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30 关系: 大熊座AN，天体列表，天鶴座RZ，天鹤座，室女座QS，小熊座，巨蛇座NN，中介偏振星，仙女座Z，再发新星，光變曲線，矮新星，獅子座DP，绘架座，發光紅新星，花神星，聯星，飛馬座IK，高偏振星，鹿豹座Z，軟X射線暫現源，雕具座，雙子座U，GW170817，II型超新星，M92 (球狀星團)，武仙座AM，武仙座DQ，波江座EF，新星。
大熊座AN
大熊座AN（AN Ursae Majoris）是位於大熊座的一顆變星。該恆星是目前已知磁場最強的激變變星，強度高達2億3000萬高斯（23KT）。該恆星與武仙座AM都屬於高偏振星。.
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天体列表
天体（Astronomical object），又稱星体，指太空中的物体，更廣泛的解釋就是宇宙中的所有的個体。.
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天鶴座RZ
天鶴座RZ是位於天鶴座的類新星聯星系統，其成員是一顆白矮星和F-型主序星。它的視星等通常是12.3等，偶爾會暗至13.4等。它的互繞軌道週期被認為大約在8.5至10小時（比多數的類新星都長，一般的週期大約3到4小時）。它屬於激變變星次集團的大熊座UX型變星，施主星的物質被吸引到白矮星，在周圍形成吸積盤，維持著在兩顆恆星之外閃耀的亮度。這個系統距離地球大約1,434光年。 最初是在1949年發現為變星並命名為天鶴座RZ，在1980年經由光譜調查發現是一顆激變變星。最初發現它的光譜有氫原子的巴爾末線，認為是一顆炙熱的藍色B型星。如果它真的是一顆B型主序星（距離將遠達35,000光年），它將落在銀河平面之外。研究人員指出，這條發射線出自白矮星周圍的吸積盤，而不是恆星本身。對這個系統所知有限，然而施主星的光譜已被計算出為F5V 。這顆恆星的光譜與新星相似，在爆發後後會恢復平靜，但未曾觀察到其爆發過。美國變星觀測者協會建議觀測它未來的事件，像是可能的新星爆發。.
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天鹤座
天鶴座 （, or colloquially ）是在南天的一個星座。它的名稱來自拉丁語的鶴，是一種鳥類。它是由彼得勒斯·普朗修斯、和觀察和構思的12個星座之一。天鶴座最先出現在普朗修斯和約道庫斯·洪第烏斯於1598年在阿姆斯特丹製作的35公分（14英寸）直徑的天球上，並被繪製在約翰·拜耳於1603年出版的星圖測天圖上。法國天文學家兼探險家拉卡伊在1756年依據拜耳命名法為座內的恆星命名，有些以前是鄰近星座，像是南魚座的恆星也被納入。天鶴座與孔雀座、杜鵑座、鳳凰座統稱為"南方鳥類"。 星座內最亮的恆星是鶴一（天鶴座α），視星等1.7等，是顆藍白色的恆星。鶴二 （天鶴座β）是顆紅巨星變星，最大亮度2.0等，最暗2.3等。有六顆恆星被發現有系外行星環繞：紅矮星葛利斯832是最靠近地球的行星系統之一。其他還有 —WASP-95— 有一顆每2天繞行一周的行星。在天鶴座發現的深空天體包括被稱為"備胎星雲"的行星狀星雲IC 5148，和被稱為"天鶴四重奏"，由4個星系聚集成的集團。.
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室女座QS
室女座QS（QS Virginis，縮寫QS Vir）是一個距離地球157光年的食聯星系統，並且是激變變星。該聯星系統包含一個白矮星和一個紅矮星，以3.37小時軌道週期互繞。.
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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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巨蛇座NN
巨蛇座NN（NN Serpentis，NN Ser）是一個距離地球1670光年的食聯星，可能是激變變星。該系統是由紅矮星和白矮星各一組成。兩顆恆星軌道週期0.13日。.
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中介偏振星
中介偏振星（Intermediate Polar），或稱為武仙座DQ型變星，是屬於聯星的一種激變變星。.
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仙女座Z
仙女座Z 是一顆共生變星，形狀像沙漏星雲 (像包圍著海山二的侏儒星雲或SN 1987A) 。它是共生變星的原型，是激變變星的一個分支。这个恒星的主星是一个演化末期的M型红巨星，伴星则是一个白矮星。2个恒星共同拥有一个气体包层，红巨星周期性的光变以及白矮星自身引力引起的变化都会使整个系统的亮度产生变化。.
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再发新星
再发新星是一类曾被人类观测到多次爆发的新星，属于激變變星。再发新星与经典新星一样，它们在爆发中向太空抛出的一层物质可以被利用分光设备探测到，而矮新星没有表现出这种行为。再发新星在银河系中的分布与新星相似，有向银心方向集聚的趋向，同属于盘星族。 再发新星约每隔几十至上百年年爆发一次，其爆发时在可见光波段的光度变幅为7～9等，小於一般新星的变幅（超过9个星等）；但爆发之前，再发新星的光度通常比新星强，绝对目视星等约2～3等（新星只有约4～5等）。再发新星的光变曲线页与经典新星的十分相似，人们只有在观察到一颗新星出现几次爆发时才能确定其为再发新星。再发新星每次爆发释放1036～1037J的能量，约抛射出10-6太阳质量（约2×1021t）的物质，较经典新星损失的质量少。.
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光變曲線
光度曲線是天文學上表示天體相對於時間的亮度變化圖形，是時間的函數，通常會顯示出一種特定的頻率間隔或是帶狀。光度曲線會呈現週期性，像是食雙星、造父變星和其他的各種變星，或是非週期性的，像是新星、激變變星、超新星或微透鏡事件，的光度曲線。研究光度曲線，並配合其他的觀測，能獲得重要的訊息，像是導致這種過程的物理機制，或是制約這種行為的物理理論。.
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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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獅子座DP
獅子座DP（DP Leonis，DP Leo）是一個距離太陽約1304光年的食聯星，它可能是屬於武仙座AM型的激變變星，或稱為高偏振星。這個系統由相距甚近的一顆白矮星和一顆紅矮星（兩者互繞周期約1.5小時），以及一顆系外行星組成。.
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绘架座
繪架座（Pictor）是一個位於南半天球的星座，在老人星和大麥哲倫星系之間。星座名稱拉丁語“Pictor”意為“畫家”，是以前拉丁語名“Equuleus Pictoris”（畫架）的縮寫。繪架座一般以畫架來代表，由修道士尼可拉·路易·拉卡伊於18世紀命名。繪架座內最亮的恆星是繪架座α，它是一顆距地球約97光年的白色主序星。繪架座內還有繪架座RR，這個激變變星系統於1925年爆發成新星，視星等最高時達1.2，隨後就逐漸化作黑暗。 繪架座因為它的第二亮星繪架座β而受到關注，該恆星距地球63.4光年，它被一個碳含量高的不尋常塵埃盤所包圍，而且還擁有一顆太陽系外行星。另外還發現繪架座內還有五顆擁有行星的恆星。其中一顆是HD 40307，它是一顆擁有六顆行星的橙矮星，它的其中一顆行星——HD 40307 g——有可能是適居帶上的超級地球。繪架座中最接近地球的恆星卡普坦星是一顆紅矮星，距地球12.76光年，於2014年發現了它擁有兩顆超級地球。是一個電波星系，正從中心的超大質量黑洞射出長達80萬光年的等離子體。2006年觀測到一股源自繪架座的伽瑪射線暴————它極長的X射射線餘暉在之後差不多兩年還能被探測到。.
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發光紅新星
光紅新星（縮寫為LRNe）被認為是兩顆恆星合併所造成的爆炸現象。它們的特徵是有明顯的紅色，和光度曲線在紅外線区反覆的回到原來的光度逗留和徘徊。不要將發光紅新星與標準的新星——以白矮星為主角，在表面發生爆炸——混淆了。.
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花神星
花神星(8 Flora)是一顆大型小行星，是小行星帶中的天体之一。.
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聯星
聯星是兩顆恆星組成，在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統，尤其是在距離遙遠時，肉眼看見的經常是單一的點光源，要過其它的觀測方法，才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示，一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星（double star）通常被視為聯星的同義詞；然而，雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星，只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置，在視線上幾乎是相同的位置。然而，它們的"雙重性"只取決於這光學效應；恆星本身之間的距離是遙遠的，沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異，可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測，來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要，因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量，而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係（mass-luminosity relationship，MLR）估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的，在這種情況下，它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期，因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術，例如光譜學（聯星光譜）或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上，它與伴星會發生互相食與凌的現象；這樣的一對聯星會被稱為食聯星，或因為它們是經由光度變化被檢測出來的，而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近，將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下，這些接近的聯星系統可以交換質量，可能會帶來它們在恆星演化時，單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1（這是眾所皆知的黑洞）。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星，和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
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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。.
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高偏振星
偏振星（Polar）或武仙座AM型變星（AM Herculis Star）是有強磁場的雙星系統形成的激變變星。 大部分的激變變星，都有一顆被白矮星的引力剝離外殼的主序星做為伴星，並因而形成吸積盤。在偏極化的系統中，白矮星的磁場對吸積盤的形成是太強了，因此落向白矮星的氣體只能跟隨著白矮星的偶極子磁場線形成吸積流。 典型的磁場強度在1,000萬至8,000萬高斯（1,000至8,000T）。大熊座AN是已知磁場最強的激變變星，磁場強度高達2億3,000萬高斯（23KT）。 高偏振的名稱來自於磁場造成光線的線性偏極和圓偏極。極化現象對偏極的研究是很重要的，可以透過對極化的研究了解雙星的幾何結構。.
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鹿豹座Z
鹿豹座Z（Z Cam）是在鹿豹座的一顆激變變星SIMBAD, (accessed 2012-03-20)，它的視星等在界乎於10.0至14.5之間變化。它是鹿豹座Z型變星的原型。 File:Gas Shell Around Z Cam.jpg|環繞著鹿豹座Z的氣體殼層。 File:Z Camelopardalis GALEX.jpg|紫外線觀測下的鹿豹座Z 。.
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軟X射線暫現源
軟X射線暫現源（Soft X-ray transient，縮寫：SXT）是某種類型的緻密天體和某種類型的正常低質量天體（即質量僅為太陽質量分數的天體）。這些天體顯示出低能量級別，或軟X射線輻射，但有時會經由正常恆星向緻密的伴星輸出質量而改變。實際上，緻密天體"吞噬"正常恆星和輻射出X射線，是此一過程的最佳寫照。 軟X射線暫現源半人馬座 X-4和天鷹座 X-1是日本的白鳥衛星最先發現的。 典型的SXT通常非常微弱，或甚至無法觀測到，它們在X射線和可見光波長的視星等大約是20等，這就是在所謂的"靜止"狀態。 在"爆發"狀態下，系統的亮度在X射線和可見光都會增加100-10000倍。在爆發時，SXT是在X射線天空中最亮的天體，和視星等約為12。SXT爆發的時間間隔是數十年或更久，所以迄今只有幾個系統有兩次或更多次爆發的紀錄。系統會在幾個月內消退和歸於平靜，在大爆發的期間，輸出的X射線是軟或低能量的X射線，因此稱為軟X射線暫現源。 SXT是非朝罕見的，已知的系統只有約100個，被歸類為低質量X射線聯星。典型的SXT包含一顆K型巨星，和一個有吸積盤的緻密天體，在某些情況下這個緻密天體是中子星，但更常見的是黑洞。在系統爆發後可以測定緻密天體的種類，如果是中子星可以觀察到後續的中子星表面熱排放，但是黑洞就不會有剩餘的排放。在"靜止"狀態，質量逐漸在吸積盤內累積，在爆發期間，大多數的吸積盤會落入黑洞裡去。當吸積盤的密度超過某一臨界值時就會觸發爆炸。高密度會增加黏滯度，結果是加熱了吸積盤。溫度升高使氣體電離，也會增加黏滯度，使吸積盤變得不穩定，並擴及整個吸積盤。當不穩定傳達到吸積盤的內側，X射線的光度開始上升並且向外突出。外盤被增強的輻射進一步的加熱，於是類似失控的加熱機制運作成為矮新星。.
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雕具座
雕具座（Caelum），是一個黯淡的南天星座，是現代88星座之一，由法國天文學家尼可拉·路易·拉卡伊於1750年代劃定。它的拉丁文名稱“caelum”指的是“”，舊拉丁名稱為“Caelum Scalptorium”（意指雕刻者們的鑿子）；“caelum”是一個僻字，與意指天空、天堂或大氣層的常用字“caelum”沒有任何關係。它是全天面積第8小的星座，其所對的立體角約為0.038球面度，只比南冕座的小一點兒。 由於雕具座面積小，離銀河系平面遠，而且又沒有多少有趣的天體，因此是一個頗為無趣的星座。雕具座最亮的恆星雕具座α的視星等只有4.45，另外只有一顆恆星亮於視星等5──雕具座γ¹。其他值得注意的雕具座天體還包括距地球20.13秒差距（65.7光年）且擁有一個行星的聯星、與雕具座γ¹組成光學雙星的盾牌座δ變星，以及最初看起來像噴流且沒有可見宿主星系的西佛星系HE0450-2958。.
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雙子座U
雙子座U，位於雙子座，是矮新星的典範之一。這類聯星系統包含一顆白矮星和一顆靠近的紅矮星，大約每100天就會爆發一次並造成光度的增加。在1855年的一次爆發中被约翰·罗素·欣德發現了，從此就被持續觀測至今。 雙子座U聯星系統的軌道週期非常短，只有4小時又11分；僅僅是這樣的軌道就會在每次公轉時造成凌與食的變光現象。通常，這對聯星的視星等在14.0和15.1等之間；然而當爆發時，亮度會增加百倍左右，達到9等。雖然平均的間格大約是100天，這個週期實際上並不穩定，紀錄上是從62天至257天不等。在矮新星的案例中，理論上爆發是由白矮星吸積盤週期性的浪湧，造成盤本身不穩定的結果。.
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GW170817
GW170817是雷射干涉重力波天文台（LIGO）和室女座干涉儀（VIRGO）在2017年8月17日觀測到的引力波事件，其出自於兩個中子星併合在一起。在此之前觀測到的幾次引力波事件都是出自於兩個黑洞併合。學者認為，不會觀測到關於黑洞併合的任何相關的電磁波信號。這次中子星併合事件的後續電磁現象也被很多種不同波段的望遠鏡觀測到，這標誌著的新紀元已經來臨。 對於這一次併合事件，至少有三種不同的觀測方法分別見證到不同的現象：.
II型超新星
Ⅱ型超新星（罗马数字2），也稱為核塌縮超新星，是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果，在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星，質量至少是太陽質量的9倍。 大質量恆星由核融合產生能量，與太陽不同的是，這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素，恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料，直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星，所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子，在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。（參考泡利不相容原理） 當鐵核的質量大於1.44太陽質量（錢德拉塞卡極限），接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱，導致快速的核反應形成大量的中子和微中子。塌縮被中子的短距力阻止，造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉，形成超新星的爆炸。 Ⅱ型超新星的爆炸有幾種不同的類型，可以依據爆炸後的光度曲線－光度對爆炸後的時間變化圖－來分類。Ⅱ-L超新星顯示出穩定的線性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之後，呈現出平緩的下降（高原），才會再持續正常的下降曲線。通常這些塌縮超新星的光譜中也會出現氫的光譜，雖然Ib和Ic超新星也是將氫和氦（Ic超新星）的殼層拋出的核心塌縮大質量恆星，但它們的光譜看起來卻缺乏這些元素。.
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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.
武仙座AM
武仙座AM 是位於武仙座的一顆紅矮星變星。這顆恆星與大熊座AN，是被稱為高偏振星的激變變星，或武仙座AM型變星的原型。.
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武仙座DQ
武仙座DQ（或武仙座新星 1934）是一顆在1934年於武仙座爆發的明亮慢新星，它的視星等曾達到1.5等。 座標：.
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波江座EF
波江座EF（EF Eridani，EF Eri，有時會出現錯誤的 EF Eridanus）是一顆屬於高偏振星（或稱為武仙座AM型變星）的強磁場激變變星。歷史上該恆星是星等在14.5到17.3之間變化，雖然自1995年起該恆星星等一直是在亮度變化範圍的下限。波江座EF的系統包含一顆有形成中的亚恒星天體環繞的白矮星。.
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新星
新星是激变变星的一类，是由吸積在白矮星表面的氫造成劇烈的核子爆炸的現象。这类星通常原本都很暗，难以发现，爆发时突然增亮，被认为是新产生的恒星，因此而得名。新星按光度下降速度分为快新星（NA）、中速新星（NAB）、慢新星（NB）和甚慢新星（NC），爆发时亮度会增加几万、几十万甚至几百万倍，持续几星期或几年。但不能和Ia超新星或其它恆星的爆炸混淆，包括加州理工學院在2007年5月首度發現的發光紅新星。 目前在银河系中已发现超过200颗新星。.
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