不規則星系，早在1788年11月4日就被威廉·赫歇爾發現了。這個暗淡的星系不是業餘天文學家喜歡的目標，但卻是專業天文學家研究的對象，特別是研究星系內恆星形成歷史的有趣目標。這個星系的距離很近，因此，哈伯太空望遠鏡可以輕鬆的解析出在這個星系中的恆星。以前認為這個星系的距離只有240萬秒差距 (780萬光年) 。但是，在2008年科學家研究來自哈伯太空望遠鏡的影像，計算出這個星系的距離是1,100萬光年，大約是比過去認為的遠了400萬光年。.
NGC 1672
NGC 1672是位於劍魚座的一個棒旋星系。它最初被認為是劍魚座星系團的成員，然而，稍後就被排除了。NGC 1672有個巨大的棒，估計長達20,000秒差距。從它的核心、棒、和螺旋臂內側的一部分都有強烈的無線電發射。核心是西佛2和，並且被星暴區域吞沒。最強的極化發射來自它的東北方塵埃帶的上游，磁場線相對於棒有著大角度並且平滑的轉到中心。.
NGC 2060
NGC 2060 是剑鱼座的一個超新星殘骸，它位于蜘蛛星云中，由威廉·赫歇耳于1836年发现。1998年发现其中有一颗脉冲星PSR J0537-6910，自转周期为16毫秒。这是5000年前的超新星爆发所形成的。 Category:剑鱼座NGC天体 Category:大麦哲伦星系 Category:超新星遗迹.
NGC 2174
NGC 2174（也稱為猴頭星雲）是在獵戶座的一個電離氫區 ，並且與疏散星團NGC 2175結合在一起。它與地球的距離大約是6,400光年。這個星雲可能是通過形成的。 NGC 2174和NGC 2175這兩個識別碼在使用上經常混淆不清。可能適用於整個星雲，或是最亮的結，或是它所包含的星團。伯納姆的以2174/2175列出整個星雲，但沒有提到星團。NGC專案（對原始描述的註解工作）指定NGC 2174是位於，突出的結，和NGC 2175是整個星雲和星團的擴展。Simbad使用NGC 2174是星雲，而NGC 2175是星團 -->。.
NGC 2207和IC 2163
NGC 2207和IC 2163是在大犬座內的一對螺旋星系，距離我們大約8000萬光年。這兩個星系都是在1835年被約翰·赫歇爾發現的，而到目前為止在NGC 2207已經發現了四顆超新星（SN 1975A、SN 1999ec、SN 2003H和SN 2013ai）。NGC 2207正受到IC 2163的潮汐剝離中。 哈伯太空望遠鏡在1999年11月曾觀察這個星系。 在2006年4月，史匹哲太空望遠鏡也曾觀測這個星系（下一張圖片）。.
NGC 2363
NGC 2363是位于鹿豹座的不规则星系NGC 2366中的恒星形成区。.
NGC 2371
NGC 2371-2是位於雙子座的雙瓣行星狀星雲。在視覺上它看起來是兩個分離的天體，因此該行星狀星雲的兩個瓣分別被收入威廉·赫歇爾的NGC天體表，因此有時候該星雲也會被分開稱為NGC 2371和NGC 2372，或者是相關的變化名稱。.
NGC 24
NGC 24是玉夫座的一個漩渦星系。星等為11.5，赤經為9分56.1秒，赤緯為-24°57'52"。在1785年10月27日首次被弗里德里希·威廉·赫歇爾發現。該星系直徑約4萬光年。.
NGC 2419
NGC 2419是在1788年12月31日被威廉·赫歇耳在天貓座發現的一個球狀星團。NGC 2419 與太陽系和銀河中心的距離大約都是30萬光年。 NGC 2419有個被稱為"星系漫遊者"的綽號，因為它被誤認為不是在環繞銀河的軌道上。它的軌道將進一步的使它遠離銀河而趨近於麥哲倫雲，但它仍被認為是銀河系的成員。在如此遠的距離上，它環繞銀河系一周約需要30億年的時間Ferris, Timothy.
NGC 2442/2443
NGC 2442 / 2443，或稱為肉鉤星系（Meathook Galaxy），是一個距離地球約5000萬光年的中間螺旋星系，位於飛魚座，由天文學家約翰·赫歇爾發現。該星系與其中沒有任何恆星的氣體雲 HIPASS J0731-69 有物理上的關連。該氣體雲可能是NGC 2442被伴星系拉扯後脫離星系而形成。.
NGC 2623
NGC 2623是一個在天球上位於巨蟹座的星系。這個星系因為是由兩個星系之間強烈碰撞後而擁有特殊形態。.
NGC 2775
NGC 2775，也稱為科德韋爾48，是位於巨蟹座的一個螺旋星系。這個星系有個核球和多條旋臂，在其間可以偵測到電離氫區，這意味著最近有恆星在形成。它是在1783年被威廉·赫歇爾發現的。 NGC 2775是在NGC 2775群中最顯著的星系，並且追隨著我們的本星系群，也是室女座超星系團的一部分。NGC 2775群的其他成員包括NGC 2777和 UGC 4781。.
NGC 2787
NGC 2787是一个位于大熊座的棒透镜星系，距离地球大约2400万光年。1999年，哈勃太空望远镜对NGC 2787进行了观测。.
NGC 2808
NGC 2808是位於船底座的一個球狀星團。這個星團屬於銀河系，並且是銀河系規模最大的星團之一，擁有超過100萬顆的恆星。估計它的年齡高達125億歲。.
NGC 2818
NGC 2818是位於南天羅盤座的一個行星狀星雲。這個壯觀的星雲是恆星在其生命的最後階段，當它已經沒有維持核心的核融合所需要的燃料時，從它的外層拋出大量炙熱的氣體形成的。它殘餘的核心將成為白矮星。 它曾經被認為是疏散星團NGC 2818A架構下的成員，然而行星狀星雲和疏散星團徑向速度上的差異，建議它們只是湊巧對齊在相同的方向上Mermilliod, J.-C., Clariá, J.
NGC 2841
NGC 2841 是位于大熊座的一个螺旋星系。最初认为它距离太阳系大约3000万光年远，2001年天文学家通过哈勃太空望远镜对该星系的造父变星进行研究确定它的实际距离为14.1百万秒差距（4600万光年）。从结构上看，NGC 2841的最大特征是含有大量年轻的蓝色恒星，而电离氢区很少。 NGC 2841包含一个低电离核发射线区（Low-ionization nuclear emission-line region，LINER），这是弱离子原子发射谱线区域的特征。.
NGC 2867
NGC 2867是位于船底座的行星状星云，大小为14角秒。它是由英国天文学家约翰·赫歇尔在1834年4月1日首先发现，当时他以为是新行星。.
NGC 288
NGC 288是在玉夫座的一個球狀星團。約翰·戴耶亞在1888年就描述了它的在視覺上的外觀。它位於星系NGC 253的東南方大約1.8°，銀南極的北北東方37'，一顆9等星南南東方15'，在西南側的恆星構成開放的半圓形，使用雙筒望遠鏡就可以看見。它沒有很集中，所以可以很容易分解出單獨的恆星。較密集的核心大小約3'，鬆散且不規則的外圍構成直徑大約9'的環狀，週邊的成員非常鬆散的向南方擴散，特別是西南方。.
NGC 289
NGC 289是一個在天球上位於玉夫座的螺旋星系。編輯NGC天體表的約翰·路易·埃米爾·德雷耳標註該星系「位於兩顆明顯明亮許多的恆星之間，相當明亮、巨大且延伸範圍很廣」。天文學家約翰·赫歇爾於1834年9月27日發現NGC 289。.
NGC 2976
NGC 2976 是位于大熊座的一个螺旋星系，属于M81星系團，位于M81西南部1° 20′处。它是在1801年11月8日由英国天文学家威廉·赫歇尔首先发现，并在H I.星表中编号为285。.
NGC 300
NGC 300，即科德韋爾70（Caldwell 70），是玉夫座的一個漩渦星系，是最接近本星系群的星系，並可能位於本星系群和玉夫座星系群之間。該星系由詹姆士·丹露帕於1826年8月5日發現。它是玉夫座星系團方向五個主要的漩渦星系中最明亮的。從地球上觀測，它的傾斜角是42°，並有許多方面和三角座星系相當類似 。.
NGC 3169
NGC 3169是一個位於六分儀座的螺旋星系。該星系的形狀受到鄰近星系NGC 3166的重力擾動而變形。2003年在該星系內發現超新星SN 2003cg。.
NGC 3190
NGC 3190是狮子座的一个螺旋星系，有着紧密的旋臂，由威廉·赫歇尔在1784年发现。它是希金森44星系团的成员，距离地球约8000万光年。 2002年观测到NGC 3190的两颗超新星。巴西业余天文学家Paulo Cacella在2002年3月在其东南部发现一颗超新星SN 2002bo；两个月后，一个意大利小组在研究前者时在星系的另一侧发现了另外一颗超新星SN 2002cv。 苹果公司于2012年推出的操作系统OS X Mountain Lion采用哈勃空间望远镜拍摄的，经过蓝颜色处理的NGC 3190星系照片作为默认桌面背景。 Image:Phot-17-06-w1.jpg|2003年3月欧南台甚大望远镜拍摄的NGC 3190。 Image:SN2002bo-eso0617a-2003.jpg|超新星 2002bo 特写(ESO/VLT 2003年3月)。 Image:NGC 3190.jpg|哈勃空间望远镜拍摄的合成照片。 Image:NGC3190-NGC3187-NGC3189GALEX.jpg|GALEX拍摄的NGC 3190区域的紫外照片.
NGC 3195
NGC 3195 是位於蝘蜓座的一個行星狀星雲，它是天空中所有明亮的行星狀星雲中最偏南邊，而在北半球的所有觀測者都不能完整的看見它。約翰·赫歇爾在1835年最早發現它，它的外觀略呈橢圓，大小為40×35角秒，使用口徑10.5公分的望遠鏡，在低倍率下就能看見這個行星狀星雲。 光譜顯示NGC 3195正以17公里/秒的速度朝向地球接近，而這個星雲膨胀的速率約是40公里/秒。星云中心恆星的星等 >15.3V或16.1B，肉眼觀察当然看不見。目前估計的距離是1,700秒差距。.
NGC 3344
NGC 3344是一個相對孤立的旋渦星系，位於小獅座，距離地球2,250萬光年。NGC 3344屬於獅子座群，是處女座超星系團的一個分支。 NGC 3344形態學分類為（R）SAB（r）bc，表明它是一個擁有中等、鬆散螺旋臂的螺旋星系。NGC 3344中心是一個角直徑約3分的HII核。.
NGC 346
NGC 346是一個周圍被星雲環繞的疏散星團，位於小麥哲倫星系內，天球上位於杜鵑座。該星團內的恆星HD 5980是小麥哲倫星系內亮度最高的恆星。 該星團由詹姆士·敦洛普發現於1826年。.
NGC 3521
NGC 3521是一個絮結螺旋星系，距離地球約2千6百萬光年，位於獅子座。在星系分類中屬於 SAB(rs)bc，代表它有一個棒狀結構的痕跡（SAB）、一個不明顯的內環結構（rs）和中等到鬆散緊密程度的螺旋臂結構（bc）。該星系因為它的低橢圓率，以及和觀測者視線方向夾角為72.7°的高傾角，使其棒狀結構相當難以辨認。星系中相對較亮的核球占了棒狀結構的四分之三，代表核球可能相當巨大。NGC 3521的核心被分類為 HII LINER，代表它的核心有电离氢区（H II）存在，使核心區形成了低電離核發射線區（Low-ionization nuclear emission-line region，LINER）。.
NGC 3532
NGC 3532，也稱為許願井星團或科德韋爾91，是位於船底座的一個疏散星團。它得到這樣的名稱是因為透過望遠鏡的目鏡觀察，它看起來像 在許願井底閃耀著的數打銀幣。 在大約1,321光年的距離上，有著將近150顆亮度7等和更暗的恆星，使它成為哈伯太空望遠鏡在1990年5月20日開始觀測時的第一個目標。南十字座的十字架三 (南十字座β) 和十字架四 (南十字座δ)約略的指向NGC 3532，它位於南十字座和巨大但較暗淡的偽十字星群之間，。 with X Carinae the nearest star right next to the cluster but not a member and Eta Carinae & its famous nebula not too far away along with a bunch of other nearby deep sky objects.
NGC 3603
NGC 3603是銀河在船底座旋臂中的一個疏散星團，與太陽系的距離為20,000光年。 一個多世紀以來，NGC 3603一直受到密集的研究，因為他是很靠近我們的一個星爆區域，有著低視覺消光、亮度和密實度的獨特組合。 它是約翰·赫歇爾在訪問南非時於1834年3月14日發現的，他的註記說這是一個非常顯著的天體……可能是一個球狀星團。它在1847年出版的南非好望角天文觀測結果中被標示為星雲3334。在1864年皇家學會出版的星雲和星團總表中是2354號。之後他被J.
NGC 3949
NGC 3949是位於大熊座的一個無棒螺旋星系，估計它與地球的距離大約是5,000萬光年。.
NGC 3982
NGC 3982位於大熊座的一個中間螺旋星系，威廉·赫歇爾於1789年4月14日發現它。NGC 3982距離地球680萬光年，也是大熊座北星系團（M109 Group）的成員之一。 1998年4月13日，該星系曾出現一顆超新星SN 1998aq（英國業餘天文愛好者發現時為14.9等，兩天後達至最亮的14.0等），哈伯太空望遠鏡在2003年9月拍攝這個星系的。.
NGC 4214
NGC 4214是位於獵犬座的一個棒型不規則星系。距離地球約1000萬光年。.
NGC 4314
NGC 4314是一個位於后髮座的棒旋星系，距離地球約4千萬光年。該星系最顯著且最不尋常的特徵是它的核心附近由明亮年輕恆星組成的環狀恆星形成帶。這些環結構的形成有部分原因被認為是林達博共振。一般認為該區域恆星大量型成發生在過去數百萬年內，這在天文學上是非常短的時間，因為大部分主序星的年齡都有數十億年，並且它們在星系內的形成通常不會有固定模式。未來必須要對該區域進行更進一步研究以了解星系內這類環結構的演化。.
NGC 4414
NGC 4414 是后髮座的一個螺旋星系，距離地球6200萬光年。超新星SN 1974G是目前在NGC 4414內唯一發現的一顆超新星，1995年哈勃望遠鏡曾經觀察過它，當時為了測量它與地球的距離。.
NGC 4449
NGC 4449，也稱為科德韋爾21，是位於獵犬座的一個不規則星系，距離大球大約1,200萬光年，屬於M94星系團 (獵犬座星系群) 的一部分。這是相對來說相當靠近本星系群，我們銀河系系所屬的星系群，的一個星系群。由於和大麥哲倫星系 (LMC) 的大小非常相似，因此被仔細的研究和拿來做為比較。NGC 4449有一般的棒型，也有LMC的特徵，散布著藍色的恆星和星團。靠近底部 (哈伯的照片) 是氫原子氣體發出的粉紅色光，這是大質量恆星形成區的洩蹤劑。與鄰近星系間的交互作用被認為對恆星的形成有所影響。.
NGC 4603
NGC 4603是一個位於半人馬座的螺旋星系。目前在該星系中已經發現了超過36顆經典造父變星，是哈伯太空望遠鏡尋找星系中造父變星最遠的一個星系。.
NGC 4622
NGC 4622是一個位於半人馬座，旋轉盤面正對地球的螺旋星系。.
NGC 4639
NGC 4639是一個位於室女座的棒旋星系，距離地球約7000萬光年，是室女座星系團的成員星系之一。該星系中心有超大質量黑洞存在。 NGC 4639同時也是一個低光度活动星系核的典型例子，分類上屬於西佛1型星系。.
NGC 4650A
NGC 4650A是位於半人馬座的極環星系。.
NGC 474
NGC 474 是雙魚座的一個透鏡狀星系，距離地球約1億光年。該星系以存在形成原因不明的潮汐尾而聞名。.
NGC 4881
NGC 4481 是后髮座的一個橢圓星系，也是后髮座星系團的成員之一。由普魯士天文學家罗雷尔·路德威·德亚瑞司特在1865年發現，1994年哈勃望遠鏡曾經觀察過它。.
NGC 4911
NGC 4911是在后髮座內后髮座星系團深處的一個螺旋星系，距離地球大約3億2000萬光年。這個星系在它的中心有著豐富的塵埃和氣體行程的小徑，在星系內的氫雲顯示恆星正在形成中。這是罕見的座落在星系團核中的螺旋星系。.
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。.
NGC 5195
NGC 5195（或稱為Messier 51b、M51b）是一個和渦狀星系（M51A或NGC 5194）交互作用的矮星系。前述兩個星系都距離地球約2500萬光年，位於獵犬座。而這兩個星系是最著名的其中一對交互作用星系。.
NGC 524
NGC 524 是位於雙魚座的一個透鏡星系，距離地球大約9000萬光年，在星系中心可以看見凸起的核球，形成一種螺旋結構。它是一個小星系群，與NGC 488組成的NGC 524星系群中最大的星系。它是威廉·赫歇爾在1786年發現的。在這個星系已經觀測到兩顆超新星：SN 2000cx，峰值亮度14.5等的Ia-p型，和Ia型的SN 2008Q 。.
NGC 5248
NGC 5248，也稱為科德韋爾45，是位於牧夫座，距離地球大約5,900萬光年的緊密中間螺旋星系。它是牧夫座中唯一一个星等亮于11的星系，位于牧夫座的西南角上，距离室女座的东边轮廓不到10'。它是NGC 5248群中的星系，本身也是位於室女座超星系團東邊的室女III星系團。NGC 5248的距離測量有很大的出入，從4,140萬光年 (1,270萬秒差距)至7,400萬光年 (2,270萬秒差距)，平均是5,870萬光年 (1,770萬秒差距)。.
NGC 5264
NGC 5264是一個不規則星系，位於長蛇座。NGC 5264是半人馬座 A/M83星系團的一部分，距離地球大約1,500萬光年。 1835年3月30日，約翰·赫歇爾（John Herschel）發現NGC 5264，NGC的主編者約翰·路易·埃米爾·德雷耳（John Louis Emil Dreyer）稱其為「非常黑暗的圓形星系」。 哈勃太空望遠鏡在2016年拍攝過NGC 5264。這個星系相對較小，是一個矮星系，一種比正常螺旋星系和橢圓星系小得多的星系。事實上，NGC 5264的直徑只有11,000光年（3300毫秒）。矮星系通常有十億顆恆星。 NGC 5264顏色比較藍，因為它與其他星系的相互作用，提供恆星形成的氣體所致。.
NGC 5315
NGC 5315是一个位于圆规座的行星状星云。视星等为9.8，包裹着一颗14.2等的恒星。位于圆规座α西南5.2度处。该星云的盘状特征要放大200倍才可见。.
NGC 5466
NGC 5466是分類為 XII，位於牧夫座的球狀星團，距離地球51,800光年，距離銀心52,800光年，在1784年5月17日就被威廉·赫歇爾發現，並編號為HV1.9。 這個球狀星團很異常的包含了一些藍色的水平分支恆星，並且和平常的球狀星團一樣是金屬貧乏的恆星。在2006年發現它是一個被稱為" 45度潮汐流"星流的來源，這個星流從牧夫座延伸至大熊座，大約有1.4°寬。.
NGC 5584
NGC 5584是一個位於室女座的螺旋星系，直徑超過5萬光年，距離地球約7千2百萬光年。 哈伯太空望遠鏡所拍攝該星系藍色影像是年輕的恆星，暗色區域則是塵埃，偏紅的點狀物則是背景星系。 在NGC 5584中已發現250顆造父變星。 本條目影像是2010年1月到4月間，由哈勃空间望远镜搭載的第三代廣域照相機拍攝的數幅影像合成。.
NGC 5754
NGC 5754是一個距離地球約2.18億光年的棒旋星系，在天球上位於牧夫座。該星系為阿普297交互作用星系群的成員星系，除了NGC 5754，該群還包含了星系 NGC 5752、NGC 5753、NGC 5755。.
NGC 5775
NGC 5775是一個位於室女座的螺旋星系，為室女座星系團的成員星系之一，距離地球約8500萬光年。.
NGC 5866
NGC 5866（因其形態扁長（地球在其側向），俗稱紡錘星系），是天龍座的一個S0-a型星系，距離地球4400萬光年。視直徑5.4角分，經測量其大小有6萬光年。NGC 5866於1781年由皮埃尔·梅尚與夏尔·梅西耶共同發現，於1788年由威廉·赫歇尔單獨發現。 有說這就是M 102，但國際天文界並未有共識。.
NGC 5879
NGC 5879 是在天龍座的一個星系。 這個星系在1788年被威廉·赫歇爾發現，是NGC 5866星系群的成員之一。.
NGC 602
NGC 602 是水蛇座的一個彌散星雲。.
NGC 6027
NGC 6027是一個透鏡星系，Edouard Stephan在1882年發現這個星系。它是緻密星系群西佛六重星系中最亮的星系。.
NGC 6027a
NGC 6027a是位於巨蛇座，屬於緻密星系團西佛六重星系中的一個螺旋星系。.
NGC 6027b
NGC 6027b是位於巨蛇座，屬於緻密星系團西佛六重星系中的一個星系。.
NGC 6027c
NGC 6027c是位於巨蛇座，屬於緻密星系團西佛六重星系中的一個星系。.
NGC 6027d
NGC 6027d位於巨蛇座，是屬於緻密星系團西佛六重星系中的一個螺旋星系。但是NGC 6027d與集團中的其他星系沒有明確的交互作用，只是一個在視線上位於相同方向的背景星系。.
NGC 6027e
NGC 6027e 是NGC 6027的潮汐尾屬於緻密星系團西佛六重星系中的一部分，它的位置在巨蛇座。.
NGC 604
NGC 604是位於三角座星系內的一個電離氫區，它是威廉·赫歇爾在1784年9月11日發現的。它是本星系團最大的電離氫區之一，距離地球約270萬光年，最長處的直徑約1,500光年（460秒差距），可見部分的大小是獵戶座大星雲的40倍，亮度則是6,300倍。如果在相同的距離上，它會如同金星般的明亮。像所有的發射星雲一樣，它的氣體被群聚在中心的大質量恆星電離。這些恆星大約有200顆是O型星和沃夫–瑞葉星，質量是105太陽質量，而年齡大約350萬歲。不同於大麥哲倫星系蜘蛛星雲中心的星團（R136），NGC 604是一個更緊湊，更類似於巨大星協，原型的鱗狀排列星協（Scaled OB Association，SOBA）。.
NGC 6118
NGC 6118是一個距離地球約8300萬光年的宏觀螺旋星系，位於巨蛇座。該星系的直徑約11萬光年，與銀河系相當。它的形態分類為 SA(s)cd，代表它有數個結構較鬆散的螺旋臂。星系內的許多亮藍色區域是恆星大量形成區域，並且可以觀測到光度極高和年輕的恆星 。 因為 NGC 6118 的亮度較暗，因此小望遠鏡較難觀測到它。業餘天文學家稱該星系為「Blinking Galaxy」，因為肉眼在不同位置觀測該星系時，該星系影像容易不時進入或跳出望遠鏡視野。.
NGC 6210
NGC 6210是一個位於武仙座的行星狀星雲；距離地球約6500光年。該星雲形狀像一隻烏龜，中心是瀕死的白矮星。1825年由俄國天文學家瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维發現。.
NGC 6357
NGC 6357是在天蝎座鄰近NGC 6334的一個瀰漫星雲。 由於這個星雲的外觀，的科學家稱它為戰爭與和平星雲。 他們說在紅外線的影像中，明亮的西側像一隻鴿子，而東側看起來像是骷顱。這個星雲包含許多有黑暗的盤面遮蔽的原恆星，和被仍在擴張的繭包覆著的年輕恆星。.
NGC 6397
NGC 6397 是一个位于天坛座的球状星团。 它距离地球大约有7,200光年的距离,这使得它成为距离地球最近的两个球状星团之一(另一个是M4).这个星团包含大约400,000颗恒星。 NGC 6397是银河系当中至少20个经历过中心坍塌的球状星团之一， 这意味着它的中心拥有非常密集的恒星。.
NGC 6503
NGC 6503是位於边缘的視場矮星系，在天球上位於天龙座，距离地球约1700万光年。NGC 6503又被称为“失落的星系”（Lost in Space Galaxy）。外形上是旋涡星系，和银河系很相似，直径约3万光年，体积是银河系的大约1/3。NGC 6503的觀測影像色彩相當多樣，在它的螺旋臂分散著明亮的紅色氣體區。明亮的藍色區域包含正在形成中的恆星。暗褐色的塵埃聚集區在螺旋臂和星系核心區域可見。.
NGC 6565
NGC 6565，也稱為ESO 456-70，距離地球約14,000光年，是位於人馬座的一個行星狀星雲。這是顆垂死的恆星（由恆星風推開的恆星外殼氣體和恆星構成星雲本身的顏色）。.
NGC 6572
NGC 6572 是一個行星狀星雲，視星等8.1，即使以業餘天文學家的小望遠鏡，它也是個足夠明亮，可以輕鬆觀測到的目標，因此很受業餘人士的注意。它的位置在蛇夫座，距離3,500光年，以低倍數觀看時像一顆有顏色的恆星，但提高倍數就可以看出它的形狀。NGC 6572是在1825年被德國天文學家瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维發現的。.
NGC 6624
NGC 6624是一個位於人馬座的球狀星團，由威廉·赫歇爾發現於1784年6月24日。該星團視星等7.6。.
NGC 6723
NGC 6723是一個位於人馬座的球狀星團。.
NGC 6751
NGC 6751是在天鷹座的一個行星狀星雲，又稱為亮眼星雲。估計它距離地球約6,500光年，直徑是0.8光年，在這個星雲中心的恆星表面溫度大約是140,000K。這是一顆在數千年塌縮的恆星，拋出外層氣體形成的。 這個星雲是澳大利亞高級中學的學生參加雙子星天文台舉辦的影像競賽中獲選的畫面，並贏得2009年雙子學校天文競賽的主題。 本條目中NGC 6751的圖片是在2000年4月被選出做為哈伯太空望遠鏡發射十週年紀念的假色合成影像。.
NGC 6752
NGC 6752是在孔雀座的一個球狀星團，它是繼杜鵑座47和半人馬座ω之後第三亮的，最適合觀賞的時間在每年的六月至十月。 NGC 6752是詹姆士·丹露帕於1826年6月30日在帕拉馬塔首度確認的，他描述是明亮的不規則星雲，可以分解成一簇簇的許多恆星，高度的壓縮在中心。這對應於一個半徑1.3光年的恆星密集核心區，表明它經歷了核心塌縮。這個星團距離銀河核心約17,000光年，距離地球13,000光年，是離地球較近的球狀星團。它在夏普力-索耶集中度分類法屬於VI，即有著適中的密度，並且計算出它的年齡大約是117億年。它有大量的聯星系統，以及藍掉隊星，可可能是較小的恆星碰撞和合併形成的。 它的視星等為5.4等，所以可以用裸眼直接看見，然而這需要良好的觀測條件和極少光污染的環境。它位於5等的孔雀座ω東方1.5度，用雙筒望遠鏡觀賞它覆蓋的面積有滿月的四分之三。最接近的亮星是1.92等的孔雀α，在它的北方3.25度和東方9.52度。 錢卓X射線天文台已經在這個星團的核心發現六個X射線源。.
NGC 6753
NGC 6753是一個距離地球約1.5億光年的無棒螺旋星系。該星系的盤面幾乎完全垂直面向地球，在天球上位於孔雀座。該星系由約翰·赫歇爾發現於1836年7月5日。 因為NGC 6753是相對較接近地球的巨大螺旋星系，2013年時，天文學家使用哈伯太空望遠鏡觀測NGC 6753與另一星系的銀冕細節。.
NGC 6814
NGC 6814是一個距離地球約7500萬光年的中間螺旋星系，在天球上位於天鷹座，因此根據NGC 6814與地球距離和該星系在天球上的角直徑可得知盤面橫跨85000光年。.
NGC 6818
NGC 6818，或稱為小寶石星雲（Little Gem Nebula），是位於人馬座的行星狀星雲，距離地球約6000光年，直徑約0.5光年。由天文學家威廉·赫歇爾發現於1787年。.
NGC 6886
NGC 6886是在天箭座的一個行星狀星雲。它是在1884年9月17日被拉爾夫·科普蘭（Ralph Copeland）發現的。.
NGC 6888
眉月星雲（Crescent Nebula.）也稱為NGC 6888或Caldwell 27，距離大約5,000光年，是位在天鵝座的發射星雲。它由來自沃爾夫-拉葉星HD192163（WR 136）快速的恆星風，與它在40萬年前仍是紅巨星時吹出的慢速恆星風氣體碰撞與擠壓造成的。碰撞的結果形成殼狀並產生二股震波，一股向內移動，另一股向外移動。向內移動的震波使恆星風被加熱而輻射出X射線。.
NGC 6934
NGC 6934，也稱為科德韋爾47，是位於海豚座的一個球狀星團 ，與地球的距離大約是50,000光年。它是威廉·赫歇爾在1785年9月24日發現的。.
NGC 7027
NGC 7027是一個極為年輕，且物質極為緻密的行星狀星雲，距離地球約3000光年（920秒差距），位於天鵝座。該星雲於1878年由讓·瑪璉·愛德華·史提芬使用馬賽天文台口徑31英吋望遠鏡發現，是最小的行星狀星雲之一，也是至今最被廣泛研究的。.
NGC 7250
NGC 7250是一個位於蝎虎座的不規則星系。該星系是明亮恆星大量且快速形成的藍色星系，其恆星形成率超過銀河系一個数量级。 2013年，天文學家在NGC 7250發現一顆Ia超新星，即SN 2013dy 。該超新星在爆炸後約2.4小時被偵測到，在當時是爆炸後最短時間內被偵測到的超新星。 NGC 7250在天球上的前景星為TYC 3203-450-1，目前對該恆星幾乎沒有相關研究。而該恆星與地球間的距離較NGC 7250近一百萬倍。.
NGC 7252
NGC 7252是一個在10億年前開始因為兩個星系之間重力交互作用而形成的特殊星系。該星系距離地球約2.2億光年，位於寶瓶座。該星系因為它有一個由大量恆星組成的環結構，且外觀上看類似電子環繞原子核的軌道，因此得到另一別稱「原子能和平用途星系」（Atoms for Peace galaxy）。.
NGC 7320
NGC 7320是飛馬座的一個漩渦星系，是史提芬五重奏的成員之一，距離地球4000萬光年（前景星系），但其他的成員卻距離地球3亿光年。.
NGC 7582
NGC 7582是位於天鶴座的一個棒旋星系，在哈伯分類是SB(s)。它的視大小是5.0' × 2.1'，視星等11.37等，距離地球大約7,000萬光年，實直徑大約100,000光年。這個星系是西佛2型的活躍星系，位於室女超星系團中心西部的位置。.
NGC 7662
NGC 7662，也稱為藍雪球星雲或科德韋爾22，是位於仙女座的一個行星狀星雲。這個星雲的真實距離並不很精確，依據Skalnate Pleso星表 (1951)是1,800光年，直徑20,00天文單位。稍後，C.R.O'Dell (1963)測量的距離是1,740秒差距或大約5,600光年，真實的大小也增加至0.8光年或大約50,000天文單位。在它的中心可以看見一顆暗淡的恆星，光度在12-16等之間。中心的恆星是一顆藍矮星，有著連續光譜，計算逤得的溫度是75,00K。這是所知的行星狀星雲中，中心恆星溫度最高的一顆。 NGC 7662是一顆很受業於觀測者喜愛的星雲，一架小的折射鏡就可以解析出恆星和輕微的雲氣。以6吋鏡放大100倍觀察，將可以看見藍色的盤狀。使用16吋或更大的口徑，可以看內部細微的顏色和亮度變化。.
NGC 7814
NGC 7814，也稱為UGC 8或科德韋爾43，是位於飛馬座，並以側面朝向地球的一個螺旋星系，距離4,000萬光年。這個星系有時被做為梅西爾104的一個縮影，稱為"小墨西哥寬邊帽"。這個星系的背景星場因為暗淡而著稱，因此在影像中可以影像中可以看見如同哈伯深空一樣遙遠的星系。.
NGC 922
NGC 922是距離地球1億5千萬光年遠的一個棒渦星系。環的結構和扭曲的螺旋臂是3億3千萬年前一個小星系將它當作宇宙射擊的靶心，擊中NGC 922的核心造成的結果。.
OGLE-2007-BLG-349(AB)b
OGLE-2007-BLG-349(AB)b宣布發現該行星的論文錯誤地將後綴編為小寫的「c」，但這可能只是個失誤。並且請勿和代表聯星系統中的伴星，即大寫的「B」混淆。是一顆距離地球約8000光年的环联星运转行星，位於天球上人馬座的方向上。該系外行星是環聯星運轉行星中第一顆以微引力透镜法發現的。.
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P/2010 A2
P/2010 A2 (LINEAR)彗星是具有彗星也有小行星特徵的太陽系小天體之一，因此，在命名上一開始是給予彗星的名字。後來，它的軌道被證實是在小行星的主帶，並且有著彗星樣的尾巴，它就被分類為主帶彗星。分析來自哈伯太空望遠鏡的影像，顯示它的尾巴是由與其他的小行星碰撞產生的乾燥灰塵和礫石組成，而不是從彗星狀的冰升華產生的。 核的位置明顯的偏向一側不在尾巴的軸線上，並且在塵埃暈之外，這是在其它的彗星上從沒有見過的現象。尾部是由毫米大小的顆粒組成，因此會被太陽輻射壓力推離。 P/2010 A2是在2010年1月6日被林肯近地小行星研究小組(LINEAR)使用1米(36英吋)的反射望遠鏡裝配CCD照相機發現的，它被觀測了26天，由弧長推算軌道週期約3.5年，精確的軌道細節還需要再精鍊才能更準確的模擬軌道。它大約在被發現之前的一個月，於2009年12月初通過近日點(最接近太陽)。 由於遠日點(離太陽最遠)只有2.6天文單位 ，P/2010 A2 終其一生都位於2.7天文單位的凍結線內側。在凍結線的內側，揮發性冰是較為常見的。雖然並未偵測到氣體或是水蒸氣的成分，但是仍未能排除P/2010 A2的尾巴可以從隱藏在地殼下的冰昇華釋氣而形成 。 P/2010 A2的直徑大約是150米(460英呎)，而剛發現時就懷疑他的直徑不超500米。 另一個天體，在2006年發現的半人馬60558 Echeclus，也被懷疑是釋氣的結果才成為一個不確定的分裂事件。 P/2010 A2的軌道與花神星族的成員相符，這個族群是由約一億多年前碰撞的碎片產生的。可能是造成恐龍滅絕罪魁禍首的K/T撞擊者，也有可能來自於花神星族。.
P/2013 P5
P/2013 P5是由泛星計畫（Pan-STARRS）的望远镜在2013年8月27日发现的小行星（或主带彗星）。 哈勃空间望远镜对它进行观测发现它有六条彗星样的尾巴。 因此对这个星体的命名采用彗星的命名方式。.
Pismis 24-1
Pismis 24-1（即HDE 319718），是弥漫星云NGC 6357中的疏散星团Pismis 24的一部分，距离地球8,150光年，是Pismis 24中质量最大、亮度最高的恒星，也是目前已知光度最亮的恒星之一。 在最近哈勃太空望远镜对Pismis 24-1的观测发现，它至少是一个三联星系统，包括Pismis 24-1SW和一对双星Pismis 24-1NE。Pismis 24-1SW的光谱类型已经确定，它是一颗非常明亮的蓝超巨星，将可能演化为高光度蓝变星。Pismis 24-1NE的光谱型还没确定。上述恒星和位于其附近的Pismis 24-17在诞生时质量都接近100个太阳质量，但并没有超过爱丁顿极限。.
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。.
R136
R136也稱為RMC 136，是一個超星團，靠近劍魚座30複合體(也稱為蜘蛛星雲)的中心，位於大麥哲倫雲內。它是一個年輕的星團，擁有年齡只有1-2百萬年的巨星和超巨星，主要恆星的光譜類型都是O3，有39顆已經證實是O3-型恆星。此外，還有幾顆被證實是沃夫-瑞葉星。.
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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。.
RX J1131-1231
RX J1131-1231是一個距離地球約60億光年，並且核心有超大質量黑洞存在的類星體，在天球上位於巨爵座。 2014年，天文學家在該類星體發現它的X射線輻射來自於位於事件視界3倍半徑區域的吸積盤內。這項發現代表中心的黑洞旋轉速度極高，讓吸積盤可在極小半徑區域內存在。這也是天文學家得以第一次直接量測黑洞的旋轉速度。 這項發現是由密歇根大学天文學家魯本斯·雷斯（Rubens Reis）的團隊以NASA的钱德拉X射线天文台、哈伯太空望遠鏡、歐洲太空總署的 XMM-牛顿卫星影像進行分析而獲得。該團隊觀測到X射線在黑洞周圍旋轉並且讓物質落入黑洞，使類星體發出強烈輻射的吸積盤最內側區域。藉由量測吸積盤的半徑，天文學家得以計算黑洞的旋轉速度，結果是幾乎達到光速的一半。如此高速旋轉顯示有大量氣體和塵埃正落入黑洞中。 然而，如果不是因為RX J1131-1231和地球之間有一個巨大橢圓星系這樣難得的位置關係，就可能無法進行黑洞旋轉速度量測。該橢圓星系成為讓該類星體的光放大為原本四倍的重力透鏡。如此強烈的重力透鏡效應也產生時間延遲，也就是說，該類星體的其中一個影像尖會比其他影像更早被觀測到。.
S/2004 N 1
S/2004 N 1是一顆海王星的小衛星，發現於2013年。該衛星因為體積過小，1989年航海家2號飛越海王星時並未發現。在SETI協會任職的天文學家（Mark R. Showalter）分析哈伯太空望遠鏡於2004到2009年拍攝的海王星影像後，於2013年7月宣布發現該衛星。S/2004 N 1環繞海王星的軌道週期是22小時28.1分。.
S/2015 (136472) 1
S/2015 (136472) 1是柯依伯带矮行星鳥神星已知唯一的衛星，暱稱MK 2，尚未正式命名，按照卫星命名习惯推定正式中文名称将为“鸟卫一”。2015年4月，研究人员用哈勃望遠鏡第三代廣域照相機观测到这颗天体，经过数据分析之后，在2016年4月26日通过小行星中心正式宣布这一发现。这颗卫星的發現，使得所有位於海王星軌道外的矮行星都擁有至少一顆衛星。.
SAO 206462
SAO 206462是一顆擁有星周盤的年輕恆星，並且其星周盤內有明顯的螺旋臂結構。該恆星距離地球約400光年，在天球上位於豺狼座。星周盤內的螺旋臂結構可能和行星存在於盤內相關。該盤的直徑大約是冥王星軌道的2倍。.
SDSS J162702.56+432833.9
SDSS J162702.56+432833.9，是外太空一個星系。在NASA / ESA哈伯太空望远镜看起来是一个弥漫柔软不规则的星系；这个星系可能是很久以前，两个也许类似于银河系的螺旋星系经过数百万年互相旋转、碰撞、合并的结果。 在合并中，原星系的星系盘延伸之后包围着新的星系核，几次互相旋转之后，因星系碰撞引发的星爆结束，按照哈勃分类这个星系是一个椭圆星系。 当星系碰撞时，所引发的引力波动搅动着原星系中的尘埃气体，形成大量的蓝白色恒星，此时整个星系看起来是蓝色的。不过这些恒星不会维持太长时间，经过几十亿年后这个星系将会变成以红色低质量恒星为主的椭圆星系。哈勃望远镜帮助天文学家们观测到这个星系，也观测到星系合并中所有阶段。 在SDSS J162702.56+432833.9星系中央有一些模糊的蓝色区域，那里聚集了一些残余的气体尘埃。 这些尘埃带可能是最近离开星系的旋臂的残余。.
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Sher 25
Sher 25 是一個年老的藍色超巨星，距離地球約 20,000 光年，位於銀河系中疏散星團 NGC 3603 中的电离氢区。該恆星的光譜類型 B1.5Iab，屬於藍超巨星，視星等 12.2。在天球上屬於船底座，位置是赤經，赤緯。 一般認為 Sher 25 即將變成超新星，而且其爆炸模式會相當類似大麥哲倫星系中的 SN 1987A，將會有環狀結構環繞爆炸中心，且兩極會有噴發物。Sher 25 的質量為太陽的 60 倍，在爆炸後一般認為會留下黑洞。表面溫度高達 30,000 K。.
SN 1885A
SN 1885A（也稱為仙女座S）是一顆曾於仙女座星系（M 31）出現的超新星，也是目前唯一一顆在該星系被發現的超新星，以及第一顆被觀測到位於銀河系外的超新星。 1885年8月19日，业余天文爱好者Isaac Ward在贝尔法斯特市（北爱尔兰首府）发现了它，次日德國天文學家Ernst Hartwig於愛沙尼亞的塔尔图天文台独立地发现了它。它的最亮视星等达6等，但到了1886年2月1日，它已经黯淡到16等，在当时的观测技术而言，以后就看不到了。它离 M 31 的核心极近，為淡紅色的天體，亮度衰退得相當迅速。哈勃望遠鏡曾經在1995年對它進行過觀測。 SN 1885A当年没有留下光谱资料，根据哈勃观测资料，天文学家认为它是一颗不规则的Ia超新星，爆发后形成的铁比正常的 Ia 型少。.
SN 1961V
SN 1961V是一顆異常的超新星事件，是類似超新星的假超新星。這顆潛在的冒名者在1964年首度被弗裡茨·茲威基檢出，SN 1961V出現在距離大約9.3 Mpc（3千萬光年）遠的星系NGC 1058。不像許多的超新星，它的祖恆星類似海山二，是顆非常大且亮的藍色恆星。估計其祖恆星的質量高達2,000太陽質量，但這很可能是被高估了。如果SN 1961V不是一顆超新星，它最有可能是高光度藍變星的一次極端的大爆發。 SN 1961V的爆炸，以2,000Km/s的速度將殘骸向外拋出，這比大多數超新星的速度慢得多。它的光變曲線，與逐步攀升至最大光度，相較於一般超新星也不相同。這個不尋常的光度曲線導致它被懷疑是其他的事件。如果這顆恆星還存在者，它將被標誌為假超新星，而不是一顆真正的超新星SN 1961V。哈伯太空望遠鏡和史匹哲太空望遠鏡的使用者，一直在試圖確定其祖恆星是否還存在。但是，此一事件的碎片遮蔽了這個區域，和阻礙了這些觀測的企圖。 俄亥俄州立大學的Christopher Kochanek已經將此一事件和超新星SN 2005gl比對，建議類似於SN 2005gl的前超新星質量損失可以解釋擴張的低速度。Kochanek的小組經過分析，強烈的認為SN 1961V是一顆正的超新星。幾乎在同一時刻，另一個團隊檢測到一顆高度明亮的藍色恆星存在於這顆超新星的殘骸現場，然而他們不能排除這顆是爆炸後倖存的伴星。.
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。.
SN 1993J
SN 1993J是1993年3月28日由西班牙天文学家弗兰西斯科·加西亚（Francisco Garcia Diaz）发现的超新星。它位于大熊座的河外星系M81，距离约为8.5 ± 1.3 百万光年 （2.6 ± 0.4百万秒差距），最亮时视星等为10.8等，它是二十世纪第二亮的超新星，仅次于位于大麦哲伦星系的SN 1987A。.
SN 2003gd
SN 2003gd是2003年6月12日罗伯特·埃文斯(Robert Evans)利用口径为31厘米反射望远镜在双鱼座M74星系发现的超新星，并于6月13日由赛丁泉天文台的口径为1米的望远镜予以确认。 在SN 2003gd爆发前哈勃空间望远镜和双子星天文台对M74分别进行过大约200天和300天的观测，天文学家由此可以根据资料确定SN 2003gd的前身星是一颗质量大约为太阳7倍的红巨星，刚好符合恒星演化的预测模型。这也是天文学历史上第一次能够准确确认一颗II-P型超新星的前身星。.
SN 2005gl
SN 2005gl是位於棒渦星系NGC 266內的一顆超新星。它是在2005年10月5日被派克特天文台設於格魯吉亞的60公分自動望遠鏡以CCD影像擷取到的，並由與Peter Ceravolo合作的Tim Puckett提出報告。日本的Yasuo Sano 也獨立發現了這顆超新星。 這顆超新星位於星系核心東方29.8″和北方16.7″ 。根據它的光譜，它被分類為II型超新星，是一顆核心塌縮的超新星。它的紅移 z.
SN 2011dh
SN 2011dh是一顆位於渦狀星系（M51）的超新星。該超新星是發現於2011年5月31日的II型超新星，發現時視星等13.5，座標是13:30:05.08 +47:10:11.2。.
SN 2011fe
SN 2011fe，初始名字为PTF 11kly，是一颗位于大熊座风车星系（M101）的Ia型超新星。它是21世纪第一颗视星等亮于+10等的超新星。 SN 2011fe是在2011年8月24日检查由帕洛马山天文台进行的帕洛马瞬变工厂（Palomar Transient Factory，PTF）项目在8月22日和23日自动拍摄的照片时发现的。这颗超新星的前身星是位于M101星系的白矮星，距离地球2100万光年 。PTF在这颗超新星爆发后不久就发现这次事件，这时候它还很昏暗，视星等低于人类肉眼直接见到的亮度的100万倍以下。SN 2011fe也因此成为人类发现到的最年轻的Ia型超新星。之后，SN 2011fe的亮度一直在增亮，到2011年9月13日，它达到最高亮度——视星等+9.9，这时它的绝对星等为-19等，是太阳亮度的25亿倍。.
SN UDS10Wil
SN UDS10Wil是一顆發現於2013年4月的Ia超新星，是目前已知距離地球最遠的Ia超新星。該超新星的紅移值1.914，相當於105億光年。該超新星由哈伯太空望遠鏡的第三代廣域照相機影像發現。該超新星被戲稱為威爾遜超新星（SN Wilson），名稱來自於第28任美國總統伍德罗·威尔逊。.
SNR 0509-67.5
SNR 0509-67.5位於劍魚座，距離地球160,000光年，是在大麥哲倫雲（LMC）內由超新星產生的殘骸。它在2004年被發現含有化學元素矽和鐵，可能是顆Ia超新星。這顆超新星在地球的時間框架中大約有400年的延遲，是因為在馬里蘭州巴爾的摩太空望遠鏡研究所的研究人員發現來自星際塵埃的反光，反映了超新星推遲400年才抵達地球。這種延遲，稱為超新星爆炸的回光，也可以讓天文學家研究這個光譜特殊的簽名。由於簽名的色彩特質，讓天文學家可以推斷這是一顆Ia超新星。天文學家也觀察了這個超新星殘骸的X射線和可見光波長，並且研究回光，這都有助於評估此異常活躍的超新星能量。.
Spektr-R
Spektr-R（俄語：Спектр-Р），或稱為 Radioastron，是俄羅斯的太空電波望遠鏡，也是近年軌道上口徑最大者。該計畫由俄羅斯科學院列別捷夫物理研究所轄下的俄羅斯天文太空中心資助，並於2011年7月18日發射進入繞地球軌道。其軌道近地點是 10000 公里，遠地點是 390000 公里，是哈伯太空望遠鏡的 700 倍。主要目標是以只有百萬分之幾角分的超高角分辨度研究天體。這將以衛星和地面天文台以干涉技術達成。.
Starry Night
Starry Night是一款世界知名的天文应用软件。目前的最新版本是Pro Plus 6.4.3版。.
STS-125
STS-125又稱HST-SM4（Hubble Space Telescope Servicing Mission 4），是哈勃太空望遠鏡第4次維修任務。穿梭機亞特蘭提斯號于2009年5月11日从美國佛罗里达州甘迺迪太空中心升空，飞行为期13天。这是美国第126次穿梭機任務和亞特蘭蒂斯號的第30次飞行。.
TRAPPIST-1
TRAPPIST-1，即 2MASS J23062928-0502285，是一顆表面溫度極低的超冷紅矮星，距離地球約，天球上位於寶瓶座。2017年2月，天文學家在該恆星周圍發現7顆類地行星，是已知行星系統中擁有次多類地行星者，僅次於太陽和克卜勒90。.
UDFj-39546284
UDFj-39546284是一个位于天炉座，距离地球132亿光年的星系，也就是说该星系形成于宇宙大爆炸之后4.8亿年。在2011年至2012年曾经是人类迄今观测到的最古老的星系。体积是银河系的百分之一 。 该星系由哈伯太空望遠鏡上的第三代廣域照相機 (WFC3)探测到 ，美国和欧洲的研究人员在哈伯超深空数据中发现了这个红移值z≈10的星系。但和UDFy-38135539不同的是UDFj-39546284未经光谱证实。.
UDFy-38135539
UDFy-38135539（又名為："HUDF.YD3"）是人類觀測到的經光譜確認的最遙遠的天體（截至2010年10月），也是當前宇宙中已知存在的第三遙遠的天體（排在UDFj-39546284之後）。經計算它的光行距離超過40億秒差距，同移距離為91億秒差距。UDFy-38135539（哈勃超深空（UDF）的星系分類）最初於2009年9月由三個科學小組從哈勃太空望遠鏡紅外線圖像中發現。.
VB 10
VB 10，也稱為范·比斯布羅克的星，是一顆非常小也非常暗淡的M-型紅矮星，位置在天鷹座。雖然這顆恆星很靠近地球，距離只有19光年，但是非常暗淡，視星等只有17等，使它即便使用大望遠鏡也不容易看見。.
VIRGOHI21
VIRGOHI21是一个迄今为止最为奇特的星系，其中不包括任何恒星或是行星。 VIRGOHI21星系位于室女座星系群中，2007年6月18日美国康奈尔大学科学家领导的国际天文学研究小组宣布，最终证实该天体构造其实是一个暗星系，其尺寸与普通的星系差不多，但却完全由暗物质组成。 通过设在荷兰的“威斯特博尔克综合射电天文望远镜”（Westerbork Synthesis Radio Telescope），精确测定了该星系的大小。通过哈伯太空望远镜的进一步观测，发现该星系中不存在一颗恒星，甚至连构成普通恒星和行星的物质也找不到。 在研究超级星系M99(NGC 4254)时意外发现VIRGOHI21星系，在M99星系周围观测到典型的气体发光现象，后来的重力测量结果显示，M99星系旁边肯定存在着一个巨大的重力源，但是却观测不到任何可见的星系。 据研究资料显示，“VIRGOHI21”暗星系的质量大约为太阳的1000亿倍，距离地球5000多万光年。.
WASP-107b
WASP-107b是一顆距離地球約200光年的超級海王星型系外行星，在天球上位於室女座。該行星由艾希特大學的天文學家Jessica Spake領導的團隊使用哈伯太空望遠鏡發現。天文學家在該行星的大氣層中發現了氦，是在系外行星大氣層中首次發現。.
WASP-12b
WASP-12b是由SuperWASP使用凌日法於2008年4月1日發現環繞著WASP-12的一顆系外行星 。由於WASP-12b環繞的軌道非常靠近母恆星，它是已知系外行星中密度最低者之一（因為接受母恆星的輻射能而膨脹）。該恆星的軌道周期只比一天略長一點，而地球環繞太陽一周要365天。它與母恆星的距離只有地球與太陽距離的1/44，軌道離心率則與木星相同。2013年12月3日，天文學家報告以哈伯太空望遠鏡觀測WASP-12b的大氣層時發現了水的存在。2014年7月，NASA宣布在包含WASP-12b的3顆系外行星上偵測到極乾燥大氣層（另外兩顆為HD 189733 b和HD 209458 b）。 2017年9月，天文學家宣布以哈伯太空望遠鏡觀測結果顯示，WASP-12b表面可吸收94%的入射光輻射。因此WASP-12b被形容其外觀有如瀝青一般黑暗，並被稱為「黑色瀝青」熱木星。.
WASP-19b
WASP-19b是一顆位於船帆座的太陽系外行星，它因為是目前已確認公轉週期最短的系外行星而聞名，週期只有0.7888399日或18.932小時。.
XO-1 (恆星)
XO-1是一個距離地球約560光年的11等黃矮星，位於北冕座。XO-1的質量和半徑與太陽類似。2006年使用XO望遠鏡以凌日法發現它有一顆系外行星XO-1b。.
Z8 GND 5296
z8_GND_5296是一個發現於2013年10月的星系，天文學家使用該星系氫原子光譜中的萊曼α譜線確認它是至今已確認的紅移量最高星系之一；因此該星系是最古老且距離地球最遠的星系之一，距離地球約131億光年。該星系在大爆炸之後只有7億年的時間就形成了，相當於宇宙年齡138億年的5%。該星系的紅移值7.51，並且鄰近的第二遠的星系紅移值為7.2。該星系在觀察時間中以驚人速度形成恆星，每年形成恆星總重量大約達到太陽的300倍。 z8_GND_5296的光線到達地球所耗時間超過130億年，也就是它距離地球超過130億光年。根據當前的宇宙膨脹理論，該星系所觀測到的距離比現在遠得多，大約距離地球300億光年（參見同移距离）。.
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。.
暗天體照相機
暗天體照相機（FOC）是安裝在哈伯太空望遠鏡上的照相機，在2002年才被先進巡天照相機（ACS）取代。 這架照相機是以歐洲太空總署（ESA）的資金由 Dornier GmbH 製造的。這個單位實際上是能提供極高解析力，超過0.05 弧秒，的二架完全獨立的照相機。他是設計來觀測非常暗的紫外線天體，觀測的波段被規劃在115至650奈米。超級精細 在設計上，照相機的解析度分為低、中、高三級，每一級的視野和解析力如下：.
暗天體攝譜儀
暗天體攝譜儀（FOS, Faint Object Spectrograph）是安裝在哈伯太空望遠鏡上的分光攝譜儀。在1997年第二次的維護任務中被 太空望遠鏡影像攝譜儀（STIS）取代掉。.
柯提斯·布朗
柯提斯·布朗（Curtis Lee "Curt" Brown, Jr.，1956年3月11日出生于美国北卡罗莱纳州伊丽莎白镇），是一名前美国国家航空航天局宇航员和美国空军退役上校。 布朗在他的家乡上中学，并于1974年在伊丽莎白镇的高校毕业生。1978年他在美国空军专科学院获得电子工程学士学位。 1978年布朗作为少尉加入美国空军，他在德克萨斯州的空军基地完成了飞行基础训练。1979年他完成飞行训练。1980年1月他在亚利桑那州的戴维斯-蒙森空军基地A-10 雷霆二式攻擊機的训练后被派在南卡罗莱纳州的飞行基地飞行A-10。1982月3月他回到戴维斯-蒙森空军基地担任A-10的飞行教练。1983年1月他在奈利斯空军基地参加美国空军战斗机武器学校后回到戴维斯-蒙森空军基地担任A-10的武器和战术训练官。1985年6月他在加利福尼亚州爱德华兹空军基地参加美国空军试验飞行员学校。1986年6月他学成后被派驻到佛罗里达州埃格林空军基地担任A-10和F-16机的试飞员。他共有6000多小时的喷气式飞机飞行记录。 1987年6月布朗被选为美国国家航空航天局宇航员候选人。经过一年的训练后他于1988年8月成为宇航员。此外他还在地面做了许多工作，其中包括改善航天飞机模拟器、研制飞行数据文件、领导宇航员支持组等。布朗共航天六次，总计在太空的时间达1,383小时。他是1992年STS-47、1994年STS-66和1996年STS-77的飞行员，1997年STS-85、1998年STS-95和1999年STS-103的指挥官。 他是多个美国空军和飞行协会的成员。 他获得多项勋章，其中包括国防部服役优秀勋章、两枚国防部军功奖章、空军嘉奖奖章、空军功勋奖章和六枚美国国家航空航天局航天勋章。 布朗未婚，有一个儿子。他爱好滑水、滑雪、水肺潛水、飞行竞速、修理旧汽车、帆船运动和花样飞行。.
柯洛7b
柯洛7b(COROT-7b，最初被称为柯洛-系外行星-7b)是一颗位于麒麟座、距离地球390光年、环绕未经确认的恒星柯洛7——该恒星比太阳稍小——运转的系外行星，它于2009年为法国所主持的柯洛计划所发现。在迄今为止所有已知直径的系外行星中，该行星直径最小，约为地球的1.7倍。其质量约为地球的5.6-11倍，这表明它可能是一颗岩石行星。该行星的轨道十分靠近其母星，轨道周期为20小时。这也是太阳系外发现的第一颗岩质行星。.
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极光
極光（Aurora）是在高緯度（北極和南極）的天空中，帶電的高能粒子和高層大氣（熱層）中的原子碰撞造成的發光現象。帶電粒子來自磁層和太陽風，在地球上，它們被地球的磁場帶進大氣層。大多數的極光發生在所謂的“極光帶”，在觀察上，這是在所有的經度上距離地磁極10°至20°，緯度寬約3°至6°的帶狀區域。太陽風受到地球的磁場導引直接進入大氣層。當磁暴發生時，在較低的緯度也會出現極光。极光不只在地球上出现，太阳系内的其他一些具有磁场的行星上也有极光。 在英、法等许多西方语言中，人们遵照伽利略的习惯，直接用奥罗拉（Aurora）女神的名字来称呼极光现象。.
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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.
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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。.
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核球
核球，在天文學中是指緊密聚集的一群恆星，在多數的場合中提到時，通常就是指星系－特別是螺旋星系－中央區域的核心，但在歷史上核球曾經被認為是有星盤環繞的橢圓星系。然而，在高解析度的影像下，使用哈伯太空望遠鏡揭露出許多核球也具有與螺旋星系相同的特性。現在認為核球至少有兩種類型：像橢圓星系的傳統核球和像螺旋星系的似星盤核球。.
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格利澤752
格利澤752是在天鷹座的一對聯星，這個系統距離地球大約19光年，相對而言是很近的。這個系統有兩顆M-型恆星，主星是視星等9等的格利澤752 A ，伴星是視星等17等的格利澤752 B ，但更常用的名稱是VB 10。 這個恆星對形成天文雙星系統，彼此相距74角秒(～434天文單位) 。這個系統也是知名的高自行運動系統，每年的移動量約1角秒。 系統的名稱和編號得自德國天文學家威廉·格利澤在1916年發行的近星星表 。.
格鲁伯宇宙学奖
格鲁伯宇宙学奖（Gruber Prize in Cosmology）设立于2000年，是由位于康涅狄格州纽黑文耶鲁大学的非营利组织格鲁伯基金会（Gruber Foundation）提供的价值50万美元的三项国际奖项之一。 自2001年以来，格鲁伯宇宙学奖得到了国际天文学联合会的赞助。获奖人由一个专家组从来自世界各地的提名名单中选出。 格鲁伯基金会宇宙学奖授予一流的宇宙学家，天文学家，天体物理学家或科学哲学家，奖励他们在理论、分析或概念上的发现，导致某个领域的根本性进展。.
棕矮星
褐矮星又称--矮星，是質量太低，在核心不能維持大規模的氫融合反應，與主序恆星不同的次恆星。它們的質量據有最重的氣體巨星和最輕的恆星，質量上限大約在75至80 木星質量（MJ）。棕矮星的質量至少超過氘融合所需要的13 MJ，而超過〜65 MJ，鋰融合就可以進行。 在2013年3月，有一篇論文提出質量非常低的棕矮星和巨大行星的分界大約在〜13木星質量，引起了學界的討論。相似的研究涉及DENIS-P J082303.1-491201 b，在2014年3月發現的一個極低溫的聯星系統，質量較低的成員大約只有29木星質量，並且被列名為質量最大的系外行星。儘管如此，一個學派認為要基於形成；另一派認為要依據內部的物理。 棕矮星一樣可以依據光譜分類，主要的類型有M、L、T、和Y。不管它們的名稱，棕矮星有著不同的顏色。依據A.
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極限星等
極限星等是天文學上由給定的儀器可以檢出的最暗弱天體的視星等 。 在某些情況下，極限星等指给定设备可以检测到的上限阈值。在更正式的使用上，極限星等指的是信號強度（例如，20σ是10星等）。有時極限星等是由儀器使用的目的來規範（例如，光度計的星等是10等星），這聲明光度計可以很可靠的測量檢測星等比10等更亮的星。 國際暗天協會一直致力於减少霞光和光汙染，以提升極限星等。.
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檸檬片星雲
檸檬片星雲，也稱為IC 3568，是個距離地球約1,300秒差距（4,500光年）的行星狀星雲。它位於鹿豹座，距離北極星只有7.5度。它是個相對年輕的星雲，核心的直徑僅約0.4光年。檸檬片星雲是已知星雲中結構最簡單的，在型態上幾乎是完美的球形。它看起來非常類似檸檬，因而得名。這個星雲的核心大多數是電離的氦，並且沒有明顯可見的結構。中心的恆星非常熱和明亮，是漸近的紅巨星，在業餘的望遠鏡下可以看出橘紅色的色調。有個淡淡的星際塵埃暈圍繞著星雲。.
欧洲南方天文台
歐洲南天天文台（）是為在南半球研究天文學，在政府間組織的一個研究機構，由15個國家組成和支援的一個天文研究組織。它成立於1962年，目的是為歐洲天文學家提供先進的設施和捷徑以研究南方的天空。這個組織總部設在德國慕尼黑附近的加興，雇用了約730名工作人員，每年並接受成員國約1億3100萬歐元的經費。 歐洲南天天文台建設和經營一些已知規模最大和技術最先進的望遠鏡，包括首創主動光學技術的新技術望遠鏡、和由4個8米等級的望遠鏡和4個1.8米輔助望遠鏡組成的甚大望遠鏡。目前由ESO進行的計畫包括亞他加馬大型毫米波陣列和歐洲極大望遠鏡。 ALMA是下一個十年最大的地面天文專案，將成為在毫米與次毫米波尺度下觀測的主要新工具。他的建設正在進行中，預計於2013年完成。ALMA專案是歐洲各國、亞洲、北美洲和智利之間的國際合作計畫。歐洲執行權由ESO代表行使，並且還主持ALMA區域中心。 E-ELT是40米等級的望遠鏡，目前還在細部設計階段，將是世界上觀測天空最大的巨眼。 歐洲極大望遠鏡，它將極有力的推動天文物理學的知識，能夠仔細研究的天體，包括圍繞著其它恆星的行星、宇宙中的第一個天體、超大質量黑洞、和主宰宇宙的暗物質與暗能量的自然本質和分布。從2005年底，ESO就一直與工作和使用社群的歐洲天文學家和天文物理學家共同來定義此新的聚型望遠鏡。 ESO的觀測機構已經作出許多重大的天文發現和一些天體目錄。最近的研究結果包括發現最遙遠的伽瑪射線暴和我們的星系，銀河系，中心有黑洞的證據。2004年，甚大望遠鏡讓天文學家獲得第一張在173光年外環繞著的棕矮星的系外行星2M1207b軌道的絕佳影像。安裝在ESO另一架望遠鏡上的儀器，高精度徑向速度行星搜索器發現許多的系外行星，包括迄今發現最小的系外行星格利澤581c。甚大望遠鏡還發現迄今距離人類最遙遠星系的候選者阿貝爾1835 IR1916。.
欧洲空间局
欧洲空间局（Agence spatiale européenne，缩写：ASE； European Space Agency，缩写：ESA）是由欧洲数国政府組成的的國際空间探测和开发组织，总部设在法国首都巴黎。欧洲空间局负责亞利安4号和亞利安5号火箭运载火箭的研制与开发。 欧洲空间局的前身，--（European Space Research Organization，ESRO）经过1962年6月14日签署的一项协议，于1964年3月20日建立。如今它仍旧是ESA的一部分，称为欧洲空间研究与技术中心，位于荷兰诺德韦克。 ESA目前共有19个成员国：奥地利、比利时、捷克、丹麦、芬兰、法国、德国、希腊、爱尔兰、意大利、卢森堡、荷兰、挪威、葡萄牙、西班牙、瑞典、瑞士、羅馬尼亞以及英国；另外，加拿大是ESA的準成員國（Associate Member）。法国是其主要贡献者（参见法國國家太空研究中心）。目前，ESA与欧盟没有关系。歐盟轄下另有歐盟衛星中心（European Union Satellite Centre）。 ESA共有约2200名工作人员。其2011年的预算约为40亿欧元。 ESA的发射中心（欧洲航天发射中心）位于南美洲北部大西洋海岸的法属圭亚那，占地约90600平方公里，属法國國家太空研究中心领导，主要负责科学卫星、应用卫星和探空火箭的发射以及与此有关的一些运载火箭的试验和发射。由于此地靠近赤道，对火箭发射具有很大益处：纬度低，从发射点到入轨点的航程大大缩短，三子级不必二次启动；相同发射方位角的轨道倾角小，远地点变轨所需要的能量小，增加了同步轨道的有效载荷；向北和向东的海面上有一个很宽的发射弧度；人口、交通、气象条件理想等。目前，航天中心有阿里安第一、第二、第三发射场，是欧洲航天活动的主要基地。控制中心則位於德國的達姆施塔特。.
武仙座14b
武仙座14b是一颗位于武仙座、距离地球59光年的系外行星，其母星为武仙座 14。该行星体积接近于木星，但是质量大于木星。1998年7月日内瓦系外行星搜索团队发现了该行星。在当时，它是已发现的系外行星中轨道周期最长的，不过随后又发现了周期更长的系外行星。.
武仙座A
武仙座A是一个位于武仙座的活跃星系，质量是银河系的1000多倍。在射电波段观测，发现武仙座A有非常强的等离子体喷流，长度超过100万光年，这可能和它中间存在超大质量黑洞有关。.
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武仙－北冕座長城
武仙－北冕座長城（Hercules-Corona Borealis Great Wall）是宇宙中一個由星系組成的巨大超結構，延伸超過100億光年，是可觀測宇宙中已知最巨大的結構。 天文學家於2013年11月使用雨燕卫星和费米伽玛射线空间望远镜的觀測資料將發生在遙遠宇宙的多次伽玛射线暴位置繪製成分佈圖時發現了這個巨大結構。.
比尔拉天文馆
比尔拉天文馆（Birla Planetarium）是印度的著名天文馆，位于加尔各答、海德拉巴和金奈三地。太阳系。海德拉巴的比尔拉天文馆是一座白色大理石建筑，位于市中心的小山顶上，开放于1985年9月8日，游客可以听到泰卢固语、印地语和英语的讲解，而在加尔各答，还可以听到孟加拉语和许多其他印度语言的讲解。天文馆有关于宇宙、空间、银河、彗星、哈勃空间望远镜、日食、神秘的空间飞行物 UFO等各个方面的展示。 Category:天象儀 Category:加爾各答建築物 Category:1985年印度建立.
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。.
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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。.
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氣輝
氣輝（有時也稱為夜輝）是在行星大氣層中非常弱的發射光。在地球的大氣層，這種光學現象導致在背向太陽的夜空即使在排除了星光和擴散的陽光，也不會完全黑暗。.
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氣泡星雲
NGC 7635，也稱為氣泡星雲、Sharpless 162或Caldwell 11，是在仙后座內，靠近疏散星團M52的一個電離氫區發射星雲。這個"氣泡"是由一顆視星等+8.7的年輕高溫恆星SAO 20575 (BD+60 2522)創造的，它的質量大約是15± 5M☉。這個氣泡靠近巨大的分子雲，當它本身被中心的恆星激發時，包含了這個膨脹的氣泡星雲，並造成了它的成長。這個星雲是 在1787年被威廉·赫歇爾發現的，恆星SAO 20575或BD+602522的質量估計是10-40太陽質量。.
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水星地質
水星地質的主要特徵是撞擊坑和類似月海的熔岩平原。其他主要的特徵有很陡的斜坡和極區撞擊坑底的礦物沉積（可能有冰）。目前一般認為水星表面已經沒有地質活動。至今只有55%的水星表面可利用1974至1975年的水手10號和2008年的信使號繪製出詳細的表面圖。水星的內部被認為有一個占水星體積42%的巨大金屬核心。因為水星有微弱但全球性的磁层，這是水星內部有液態金屬的證據。.
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河鼓二
河鼓二，即著名的“牛郎星”，“天鹰座α”（Altair），又叫“牵牛星”或“大将军”，在日文中称作“彦星”。 排名全天第十二的明亮恒星，白色。在星空观测中，是夏季大三角中的一角。它和天鹰座β、γ星的连线正指向织女星。西方称呼此星为Altair，是阿拉伯语的“飞翔的大鹫（Al nasr-l'tair:النسر الطائر）”的缩写。 位置：赤经19时48.3分，赤纬8度44分。.
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沃夫359
沃夫359（Wolf 359）是一顆小且昏暗的M型紅矮星，位於獅子座內，鄰近黃道，與地球的距離只有大約7.8光年。沃夫359非常暗淡，它的視星等是13.5等，需要大望遠鏡才能看見，是目前已知离太阳系第五近的恒星，只有南门二三合星系统和巴納德星比它更靠近地球。 沃夫359的別名有CN Leonis、CN Leo、GJ 406、G 045-020、LTT 12923、LFT 750、LHS 36、GCTP 2553。.
沃爾夫-隆達馬克-梅洛帝星系
沃爾夫-隆達馬克-梅洛帝星系 (WLM星系) 是位於鯨魚座的一個不規則星系，在1909年被馬克斯·沃夫發現，並在1926年由隆達馬克和P.J.梅洛帝確認他的本質，是位於本星系群邊緣的星系。.
沙漏星雲
沙漏星雲（也稱為MyCn18）是一個年輕的行星狀星雲，位於南天的蒼蠅座，距離地球8,000光年遠，是安妮J.坎農和瑪格麗特W.梅歐在擴編亨利德雷珀目錄時發現的。當時只簡單的標示是一個行星狀星雲，直到望遠鏡和影像處理的技術獲得改進之後，美国宇航局--的Raghvendra Sahai和John Trauger才在1995年7月30日發現它的形狀像一個沙漏。猜想MyCn18的會成為沙漏形狀的原因是在低速膨脹的雲氣之內有高速膨脹的--，而雲氣在赤道的密度又比兩極高。 沙漏星雲的照片是由--上的第二代廣域和行星照相機拍攝的。 要注意，在明亮的礁湖星雲中也有一個像沙漏的星雲，不要將兩者混淆了。。.
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波德星系
M81(NGC 3031)是一个经典的Sb型漩涡星系, 又名波德星系。在小型望远镜里，它是一个有明亮中心的大椭圆光球.
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波江座εb
波江座ε星b，也被称为天苑四b，行星编号为HD 22049b，是一颗位于波江座、距离地球约10光年的系外行星。其母星为波江座ε星，该行星的发现使波江座ε星系统在2012年10月半人馬座α Bb被發現以前是距离太阳系最近的行星系。.
泰爾讓7
泰爾讓7是鬆散和年輕的球狀星團，被認為起源於人馬座矮椭球星系（Sag DEG）並與之有物理上的關聯。相較之下它是富金屬，它的金屬量是.
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洛克希德公司
洛克希德公司（Lockheed Corporation）創立於1912年，是美国一家主要航太工業公司，1995年與马丁·玛丽埃塔共同合并为洛克希德·马丁。.
深度撞击号
深度撞击号（Deep Impact）是美国国家航空航天局的彗星探测器，设计用于研究坦普尔1号彗星核心的成分。探测器于2005年1月12日成功发射，同年7月3日释放撞击器，并于2005年7月4日05时44分（UTC時間）成功撞击坦普尔1号彗星的彗核，地球在8分钟后接收到撞击事件的发生。 此前针对彗星的太空任务，如乔托号和星尘号都是飞掠任务，仅仅进行拍摄和远距离彗核探测。深度撞击号是第一个激起彗星表面的物质的探测任务。任务引发了公众媒体、科学家和业余天文爱好者的广泛关注。在主要探测任务结束后，深度撞击号被EPOXI任务用于研究地外行星和哈特雷2号彗星。 美國太空總署2013年9月20日宣佈深度撞擊號因軟件故障，未能控制太陽能板正對太陽，搭載的電池消耗殆盡，寒冷的氣溫破壞機載設備，基本上凍結它的電池和推進系統。在失去聯絡一個月後，美國太空總署唯有將彗星研究任務結束。.
測光系統
測光系統是天文學中以一套已知敏感度的分離通帶（過濾器），測量事件輻射的裝置，而敏感度通常依所使用的光學系統、探測器和濾鏡有關。每一個測光系統都需要提供主標準星。 最早規範出來的測光系統是約翰遜摩根或UBV測光系統（1953年），現今已經有200套以上這種的系統。 測光系統通常根據濾鏡的通帶寬度來描述其特性：.
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潫卫一
潫卫一（Actaea）是古柏帶天體潫神星已知的衛星。.
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木卫三
* 注意：在希臘神話方面，名稱叫做伽倪墨得斯。關於天文學方面，名稱叫蓋尼米德，也可以叫做甘尼米德。 木卫三又稱為「蓋尼米德」（Ganymede，），是围绕木星运转的一颗卫星，公转周期约为7天。按距离木星从近到远排序，木卫三在木星的所有卫星中排第七，在伽利略卫星中排第三。它与木卫二及木卫一保持着1:2:4的轨道共振关系。木卫三是太阳系中最大的卫星，其直径大于水星，质量约为水星的一半。 木卫三主要由硅酸盐岩石和冰体构成，星体分层明显，拥有一个富铁的、流动性的内核。人们推测在木卫三表面之下200公里处存在一个被夹在两层冰体之间的咸水海洋。木卫三表面存在两种主要地形。其中较暗的地区约占星体总面积的三分之一，其间密布着撞击坑，地质年龄估计有40亿年之久；其余地区较为明亮，纵横交错着大量的槽沟和山脊，其地质年龄较前者稍小。明亮地区的破碎地质构造的产生原因至今仍是一个谜，有可能是潮汐热所导致的构造活动造成的。 木卫三是太阳系中已知的唯一一颗拥有磁圈的卫星，其磁圈可能是由富铁的流动内核的对流运动所产生的。 其中的少量磁圈与木星的更为庞大的磁场相交迭，从而产生了向外扩散的场线。木卫三拥有一层稀薄的含氧大气层，其中含有原子氧，氧气和臭氧，同时原子氢也是大气的构成成分之一。而木卫三上是否拥有电离层还尚未确定。 一般认为木卫三是由伽利略·伽利莱在1610年首次观测到的。后来天文学家西门·马里乌斯建议以希腊神话中神的斟酒者、宙斯的爱人蓋尼米德为之命名。 从先驱者10号开始，多艘太空船曾近距离掠过木卫三。旅行者号太空船曾经精确地测量了该卫星的大小，伽利略号探测器则发现了它的地下海洋和磁场。此外，一个被称为“木衛二－木星系統任務”的全新的探测木星的冰卫星的计划，预计将会于2020年实施。.
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木卫一
木衛一也稱為「埃歐」或「伊俄」（, 或是希臘 Ἰώ），是木星的四顆伽利略衛星中最靠近木星的一顆衛星，直徑為3,642公里，是太陽系第四大衛星。名字來自眾神之王宙斯的戀人之一：埃歐，祂是希拉的女祭司。 埃歐有400座的活火山，是太陽系中地質活動最活躍的天體。極端的地質活動是因為埃歐內部受到木星的牽引，造成潮汐摩擦產生的潮汐熱化所導致的結果。有些火山造成的硫磺和二氧化硫可以攀升到500公里（310英里）的高度。埃歐表面也有超過100座的山峰，是在矽酸鹽的地基上廣泛的壓縮和抬升，產生許多斑點，其中有些山峰比地球上的珠穆朗玛峰還要高。不同於大多數外太陽系的衛星（它們都有厚實的冰層包覆著），埃歐有著鐵或硫化鐵的熔融核心和以矽酸鹽為主的岩石層。埃歐表面大部分的平原都被硫磺和二氧化硫的霜覆蓋著。 埃歐的火山活動建構了其許多表面的特徵。其火山和熔岩流使廣大的表面產生各種變化並且造成各種不同的顏色採繪，有紅、黃、白、黑、和綠色，主要肇因於硫化物。為數眾多的廣闊熔岩流，有些長度達到500公里，也是表面的特徵。這些火山活動的過程提升了視覺對比，讓埃歐的表面好像是一個披薩。這些火山作用為埃歐稀薄的大氣提供了補湊的材料，也為木星巨大的磁層供應了材料。 埃歐在17和18世紀的天文學中扮演了一個重要的角色，它在1610年與其他的伽利略衛星一起被伽利略發現。這個發現促成了太陽系的哥白尼模型被接受，約翰·克卜勒發展出了行星運動定律，和奧勒·羅默首先測定光速。從地球來看，在19世紀後期和20世紀初，埃歐只是一個光點，直到我們有能力解釋它表面大規模的特徵，例如暗紅色的極區和明亮的赤道地區。在1979年，兩艘航海家太空船揭露埃歐是一個地質活躍的世界，有許多火山活動的特徵，大山和年輕的表面，沒有明顯的撞擊坑。伽利略號在1990年和2000年的早期多次執行接近和飛掠過埃歐的任務，得到了埃歐內部結構和表面組成的數據資料。這些太空船也揭露了衛星和木星的磁層之間的關係，和在埃歐圍繞的軌道上存在著輻射傳送帶，即伊俄环。在2007年的前幾個月，新視野號在前往冥王星的旅程中，於飛掠過埃歐時繼續進行探測。.
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木卫二
木衛二又稱為「歐羅巴」（Europa，IPA: ；Ευρώπη），木星的天然衛星之一，由伽利略於1610年發現（不久之後又由西門·馬里烏斯（Simon Marius）獨立發現），是四顆伽利略衛星中最小的一顆。在已知的67顆木星衛星中，木衛二是直徑和質量第四大，公轉軌道距離木星第六近的一顆。 木卫二稍微比月亮小，主要由硅酸盐岩石构成，并具有水-冰地壳，和可能是一个铁-镍核心；有稀薄的大气层，主要由氧气组成；表面有大量裂缝和条纹，而陨石坑比较罕见，有在太阳系任何已知的固体物体的最光滑表面。.
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木卫四
木卫四又稱為「卡利斯托」（Callisto、、希腊文：），是围绕木星运转的一颗卫星，由伽利略·伽利莱在1610年首次发现。木卫四是太阳系第三大卫星，也是木星第二大卫星，僅次於木卫三。木卫四的直径为水星直径的99%，但是质量只有它的三分之一。該衛星的轨道在四颗伽利略卫星中距离木星最远，约为188万公里。木卫四并不像内层的三颗伽利略卫星（木卫一、木卫二和木卫三）那般处于轨道共振状态，所以并不存在明显的潮汐热效应。木卫四属於同步自转卫星，永远以同一個面朝向木星。木卫四由于公轉轨道较远，表面受到木星磁场的影响小於内层的卫星。 木卫四由近乎等量的岩石和水所构成，平均密度约为1.83公克/公分3。天文學家通过光谱测定得知木卫四表面物质包括冰、二氧化碳、硅酸盐和各种有机物。伽利略号的探测结果顯示木卫四内部可能存在一个较小的硅酸盐内核，同时在其表面下100公里处可能有一个液态水構成的地下海洋存在。 木卫四表面曾经遭受过猛烈撞击，其地质年龄十分古老。由于木卫四上没有任何板块运动、地震或火山喷发等地质活动存在的证据，故天文學家認為其地质特征主要是陨石撞击所造成的。木卫四主要的地质特征包括多环结构、各种形态的撞击坑、撞击坑链、悬崖、山脊與沉积地形。在天文學家仔细考察後，發現该卫星表面地形多变，包括位于抬升地形顶部、面积较小且明亮的冰体沉积物及环绕其四周、边缘较平缓的地区（由较黑暗的物质來构成）。天文學家認為這種地形是小型地質構造昇華所導致的，小型撞擊坑普遍消失，許多疙瘩地形是遺留下來的痕跡，该地形的确切年龄还未确定。 木卫四上存在一层非常稀薄的大气，主要由二氧化碳构成，成分可能还包括氧气，此外木卫四还有一个活动剧烈的电离层。科学家们认为木卫四是因木星四周气体和尘埃圆盘的吸积作用而缓慢形成的。由于木卫四形成过程缓慢且缺乏潮汐热效应，所以内部结构并未经历快速的分化。木卫四内部的热对流在形成后不久就已经開始，这种对流导致内部结构的部分分化，位于地表100至150公里深处的地下海洋與一个個比较小的岩质内核可能因此形成。 由于木卫四上可能有海洋存在，所以该卫星上也可能有生物生存，不过概率要小于邻近的另一顆卫星木卫二。多艘空间探测器都曾对该卫星进行过探测，包括先驱者10号、先驱者11号、伽利略号和卡西尼号。长久以来，人們都认为木卫四是设置进一步探索木星系统基地的最佳地点。.
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木星
|G1.
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木星大氣層
木星大氣層是太陽系內最大的行星大氣層，主要由和太陽的比例大致相同的氫分子和氦構成，其他的化學成分，包括甲烷、氨、硫化氫和水只有很少的數量。水被認為存在於大氣層的深處，所以被觀測到的數值偏低。氧、氮、硫和惰性氣體的豐度大約是太陽的三倍。 木星的大氣層沒有明確的邊界，並且逐漸轉變成為行星內部的流體。從最低處到最高處，大氣的層次為對流層、平流層、增溫層和散逸層，各層有各自的溫度梯度特徵。最底層的對流層有複雜的雲雾组成的系統，並且呈現朦朧狀，包括數層的氨、硫化氫氨和水。上層的氨雲是可見的木星表面，組織成12道平行於赤道的帶狀雲，並且被稱為噴射氣流的強大帶狀氣流（風）分隔著。這些交替的雲氣有著不同顏色：暗的雲氣稱為帶（belt），而亮的雲氣稱為區（zone）。區的溫度比帶低，是上升的氣流，而帶是下降的氣體。較淺顏色的區被认为是由氨冰形成的，但形成顏色較深的帶的物质則尚未確知。這些帶狀結構和噴流的起源也還未被瞭解，不过已存在兩種解釋的模型。淺灘模型（shallow model）認為它們是覆蓋在穩定的內部結構上的表面現象。深層模型（deep model）認為帶和噴流是被組織成一定數量的圓柱體，是深入至深層木星地函的氫分子循環顯示在木星的表面。 木星的大氣層顯示廣泛的活動現象，包括不穩定的帶狀物、旋渦（氣旋和反氣旋）、風暴和閃電。旋渦自身會呈現巨大的紅色、白色或棕色的斑點（長圓形），最大的兩個斑點是大紅斑（GRS）和也是紅色的BA橢圓。這兩個和許多其他的大斑點都是反氣旋，較小的反氣旋傾向於白色，旋渦被認為深度不會超過數百公里，相對來說是較淺的結構。位於南半球的大紅斑，是太陽系中已知最大的旋渦，它可以容下數個地球，並且已經至少存在了300年。BA橢圓在大紅斑的南邊，大小是大紅斑的三分之一，是在2000年由3個白色的橢圓合併形成的紅斑。 木星有威力強大、經常伴著閃電的風暴。風暴是潮濕的大氣對流造成水的蒸發和結露造成的結果。他們是強大上升氣流的啟動源，形成明亮和濃厚的雲層。風暴主要形成在帶的區域。木星上有少數的閃電遠比地球的更具威力，但是平均的活動水準只是可以和地球上的不相上下。.
木星環
木星環，是指圍繞在木星周圍的行星環系統。它是太陽系第三個被發現的行星環系統，第一個和第二個分別是土星環及天王星環。木星環首次被觀測到是在1979年，由航海家一號發現及在1990年代受到伽利略號進行詳細調查。木星環在25年來亦可以由哈勃太空望遠鏡及地球觀察。在地上需要現存最大的望遠鏡才能夠進行木星環的觀察。 隱約的木星環系統主要由塵埃組成。木星環分成四個部分：厚厚的粒子環面內晕層稱為“光環”；一個相對光亮的而且特別薄的“主環”；以及兩個外部既厚又隱約的“薄紗環”（或称“蛛网环”），其名稱由形成她們的物質的衛星而來：木衛五（阿馬爾塞）和木衛十四（底比斯）。 木星環的主環及光環由衛星木衛十六（墨提斯）、木衛十五（阿德剌斯忒亞）及其他不能觀測的主體因為高速撞擊而噴出的塵埃組成。在2007年二月至三月由新視野號取得的高解像度圖像顯示主環有豐富的精細結構。 在可見光及近紅外線光線下，除了光環呈現灰色或藍色外，木星環會呈現紅色。在環內的塵埃大小不定，但是所有環除了光環以外的塵埃橫切面面積最大為半徑約15微米的非球體粒子。光環主要由亞微米級塵埃組成。環狀系統的主要質量（包括不可見的主體）約為1016 公斤，和木衛十五質量相當。環狀系統的年齡不詳，但是可能在木星形成時已經存在。.
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木星狀星雲
木星狀星雲（NGC 3242），也稱為木魂星雲或科德韋爾59，是位於長蛇座的一個行星狀星雲。 威廉·赫歇爾在1785年2月7日發現這個星雲，並且編目為H IV.27。約翰·赫歇爾於1830年代在南非好望角觀察這個星雲，並且將它命名為h 3248，而且將它列入1864年的一般目錄中的GC 2102；在1888年，J.
朱諾相機
朱諾相機（JunoCam，JCM）是前往木星的朱諾號攜帶的可見光相機/望遠鏡，由馬里蘭太空科學系統（Malin Space Science Systems，MSSS）製造。NASA的這艘太空船器於2011年8月5日發射前往木星。 朱諾號預定地軌道是高離心的，使它可以接近極區（在以內），但是在赤道可以遠至卡利斯多，距離木星最遠的伽利略衛星，軌道之外。這樣的軌道設計有助於探測器（及科學輔助儀器）避免木星輻射帶對太空船電子儀器記錄和太電池板的破壞。'朱諾抗輻射拱頂'與鈦牆也將有助於遮蔽和保護朱諾號的電子設備。 為了更好的推定朱諾號的軌道參數，其中一個必須考慮和研究的是木星系統的輻射對探測器的影響。前往木星的伽利略號探測器，是在赤道軌道上運行， 曾經承受超過預期20拉德的異常輻射，而至少超過其設計極限的三倍。相對而言，朱諾號承受輻射的能力比伽利略號更勝一籌。 由於通訊的限制，朱諾號在11天的軌道週期內只能送回40百萬位元組的相機資料。這將限制影像的補獲和傳輸的數量，在每個軌道期間的數量從10-1000不等。相較於伽利略任務，儘管其傳送資料的速度緩慢，依然補獲了數以千計的影像。.
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望遠鏡史
已知最早的望遠鏡出現在1608年的荷蘭，當地的製造商漢斯·利普塞（Hans Lippershey）試圖獲得一項專利之際。或許是因為還有許多其他人，像是米德爾堡的眼鏡製造商，和阿爾克馬爾的，都自稱是發明者，所以漢斯•李普希沒有得到他的專利，但新發明的消息很傳遍了歐洲。這些早期折射望遠鏡的設計包括一個凸透鏡的物鏡和一個凹透鏡的目鏡。伽利略在第二年改進了設計，並將其應用於天文學。克卜勒在1611年描述了如何用凸透鏡的物鏡和目鏡製作出更有用的望遠鏡；而克里斯蒂安·惠更斯配合複合目鏡製造出倍數高但視野不廣的克卜勒望遠鏡。 艾薩克·牛頓在1668年結合斜置對角的小平面鏡將光線反射至望遠鏡側邊的目鏡，製造出第一架"實用"的反射鏡。洛朗·卡塞格林在1672年描述使用一個小凸透鏡作為第二反射鏡，將光線反射穿過主鏡中心洞孔的設計。 消色差透鏡在1733年出現在製做的望遠鏡，大大的降低了物鏡的色差，使望遠鏡可以製做得更短並且有更多的功能，但是它沒有公佈。學到了霍爾的發明，並且在1758年製作出望遠鏡，開始商業的量產。 反射鏡望遠鏡發展上的重要事件是在1721年製造出大的拋物面鏡；萊昂·傅科在1857年引入了在玻璃鏡面上的程序，和在1932年採用可以持久的滲鋁塗層反射鏡。大約在1910年，卡塞格林反射鏡的變體里奇-克萊琴望遠鏡被發明，但直到1950年之後才被廣泛地採用；許多現代的望遠鏡，包括哈伯太空望遠鏡，都使用這種比傳統的卡塞格林反射鏡有更關廣視野的設計。 在1850–1900年間，反射鏡遭受了金屬鏡面材料的問題，因而造就了許多"偉大的折射望遠鏡"，口徑從60公分到1米的折射望遠鏡，例如葉凱士天文台在1897年建造的；然而從1900年代初期開始，一系列口徑越來越大的，以玻璃做為鏡面的反射鏡陸續建造出來，包括威爾遜山的60英寸、100英寸（2.5公尺）的虎克望遠鏡（1917年），和200英寸的海爾望遠鏡（1948年）；基本上，從1900年以來所有主要的研究望遠鏡一直都是粉射望遠鏡。在1975–1985年代，一些4公尺級（160英寸）的望遠鏡在夏威夷的火山島和智利沙漠中的高海拔地點被建造起來。在1970年代，發展出由電腦控制的經緯儀架台，和1980年代的主動光學，使新一代更巨大的望遠鏡誕生，從在1993年和1996年完成的兩架10公尺的凱克望遠鏡，以及一些8公尺的望遠鏡，包括ESA的甚大望遠鏡、雙子望遠鏡和昴星團望遠鏡。 在1931年，卡爾·央斯基偶然意外發現一個電波源，開啟了電波望遠鏡（連同電波天文學）的紀元。許多類型的望遠鏡，從無線電到伽瑪射線的廣闊波長範圍，都是在20世紀發展起來的。在1960年以後發展的太空望遠鏡，可以觀測在地面上觀測不到的幾個波段，包括X射線和波長更長的紅外線波段。.
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望遠鏡、天文台和觀測技術年表
望遠鏡、天文台和觀測技術年表.
望遠鏡技術年表
望遠鏡技術年表.
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"。.
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戰神五號運載火箭
戰神五號運載火箭(原稱為貨物運載火箭或稱CaLV),是星座計畫中的貨物運載火箭，戰神五號運載火箭將在NASA計畫的重返月球運載牵牛星号登月舱和地球出发级。重返月球計畫由戰神一號運載火箭運載獵戶座太空船與戰神五號運載其它艙組結合在一起飛向月球。戰神五號運載火箭的酬載能力是287,000磅(130.18公噸)到低地球軌道,或者143,300磅(65公噸)到月球軌道。戰神系列運載火箭的戰神是由希臘神話命名而來。 2010年10月美國總統簽署法案，包括戰神五號火箭在內的星座计划宣告終結，但相關技術很可能用於未來的太空探索計劃。.
戈達德高解析攝譜儀
戈達德高解析攝譜儀（GHRS 或 HRS, Goddard High Resolution Spectrograph）是在哈伯太空望遠鏡升空時就安裝在內的紫外線分光攝譜儀，在1997年2月的哈伯維護任務中被太空望遠鏡影像攝譜儀（STIS）取代。.
星夜
《星夜》（De sterrennacht）是荷蘭后印象派畫家文森特·梵高於1890年在法国聖雷米的一家精神病院裏創作的一幅著名油畫，是畫家的代表作之一，現藏紐約现代藝術博物館。.
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星等
星等（magnitude），為天文学术语，是指星体在天空中的相对亮度。一般而言，这也指“视星等”，即为从地球上所见星体的亮度。在地球上看起来越明亮的星体，其视星等数值就越低。常见情况下人们使用可见光来衡量视星等，但在科学探测中，红外线等其它波段也有用到。不同波段探测到的星等数据会有所不同。一颗星星的星等，取决于它离地球的距离、它本身的光度（即为绝对星等）、星际尘埃遮蔽等多重因素。一般人的肉眼能够分辨的极限大约是6.5等。.
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星系
星系（galaxy），或譯為銀河，源自於希臘语的「γαλαξίας」（galaxias）。廣義上星系指無數的恆星系（當然包括恆星的自體）、塵埃（如星雲）組成的運行系統。參考我們的銀河系，是一個包含恆星、星團、星雲、氣體的星際物質、宇宙塵和暗物質，並且受到重力束縛的大質量系統，通常距離都在幾百萬光年以上。星系平均有數百億顆恆星，是構成宇宙的基本單位。。典型的星系，從只有數千萬（107）顆恆星的矮星系到上兆（1012）顆恆星的橢圓星系都有，全都環繞著質量中心運轉。除了單獨的恆星和稀薄的星際物質之外，大部分的星系都有數量龐大的多星系統、星團以及各種不同的星雲。 歷史上，星系是依據它們的形状分類的（通常指它們視覺上的形狀）。最普通的是橢圓星系，有橢圓形狀的明亮外觀；螺旋星系是圓盤的形狀，加上彎曲的塵埃旋渦臂；形狀不規則或異常的，通常都是受到鄰近其他星系影響的結果。鄰近星系間的交互作用，也許會導致星系的合併，或是造成恆星大量的產生，成為所謂的星爆星系。缺乏有條理結構的小星系則會被稱為不規則星系。 在可以看見的可觀測宇宙中，星系的總數可能超過一千億（1011）個以上。大部分的星系直徑介於1,000至100,000秒差距，彼此間相距的距離則是百萬秒差距的數量級。星系際空間（存在於星系之間的空間）充滿了極稀薄的電漿，平均密度小於每立方公尺一個原子。多數的星系會組織成更大的集團，成為星系群或團，它們又會聚集成更大的超星系團。這些更大的集團通常被稱為薄片或纖維，圍繞在宇宙中巨大的空洞週圍。 雖然我們對暗物質的了解很少，但在大部分的星系中它都佔有大約90%的質量。觀測的資料顯示超大質量黑洞存在於星系的核心，即使不是全部，也佔了絕大多數，它們被認為是造成一些星系有著活躍的核心的主因。銀河系，我們的地球和太陽系所在的星系，看起來在核心中至少也隱藏著一個這樣的物體。.
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星系動物園
星系動物園（Galaxy Zoo）邀請公眾協助在網路上為上百萬個星系按形狀分類，是與天文學相關、由公眾成員協助科學研究的全民科學案例。2016年1月在「自然」發表的「綠豌豆」論文，是星系動物園協助學術研究取得進展的後續最新；綠豌豆星系是星系動物園志願分類員於2007年依據星系型態分類時意外發現的一類天體。 星系動物園是「」（Zooniverse）計畫的一部分。正體中文版於2013年10月推出，由中央研究院天文所人員翻譯。2014年7月，星系動物園已修訂到第7個版本。2016年網站版本再度更新。.
星系際恆星
星系際恆星是不屬於任何一個星系的恆星。科學界近年來對這些恆星有著許多的討論，普遍認為這些恆星的來源是星系碰撞的結果。.
昴宿增十二
昴宿增十二，即金牛座28（28 Tau）或金牛座BU（BU Tauri）是一个位于金牛座昴宿星团的聯星系统，距离地球约390光年。虽然昴宿增十二是一颗炙热的B型恒星，光度是太阳的190倍，但由于它在天球的位置接近更加明亮的昴宿七，观星者很难通过裸眼分辨出昴宿增十二。昴宿增十二的自转速度超过水委一，接近恒星的分裂速度。 昴宿增十二联星系统的主星昴宿增十二A是一颗拥有特别特征的Be星，两个互成角度的周期性变化气体环组成复杂星周盤环境。虽然有对这个联星系统进行研究，但目前对伴星昴宿增十二B的特征所知不多。昴宿增十二是昴宿星团第七亮的恒星，次于昴宿六、昴宿七、昴宿一、昴宿四、昴宿五和昴宿二。.
流星体
流星體是太陽系內，小至沙塵（sand），大至巨礫（boulder），成為顆粒狀的碎片。流星體進入地球（或其它行星）的大氣層之後，在路徑上發光並被看見的階段則被稱為流星。許多流星來自相同的方向，並在一段時間內相繼出現，則稱為流星雨。.
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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 。.
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海王星
海王星是太陽系八大行星中距离太阳最远的，體積是太陽系第四大，但質量排名是第三。海王星的質量大約是地球的17倍，而類似雙胞胎的天王星因密度較低，質量大約是地球的14倍。海王星以羅馬神話中的尼普顿（Neptunus）命名，因為尼普顿是海神，所以中文譯為海王星。天文學的符號（♆，Unicode編碼U+2646），是希臘神話的海神波塞頓使用的三叉戟。 作爲一個冰巨行星，海王星的大氣層以氫和氦為主，還有微量的甲烷。在大氣層中的甲烷，只是使行星呈現藍色的一部分原因。因為海王星的藍色比有同樣份量的天王星更為鮮豔，因此應該還有其他成分對海王星明顯的顏色有所貢獻。 海王星有太陽系最強烈的風，測量到的風速高達每小時2,100公里。 1989年航海家2號飛掠過海王星，對南半球的大黑斑和木星的大紅斑做了比較。海王星雲頂的溫度是-218 °C（55K），因為距離太陽最遠，是太陽系最冷的地區之一。海王星核心的溫度約為7,000 °C，可以和太陽的表面比較，也和大多數已知的行星相似。 海王星在1846年9月23日被發現， 是唯一利用數學預測而非有計畫的觀測發現的行星。天文學家利用天王星軌道的攝動推測出海王星的存在與可能的位置。迄今只有航海家2號曾經在1989年8月25日拜訪過海王星。2003年，美國國家航空暨太空總署提出有如卡西尼-惠更斯號科學水準的海王星軌道探測計畫，但不使用熱滋生反應提供電力的推進裝置；這項計劃由噴射推進實驗室和加州理工學院一起完成。.
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海王星的卫星
截至2014年6月，海王星已知拥有14颗天然卫星，这些卫星都是以希腊和罗马神话中的水神命名根据国际天文联合会的命名原則，此后發現的海王星卫星都将按这一规则命名，不过S/2004 N 1還没有获得永久性的名称。。其中最大的一颗仍然是威廉·拉塞尔在發現海王星之後僅17天，于1846年10月10日发现的海卫一；第二颗卫星海卫二（勒德）则在超过一世纪后才发现。 海衛一是唯一擁有行星質量的不規則衛星，也就是說它的軌道與海王星的自轉方向相反，軌道相對於赤道也是傾斜的。這顯示它不是與海王星同時形成，而是被海王星的引力捕獲的。太陽系第二大的不規則衛星是土衛九（費比），但它的質量僅有海衛一的萬分之三。海衛一的捕獲，可能發生在海王星與它的衛星系統形成一段時間之後，對海王星原始的衛星系統而言是一場毀滅性的災難。擾亂了它們原有的軌道，所以它們相互撞擊形成碎石礫的盤面。海衛一的質量夠大，可以達到流體靜力平衡的狀態，並能夠保留稀薄的大氣層，可以形成雲層和霧靄。 海卫一的轨道内側还有7颗规则卫星，其运行轨道与海王星相同，並且靠近海王星的赤道面；在海王星环内也有一些衛星，这些卫星中最大的是海卫八（普羅秋斯），它們都是在海王星捕获海卫一，并且在海卫一的轨道变圆后从之前的碎石礫盤面中重生的。在海卫一的外层，海王星还拥有6颗不规则卫星，海卫二也是其中之一，其运行轨道距离海王星要远得多，并且倾角也很大：其中有3颗卫星拥有顺行轨道，其餘几颗则是逆行轨道。从不规则卫星的角度来说，海卫二的轨道很不尋常，它的离心率异常之大，距海王星最近的点也异常之近，表明它很可能曾是规则卫星，但其运行轨道在海王星捕获海卫一之際发生了根本性的变化。海卫十 （普薩瑪忒）和海卫十三 （Neso）是海王星最外层的两颗不规则卫星，其运行轨道也是迄今在太阳系中所有卫星里最大的。.
海王星環
海王星环總共包含5個主要的行星環，且它們最早是由天文學家帕特里斯·布歇、萊因霍爾德·哈夫納和讓·曼弗雷德於1984年在智利拉西拉天文台發現的。而這些環的第一張照片則是於1989年由旅行者2号飞船拍攝的。十分微弱，由尘土构成，很像木星环或天王星环，但要比木星环纖細得多。這5個環後來分別以對發現海王星作出重大貢獻的5個人命名。他們分別是约翰·格弗里恩·伽勒、奥本·勒维耶、威廉·拉塞尔、弗朗索瓦·阿拉戈和约翰·柯西·亚当斯。 海王星环的组成物质非常黑暗，類似於天王星環。环裡的灰塵比例較高，且其光学深度較低，小于0.1。亚当斯环分为五个環弧，又逆時針方向分別被命名为博爱，平等1和平等2，自由，和勇气。弧占据范围狭窄，轨道经度非常稳定。环弧如何保持稳定仍在进行辩论。.
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海爾-博普彗星
海爾-博普彗星（英文：Comet Hale-Bopp，編號：C/1995 O1）是一顆長周期彗星，於1995年由兩位美國業餘天文學家共同發現，於1997年4月1日過近日點。 1995年7月23日，美國人艾倫·海爾和湯瑪斯·博普分別獨立發現該彗星，它是眾多由業餘天文學家發現的彗星當中，距離太陽最遠的（於木星軌道外被發現）。與哈雷彗星比較，若把兩顆彗星放在同一軌道上，海爾-博普彗星的亮度會超過前者千倍。 通常彗星在木星軌道外會比較不顯眼，但海爾-博普彗星則例外，該彗星過近日點時光度為-1.4等，縱使在城市中亦能以肉眼看見，是自1975年最亮的彗星，因此它成為了近二十年來最壯觀的彗星之一。根據哈勃太空望遠鏡的影像，海爾-博普彗星的直徑估計約40公里，屬於大型彗星。 海爾-博普彗星的出現也引起了一些恐慌。 直至2006年1月仍有日本天文愛好者在澳大利亞拍攝到該彗星的身影；經初步計算，海爾-博普彗星於二千多年後會回歸。.
斯图尔德天文台
斯图尔德天文台（Steward Observatory）位于美国亚利桑那州的图森市，隶属于亚利桑那大学天文系，由安德鲁·道格拉斯在1916年创建。本天文台管理和运行多台望远镜，包括6.5米的多镜面望远镜（MMT）、2台8.4米的大双筒望远镜（LBT）、以及位于格拉汉姆山国际天文台、基特峰国家天文台、弗雷德·勞倫斯·惠普爾天文台、萊蒙山天文台上的数个光学和亚毫米波望远镜。 本天文台曾为哈勃空间望远镜研制近红外线照相机和多目标分光仪（NICMOS）、为斯皮策空间望远镜研制多波段成像光度计（MIPS）。其镜面实验室（SOML）为大双筒望远镜、多镜面望远镜、麦哲伦望远镜、巨型麦哲伦望远镜（GMT）和大型綜合巡天望遠鏡（Large Synoptic Survey Telescope）等多个大型望远镜制造了主镜。.
新视野号
新視野號（New Horizons）又譯新地平線號，是美國國家航空暨太空總署旨在探索矮行星冥王星（在發射時間仍然被認為是一顆行星）和柯伊伯带的行星際機器人太空船任務，它是第一艘飛越和研究冥王星和它的衛星，凱倫、尼克斯和許德拉的太空探測器。NASA可能還會批准它飛越一個或两個古柏帶天體。任務概要是由美国西南研究院首席研究員所領導的一個團隊提出。 經過在發射地點的幾個延誤後，新視野號于2006年1月19日在卡纳维拉尔角發射，直接進入地球和太陽逃逸軌道，在最後關閉引擎時相對於地球的速度是16.26公里/秒，或58,536公里/小時（10.10英里/秒或36,373英里/小時）。因此，它是有史以來以最快的發射速度離開地球的人造物體。2015年7月14日新视野号飛越冥王星系统。随后，新視野號将繼續進入古柏帶。 經過與小行星132524 APL一個短暫的相遇後，新視野號飛往木星，在2007年2月28日使得其最接近木星的距離为。木星飛掠提供重力助推给新視野號的速度增加了。木星相遇也被用來作為新視野號科技性能的全面測試，傳回關於行星的大氣層，衛星和磁層的數據。在飛掠木星後，探測器繼續前往冥王星。在木星後的大部分旅行中，太空船是处于休眠模式度過，以保護太空船上的系統。在2006年9月，新視野號第一次拍攝了冥王星，其次是在2013年7月拍攝了區分冥王星和它的衛星冥卫一作為兩個單獨的對象的圖像。無線電信號从新視野號太空船旅行到地球需要用4個多小時。 格林威治時間2015年7月14日上午11時49分，新視野號接近冥王星12,500公里，為旅程中最接近冥王星的位置。 它成為了第一艘探索冥王星的航天器。 協調世界時7月15日00時52分37秒（美國東部時間7月14日20時52分37秒），美國國家航空暨太空總署收到了新視野號傳來的訊息，證實了探測器在預定的時間成功地飛越了冥王星，探測器各方面的運作一切正常，和先前預料的一樣。.
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新技術望遠鏡
新技術望遠鏡或NTT是座落於智利拉西拉天文台，率先使用主動光學的經緯儀架台3.58米里奇-克萊琴望遠鏡。這架望遠鏡和它的儲存模組進行了革命性的設計以獲得最佳的影像品質。.
文明V：众神与国王
《文明V：众神与国王》（Civilization V:Gods & Kings）是由Firaxis开发的回合策略游戏文明系列的第五部——《-zh-cn:文明V;zh-tw:文明帝國5;-》的首部资料片，於2012年6月19日於北美洲市場推出。《文明V：众神与国王》中不但增添了27种新单位、13种新建筑、9种新奇迹、9种可游玩的新文明，更改了投射兵种的升级链，还重新引入了宗教系统和谍报机制，同时外交也较前作而言变得更为丰富。.
旅行者2号
旅行者2号（Voyager 2）是一艘於1977年8月20日發射的美國太空總署無人星際太空船。它與其姊妹船旅行者1號基本上設計相同。不同的是旅行者2號循一個較慢的飛行軌跡，使它能夠保持在黃道（即太陽系眾行星的軌道水平面）之中，藉此在1981年的時候透過土星的引力加速飛往天王星和海王星。正因如此，它並沒有像它的姊妹旅行者1號一樣能夠如此靠近土衛六。但它因此而成為了第一艘造訪天王星和海王星的太空船，完成了藉這個176年一遇的行星幾何排陣而造訪四顆氣體巨行星的機會。 旅行者2號被認為是從地球發射的太空船中最多產的一艘太空船，皆因在美國太空總署對其後的伽利略號和卡西尼-惠更斯號等的計劃上收緊花費之下，它仍能以強大的攝影機及大量的科學儀器造訪四顆氣體巨行星（木星、土星、天王星、海王星）及其衛星。.
撞擊事件
天文學上的撞擊事件（Impact event）是指地球或其他行星和小行星、彗星等其他天體互相碰撞的事件。根據歷史記載，有數百個在特定地區造成死傷以及財物損失的小型撞擊事件（包含火流星爆炸）被記錄下來。在海洋發生的撞擊事件可能造成海嘯對海洋和海岸造成損害。 最近的一次重大撞擊事件發生在700 BC爱沙尼亚的卡里，形成卡里隕石坑。 自從撞擊事件研究成為現在科學界的顯學後，在許多科幻作品中撞擊事件是重要的情節和背景知識。.
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愛德文·哈勃
愛德溫·鮑威爾·哈勃（Edwin Powell Hubble，），美國著名的天文學家。 哈勃證實了銀河系外其他星系的存在，並发现了大多数星系都存在紅移的現象，建立了哈勃定律，是宇宙膨脹的有力证据（参见大爆炸理论）。哈勃是公認的星系天文学创始人和观测宇宙学的开拓者。並被天文學界尊稱為星系天文學之父。 為紀念哈勃的貢獻，小行星2069、月球上的哈勃環形山以及哈勃太空望遠鏡均以他的名字來命名。.
愛斯基摩星雲
愛斯基摩星雲（Eskimo Nebula，NGC 2392），亦稱小丑臉星雲，是位於雙子座的一個行星狀星雲，距離地球約2,900光年遠，由英国天文學家威廉·赫歇尔在1787年發現的；使用小型望遠鏡就可以看見。 由於地面上觀察受大氣影響，影像不甚清晰之下，它像是被帶頭罩雪衣的敞篷圍攏的正面頭象，也就是因為影像不太清晰，愛斯基摩頭像更甚「相似」（略帶想像空間）。2000年哈伯太空望遠鏡對這個星雲作高解像照相觀測，呈現人們尚未能充分了解的複雜氣體結構。 星雲前身是一顆類似太陽質量的恆星，約在10,000年前，氣體才在它的外圍開始籠罩。其內部的細絲是由中心恆星吹出的星風中的微粒组成的，外殼中有異常的長達一光年的橙色絲線。.
散斑成像
Image:Zeta_bootis_short_exposure.png|大氣層存在時典型的短時間曝光聯星影像（影像中為左攝提三）。影像中恆星應該是一個點狀，但是大氣層的存在讓兩顆恆星成像是班點狀（一個在左上方，其他的在右下方）。這些班點會讓觀測者較不易分辨影像中的恆星，這是因為使用的相機像素較粗糙。斑點會在恆星影像周圍快速移動，使恆星在影像中看起來像一個模糊的斑點。拍攝該影像使用的望遠鏡直徑約7r0（望遠鏡直徑小於 r0 時，影像解析度由艾里斑大小決定，否則是由大氣層狀態而定） Image:Eps_aql_movie_not_2000.gif|慢動作散斑成像負片影片，為使用高倍率望遠鏡觀冊恆星的狀況。該望遠鏡的直徑約7r0。請注意單一恆星影像如何分裂為多個斑點，這完全是因為大氣層擾動所造成。散斑成像技術就是要重建未被大氣層擾動影響的恆星影像。該影片中也可見到望遠鏡鎮動造成的效應。 散斑成像（Speckle imaging）是指基於法（圖像堆疊）或散斑干涉（Speckle interferometry）法的一系列高解析度天文成像技術。這些技術可以大幅度提升地面望遠鏡的光學解析度。.
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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。.
托林 (天文学)
托林（tholin，來自θολός，「不清澈的」）是一种存在于远离恒星的寒冷星体上的物质，是一类共聚物分子，由原初的甲烷、乙烷等簡單結構有機化合物在紫外线照射下形成，但它并不是单一的纯净物，并没有确定的化学分子或明确的混合物与之对应。托林通常为浅红色或棕色的外观。托林無法在今日的地球自然環境下形成，但在外太陽系以冰組成的天體表面有極大的含量。.
手槍星
手槍星是銀河系內已知最明亮的恆星之一。早期的報告指出它可能是極端明亮的恆星，發出的光度大約是太陽的190萬倍，最新的研究已將這個數值調降至170萬倍，大約是海山二的三分之一。手槍星在20秒內釋放出的能量相當於太陽在一年中釋出的，這種質量在太陽80至150倍的恆星，生命期大約只有300萬年。不同於一般的恆星，它們深受本身向外輻射出的光壓強烈的影響 。.
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曙光號
--（Dawn），也稱為--，是美國太空總署的無人太空探測船，於2007年9月27日發射升空，目的是探索小行星帶最大的兩顆原行星：灶神星與矮行星穀神星，是第一架環繞矮行星的探測器，也是首架在任務期間成功進入兩顆太陽系天體軌道（不含地球）的探測器。 曙光號花了四年左右的時間抵達灶神星，2012年9月5日結束灶神星的探測任務後前往穀神星。2014年12月1日曙光號开始持續傳回穀神星的高解析度影像，而後在2015年3月6日進入穀神星軌道並繞行至今。根據統計，曙光號任務自2007年執行至今已傳回6萬9000多幅影像，以及超過132GB的數據。.
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普朗克時間
在物理學的普朗克單位制裏，普朗克時間（Planck time）是時間的基本單位，是光波在真空裏傳播一個普朗克長度的距離所需的時間。普朗克單位制是一種自然單位制，因馬克斯·普朗克而得名；普朗克最先提出普朗克單位制的概念。 普朗克時間t_P以方程式定義為 其中，\hbar.
智神星
智神星（英語、拉丁語：Pallas），小行星序號是2 智神星（2 Pallas），是人類繼谷神星（太陽系最大的小行星之一）後所發現的第二顆小行星。估計它的質量是小行星帶的7%。智神星直徑為，比灶神星稍大一些，但是其質量卻比灶神星輕10–30% ，所以智神星是小行星帶中第三重的小行星。智神星可能是太陽系中最大的不規則天體（也就是本身的重力不能使外貌呈現圓滑），也可能是殘餘的原行星。 天文學家海因里希·歐伯斯在1802年3月28日發現智神星，那時被歸類為行星。事實上，19世紀初期發現的小行星都曾經被歸類為行星，直到1845年有更多的小行星被發現之後，才重新分類。 智神星的表面似乎由矽酸鹽組成；表面光譜和密度類似於碳質球粒隕石。智神星有異常高的軌道傾角（高達34.8°）、高離心率，類似冥王星，所以太空船很難前往智神星拜訪。.
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10月8日
10月8日是阳历一年中的第281天（闰年第282天），离全年的结束还有84天。.
11月10日
11月10日是阳历一年中的第314天（闰年第315天），离全年的结束还有51天。.
11月27日
11月27日是公历一年中的第331天（闰年第332天），离全年的结束还有34天。.
1981年-1990年載人航天飛行列表
這是一個1981年-1990年的完整載人航天飛行列表，其中包括後間的禮炮計畫、和平號太空站及太空梭計畫的開始。.
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1990年
21次全美人口普查于1990年由人口调查局进行，并于1990年4月1日结束。.
1991年–2000年載人航天飛行列表
這是一個1981年-1990年的完整載人航天飛行列表，其中包括後間的和平號空間站、太空梭計畫及國際空間站的開始。 蘇聯在1991年年底解體。從此，前蘇聯加盟組成的共和國以獨立的民族所示。 Category:航天列表 Category:1990年代科技 Category:1990年代相关列表.
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2001年–2010年載人航天飛行列表
這是一個2001年-2010年的完整載人航天飛行列表，其中包括後間的和平號空間站、太空梭計畫及國際空間站的開始。.
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2008年航天活動列表
"去除。当更新信息是请补充信息来源! --> ||1月11日，05:32 GMT ||黑雁-9 ||白沙，LC-36 ||NASA ||LIDOS ||NASA／JHU ||亚轨道 ||紫外天文学 ||1月11日，05:42 GMT ||成功 ||Apogee： |- ||1月15日，11:49 GMT ||天顶-3SL ||Ocean Odyssey ||Sea Launch ||Thuraya 3 ||Thuraya ||GEO ||通信卫星 ||在轨 ||正常 || |- ||1月17日 ||Jericho-3 ||Palmachim ||IAF || ||IAF ||亚轨道 ||导弹测试 ||1月17日 ||成功 || |- ||1月18日，07:30 GMT ||黑雁-12 ||Andøya ||NASA ||SCIFER-2 ||NASA／Cornell／Dartmouth ||亚轨道 ||电离层研究 ||1月18日 ||成功 ||Apogee： |- ||1月21日，03:45 GMT ||极轨-CA ||FLP, Sriharikota ||ISRO ||Polaris（TechSAR） ||IAI ||近轨 ||Radar imaging ||在轨 ||正常 || |- ||1月25日 ||Shaheen-1 ||Sonmiani ||PAF || ||PAF ||亚轨道 ||导弹测试 ||1月25日 ||成功 || |- ||1月28日，00:18 GMT ||质子-M ||LC-200/39, Baikonur ||RKA ||Ekspress AM-33 ||RSCC ||GSO ||通信卫星 ||在轨 ||正常 || |- ||1月31日，19:14 GMT || ||Andøya || ||HotPay-2 ||University of Leeds ||亚轨道 ||电离层研究 ||1月31日 ||成功 ||Apogee： |- ||1月 ||RIM-161导弹 ||白沙 ||US Navy／MDA ||ABM ||US Navy／MDA ||亚轨道 ||反导测试 ||Within 15 minutes of launch ||成功 || |- ||2月4日 || ||Semnan ||IARI || ||INSA ||亚轨道 || ||2月4日 ||成功 || |- ||2月5日，13:02:54 GMT ||联盟号-U ||LC-1/5，Baikonur ||RKA ||Progress M-63 ||RKA ||近轨，docked to ISS ||国际空间站供给 ||4月7日，11:50 GMT ||成功 || |- ||2月6日，09:14:40 GMT ||S-310 ||Uchinoura ||JAXA || ||JAXA ||亚轨道 ||电离层研究 ||2月6日 ||成功 || |- ||2月7日，11:30 GMT || ||Esrange ||/DLR／ESA ||/TEXUS-44 ||DLR／ESA ||亚轨道 ||微重力研究研究 ||2月7日 ||成功 ||Apogee： |- |rowspan.
2009年木星撞击事件
2009年木星撞击事件，又被称为韦斯利撞击事件，是2009年7月在木星发生的撞击事件。这次撞击事件在木星大气层中留下一个黑色的疤斑，大小和木星小红斑类似，面积和地球太平洋差不多。.
2010年科技
2010年在科学技术领域有一些重要的事件发生。.
2012年美国联邦预算
2012年美国联邦预算（2012 United States federal budget）是2012财政年度（即2011年10月至2012年9月）美国联邦政府运作的经费，最初的开支请求由美国总统巴拉克·奥巴马于2011年2月向联邦国会提出。部分因為茶党运动的成功造势而在2010年国会选举中大胜的共和党控制联邦众议院后，也于2011年4月发布了一项名为的竞争方案。两份预算方案都将重点放在削减赤字上，但是对于税收、福利项目、国防支出和科研经费的更改幅度有所不同。 2011年8月，联邦国会通过了旨在应对美国债务上限危机的《》，这一法案要求从2012财政年度开始对预算进行削减，因此政府提出的方案也大受影响。按照，2012财年的实际预算分别由2011年11和12月通过的3个拨款法案制定。此外，政府还通过立法削减了整个2012自然年的社会保障工资税。.
2013年7月
; 武裝衝突.
2017年
2017年經联合国大会指定为国际可持续旅游发展年，也是俄國十月革命100週年。.
273
273是272與274之間的自然數。.
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2M1207b
2M1207b是一顆圍繞棕矮星2M1207的太陽系外行星，距離地球大約為170光年，位於半人馬座。2M1207b也是第一顆以直接攝影法發現的系外行星，是由Gael Chauvin所領導的歐洲南天天文台觀測團隊在2004年9月於智利使用帕瑞納天文台的甚大望遠鏡所發現的A giant planet candidate near a young brown dwarf.
2MASS J0523-1403
2MASS J0523-1403是一顆質量很低的紅矮星，位於南天的天兔座，距離地球大約40光年。它的視星等非常低，只有21.05等，有效溫度也非常低，只有2074K，只有對紅外線敏感的大型望遠鏡才能看見。2MASS J0523-1403第一次被觀測到是在2微米全天巡天（2MASS）。.
2月13日
2月13日在公历当中是第44天，距离一年的结束还有321天（闰年则是322天）。.
3C 147
3C 147（B0538+498）是一个致密陡谱源的（CSS）类星体，发现于1964年。它位于御夫座之中，在天空中与五等星五车增十七相距不远。 遥远星系的“距离”取决于使用哪种距离测量方法。它的紅移值为0.545， 来自这个活动星系核的光估计要花费大约51亿年才能到达地球。 但是因为宇宙的膨胀，现在这个星系的进动距离大约是64亿光年（1974 Mpc）。 超長基線陣列（VLBA）观测表明存在一个由两个组成天体A和B所控制的复杂的中心区域。 该射线源的两个组成天体的分离视向速度似乎正以超光速運動（并非实际速度），速度为1.2 ± 0.4 c，而且在不断加速。.
3C 273
3C 273是位於室女座的一個類星體。它在可見光波段上是最明亮的一個類星體，在天空中的視星等大約是12.9等，是最靠近地球的类星体之一，紅移 z只有0.158。它的光度距離，D L.
3C 321
3C 321是兩個星系相互旋轉的系統。它們是以第一個被觀察到一個星系以爆炸的能量轟擊另一個星系的系統而著稱，從理論上說是在星系的中心有一個超大質量黑洞的構造。 較大的星系被NASA的天文學家謔稱為"死星星系"，它有束能量充沛的噴流朝向它的同伴發射。NASA是在2007年12月18日宣布這項發現。由於太空和地面望遠鏡的共同努力，才有可能觀測到這股高能量的噴流。 這些工具包括NASA的錢卓X射線天文台、哈伯太空望遠鏡、史匹哲太空望遠鏡、甚大天線陣、以及。.
4月24日
4月24日是公历一年中的第114天（闰年第115天），离全年的结束还有251天。.
亦称为 Hubble Space Telescope，哈伯望遠鏡。
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