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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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天琴座DM
天琴座 DM(DM Lyr)是在天琴座的一顆矮新星,它是一顆聯星系統,由一顆白矮星和未知類型的伴星組成,在1928年和1996年爆發時的光度大約是13等。由於它的位置,主要是由北半球的天文台進行觀測,但在冬天就難以觀測,而在南半球的主要天文台全年都難以觀測這顆星,因此可能有幾次的爆發未曾被觀測到。 在1996年7月的爆發—不同於其它的—被證明是長且明亮的,使得幾名觀測者驚訝於它是否是達到超級最大值而可以分類為大熊座SU型變星。在日本京都大學的觀測使用60公分的反射鏡搭配V帶通的CCD光度計檢測到如駝峰的0.1等光度變化,因而重新將天琴座 DM分類為大熊座 SU型變星。他們初步的週期分析估計最佳的駝峰週期是0.066± 0.002天。.
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孙国佑
孙国佑(Guoyou Sun,1984年- )--业余天文学家,浙江省温州人。与星明天文台高兴合作发现C/2015 F5 (SWAN-XINGMING)斯万-星明彗星,中国首颗银河系新星V5582 SGR,大陆天文爱好者首颗超新星PTF10acbu,中国首颗业余小行星。个人天文发现共计,一颗彗星,一颗银河系新星,两颗超新星,八颗小行星,独立发现一颗银河系新星,独立发现四颗河外新星,八颗SOHO彗星,多颗NEAT小行星、矮新星、新变星等。他的发现已经囊括了彗星、超新星,银河系新星,小行星,河外新星,矮新星,新变星等。.
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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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共生變星
共生變星是噴發非常緩慢的不規則變星,很像慢新星,爆發的星等振幅在9-11等級之間。共生變星會維持它的最大光度十年乃至數十年,然後下降至它原來的光度。這種類型的變星是聯星系統,其中一顆是可能是米拉變星的紅巨星,另一顆是白矮星。明顯對比的光譜和相當的接近與質量等特徵,顯示它們是共生的恆星。紅巨星充滿了它的洛希瓣,因此造成物質溢流轉移到白矮星和吸積,直到點燃了熱核反應,引起類新星的爆發。估計最高溫度可以上昇到200,000K,類似於新星的能量來源,但不同於矮新星。緩慢增加的光度只是單純的因為在爆發之前需要時間成長出足夠的電離前緣。 相信共生變星的伴星,白矮星的質量依然低於錢德拉塞卡極限,因此它們在爆發之後依然可以維持是白矮星。 共生變星的一個例子是天鵝座V1016,它在1971-2007年明確的呈現熱爆炸。其它的例子有天箭座HM、望遠鏡座RR和寶瓶座R 。.
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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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變星
變星是指亮度與電磁輻射不穩定的,經常變化並且伴隨著其他物理變化的恆星。 多數恆星在亮度上幾乎都是固定的。以我們的太陽來說,太陽亮度在11年的太陽週期中,只有0.1%變化。然而有許多恆星的亮度確有顯著的變化。這就是我們所說的變星。 變星可以大致分成以下兩種形態:.
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變星列表
被發現的變星已經超過50,000顆,而且還有規律的在增加中,因此在此呈現完整的目錄是不可能的。下面是較著名的178顆變星的名冊,可能是較亮、較特殊或其他令人感興趣的原因而被選入的。.
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超軟X射線源
超軟X射線源(super soft X-ray source,SSXS或SSS)是天文學上非常低能量的X射線源。超軟X射線的能量範圍在90至2,500電子伏特,而硬X射線的能量範圍在1,000至20,000電子伏特。因為超軟X射線在我們的銀河系內通常都在銀河盤面內,而由於銀河盤的星際吸收遮蔽 ,在多數的情況下檢測到的能量都低於500電子伏特。他門在外星系中則很明顯,在大麥哲倫星系大約有10個,而在M31至少有15個。 在2005年初期,在大麥哲倫星系、小麥哲倫星系、銀河系等,大約20個星系中發現的SSS至少超過100個。它們的光度都低於大約3 x 1038 erg/s,被認為是吸積的白矮星或後新星穩定核燃燒。只有少數幾個SSS光度大於或等於 ≥1039 erg/s。 超軟X射線被認為是從聯星組中被拉扯到白矮星表面的物質穩定進行核融合造成的,這就是所謂的密近聯星超軟源 (close-binary supersoft source,CBSS),但這需要足夠高的流量才足以維持核融合。相較於新星,在較低的流量下,只有零星的物質進行核融合。超軟X射線源可以演變成Ia超新星,突然融合的物質可以讓白矮星和中子星經由坍塌而毀滅。 超軟X射線源最初是由愛因斯坦衛星發現的,進一步的發現則是羅塞德衛星 。許多不同類型的天體都會輻射出超軟X射線 (主要的輻射都低於500電子伏特)。.
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英仙座GK
英仙座GK(GK Persei)也被称为1901年英仙座新星(Nova Persei 1901)是一颗位于英仙座的明亮新星,1901年爆发,爆发后最亮视星等为0.2,这是20世纪发现的第一颗新星,也是现代发现的最亮新星,直到1918年才被天鹰座V603打破。它由苏格兰牧师托马斯·大卫·安德森在2月21日发现。.
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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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M5 (球狀星團)
M5(也稱為NGC 5904)是位於巨蛇座 的一個球狀星團,在1702年被发现。.
極超新星
極超新星(superluminous supernova 或 hypernova。也称为骇新星),是超新星的一種,是年老的極超巨星在臨終前的爆發。這種超新星的威力比起一般的超新星要大得多,剩下的核心會直接塌縮為黑洞,在黑洞自轉的兩極會以接近光速射出高能量等離子體,充著伽玛射线,成為科學家認為伽玛射线暴的可能源頭之一。透過近幾年的多項觀測結果,人們對伽馬射線暴的瞭解增多。 1990年代,极超新星是指爆炸能量相当于100倍超新星爆发。现在则将所有极超巨星发生的爆发全部归入极超新星的范畴。 又由於會演變為黑洞的超巨星的數量極少,極超新星爆發的現象也同樣極少,天文學家預測在我們的銀河系內,平均每兩億年會出現一顆極超新星。.
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激變變星
變變星(Cataclysmic variable star,CV),是擁有一顆白矮星和伴星的雙星系統(參考雙子座U),這顆伴星通常是紅矮星,但有些情況下它也可以是一顆白矮星或正在演化成次巨星。截止2006年2月1日,已經有超过1600颗激變變星被发现。 http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/index.html (此目录下的激变变星数据于2006.02.01日起冻结不再更新。) 以觀測的觀點來看,激變變星很容易被發現。它們通常是相當藍的天體,而大多數的天體都是偏紅的;這些系統的變化經常是相當強且快速的,強烈的紫外線甚至是X射線和一些特有的發射線是這類變星的典型產物。 這兩顆星非常靠近,以至於白矮星的引力可以扭曲伴星,並且白矮星可以從伴星吸積物質。因此,伴星經常會被稱為施主星,失去的物質會在白矮星的週圍形成吸積盤,強烈的紫外線和X射線經常從吸積盤發射出來。吸積盤也是不穩定的,當盤內的部分物質落至白矮星時,會導致 矮新星的爆發。 在吸積的過程中,物質在白矮星的表面累積。而因為施主星通常含有豐富的氫,在多數的情況下,吸積層最底部的密度和溫度終將上升達到足夠點燃核聚變的反應。反應在短時間內將數層體積內的氫燃燒成氦,外面的產物和數層的氫會被拋入星際空間內,這就被看成是新星的爆發。如果吸積的過程持續進行的足夠久,白矮星的質量將會達到錢德拉塞卡極限,內部增加的密度可能點燃已經死寂的碳,融合並觸發Ia超新星的爆炸,將白矮星完全的摧毀。 激變變星可以細分成幾個次級的群組,經常是以一顆明亮的原型特徵為典型為來命名。這些群組可能會有些重疊,包括天鵝座SS、雙子座U、鹿豹座Z、大熊座SU、武仙座AM、武仙座DQ、天蠍座VY、獵犬座AM和六分儀座SW。 在某些情況下白矮星的磁場會強到足以打亂、甚至完全阻礙了吸積盤的形成。在強烈磁場下的可見光會顯示出強烈和易變的極化,因此有時稱為中度極化(在吸積盤只有部分被摧毀的情況)或高度極化(在阻礙吸積盤形成的情況下)。如同在早先就提到的,變星類型習慣以知名的原型星命名,高度極化和中度級化的分別被以相關的武仙座AM和武仙座DQ來命名。.
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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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