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1. 452 关系: Astrosat，加速世界用語列表，埃尔科莱·登博夫斯基，半人馬座V766，半人马座，半人马座恒星列表，卡爾·史瓦西，印第安座恒星列表，卷舌二，南十字座，南十字座μ，南十字座恒星列表，南船三，南船座，南极座恒星列表，南河三，升交點黃經，右樞，右旗三，右攝提一，右攝提二，右更二，双鱼座58，双鱼座87，双色图，參宿增一，參宿三，參宿一，參宿四，后发座，后牛顿力学近似方法，吸积，塔图因，墳墓一，壁宿增十五，壁宿二，大犬座VY，大犬座恒星列表，大爆炸，大熊座，大熊座W，大角星，大陵增十三，大陵五佯謬，天垒城一，天大将军二，天大将军六，天市右垣一，天市左垣十一，天市左垣七，... 扩展索引 (402 更多) » « 紧凑型指数

Astrosat

Astrosat是印度的第一個多波段空间望远镜，於2015年9月28日由PSLV-XL火箭發射。.

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加速世界用語列表

本文為日本作家川原礫的輕小說作品《加速世界》的用語介紹。.

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埃尔科莱·登博夫斯基

埃尔科莱·登博夫斯基（Ercole Dembowski，）是一位意大利天文学家。.

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半人馬座V766

半人馬座V766（V766 Cen，亦稱HD 119796或HR 5171）是一顆位於半人馬座的黃特超巨星。其恒星光譜可變，分類在G8Ia+和K3Ia+之間，其亮度也有不規則的變動。它擁有一顆距離較遠的B型伴星，以及一顆十分接近的低溫伴星。半人馬座V766距離地球3,600秒差距，是已知最大的黃特超巨星。其巨大體積很可能是它與較接近的伴星有物質交換造成的。 這一類恒星從太陽的40倍大小左右開始，演化為紅特超巨星，目前剩餘的外層物質正以一系列強烈的爆炸向外發散，同時恒星持續升溫。它有可能會變成藍超巨星或高光度藍變星，然後亮度逐漸下降，並在成為晚期沃爾夫-拉葉星之前進行超新星爆炸。 半人馬座V766擁有高亮度、高質量，且與伴星有著質量交換，屬於非常罕見的一類恒星。然而科學家在2014年之前並沒有深入研究它。歐洲南天文台（ESO）的甚大望遠鏡干涉儀（VLTI）對其進行了觀測，並發現它是已知最大的黃特超巨星，也是最大的10顆恒星之一。根據估計，這顆恒星的半徑在太陽的1300倍以上，它其中一顆伴星甚至接觸著主星運行。 來自法國尼斯蔚藍海岸天文台的一組國際觀測團隊發現半人馬座V766比預期大很多：它比紅巨星參宿四大50%，亮度是太陽的100萬倍。 半人馬座V766在觀測期間體積有增大的現象，它是體型會隨溫度變化的為數極少的恒星之一：其體積越大，溫度則越低。 天文學家在研究了多個天文台所提供的數據之後，判斷這顆恒星屬於一個食聯星系統，其中較小的伴星每1300天圍繞主星公轉一週。 File:HR 5171A.jpg|半人馬座V766及其伴星的假想圖 File:The field around yellow hypergiant star HR 5171.jpg|半人馬座V766附近的天域.

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半人马座

半人马座（Centaurus）是一个巨大的明亮星座，它拥有两颗一等大星，半人马座α星和半人马座β星。半人马座区域内有各种令人感兴趣的天体。.

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半人马座恒星列表

以下是星座半人马座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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卡爾·史瓦西

卡尔·史瓦西（Karl Schwarzschild，），德国天文学家、物理学家，台长（1909－1914），普鲁士科学院院士（1912年当选），德裔美籍天体物理学家马丁·史瓦西的父亲。 史瓦西是理论天体物理学创始阶段的关键人物之一。他在摄影光度学、恆星大氣層理论、广义相对论以及旧量子论等领域都有建树。爱因斯坦场方程第一个也是最重要的精确解，预测黑洞存在的史瓦西解是以他的名字命名的。.

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印第安座恒星列表

以下是星座印第安座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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卷舌二

卷舌二，即英仙座ε（ε Persei），是一个位于英仙座的联星系统，距离地球约540光年。 卷舌二主星是一颗蓝色B0.5V型主序星，视星等为2.90。伴星的光谱类型是A2V，视星等3.92。卷舌二主星的质量约有14个太阳质量，半径是太阳的7倍，亮度是太阳的25,000倍，年龄大约只有1000万年。.

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南十字座

南十字座（Crux，）或稱十字架座，位於半人馬座和蒼蠅座之間，是全天88個星座中最小，但最有特色的一個。它的英文名稱源自拉丁文的十字，它的造型就以十字形為主，在北回歸線以南的地方皆可看到整個星座，因此被稱為南十字，以與北十字（天鵝座的中心部分）有所區別。.

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南十字座μ

南十字座μ (μ Cru) 是南十字座的第7 亮星，是一對分離很遠的聯星。兩顆星的光譜類型都是B型，視星等分別是4.0和5.1，它們與地球相距約360-380光年。.

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南十字座恒星列表

以下是星座南十字座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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南船三

南船三（θ Car/船底座θ）是一个位于南天星座船底座的光谱联星。视星等2.76，是疏散星团IC 2602最亮的恒星。它标志着钻石十字星群的东北端。根据依巴谷卫星的视差测量，这个恒星距离地球大约460光年。.

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南船座

南船座是南天星座之一，原是最大的星座，但于十八世纪被拆分为四个單獨的星座，分別是船帆座、船底座、船尾座和羅盤座。亮度仅次于天狼星、全天第二的亮星老人星是南船座最亮的主星。.

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南极座恒星列表

以下是星座南极座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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南河三

南河三（α CMi / 小犬座α / 小犬座10）是小犬座內最亮的恆星，在亮星表中排名在前十名之內（第七或第八）。 在西方，他的名稱源自希臘προκύον（prokúon），Procyon的意思為"在狗的前方"，因為在古代它在大犬座的天狼星之前出現在天空（雖然它的赤經值較大，但他的赤緯值較北，所以在北半球的緯度上它會比天狼星早些出現在地平線上。不過，由於歲差，這種現象從一千多年前開始已經改變，變成「在狗的後方」）。有關這兩顆犬星的古老文學可以追溯到巴比倫和埃及。 南河三也是冬季大三角的頂點之一，另外兩顆是大犬座的天狼星與獵戶座的參宿四。 南河三也是鄰近太陽系和地球的恆星，在近距離恆星表中，列出的距離是11.41光年（3.5秒差距，距離排名第13）。 與天狼星相同，它也是聯星—主星（南河三A）也有一顆黯淡的白矮星作為伴星（南河三B），與另一顆魯坦星（距離排名第22）的距離僅有1.11光年（0.34秒差距）。.

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升交點黃經

升交點黃經（符號是☊ 或 Ω）是用來具體描述天體在空間中軌道的軌道要素之一。它是由參考方向（經度原點 ）起始，在參考平面上量度至昇交點的角度。通常被做為經度原點和參考平面的有：.

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右樞

右樞(天龍座α)也稱為紫微右垣一，是在天龍座內的一顆恆星。雖然在北半球的天空中不是一顆耀眼的恆星，但在歷史由于曾身為北極星而十分重要。 雖然在拜耳命名法中稱為天龍座α星，但是視星等只有3.65等，比座中最亮的天龍座 γ星（2.23等）暗了許多，在有光污染的環境下經常會看不見。在天龍座中排序在第一，完全是因為他曾經是北極星的緣故。 在良好的觀星環境下，右樞很容易經由大熊座的北斗七星在群星中間找到。許多人都知道利用北斗七星勺口外側的天樞（大熊座α）和天璇（大熊座β）兩顆星可以找到現在的北極星，但是鮮有人知道內側的天璣（大熊座γ）和天權（大熊座δ）的連線指向右樞，就在天權前方7.5度之處。.

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右旗三

天鷹座Delta（天鷹座δ，δ Aql） 是一个在赤道星座天鹰座的双星系统。中文星官名右旗三。视星等3.36，视差测量显示它距离地球大约51光年.

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右攝提一

右摄提一（η Boo/牧夫座η），英文名Muphrid，是一个位于牧夫座的恒星。自从1943年，这个恒星的光谱被作为分类其它恒星的参考点之一。.

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右攝提二

右攝提二（牧夫座τ，τ Boo）是牧夫座的一个双星系统，直径为1.04*106km，视星等为4.51，距离地球约50光年。 牧夫座τ由两颗恒星组成：GJ 527 B（CCDM J13473+1727 B）和牧夫座τ（CCDM J13473+1727 A）。 牧夫座τ可能含有行星牧夫座4 b。 牧夫座τ是在牧夫座內，距離地球大約51光年的一顆黃白色矮星。這個系統也是聯星系統，它的伴星是顆紅矮星。在1999年，確認主星有一顆系外行星環繞著。.

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右更二

右更二（η Psc / 双鱼座η）是双鱼座的最亮星。它距离地球约294光年，视星等为+3.62，光谱型为G7 III。该星的英文名有时候被称作Alpherg（可能是Alpherd的误认），还有一个难以理解的巴比伦名字Kullat Nunu。 右更二的總光度是太陽的316倍，表面溫度是4930 K；直徑是太陽的26倍，質量是太陽的3.5到4倍。 右更二有一颗黯淡的伴星，在地球上觀測與主星相隔約1"。.

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双鱼座58

双鱼座58（58 Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+5.5，距离地球约283光年。 Category:双鱼座 004482 003675 双鱼座, 58 Category:联星.

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双鱼座87

双鱼座87（87 Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+5.98，距离地球约455光年。 Category:双鱼座 007374 005778 双鱼座, 87.

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双色图

在天文學中的雙色圖（或稱為雙色指數圖，color–color diagrams）是一個比較恆星在不同波長下視星等差異的圖表。天文學家進行觀測時一般都在特定波段下進行窄範圍波長觀測，並且天體在每個波段下的亮度都不同。在天文學上不同波段之間的光度差異稱為色指數。在雙色圖中，由兩個特定波段組成的色指數會位於該圖水平向的X軸，由另外兩個波段組成的另一個不同色指數（雖然一般情況下其中一個波段會在兩個被比較的色指數同時出現）則是位於垂直向的Y軸。.

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參宿增一

参宿增一 (Sigma Orionis)或Sigma Ori (σ Orionis, σ Ori)是在獵戶座內距離地球大約1150光年的一個五合星系統。 主要的成員是聯星的参宿增一A和参宿增一B，這兩顆星相距0.25弧秒。兩這都是年齡只有數百萬年，仍在進行氫融合的矮星。較亮的一顆，参宿增一A，是藍色的O型恆星，視星等+4.2等。参宿增一B是B型恆星，視星等+5.1等。這一對戶轉的軌道週期是170年，距離大約90天文單位。A和B的--面都很熱，大約分別是32,000K和29,600K，輻射的光度是太陽的 35,000和30,000倍。由溫度和亮度推算的質量是18和13.5太陽質量，使非常靠近的A與B成為質量最大的目視聯星。 接下來最亮的是系統內的参宿增一D和参宿增一E，和AB對的距離分別是4,600天文單位和15,000天文單位。兩者的質量都是7太陽質量的B型矮星，視星等分別是6.62等和6.66等。参宿增一E是奇特的氦富星，是顯著有著大量氦的原型星。 這個系統內最後一顆恆星是参宿增一C，光譜是A型矮星。参宿增一C與AB對的距離大約是3,900天文單位。AB對的軌道是穩定的，但其餘三顆則不是，在它們漫長的生命結束之前，引力作用可能就會加速它們和強迫它們離開這個系統。.

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參宿三

參宿三（δ Ori / 猎户座δ），是猎户座的恒星，俗名Mintaka（源于阿拉伯语منطقة manţaqah，意为「地区」），距离地球约900光年。它与参宿一、参宿二组成猎户座的腰带。北半球的观测者面朝南方可以看到，当猎户座接近中天时，参宿三位于腰带的最右边。.

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參宿一

参宿一（ζ Ori/ 猎户座ζ）是猎户座的一颗三合星，距离太阳系800光年，俗名Alnitak（阿拉伯语：النطاق an-niṭāq）。它与参宿三（猎户座δ）、参宿二（猎户座ε）一起组成猎户的腰带，参宿一位于最左边。 参宿一的主星是一颗炽热的的蓝超巨星，绝对星等为-5.25，是夜空中最亮的O型恒星，视星等为1.70。其有两颗蓝色的4等伴星。它们是猎户座OB1星团的成员。.

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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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后发座

后发座（拉丁语名称Coma Berenices），北天星座，面积386.47平方度，占全天面积的0.937%，在全天88个星座中，面积排行第四十二位。后发座中亮于5.5等的恒星有23颗，最亮星为周鼎一（后发座β），视星等为4.26。每年4月2日子夜后发座中心经过上中天。银河坐标的北极位于后发座赤经 12h 51.42m 赤纬27° 07.8′的地方。.

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后牛顿力学近似方法

后牛顿力学近似方法（英文：Post-Newtonian Approximation Method）是广义相对论中一种被广泛应用求解爱因斯坦场方程的近似方法。这种近似试图模仿牛顿力学的形式来解决较弱引力场的相对论问题。具体做法是对微小的牛顿力学量加以展开，可以选择展开的项有速度 \left(v/c\right)或者牛顿引力势\left(M/R\right)，这实则是对相对论一种弱场低速的近似。 后牛顿力学近似方法在引力波天文学中得到了广泛的应用，最重要的用途是从理论上计算双星系统所辐射的引力波的波形。引力辐射对应着后牛顿近似方法展开至最低2.5阶，即展开至 \left(v/c\right)的2.5幂次方项，习惯记做2.5pN，一般研究中则要求后牛顿方法至少展开到3pN。3pN展开是后牛顿方法研究得比较成熟的近似，主要研究人员有Damour，Jaranowski和Schäfer采用广义相对论的ADM-哈密顿量形式，以及Andrade，Blanchet和Faye直接在谐振坐标下计算运动方程。这两种算法的结果在物理上被证明等价，为寻找来自双星系统的引力波信号提供了可信的模板。当前后牛顿展开近似的最高阶数为5.5pN，为大阪大学的佐佐木节（佐々木 節，罗马字Sasaki Misao）等人所得出.

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吸积

吸积是天体通过引力“吸引”和“积累”周围物质的过程。吸积过程广泛存在于恒星形成、星周盘、行星形成、双星系统、活动星系核、伽玛射线暴等过程中。吸积在天体物理学中是比核聚变等其他能源更高效的产能方式。例如发生在黑洞或中子星周围的吸积过程能够将被吸积物质静质量能的10%以上转化为辐射的能量。由于被吸积的物质往往具有角动量，因此会形成吸积盘。.

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塔图因

塔图因（又译塔图音，坦圖因；英语：Tatooine），是《星際大戰》的世界观中天行者家族的故乡行星。它被设定为一颗巨大的沙漠行星，属于星系外環（Outer Rim）的阿卡尼斯区域（Arkanis Sector），是一颗围绕着一个双星系统运动的行星。.

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墳墓一

墳墓一是在寶瓶座"水滴"星群中的(寶瓶座 ζ / ζ Aqu)一顆聯星 (點擊 可以查看"水滴")，與地球的距離大約是103光年。 較亮的寶瓶座 ζ²是一顆黃白色的F型星，視星等 +4.42等。它的伴星寶瓶座 ζ¹是一顆黃白色的F型次巨星，視星等 +4.59等。事實上因為這兩顆星的光度非常接近，因此很容易測量和分解成一對雙星。這一對聯星的合成光度是+3.65，兩星相距1.67弧秒，軌道週期760年。 曼海姆天文台的台長克裏斯琴·邁耶是最先考慮墳墓一是雙星的天文學家。他在1777年注意到這是一對雙星，威廉·赫歇爾在兩年後也發現它是雙星。 墳墓一被觀測的時間迄今只有幹個軌道週期，因此，軌道的大小和形狀，還有軌道週期都還沒有實際的測量資料。根據馬丁·加斯克爾在1968年的測量，得到的週期是856年 (這個資料被諾頓2000星圖引用)。 這兩顆恆星在橢圓軌道上的最大距離，看起來是順時針運動，是最短距離 (大約是太陽至冥王星的距離) 的四倍。 目前這兩顆星在星曆表上的距離是2.

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壁宿增十五

壁宿增十五（双鱼座48，48 Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+6.06，距离地球约762光年。 Category:双鱼座 Category:壁 (星官) 002436 002224 双鱼座, 13.

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壁宿二

壁宿二（Alpha And / α And / α Andromedae）在英文的固有名稱是 Alpheratz和Sirrah（與Sirah的拼法相通），是在仙女座中最亮的一顆恆星，位置緊鄰在飛馬座的東北部，是構成飛馬四邊形的恆星之一。做為一顆與飛馬座相連接的恆星，它也曾經被稱為飛馬座δ，但這個名稱現在已經不再使用了。另一顆有雙重名稱的恆星是金牛座β ，The Internet Encyclopedia of Science, David Darling.

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大犬座VY

大犬座VY（VY Canis Majoris，VY CMa）是一顆位於大犬座的紅色特超巨星，距離地球4900光年，視星等7.95。據推測，其質量約為30～40倍太陽質量，半徑約有1,420倍太陽半徑。犬座VY不僅巨大，光度也有太陽的50萬倍之多，是光度最高的恆星之一，因此也被歸為特超巨星。它和其他大部分出現在聯星或多重星系統中的特超巨星不同的是，它是單一恆星。大犬座VY同時也是變光週期約2000日的半規則變星。平均密度是5到10mg/m3。 如果將大犬座VY放在太陽系中心，它的表面位置將會在土星軌道之外；不過也有天文學家認為該恆星半徑應是小得多，大約600倍的太陽半徑，在火星軌道之外。.

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大犬座恒星列表

以下是星座大犬座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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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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大熊座

大熊座是一个星座，在北半球的大部分常年可见。.

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大熊座W

大熊座W （W UMa）是在大熊座的一顆變星。它是食的密接雙星，兩顆星共享外層的氣體包層，並且是密接雙星的大熊W型變星原型。與一般的食雙星不同的是，自然的密接使它不能精確得知每一組食的開始或結束。在一次食的進行中，它的視星等以8小時的週期在7.75和8.48等間變化。因為這兩顆星共享外面的包層，所以它們有相同的恆星分類，都是黃色的F-型主序矮星。 Category:大熊座W型變星 Category:聯星 Category:大熊座 Category:F-型主序星.

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大角星

大--星（α Boo / 牧夫座α）英文名Arcturus（），是牧夫座中最明亮的恆星。以肉眼觀看大角星，它是橘黃色的，視星等-0.04，是全夜空第3亮的恆星，僅次於-1.46等的天狼星與-0.86等的老人星。雖然半人馬座的南門二（半人馬座α星）視星等是-0.27等，但它是由-0.01等的α1和+1.33等的α2組成的聯星，個別的亮度都低於大角星，只因為它們太過接近，所以肉眼無法分辨出來。因此，南門二雖然是相當明亮的恆星，但半人馬α1比大角星暗了一些，只是全天第4亮的恆星。大角星和南門二都位在本星際雲（Local Interstellar Cloud）中。 大角星雖然位於北半球，但距離天球赤道的緯度少於20度，因此在南北兩個半球都能看見。大角星大約在4月30日的子夜中天，因此在北半球的春天，南半球的秋天可以看見這顆恆星。北半球的觀察者可以沿著北斗星弧狀的柄來找到大角星。順著這個弧線繼續延伸，也可以觀測到角宿一。大角星與室女座角宿一、獅子座五帝座一共同組成春季大三角，如果再加上獵犬座的常陳一就成為春季大鑽石。.

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大陵增十三

大陵增十三，即英仙座θ（θ Persei），是一个位于英仙座的联星系统，距离地球约37光年。 大陵增十三主星是一颗淡黄色F7V型主序星，比太阳稍大，亮度稍高。伴星是一颗红矮星，光谱类型为M1V，距离主星250AU。.

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大陵五佯謬

大陵五佯謬，是恆星天文學中聯星成員的演化似乎與確定的恆星演化理論背道而馳的現象。這些演化理論的一個基本論點是恆星的演化取決於恆星的質量：質量越大的恆星，演化得越快，也越先離開主序帶，進入次巨星或巨星的階段。 在大陵五和其它聯星的情況下，我們觀察到完全不一樣的東西：質量較小的恆星已經是次巨星，而質量較大的恆星仍然停留在主序帶。起初，這似乎是矛盾的，因為聯星的成員被認為是大約同時形成的，所以有著相似的年齡。所以離開主序帶的應該是質量較大的恆星，而不是質量較小的恆星。 解決這個悖論的是，在事實上許多的聯星，在它們這兩顆恆星之間有著物質的傳輸，擾亂了正常的恆星演化程序。隨著流動的進行，即使有了質量的改變，恆星演化的階段仍然持續進行。最後，原本質量比較多的恆星儘管失去了比伴星更多的質量，然然會先進入演化的下一階段。.

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天垒城一

天垒城一（ξ Aqr / ξ Aquarii）是宝瓶座的一颗恒星，距离地球约179光年，英文名為Bunda。 它的光谱型为A7V，视星等+4.68。这是一个分光双星系统，绕行周期为8016天。 天垒城一和虚宿一（宝瓶座β）、天壘城二（摩羯座46）一起被称为Saʽd al Suʽud，这个名字来自于阿拉伯语سعد السعود, 意思为“幸中之幸”。.

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天大将军二

天大將軍二，或稱為英仙座φ（Phi Persei、φ Persei、 φ Per），是一顆位於英仙座的 B2Vpe 恆星（Be星），視星等4等。距離地球約716光年。因為它在天球上附近的亮星不多，且它距離仙后座、仙女座較近，反而遠離英仙座主要恆星之故，約翰·佛蘭斯蒂德編號時並未將天大將軍二編號。.

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天大将军六

仙女座υ（天大将军六，Upsilon Andromedae、υ Andromedae、υ And）是一個位在仙女座的聯星系統，距離地球約44光年。主星天大將軍六A是一個比太陽年輕的黃-白矮星，伴星天大將軍六B是距離主星很遠的紅矮星。 自從2010年起已確定有四顆太陽系外行星環繞主星天大將軍六A。已知的四顆行星都是類似木星的氣體巨行星。天大將軍六是太陽以外第一個行星系中發現多顆行星的主序星，並且也是第一個已知在聚星中有多顆行星的。天大將軍六A是NASA於2011年取消的類地行星發現者最優先100顆搜尋行星的恆星中第21個。.

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天市右垣一

天市右垣一 (β Her / 武仙座 β / 武仙座 27 / 河中)的固有名稱是Kornephoros，是武仙座最亮的恆星, Stars, Jim Kaler.

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天市左垣十一

天市左垣十一(蛇夫座η)也称宋，又名BD-15 4467，HD 155125、SAO 160332、HR 6378，是蛇夫座的双星系统，在中国古代星官名系统中属于三垣中天市垣，为天市左垣第十一星。 天市左垣十一实际上是一个用业余天文望远镜难以区分开的双星系统，但用更先进的手段可以测定出来。其主星蛇夫座η A仅仅比蛇夫座η B稍大，温度也稍高。两颗恒星都是不引人注目的A型主序星，但作为双星系统，它们并不寻常。它们沿扁率很大的椭圆轨道绕公共质心旋转地速度如此之快，以至于不可能形成行星系统，一些恒星数据也不甚精确。 天市左垣十一是天王星的北极星。 Category:蛇夫座 Category:天市左垣 084012 蛇夫座, 35 155125 蛇夫座, η.

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天市左垣七

天市左垣七 （巨蛇座θ ，縮寫θ Ser），也稱為徐，是在巨蛇座的三合星。 它包含被稱為巨蛇座θ的聯星對 巨蛇座θ AB組成，這兩顆恆星分別被稱為巨蛇座θ1或巨蛇座θ A，和巨蛇座θ2或巨蛇座θ B，連同第三顆視雙星 巨蛇座θ C。 根據依巴谷任務測量恆星視差的結果，巨蛇座θ AB距離太陽約為160光年，巨蛇座θ C約為86光年。.

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天市左垣九

蛇夫座ν，中文星官名天市左垣九或燕，是一个位于蛇夫座的联星系统，距离地球153光年。 主星蛇夫座νA是一颗K0型巨星，视星等为+3.3，蛇夫座νB的视星等为+6.8，两者距离2.7角秒。 2004年初天文学家发现棕矮星蛇夫座νb，它的质量为21.9木星质量，公转周期为536天。2010年又发现另一颗棕矮星蛇夫座νc。它们的基本参数如下： 蛇夫座ν在中国星官系统中属于天市左垣，即天市垣的左城墙，天市左垣共由十一星组成，每颗星都由诸侯国或王国命名，而蛇夫座ν是以“燕”命名。蛇夫座ν是天市左垣的第九星，因此又被称为天市左垣九。在西方，蛇夫座ν有时候被称为Sinistra，在拉丁语中是“左侧”的意思。.

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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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天兔座

天兔座（拉丁文lepus，兔子）是猎户座南边的一个星座，可能代表着猎人（猎户座）追逐的兔子。是托勒密划分的48星座之一，也是现代88星座之一。包含中国古代星座：参宿的屏，军井，厕。.

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天囷增八

天囷增八，即白羊座31（31 Ari, 31 Arietis），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约115光年，视星等为5.68。.

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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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天琴座β型變星

天琴β型變星是一種非常靠近的聯星，因為兩顆星的互繞，其中一顆會經過另一顆的前方，因此它們的總光度會週期性的變化。天琴β型變星的兩顆恆星質量都很大（數倍於太陽的質量），都屬於巨星或次巨星。並且兩顆星是如此的靠近，以至於它們的外觀因為強大的重力作用而產生變型：恆星成為橢圓的球體，並且外圍的質量會從其中的一顆恆星流向另外一顆。.

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天琴座恒星列表

以下是星座天琴座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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天社三

天社三(δ Vel / 船帆座δ)是船帆座的一颗恒星，距地球约79.7光年。天社三有时与船帆座ω和大犬座的恒星合称为“弧矢”，意为“弓和箭”。 天社三由两个双星系统组成。该四颗恒星中最亮的是船帆座A，它是一颗A型的主序白矮星，视星等为+2.02。它的伴星船帆座B星等为+5.1，距船帆座A为2.6弧秒。另一个双星系统在69弧秒之外，由11等的船帆座C和船帆座D组成，二者相距6弧秒。 最近，伽利略號探测器在木星发现天社三是一颗变星。它每45天亮度变化约30%。天社三是已知最亮的食双星（尽管大陵五更加容易观测）。 由于岁差的缘故，天社三将在公元9000年成为南极星。.

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天社一

天社一（γ Vel/船帆座γ）是船帆座中最明亮的一顆星，視星等為+1.7，也是夜空中最明亮的恆星之一。它的英文名Suhail也常混指船帆座Lambda，同时也有一个更加常用的现代名Regor，源于阿波罗1号宇航员维吉尔·格里森对它的同事——宇航员罗杰·查菲（Roger Chaffee）名字的倒拼玩笑。它因其璀璨的光谱（有大量明亮的发射谱线，而不像普通恒星那样有许多吸收谱线）而获得“南天光谱之钻”称号。 天社一至少是由6顆恆星所組成的。最明亮的成員是船帆座γ星A，是一对由光譜為O9型的藍超巨星（質量為30M☉）與一顆大质量的沃爾夫-拉葉星（10M☉，原始恒星约为40M☉）所組成的分光双星。它们相距约1天文单位（AU），互绕周期约78.5天。另一個成員船帆座γ星B則是一顆藍白色的B型巨星，视星等 +4.2，离分光双星有41.2",因此用普通的双筒望远镜就能分开。 天社一还有数颗暗伴星。天社一C离A星62.3"，是颗视星等+8.5的A型星。离A星93.5"处还有第2对双星——天社一D和E，其中D星视星等+9.4，也是颗A型星；E星离D星1.8",视星等仅为13等。.

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天社五

天社五 (κ Vel / 船帆座κ) 是船帆座的双星系统，俗名Markab，也常常写作Markeb，以与类似的星名（如飞马座α）相区分。 天社五是一颗分光双星，被分类为蓝-白亚巨星，视星等+2.47，距地球约539光年。二者绕行周期为116.65天。 该星偏离火星的南天极仅仅几度，所以因此也被称作火星的南极星。由于岁差的原因，在公元9000年左右，它会是距离地球的南天极最近的亮星。.

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天箭座恒星列表

以下是星座天箭座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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天炉座恒星列表

以下是星座天炉座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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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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天蝎座恒星列表

以下是星座天蝎座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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天蠍座AH

天蠍座AH（AH Scorpii），簡稱AH Sco，是一顆位於星座天蠍座中的紅超巨星。這顆恆星是其中一顆人類已知體積最大的恆星，其半徑介乎於1,287-1,535太陽半徑之間，使之成為最大的紅超巨星之一。.

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天蠍座AR

天蠍座AR（AR Scorpii，縮寫：AR Sco）是由快速自轉且有強磁場的白矮星和紅矮星組成的聯星系統。該系統的白矮星是第一顆被發現的白矮星脈衝星。.

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天體力學

天體力學是天文學的一個分支，涉及天體的運動和萬有引力的作用，是應用物理学，特别是牛顿力学，研究天体的力學運動和形狀。研究對象是太陽系內天體與成員不多的恆星系統。以牛頓、拉格朗日與航海事業發達開始，伴著理論研究的成熟而走向完善的。 天體力學可分六個範疇：攝動理論、數值方法、定性理論、天文動力學、天體形狀與自轉理論、多體問題（其內有二體問題）等。 天體力學也用於編制天體曆，而1846年以攝動理論發現海王星也是代表著天體力學發展的標誌之一。天體力學的卓越成就是發展出zh-cn:航天动力学; zh-tw:太空動力學;-，研究和發展出各式人造衛星的軌道。.

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天鷹座λ

天鷹座Lambda（天鷹座λ，λ Aql）是一个位于天鹰座的恒星。中文星官名天弁七。视星等3.43，亮度足以用肉眼看见。视差测量显示它距离地球大约129光年.

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天鸽座μ

屎星位於天鴿座的一顆恆星，在拜耳命名法中是天鴿座μ星（Mu Columbae，μ Col），是能以肉眼看見的少數O型星之一。已知這恆星距離太陽系約1,300光年，但可能有數百年的誤差。在中國的二十八宿中屬參宿，代表星官廁裡的糞便。 這是相對而言自轉較快的一顆恆星，大約每1.5天自轉一周。相較於太陽，直徑是屎星的22%，自轉一周卻要25.4天。但這種自轉速度是此類恆中較典型的。 基於自行和徑向速度的測量，天文學家知道，這顆星和御夫座AE正以超過200Km/S的速度在相互遠離。它們共同的起源點交會在獵戶四邊形星團中的伐三。最可能的情況是在250萬年前，有兩對聯星的交互作用（碰撞），造成了這些速逃星從徑向上不同的點拋射而逃逸。.

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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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天鹅座16Bb

天鹅座16Bb是一颗位于天鹅座、距离地球约70光年的系外行星，其母星为一颗与太阳相似的黄矮星天鹅座16B，这颗恒星与另外一颗黄矮星以及一颗红矮星组成了三合星系统。1996年，科学家在天鹅座16B周围的偏心轨道上发现了这颗行星。.

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天鹅座β

輦道增七（天鹅座β、β Cyg, β Cygni, Beta Cyg）是天鵝座的第五亮星，天鵝座γ、天鵝座δ、和天鵝座ε都比它亮，但因位於天鵝的頭部，所以在拜耳命名法中成為β星。 以肉眼觀看輦道增七是一顆單獨的3等星，但只要低倍數的望遠鏡就可以看出它是雙星，亮的一顆是黃色（它本身又是一對靠得非常近的聯星），使它與光度微弱的藍色伴星在顏色上有著鮮明的對比, Stars, Jim Kaler.

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天鹅座恒星列表

以下是星座天鹅座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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天龍座BY

天龍座BY是在天龍座的一個多星系統，它至少包含3個成員。成員A和B是靠近的聯星系統，周期只有短短的5.98天，它們可能是仍在坍縮中的前主序星。它們的光譜類型分別為dK5e和dK7e它們形成所知的天龍座BY變星的原型。 第三顆伴星(C)，在比較下，與A-B對分開的較遠，達到17角秒，以這個系統與地球的距離估算，相當於260天文單位；天文單位是地球與太陽的平均距離。伴星C是一顆M5的紅矮星，而這個系統可能還有軌道周期為114天的第4顆伴星，但尚未經目視的證實。 天龍座BY的光度變化肇因於光球層的活動，稱為星斑，相當於太陽的太陽黑子，與快速自轉結合，形成觀測者觀察到活動視角的改變。變化的平均周期是3.8285天，但是亮度的變化會經數年的歷程 － 與表面活動的程度有關。大多數的觀測認為光度變化主要是主星(A)造成的，第二顆伴星對系統的總光亮只有三分之一的影響，但是，星斑在兩顆恆星上都可能發生。與太陽不同的是，星斑也可能出現在極區。.

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天辐二

天辐二（天秤座τ，τ Lib）是天秤座的一个分光双星系统，视星等为+3.65，距离地球约370光年。 Category:天辐 (星官) Category:天秤座.

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天龙座

天龍座是在北天的一個星座，它的名稱源自拉丁文的dragon。對許多北半球的觀測者而言，天龍座是個永遠不會沒入地平線下的拱極星座。它是天文學家托勒密在西元二世紀就已經設置的星座，黃道的北極也位於天龍座。 天龙座所占区域很广，弯曲象一条长龙；头部四星成一四边形，其中最亮的两颗星表示龙眼。.

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天龙座恒星列表

以下是星座天龙座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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天阴三

天阴三，即白羊座τ2（τ2 Ari, τ2 Arietis），是一个位于白羊座的联星系统，它距离地球约319光年。 天阴三主星天阴三A是一颗橙色K-型巨星，视星等为+5.10。天阴三B在天球距离天阴三A0.5角秒，视星等为+8.5。 白羊座τ2在中国星官系统中属于西方白虎七宿中昴宿的星官天阴第三星，因此被称为天阴三。.

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天鵝座V404

天鵝座 V404是一顆大約黑洞的聯星系統，位在天鵝座內。它的伴星是質量略小於太陽的G或K型星。這兩顆恆星以相當接近的距離互繞，軌道週期為。由於距離的接近，這顆主序星受到黑洞的引力扭曲成雞蛋形，並且逐漸向黑洞流失質量。 名稱中的"V"意思是這是一顆變星，它的光度會隨著時間的推移變暗或變亮。它也是一顆新星，因為它在20世紀至少三度產生明亮的能量爆發。最後，它也是軟X射線暫現源，因為定期短暫的發出X射線爆發。 在2009年，天鵝座 V404成為第一顆有著準確視差值的黑洞。科學家使用超長基線干涉儀的高靈敏度陣列測量天鵝座 V404的距離是或光年。.

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天關

天關 (ζ Tau / ζ Tauri)是在金牛座的一對聯星，早在巴比倫的時代就被認為是一隻公牛的象徵，稱之為''Shurnarkabti-sha-shutu''.，意思是這顆星靠在公牛的南端，天關在金牛座的形象中是所知中最突出的，代表著天球上這隻牛的一個犄角。 天關的亮度在定義上是3等星，分類上是一顆明亮且炙熱的藍白色B型巨星，與地球的距離大約是417光年。它也是一顆仙后座γ型變星，光度在+2.88至+3.17之間變化著，它不僅是一顆本質變星，也是一顆食聯星。組成聯星的這兩顆星之間的距離大約是1天文單位，每133天繞行軌道一周。質量較低的伴星是一顆黃色的G-型星，光度+5.2等，質量為9太陽質量，年齡大約是2,500萬歲。天關星仍在演化中，並且是在核心的氫核融合即將結束的階段，即使尚未結束也為時不久了。 它的表面溫度高達22,000K，輻射的光度是我們太陽的5,700倍，由溫度和亮度推斷它的半徑是太陽的5.2倍。這顆星非常的特別，並不是因為它的溫度和亮度，而是它的自轉和質量的流失。赤道的自轉速度經過測量是每秒330公里，是太陽的115倍，使得這顆恆星得自轉周期只要一天（相較之下太陽是25天）。如此的自轉速度依然低於破壞這顆恆星所需要的速度，而令人不解的是有厚實的圓盤環繞著這顆恆星。這個明亮的盤面輻射出紅色和藍色部分的氫光譜，使得天關星成為天空中最著名的"B-輻射"星。這顆恆星和盤面結合在一起大到可以確實的測量出角直徑，盤的橫截面直徑是太陽的64倍。 金牛座ζ Category:B-型巨星 Category:食聯星 Category:仙后座γ型變星 Category:金牛座 Category:有固有名的恆星.

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天苑增三

天爐座α（α Fornacis, α For）是天爐座最亮的恆星，但只比4等星亮一點。中國傳統名天苑增三，它在西洋的固有名稱是Dalim （出自皮亞齊的星表）和Fornacis（在的星圖）。這顆恆星最初的名稱是 波江座12。 天爐座α的光譜類型是F8IV，其中的IV表示它的亮度是在演化上已經離開主序星的次巨星。它的質量比太陽重約33%，年齡是29億歲。天爐座α是一對聯星 ，有著高自行運動。這個系統顯示出紅外過量，暗示可能有類似岩屑盤的拱星盤 第二顆恆星已經被確認是顆藍掉隊星，它可能是合併了之前存在的第三顆恆星，或是累積了它的物質。它是個強X射線源，質量約為太陽的78% 。 這顆恆星的空間速度元件是（U、 V、 W）.

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天桴一

天鷹座Theta（天鷹座θ，θ Aql）是一个位于天鹰座的双星。综合视星等是3.24，使它成为这个星座的第四亮星。中文星官名天桴一。视差测量显示它距离地球大约292光年。.

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天樽二

天樽二，即双子座δ（δ Gem, δ Geminoru）是一颗位于双子座的恒星，距离地球约60.5光年。.

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天津增廿九

天鵝座61 （英語：61 Cygni）有時也被稱為貝塞爾星（Bessel's Star）或皮亞齊飛行之星（Piazzi's Flying Star），中國傳統名稱天津增廿九，是一個位於天鵝座的雙星系統，由一對K型橙矮星所組成，彼此互相以659年的週期運轉，形成一個目視雙星系統。因為天鵝座61雙星的視星等分別為5及6等，所以它們對於一個沒有使用光學儀器的觀測者而言是非常不顯眼的恆星。 天鵝座61首先引起天文學家的注意是因為它的自行運動相當快速。德國天文學家弗里德里希·威廉·贝塞尔在1838年估算天鵝座61與地球的距離大約為10.4光年，這個數值與實際距離11.4光年已經非常接近，這是天文學家第一次使用恆星視差來測量估算太陽以外的恆星與地球之間的距離。在20世紀中，曾有幾個不同的天文學家提出觀測到大質量行星環繞天鵝座61其中1顆恆星的報告，但最近高精確度的徑向速度觀測顯示這些報告都是錯誤的。直到目前為止，天文學家尚未證實這個恆星系統中存在任何行星，過去所有的發現報告現在都被視為是不可信的。.

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天津六

天津六 (天鵝座τ)是在天鵝座的一對聯星，距離地球大約69光年。主星是4等的GJ 822.1 A，光譜類型為F2IV的黃白色次巨星，因此它的表面溫度在6,000至7,500K，比太陽更大和更熱，亮度則數倍於太陽。它的伴星，6等的GJ 822.1 B，是一顆黃色的主序星，光譜類型為G0V。它的大小、表面溫度和亮度都與我們的太陽相似。.

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天文學

天文學是一門自然科學，它運用數學、物理和化學等方法來解釋宇宙間的天體，包括行星、衛星、彗星、恆星、星系等等，以及各種現象，如超新星爆炸、伽瑪射線暴、宇宙微波背景輻射等等。廣義地來說，任何源自地球大氣層以外的現象都屬於天文學的研究範圍。物理宇宙學與天文學密切相關，但它把宇宙視為一個整體來研究。 天文學有著遠古的歷史。自有文字記載起，巴比倫、古希臘、印度、古埃及、努比亞、伊朗、中國、瑪雅以及許多古代美洲文明就有對夜空做詳盡的觀測記錄。天文學在歷史上還涉及到天體測量學、天文航海、觀測天文學和曆法的制訂，今天則一般與天體物理學同義。 到了20世紀，天文學逐漸分為觀測天文學與理論天文學兩個分支。觀測天文學以取得天體的觀測數據為主，再以基本物理原理加以分析；理論天文學則開發用於分析天體現象的電腦模型和分析模型。兩者相輔相成，理論可解釋觀測結果，觀測結果可證實理論。 與不少現代科學範疇不同的是，天文學仍舊有比較活躍的業餘社群。業餘天文學家對天文學的發展有著重要的作用，特別是在發現和觀察彗星等短暫的天文現象上。 http://www.sydneyobservatory.com.au/ Official Web Site of the Sydney Observatory Astronomy (from the Greek ἀστρονομία from ἄστρον astron, "star" and -νομία -nomia from νόμος nomos, "law" or "culture") means "law of the stars" (or "culture of the stars" depending on the translation).

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天文學辭彙

天文學辭彙是天文學上的一些術語。這項科學研究與關注的是在地球大氣層之外的天體和現象。天文學的領域有豐富的辭彙和大量的專業術語。.

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太阳

太陽或日是位於太陽系中心的恆星，它幾乎是熱電漿與磁場交織著的一個理想球體。其直徑大約是1,392,000（1.392）公里，相當於地球直徑的109倍；質量大約是2千克（地球的333,000倍），約佔太陽系總質量的99.86% ，同時也是27,173,913.04347826（約2697.3萬）倍的月球質量。 从化學組成来看，太陽質量的大約四分之三是氫，剩下的幾乎都是氦，包括氧、碳、氖、鐵和其他的重元素質量少於2% 。 太陽的恆星光譜分類為G型主序星（G2V）。雖然它以肉眼來看是白色的，但因為在可见光的頻譜中以黃綠色的部分最為強烈，從地球表面觀看時，大氣層的散射使天空成為藍色，所以它呈現黃色，因而被非正式地稱為“黃矮星” 。 光譜分類標示中的G2表示其表面溫度大約是5778K（5505°C），V则表示太陽像其他大多數的恆星一樣，是一顆主序星，它的能量來自於氫融合成氦的核融合反應。太陽的核心每秒鐘聚变6.2億噸的氫。太陽一度被天文學家認為是一顆微小平凡的恆星，但因為銀河系內大部分的恆星都是紅矮星，現在認為太陽比85%的恆星都要明亮。太陽的絕對星等是 +4.83，但是由于其非常靠近地球，因此从地球上看来，它是天空中最亮的天體，視星等達到−26.74。太陽高溫的日冕持續的向太空中拓展，創造的太陽風延伸到100天文單位遠的日球層頂。這個太陽風形成的“氣泡”稱為太陽圈，是太陽系中最大的連續結構。 太陽目前正在穿越銀河系內部邊緣獵戶臂的本地泡區中的本星際雲。在距離地球17光年的距離內有50顆最鄰近的恆星系（最接近的一顆是紅矮星，被稱為比鄰星，距太阳大約4.2光年），太陽的質量在這些恆星中排在第四。 太陽在距離銀河中心24,000至26,000光年的距離上繞著銀河公轉，從銀河北極鳥瞰，太陽沿順時針軌道運行，大約2.25億至2.5億年遶行一周。由於銀河系在宇宙微波背景輻射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向長蛇座的方向運動，这两个速度合成之后，太陽相對於CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或獅子座的方向運動。 地球圍繞太陽公轉的軌道是橢圓形的，每年1月離太陽最近（稱為近日點），7月最遠（稱為遠日點），平均距離是1.496億公里（天文学上稱這個距離為1天文單位） 。以平均距離算，光從太陽到地球大約需要经过8分19秒。太陽光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长 ，也支配了地球的氣候和天氣。人类從史前時代就一直認為太陽對地球有巨大影響，有許多文化將太陽當成神来崇拜。人类對太陽的正確科學認識進展得很慢，直到19世紀初期，傑出的科學家才對太陽的物質組成和能量來源有了一點認識。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太陽活动机制方面的未解之謎等待着人们来破解。 現今，太陽自恆星育嬰室誕生以來已經45億歲了，而現有的燃料預計還可以燃燒50億年之久。.

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太阳质量

太阳质量（符號為）是天文学上用于测量恒星、星团或星系等大型天体的质量单位，定义为太阳的质量，约为2×1030千克，表示为: 1个太阳质量是地球质量的333000倍。 太陽質量也可以用年的長度、地球和太陽的距離天文單位和萬有引力常數(G)的形式呈現： 現在，天文單位和萬有引力常數的數值都已經被精確的測量，然而，還是不太常用太陽質量來表示太陽系的其他行星或聯星的質量；只在大質量天體的測量上使用。現今，使用行星際雷達已經測出很準確的天文單位和" G "，但是太陽質量在習俗中仍然繼續被當成天文學歷史上未解的謎題來探究。.

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太陽系外行星

太陽系外行星或系外行星，指在太陽系之外的行星。截至2018年5月5日，已經被確認的系外行星總共有3767顆（另有超過2300顆尚未被確認），當中至少有77%是透過凌日現象發現的；這些行星分屬2816個行星系，其中有628個多行星系。克卜勒任務已經檢測到18,000顆行星候選者，包括262顆位於潛在適居帶的候選者。 在銀河系，估計有數十億顆恆星（若每顆恆星都至少有一顆行星，將導致有1,000億至4,000億顆行星），不只在恆星周圍有行星，也有自由移動的行星質量天體，而已知最靠近的系外行星是比鄰星b。 幾乎所有已經發現的系外行星都在我們自己的銀河系內，但是有少量的銀河系外行星可能可以被檢測出來。哈佛－史密松天體物理中心在2013年1月提出的一份報告中提到：估計在銀河系內「至少有170億顆」地球尺度的系外行星。 數百年來，許多哲學家和科學家都認為在太陽系以外應該也有行星的存在，但是沒有辦法知道行星有多普遍，或是與太陽系行星的相似度又是如何。在19世紀，許多的偵測方法被提出來，但最終所有的天文學家得到的結果都是否定的。第一個被確認的檢測出現在1992年，發現有幾顆質量類似地球的天體環繞著脈衝星PSR B1257+12。在主序帶恆星發現行星的第一個偵測結果出現在1995年，在鄰近的飛馬座51發現了以4天週期公轉一週的巨大行星。由於觀測技術的進步，自此之後偵測到的數量與效率迅速的增加。有些系外行星被大望遠鏡直接拍攝到影像，但絕大多數的系外行星都是經由徑向速度測量檢出的。除了系外行星，「系外彗星」（在太陽系之外的彗星）也被發現，也許在銀河系內也是很普遍的。 最常見的系外行星是巨大的行星，相信是類似於木星或海王星，但這也反應了取樣偏差，因為大質量的行星比較容易被觀察到。一些相對比較輕的系外行星，質量只有地球的幾倍（現在所謂的超級地球）；如眾所周知，在統計上的研究表明它們的數量應該超過巨大的行星。雖然現在已經發現一小撮包括地球大小和更小的行星，似乎表現出其它的地球類似體屬性。也存在著有這行星質量的天體環繞著棕矮星和不受到恆星拘束在太空中自由移動的行星；然而，「行星」這個名詞尚未應用在這些天體上。 發現的太陽系外行星，特別是軌道位於適居帶，極有可能有液態水存在表面的那些行星（還因此可能有生命），提高了搜尋外星生命的興趣。因此，尋找太陽系外的行星還包括適居行星，在太陽系外的行星適合承載生命的研究中，被考慮的因素相當廣泛。 在2013年1月7日，來自克卜勒任務太空天文台的天文學家宣布發現了KOI-172.02，一顆像地球的系外行星候選者，在一顆類似太陽的恆星的適居帶中環繞著，可能是「存在著外星生命的主要候選者」。.

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太陽系形成與演化假說的歷史

有關世界起源和命運的可以追溯至已知最早的文字記載；然而，幾乎在所有的時代裡都沒有人嘗試將之與"太陽系"的起源理論聯繫在一起，原因只是單純的因為幾乎沒有人知道或是相信太陽系的存在，如同我們現在所理解與認知的太陽系。太陽系形成理論的第一步是一般所接受的日心說，這種模型將太陽放在系統的中心，和將地球放在軌道上繞著太陽轉。這個理論在數千年前就已經醞釀了（阿里斯塔克斯在西元前250年就已經提出），但到了17世紀末期才被廣泛地接受。"太陽系"這個術語在1704年才正式有使用的紀錄。.

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外屏增一

外屏增一，即双鱼座72（72 Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+5.70，距离地球约178光年。 Category:双鱼座 Category:外屏 (星官) 006397 005081 双鱼座, 72.

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外屏七

外屏七 (α Psc / 双鱼座α) 是双鱼座的一颗恒星，俗名Alrescha (Al Rescha, Alrischa, Alrisha)，源于阿拉伯语 الرشآء al-rišā’，意为“井绳”。还有一些不常用的名字如Kaitain 以及Okda，后者源于阿拉伯语عقدة ‘uqdah "绳结"。 外屏七是一个双星系统，由目前相距1.8"的两颗恒星组成。主星视星等为+4.33，光谱型为A0p，伴星视星等为+5.23，光谱型为A3m。二者绕行周期超过700年，到2060年左右它们相距最近。它们中有一颗或者两颗都可能是分光双星。主星和伴星的质量分别为2.3和1.8个太阳质量，总光度分别为31和12倍太阳光度。.

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外屏二

外屏二（ε Psc，双鱼座ε）是双鱼座的一颗黄橙恒星，距离地球约190光年。它的光谱型为G9III或K0III，这说明它的表面温度约为5,000开。它是一颗普通的巨星，比太阳表面温度稍低，但是比太阳更亮、更大。 它被怀疑是是一个双星系统，两颗成员星有相同的星等，两星距离0.25弧秒。.

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外屏六

外屏六（双鱼座ξ，ξ Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+4.63，距离地球约179光年。 Category:外屏 (星官) Category:双鱼座 双鱼座, ξ 011559 008833 双鱼座, 111.

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奎宿十四

奎宿十四 （φ Psc / 双鱼座φ）是双鱼座的一个双星系统，距离地球约380光年。它由光谱性为K0III的双鱼座φ和双鱼座φ B组成。 双鱼座φ A表面温度为3,500到5,000开尔文。有人认为双鱼座φ B亚系统中的可见成员是一颗F光谱型的晚期矮星，也有人认为其光谱型为K0。而其中的不可见成员则光谱型可能为M2V。 奎宿十四恒星系统的绕行周期为20.5年，离心率高达0.815。.

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奎宿增十五

奎宿增十五（双鱼座σ，σ Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+5.5，距离地球约430光年。 Category:奎 (星官) Category:双鱼座 双鱼座, σ 006118 004889 双鱼座, 69.

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奎宿增五

奎宿增五，即双鱼座64（64 Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+5.07，距离地球约76光年。 Category:双鱼座 004676 003810 双鱼座, 64.

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奎宿七

奎宿七（ν And，仙女座ν）是仙女座的双星，距离地球约680光年。 奎宿七是一个分光双星系统，成员星分别为蓝白B型主序矮星和黄白F型主序矮星。双星系统的视星等为+4.53，绕行周期为4.2828天。.

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奎宿一

奎宿一 (η And / 仙女座η) 是仙女座的一对分光双星，它由两颗G光谱型的巨星或者亚巨星组成，绕行周期为115.7天，总视星等为4.403。The spectroscopic binary eta Andromedae: Determination of the orbit by optical interferometry, C. A. Hummel et al., Astronomical Journal 106, #6 (December 1993), pp.

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奎宿二

奎宿二（仙女座ζ, ζ And）是仙女座的一个恒星系统，距离地球约181光年。 奎宿二是一个分光食双星系统，其主星为橙色K型巨星，平均视星等为+4.08。由于食对光度的影响，该恒星系统也是猎犬座RS型变星或天琴座β型变星，其光度从+3.92到+4.14之间变化，周期为17.77天，也就是说，双星互相绕行的周期为17.77天。.

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奎宿五

奎宿五 (δ And / 仙女座δ)是仙女座的一个双星系统，距离地球约101光年。除了在拜耳命名法中为仙女座的δ星外，它在Elijah H. Burritt的星表里也被称作Delta。Richard Hinckley Allen (1899), p. 38.

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奎宿六

奎宿六（π And，仙女座π）是仙女座的分光双星。距离地球约660光年。 这对双星被归类为蓝白B型主序矮星，视星等为+4.34，绕行周期为143.6065天。在35.9弧秒之外有一颗9等伴星，55弧秒外有一颗11等伴星仙女座π C。.

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娄宿增十一

娄宿增十一，即白羊座κ （κ Ari），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约187光年。 娄宿增十一是一个光谱联星系统，拥有一颗A-型主序星，视星等为+5.03。联星系统的旋转周期为15.29日。.

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娄宿增七

娄宿增七，即白羊座10 （10 Ari），是一个位于白羊座的恒星系统，距离地球约172光年。 娄宿增七包括一对互相旋转的F-型联星，总视星等为5.63，轨道周期约为300年。.

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娄宿增一

娄宿增一，即白羊座ι （ι Ari），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约660光年。 娄宿增一是一个光谱联星系统，拥有一颗G-型超巨星，视星等为+5.09。联星系统的旋转周期为1567.7日，在天球的距离为0.01角秒。.

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娄宿增九

娄宿增九，即白羊座14（14 Ari），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约320光年，视星等为4.98。.

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娄宿增五

娄宿增五，即白羊座λ （λ Ari），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约133光年。 娄宿增五比较亮的成员是一颗黄白色F-型主序星，视星等为+4.9。另一颗恒星距它37.4角秒，视星等为+7.4。这个联星系统合计的视星等为4.79。.

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娄宿一

娄宿一，即白羊座β （β Ari，拜耳命名法）或白羊座6（佛兰斯蒂德命名法），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球59.6光年。 娄宿一的视星等为+2.66，主星的光谱类型是A5V（白色主序星）。它拥有一颗光谱联星白羊座βb，轨道周期为107天，轨道离心率为0.88。根据观测资料对这个伴星的质量进行估计，提示它可能是一颗G型恒星。 白羊座β在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的第一星，因此被称为娄宿一。在西方的传统名为Al Sharatan，来自于阿拉伯语الشراطان。.

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娄宿二

娄宿二，即白羊座γ（γ Ari，拜耳命名法）或白羊座5（佛兰斯蒂德命名法），是一个位于白羊座的三合星系统，距离地球204光年。 1664年，荷兰天文学家罗伯特·胡克第一个发现娄宿二是一个多星系统。这个三合星系统中包含一对距离7.7角秒的联星（能用小型望远镜分离）。这两颗恒星都是A型主序星，视星等分别为+4.75和+4.83。其中较亮的是白羊座γ²，它是一颗猎犬座α²型变星，视星等变化幅度为0.04等，光变周期为2.61日。亮度较暗的是白羊座γ¹。这个联星系统的轨道周期超过5000年。围绕这个联星系统旋转的是白羊座γc，距离它们221角秒，是一颗视星等为+9.6等的K型恒星。 白羊座γ在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的第二星，因此被称为娄宿二。在西方的传统名为Mesarthim，这个词可能来自于希伯莱语mᵋshārᵋtīm，意思为“管理者”；或者是来自于阿拉伯语ألمثرتم，意思为非常肥的公羊。.

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婁宿增六

婁宿增六 (α Tri/三角座α)，是位於三角座的聯星。它的傳統名字是 Mothallah或Ras al Muthallah和Caput Trianguli，來自於涵義為"三角形的頭"的片語和詞彙。.

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孔雀五

孔雀五（κ Pav/孔雀座κ）是一个在孔雀座的变星。它是全天最亮的室女座W型变星。.

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孙增一

孙增一（ζ CMa/大犬座ζ）是一个位于大犬座的光谱联星。 这个恒星系统视星等3.0，使他成为大犬座的最亮星之一，可以用肉眼轻易地看见。根据依巴谷卫星的视差测量，这个恒星距离地球大约362光年。这是一个单线光谱联星系统，双星并没有被望远镜单独分离，但是未看到的伴星造成的引力扰动可以从对主星光谱造成的多普勒效应观察到。这对双星以675天，轨道离心率0.57的轨道环绕它们共同的质心。 主星是一个巨大的恒星有5.5倍太阳半径，将近8倍太阳质量。它的恒星分类是B2.5V，显示这是一个经由核心的氢聚变产生能量的B型主序星。它辐射出3,900倍太阳光度，并且是一个怀疑的仙王座β变星。这个恒星的表面温度为19,500K，使他成为一个发出蓝白色光的B型星。这是一个相对年轻的恒星，估计年龄为3200万年。 Category:大犬座 44022 2282 196698.

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宝瓶座EZ

宝瓶座EZ是一个位于宝瓶座的三合星系统，距离地球11.3光年（3.5秒差距）。它的三颗成员星都是红矮星。宝瓶座EZ A和C是光谱双星，宝瓶座EZ A和B都发射出X射线，共同组成Luyten 789-6。 宝瓶座EZ目前正在逐渐接近太阳系，大约31400年后，将会到达最近距离7.5光年（2.3秒差距），之后距离逐渐增大。ChView的模拟显示目前最靠近它的恒星是拉卡伊9352，距离大约是4.1光年（1.3秒差距）。.

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宝瓶座恒星列表

以下是星座宝瓶座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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室女座DT

室女座DT（DT Virginis），或稱為羅斯458AB（Ross 458 AB），是一個位於室女座的聯星系統。該系統擁有一顆以直接攝影方式發現的系外行星。.

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宗人四

宗人四（蛇夫座70）是位於蛇夫座，距離地球16.6光年的一個聯星系統的主星，它是視星等為4等的一顆星，它不是一顆典型的亮星，要在遠離城市燈光的情況下才能被裸眼看見。.

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宇宙形成年表

這是宇宙從137.99±0.21億年的大爆炸和隨後演化與形成到現在的時間表。時間的量度是從大爆炸的那一刻開始。.

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宇宙距离尺度

宇宙距離尺度（cosmic distance ladder；亦作銀河系外距離尺度，Extragalactic Distance Scale）是天文學家決定天體距離的一系列方法。要對一個天體進行真正「直接」的距離測量，只有在天體與地球之間夠近的情況下才能做到（距離為1000秒差距）。測量距離更遙遠天體距離的技術是奠基在各種已經用近距離天體測量法校正過其相關性的方法。這幾種方法依賴標準燭光，這是一些光度已知的天體。 出現階梯的類比是因為沒有一種方法或技術可以測量天文學的範圍所遇到的所有距離尺度。相反的，一種方法可以用來測量近距離天體的距離，另一種方法可以測量鄰近的中等距離天體，依此類推。每個階梯的梯級提供的資訊，可以用來確定更高的下一個階梯的梯級。.

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安東妮亞·莫里

安東妮亞·莫里（Antonia Coetana de Paiva Pereira Maury，），美國女性天文學家，她出版了早期的重要恆星光譜目錄。.

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密接聯星

密接聯星是天文學中伴星與主星非常接近，共享一個互相接觸或合併的氣體包層的聯星系統。共享包層的聯星系統也稱為overcontact或共享包層聯星。 幾乎所有已知的密接聯星都是食聯星，這類食密接聯星稱為大熊座W變星，其原型為大熊座W 。 密接聯星經常會與共包層星混淆。然而，前者是在其數百萬至數十億年的一生中，有令人動容的穩定組態的兩顆聯星；後者描述的是聯星發展在恆星動力學不穩定的階段，不是驅散就是共享恆星包層，而在時間尺度上只有幾個月到數年。.

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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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小犬座恒星列表

以下是星座小犬座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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小狮座恒星列表

以下是星座小狮座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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小马座恒星列表

以下是星座小马座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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尾宿七

尾宿七(κ Sco / 天蝎座κ) 是天蝎座的恒星，俗名Girtab。但实际上Girtab也是由尾宿八（天蝎座λ）, 尾宿三（天蝎座ζ）,和天蝎座ι组成的星群的名字。 尾宿七是一颗分光双星，其主星是一颗仙王座β型脉冲变星。分光学测量到其轨道周期为195天。脉冲主成分周期为4.80小时，次成分周期为4.93小时。 Category:天蝎座 Category:仙王座β變星.

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尾宿三

天蝎座 ζ1（ζ1 Sco）是一个在天蝎座的B型特超巨星。它的视星等在4.66-4.86间变化。该星是天蝎座OB1和NGC 6231疏散星团的成员，又称“北珠宝盒星团”。大约有70倍太阳质量，它也是银河系已知最明亮恒星之一，估计辐射热光度大约85万倍太阳，半径超过太阳的100倍。 这个超巨星的恒星风以每年1.55 × 10−6太阳质量的速度抛出物质，或是大约每64万年1太阳质量。 天蝎座 ζ1与天蝎座 ζ2形成光学双星，两星物理上并不组成双星系统。ζ2距离只有155光年，实际上远暗于ζ1。ζ2的橙色调可以和ζ1区分，特别是长时间曝光的摄影。.

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岩屑盤

岩屑盤是由塵埃和岩屑組成，環繞在恆星周圍成盤狀的星周盤，在年輕的和發展中的恆星都曾經發現過，而且至少也已經發現一顆中子星有岩屑盤環繞著。它們在行星系形成的過程，可以被視為是原行星盤的階段。它們也可能是星子在碰撞階段產生和剰餘下來的殘骸。 迄2001年，可能有岩屑盤的候選者已經超過900顆恆星。它們通常都是在紅外光觀察時特別明亮的恆星系，並且看起來發射出過量的輻射。這些過量的紅外線輻射都是由恆星發射出的能量被星周盤吸收，然後再以紅外線輻射出來的。 在聯星系統中，當主星在被掩蔽的情況下，有些岩屑盤的影像可以直接被觀測到。.

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左旗三

左旗三（天箭座δ/δ Sge）是一个位于天箭座的双星，视星等3.68。主星是个红色的M型亮巨星，伴星是B型主序星。基于视差，它距离地球大约590光年。 左旗三是一个光谱联星，轨道周期大约10年，偏心率0.44。 左旗三以相对太阳9.8km/s的速度在银河系里移动。它的轨道让它距离银心23,800到35,300光年。 It is approximately 590 光年 from 地球, based on its 恆星視差.

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左更增七

左更增七，即白羊座ε （ε Ari），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约293光年。 左更增七的两个成员都是A-型主序星，视星等分别为5.2和5.5，在天球相隔的距离为1.5角秒，两颗恒星合起来的视星等为+4.63。 在西方，白羊座ε和白羊座δ、白羊座ζ、白羊座π和白羊座ρ3有时会一起合并称为Al Botein，来自于阿拉伯语بطين，意思为“腹部”。.

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左更二

左更二，即白羊座μ（μ Ari, μ Arietis），是一个位于白羊座的恒星系统，它距离地球约338光年。 左更二包括一个光谱联星系统以及第三颗伴星。这个光谱联星系统被分类为A-型主序星，视星等为+5.74。联星系统的旋转周期为8.8年，在天球的距离为0.05角秒。伴星距离联星系统19.1角秒，视星等为12.1。 白羊座μ在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更第二星，因此被称为左更二。.

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左更五

左更五，即白羊座π（π Ari, π Arietis），是一个位于白羊座的恒星系统，，它距离地球约603光年。 左更五包括一个光谱联星系统以及两颗伴星。这个光谱联星系统被分类为B-型主序星，视星等为+5.26。第一颗伴星是一颗白色A-型主序星，距离联星系统3.2角秒，视星等为8.8。第二颗伴星是一颗黄白色F-型主序星，距离联星系统25.2角秒，视星等为10.9。 白羊座π在中国星官系统中属于西方白虎七宿中娄宿的星官左更第五星，因此被称为左更五 。在西方和白羊座δ、白羊座ε、白羊座ζ和白羊座ρ3一起并称为Al Botein，来自于阿拉伯语بطين，意思为“腹部”。.

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巨大質量恆星列表

這是一份有關巨大質量恆星的列表，依太陽質量的多寡排列（1太陽質量.

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巨爵座β

巨爵座β（β Crt，翼宿十六，Al Sharasif），是位于巨爵座南部的一个双星系统。它在夜空中肉眼可见，视星等为4.46。 从地球上测量的恒星视差为9.59毫角秒，因此巨爵座β与太阳的距离约为340光年。 巨爵座β是一个天测联星系统，轨道周期约为6年，距离为8.3个天文单位。该轨道预计半长轴为9.3个天文单位。 其主星A被列为一颗恒星光谱为A2 Ⅲ型的A型巨星。 不过Houk 和 Smith-Moore (1988) 把它列为A1 Ⅴ型主序星， 而Abt 和 Morrell (1995) 则把它列为一颗A2 Ⅳ型亚巨星。 该系统的光谱显示为钡增强，可能是因为其曾发生过传质过程。 伴星B是一颗白矮星，有效温度为36,885K，已经冷却了约400万年。 它具有异常低的质量，只有太阳的43%，这表明这颗伴星可能已经将质量转移给了主星。预测其将来可能转化为一个三星系统 ，或者是一个高轨道离心率的双星系统。 同时，这颗矮星是该系统X射线辐射的来源。.

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巨爵座恒星列表

以下是星座巨爵座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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巨蟹座恒星列表

以下是星座巨蟹座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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巴耳末系

巴耳末系或巴耳末線是原子物理學中氫原子六個發射譜線系列之一的名稱。 巴耳末系的計算可以使用約翰·巴耳末在1885年發現的巴耳末公式－ 一個經驗式。 來自氫原子所發射的光譜線在可見光有4個波長：410奈米、434奈米、486奈米和656奈米。它們是吸收光子能量的電子進入受激態後，返回主量子數n等於2的量子狀態時釋放出的譜線。.

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上台增七

上台增七，即天貓座41（41 Lyncis）、HD 81688，又名BD+46 1509，SAO 42876、HR 3743，是一颗大熊座的恒星。雖然佛蘭斯蒂德命名法將該恆星列入天貓座，但國際天文聯會於1930年重新劃定各星座範圍時將它劃入大熊座。它的距離以視差量測方式結果是280光年。雖然它被 SIMBAD 認定是聯星，它可能是單一恆星。2008年在上台增七旁發現一顆系外行星。它的视星等为5.41，位于銀經174.22，銀緯46.07，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。 上台增七的光譜類型是 K0 III-IV，在光度分類上是 III-IV，代表它的狀態介於次巨星和巨星之間。它的質量大約是太陽的2倍，不過國友正信等人於2011年發表的論文中將它的質量下修到1.1倍太陽質量。上台增七的半徑已經膨脹到太陽的11倍，光度是太陽的55倍。它的光球層有效溫度是4,789 K，因此是橙色的 K 型恆星。 上台增七以軌道離心率0.21的軌道環繞銀河系中心。因此與銀河系中心的距離在1.85萬到2.82萬光年之間變化。它的軌道與銀河平面距離最高可達1800光年，因此目前仍無法確定它是否屬於分布在銀河盤面上的恆星。.

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帝席一

帝席一（牧夫座12，12 Boo）是牧夫座的一个分光双星系统，视星等为+4.83，距离地球约122光年。 Category:帝席 (星官) Category:牧夫座.

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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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主序星

主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上，是分布在由左上角至右下角，被稱為主序帶上的恆星。 主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來，著名的赫羅圖。在這條帶子上的恆星就是所謂的主序星或"矮星"。 恆星形成之後，它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應，將氫原子轉變成氦，並且創造出能量。在這個生命期階段的恆星，座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量，但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態，它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性，並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞，而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度，更高的透明度，或兩者均有。 基於恆星產生能量的主要過程，主序帶有時會被分成上段和下段。質量大約在1.5太陽質量以內的恆星，將氫聚集融合成氦的一系列主要程序稱為質子-質子鏈反應。超過這個質量在主序帶的上段，核融合主要是使用碳、氮、和氧原子，經由碳氮氧循環的程序，將氫原子轉變成氦。質量超過太陽10倍的主序星在核心區域會產生對流，這樣的活動繪激發新創建的氦外移，並維持發生核融合所需要的燃料比例。當核心的對流不再發生時，發展出的富氦核心的外圍會被氫包圍著。質量較低的恆星，核心的對流區會逐步的縮小，大約在2太陽質量附近，核心的對流區就會消失。在這個質量以下，恆星的核心只有輻射，但是在接近表面會有對流。隨著恆星質量的減少，對流的包層會增加，質量低於0.4太陽質量的主序星，全部的質量都在對流。 通常，質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後，恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量，質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星，而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段；質量更大的恆星可以爆炸成為超新星，或直接塌縮成為黑洞。.

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东上将

东上将（α Com / 后发座α）也稱太微左垣五是后发座的一颗恒星，距离地球约65光年。虽然其拜耳名称为α，但它的视星等为+5.22，稍暗于后发座β，为后发座第二亮星。东上将的英文名为Diadem（据说它代表贝勒尼基皇后所戴的皇冠），不过偶尔也用源于阿拉伯语الضفيرة ađ̧-đ̧afīrah的名称Al Dafirah，意为“发辫”。 东上将是一个双星系统，两颗成员星的亮度接近，均为+5.22等，绕行周期为25.87年，二者平均距离大约为10天文单位，这大概是太阳到土星的距离。该双星系统近乎用边缘面对地球，看起来二者在一条直线上来回运动，最大距离仅为0.7弧秒。 两颗成员星位于近星点时是否发生食还不确定；在确定二者绕行轨道之后於1990年第一次位于近星点，它还没有被观测者定量地观察。.

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七公七

牧夫座Delta（牧夫座δ，δ Boo）是一个位于北天星座牧夫座的双星。根据视差测量，这个恒星距离地球大约122.5光年。中文星官名七公七。视星等3.5，使该星在满月可以用肉眼看见。.

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三角座恒星列表

以下是星座三角座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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下台一

下台一 (大熊座ν) (ν UMa, ν Ursae Majoris) 是在大熊座的聯星，它與地球的距離大約是400光年。 主星，下台一A (大熊座νA)，是一顆橘色的K-型巨星，視星等3.5m。伴星，下台一B (大熊座νB)的視星等為10等，與主星相距7.1角秒。 在西方，它的固有名稱是Alula Borealis (常被錯誤的寫成Alula Boreale)，意思是"北方的小翼。" Alula和 el-Awla 這些字 (與大熊座Xi) 來自阿拉伯的短語(al-Qafzah) al-Ūlā 意思是 "前導者)" (在拉丁文，加上"Borealis"代表"北方")。 在中國，它和大熊座Xi組成星官下台，的意思是低階的官員, p.443.

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下台二

下台二 (大熊座ξ) (ξ UMa, ξ Ursae Majoris) 是在大熊座的一個恆星系統。在1780年5月2日，威廉·赫歇爾發現它是一個聯星系統，使它成為第一個被發現的這種系統。Félix Savary在1828年完成對它的軌道計算，使它成為第一個被計算出軌道的雙星。 這兩顆恆星是黃色的G-型主序矮星，較亮的一顆稱為下台二A (大熊座ξA)，平均視星等 +4.41。它是一顆獵犬座RS型變星，變光幅度只有0.01星等。伴星，下台二B (大熊座ξB)的視星等是+4.87。這兩顆恆星的公轉軌道週期是59.84年，目前兩星相距1.2角秒，或是至少10天文單位的距離。 這對聯星的每一顆本身又都是光譜聯星，B的伴星標示為下台二Bb (大熊座ξBb)，還未能解析，但已經知道軌道週期是3.98天。A和B (包括Ab和Bb)(演繹出系統的總質量，依據類型減去Aa和Ba的質量)兩著的質量顯示它們可能是MV星 (紅矮星)，Bb在M型最冷的末端，比棕矮星熱不了多少。 在西方，它有固有的名稱Alula Australis (常被錯誤的寫成Alula Australe)，意思是南方的小翼。 Alula、El Acola 和 el-awla (與大熊座ν) 來自阿拉伯的短語(al-Qafzah) al-Ūlā，意思是 "前導者" (在拉丁文，加上"Australis"代表"南方")。 在中國，它和大熊座ν組成星官下台，的意思是低階的官員, p.443.

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九斿增四

九斿增四（波江座53 ，也稱作波江座l）是在波江座的一顆恆星。這個系統的合成視星等為3.87等，甚至在市中心也能用肉眼直接看見。依據依巴谷太空船估計的視差，它與地球的距離大約是110光年，或是33.7秒差距。 九斿增四在西方的傳統名稱是Sceptrum，拉丁文是"scepter"。它在已廢棄星座勃蘭登王笏座中的標示為"p Sceptri "，是該星座中較亮的恆星。這個星座是為紀念普魯士的勃蘭登堡所創建的，後來被約翰·波德使用在他的星圖上，但這個星座的使用率越來越低。 九斿增四是一對目視聯星，兩顆恆星的軌道是經由它們的軌道運動計算出來的。主星是已經演化成紅巨星，光譜類型為K1III。它的直徑大約是太陽的10倍，並且質量比太陽略多一些。伴星的視星等是6.95等，光譜類型還不知道。 兩顆星的軌道週期是77年，並且有很大的離心率，其值為0.666，總質量為。.

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干涉測量術

干涉测量术（Interferometry）是通过由波的叠加（通常为电磁波）引起的干涉现象来获取信息的技术。这项技术对于天文学、光纤、工程计量、光学计量、海洋学、地震学、光谱学及其在化学中的应用、量子力学、核物理学、粒子物理学、 等离子体物理学、遥感、、表面轮廓分析、微流控、应力与应变的测量、测速以及验光等领域的研究都非常重要。 干涉仪广泛应用于科学研究和工业生产中对微小位移、折射率以及表面平整度的测量。在干涉仪中，从单个光源发出的光会分为两束，经不同，最终交汇产生干涉。所产生的干涉图纹能够反映两束光的光程差。在科学分析中，干涉仪用于测量长度以及光学元件的形状，精度能到纳米级。它们是现有精度最高的长度测量仪器。在傅里叶变换光谱学中，干涉仪用于分析包含与物质相互作用发生吸收或散射信息的光。由两个及以上的望远镜组成，它们的信号汇合在一起，结果的分辨率与直径为元件间最大间距的望远镜的相同。.

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平道一

平道一（室女座θ，θ Vir）是室女座的一个恒星系统，距离地球约415光年。又名BD-04 3430，HD 114330、SAO 139189、HR 4963，是室女座的一颗恒星，视星等为4.38，位于銀經311.42，銀緯57.03，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。 该聚星系统的主星室女座θ A是一颗白色A型亚巨星，视星等为+4.38；它实际上是由一对分光双星组成，视星等分别为+4.6和+4.8，绕行周期约为14年，两成员分隔0.48弧秒。光谱型为A或F的九等星室女座θ B绕着室女座θ A旋转，二者相距7.1弧秒。第四颗成员星室女座θ C在69.6弧秒远处，视星等为+10.4。.

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广义相对论中的开普勒问题

广义相对论中的开普勒问题，是指在广义相对论的框架下求解存在引力相互作用的两体动力学问题。在典型情况下以及本文中，其中一个物体的质量m和另一个物体的质量M相比可忽略，这种近似对应着实际情形中地球绕太阳公转，以及一个光子在一颗恒星的引力场中的运动等问题。在这些情形下，可以认为大质量M的位置在空间中是固定的，并且只有大质量的引力场对周围时空曲率变化有贡献。这时的时空曲率可由爱因斯坦场方程的史瓦西解来描述；而小质量m（以下简称“粒子”）的运动可由史瓦西解的测地线方程来描述。由于假设小质量m是点状的无尺寸粒子，两者之间的潮汐力可忽略。 从测地线方程可以推出广义相对论的关键性实验证据，著名的水星近日点的进动，以及光线在太阳引力场中的偏折。对于前者，广义相对论为观测到的这一现象提供了漂亮的解释，而后者则是广义相对论的--名预言，其正确性被亚瑟·爱丁顿爵士的实验观测所证实。 广义相对论的两体问题中还涉及了引力辐射造成的轨道衰减，这是一个纯粹的相对论效应，没有对应的经典力学版本。这个问题并不包含在史瓦西解中，请参见引力辐射和引力波天文学。.

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广义相对论的实验验证

1915年廣義相對論最初被發表之時，並沒有得到穩固的實驗證據支持，已知道的是它正確地解釋了水星近日點的反常進動，並且在哲學層面，它令人滿意地結合了艾薩克·牛頓的萬有引力定律和阿爾伯特·愛因斯坦的狹義相對論。1919年，光波在引力場中的軌跡被發現似乎會彎曲，正如廣義相對論所預測；但一直要等到1959年，一系列精確度實驗才開始進行，從而準確地檢驗了許多廣義相對論在弱引力場極限中的預測，並大大降低了理論於現實偏差的可能性。1974年起，拉塞爾·赫爾斯、約瑟夫·泰勒等人研究脈沖雙星的物理行為，其所受到的引力比在太陽系之中要大得多。無論是太陽系中的弱引力場極限，或是脈衝星系統中更強的引力場，廣義相對論的預測已有相當優良的實驗證據。.

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乌鸦座

乌鸦座是南天的一个小星座，现代88个星座和托勒密定义的48个星座之一。肉眼可见（视星等5.5以上）的星有11颗。δ, γ, ε和β星形成乌鸦的“尾巴”，γ and δ指向室女座的角宿一。乌鸦座包含中国古代星座轸宿。.

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乌鸦座恒星列表

以下是星座乌鸦座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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庫樓七

库楼七(γ Cen / 半人马座γ)是半人马座的一颗恒星，俗名Muhlifain，注意不要把该名称与大犬座γ的俗称Muliphein混淆；二者均派生于同一个阿拉伯词根محلفين muħlifayn。 库楼七是一颗双星，距离地球约130光年，由两颗光谱型均为A0，视亮度为+2.9的恒星组成。要区分此双星系统，望远镜的口径至少要大于15cm。他们的绕行周期为83年。.

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庫樓一

库楼一(ζ Cen/半人马座ζ) 是半人马座的恒星，俗名Alnair，源于阿拉伯语Nayyir Badan Qanṭūris，意为“半人马的最亮星” 。 库楼一是一颗分光双星，周期略大于8天，轨道偏心率约为0.5.

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人馬座χ

人馬座χ（χ Sgr、χ Sagittarii或狗二）這個拜耳標記由人馬座的三顆恆星共享。三顆中最亮的人馬座χ¹和人馬座χ³在天空中相隔了0.56°，最暗的人馬座χ²，介於兩者之間，與χ¹相距0.10°，著名的Wow!訊號就來自這些星星的方向。.

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人馬座V4046

人馬座V4046（V4046 Sagittarii）是由兩顆屬於金牛T星的黃矮星組成的聯星系統。.

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云雨增六

云雨增六，即双鱼座16（16 Psc）是双鱼座的一个分光双星系统，视星等为+5.709，距离地球约101光年。 Category:双鱼座 221950 116495 双鱼座, 16 Category:联星 Category:云雨 (星官).

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五車二

五車二 （御夫座α）是御夫座最亮的恆星，也是全天第六亮星，在北半球僅次於大角星和織女星，是北天第三亮星。它的英文名稱源自拉丁文，原意是小山羊。拜耳命名法指定它是α星，縮寫為α Aurigae、α Aur或Alpha Aur。雖然以裸眼看它似乎只是一顆恆星，但它實際上是一個恆星系統，是由4顆恆星組成的兩對聯星。第一對的兩顆暨大且亮，是G-型巨星，每顆的直徑都是太陽的10倍，質量是太陽質量的2.5倍，在很靠近的軌道上互繞著。這兩顆星各自的名稱是五車二Aa和五車二Ab，未來也都會逐漸冷卻和膨脹，演化成為紅巨星。第二對，與第一對相距大約10,000天文單位，且兩顆都是黯淡、低質量、和相對較低溫的紅矮星。它們的名稱分別是五車二H和五車二L，而從C到G和I到K，則是在同一個視野中，但其實毫無關連性的其它恆星Capella HL, T.

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五车增七

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五车三

五車三（β Aur/ 御夫座β）是一顆位于御夫座的白次巨星，距離地球約85光年遠。御夫座β是一顆A型白色恆星，相似于織女一、五帝座一和天狼星。御夫座β是一顆次巨星，就表示它的核聚變開始由燒氫轉爲燒氦，已經度過了主序星階段，並且慢慢膨脹成爲一顆巨星如畢宿五。.

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五车四

五车四，即御夫座θ（θ Aur, θ Aurigae）是一个位于御夫座的联星系统，距离地球约173光年。 五车四的主星是一颗白色A-型主序星，视星等为+2.7。它的伴星是一颗黄色G-型主序星，视星等为+7.2，距离主星3.5角秒。五车四还有一颗11等的目视双星五车四C，距离五车四49角秒，它们之间没有任何物理联系，只是恰好在天球中位于同个地方。五车四联星系统的总平均视星等为+2.65，它是一颗猎犬座α²型变星，视星等在+2.62至+2.70之间变化，光变周期1.37天， 在中国古代星官系统中，它属于西方白虎七宿毕宿的星官五车第四星，这也是五车四名字的来由。在西方，它被称为Bogardus或Mahasim。Mahasim这个名字来自于阿拉伯语المِعْصَم(al-micşam)，意思为“（战车的驾驭者）的腕部”，这个名字和御夫座η（即柱三）分享。.

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廣義相對論

广义相对论是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言非常不同，尤其是有关时间流易、空间几何、自由落体的运动以及光的传播等问题，例如引力场内的时间膨胀、光的引力红移和引力时间延迟效应。广义相对论的预言至今为止已经通过了所有观测和实验的验证——广义相对论虽然并非当今描述引力的唯一理论，但却是能够与实验数据相符合的最简洁的理论。不过仍然有一些问题至今未能解决。最为基础的即是广义相对论和量子物理的定律应如何统一以形成完备并且自洽的量子引力理论。 爱因斯坦的广义相对论理论在天体物理学中有着非常重要的应用。比如它预言了某些大质量恒星终结后，会形成时空极度扭曲以至于所有物质（包括光）都无法逸出的区域，黑洞。有证据表明恒星质量黑洞以及超大质量黑洞是某些天体例如活动星系核和微类星体发射高强度辐射的直接成因。光线在引力场中的偏折会形成引力透镜现象，这使得人们可能观察到处于遥远位置的同一个天体形成的多个像。广义相对论还预言了引力波的存在。引力波已经由激光干涉引力波天文台在2015年9月直接观测到。此外，广义相对论还是现代宇宙学中的的理论基础。.

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以人名命名的恆星

在過去幾個世紀中，只有很少數的恆星能在符合天體命名慣例下，被以人名來命名。多數的恆星不是使用傳統的名稱（主要來自各民族的傳統或阿拉伯文），就是採用星表的編號。.

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建二

人马座ο，中文星官名建二 ，佛兰斯蒂德命名法为人马座39，是一个位于人马座的双星系统，距离地球142光年。 主星人马座οA是一颗K0型橙色巨星，视星等为3.77。它的伴星人马座οB视星等为13等，离主星（人马座οA）36角秒。 由于人马座ο的位置接近黄道，故经常被月球所遮掩。此外，太阳系的行星如水星与金星等也可能遮掩它，但这现象非常罕见。上一次发生水星掩人马座ο是在1937年12月24日。.

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仙后座恒星列表

以下是星座仙后座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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仙女座

仙女座，88個現代星座之一，也是2世紀希臘羅馬天文學家托勒密列出的48個星座之一，位於天球赤道以北。在希臘神話中，仙女座象征被拴在岩石上待海怪刻托吞噬的女神安德洛墨達。仙女座在北半球秋季夜晚最易觀賞，同時出現的還有象征珀耳修斯神話中其他神祇的星座。由於其赤緯偏北，仙女座只有在南緯40度線以北的地區能夠看到，在40度以南的地區則會位於地平線之下。仙女座是天球上最大的星座之一，面積為722平方度，即是滿月大小的1400倍，最大星座長蛇座面積的55%，亦是最小星座南十字座面積的十倍以上。 仙女座中的最亮恆星壁宿二（仙女座α）是一對聯星，同時可歸為飛馬座的一部分。天大將軍一（仙女座γ）也是一對聯星，色彩鮮艷，是受業餘天文學家青睞的觀測對象。奎宿九（仙女座β）比壁宿二少暗一些，屬於紅巨星，用肉眼能看到它呈紅色。肉眼可見的仙女座星系（梅西爾31）是仙女座內最明顯的深空天體。它是距離銀河系最近的螺旋星系，也是亮度最高的梅西爾天體之一。一些較暗的星系，包括M31的伴星系M110和M32、可用望遠鏡觀測的藍雪球星雲以及更遙遠的NGC 891，都在仙女座的範圍以內。 在中國天文學中，組成仙女座的各個恆星分別屬於四個不同的星宿；印度神話中也有對應於仙女座的星座。仙女座流星雨是每年11月發生、量度較低的流星雨，其輻射點位於仙女座之內。.

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仙女座恒星列表

以下是星座仙女座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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仙王座 OB1

仙王座 OB1是環繞著NGC 7380的一個OB星協。它位於仙王座，距離地球大約1,600秒差距。 仙王座 OB1擁有數打O和B型的恆星，但其中最亮的卻是低溫的超巨星，例如HR 8752和仙王座RW。.

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仙王座 W

仙王座 W是位於仙王座這個星座的一顆光譜聯星和變星。他被認為是星協的成員，距離我們大約8,000光年。.

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仙王座VV

仙王座 VV星是一個位於仙王座的雙星系統，分別由一顆紅特超巨星及一顆藍主序星組成，這兩顆星各自填滿了彼此的洛希瓣。這個雙星系統距離地球約2,400光年Size, mass and luminosity estimates are all considerably uncertain due to insufficient knowledge of the Cephei star system: Professor Kaler writes "in truth we really do not know".

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传质

传质（Mass transfer）是体系中由于物质浓度不均匀而发生的质量转移过程。 体系中由于熵自动向最大值移动，即趋向均匀，如果各部分温度不均匀，会趋向一个平均温度，如果浓度不均匀，也会趋向一个平均浓度，但浓度的传递必须发生在流体中间，可以是两种流体之间，也可以是一种流体和固体之间传质（如萃取），。 在化学工业中，一般应用的是气-液系统；液-液系统和固-液系统之间的传质过程。.

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引力波天文学

引力波天文学（Gravitational-wave astronomy）是观测天文学20世纪中叶以来逐渐兴起的一个新兴分支，其发展基础是广义相对论中引力的辐射理论在各类相对论性天体系统研究中的应用。传统天文学主要是使用电磁波來觀測各種天體系統，而引力波天文学則是通过引力波来观测发出引力辐射的天体系统。由于万有引力相互作用和电磁相互作用相比强度十分微弱，引力波的直接观测需要利用到當今最高端科技。 阿尔伯特·爱因斯坦於1915年发表广义相对论，隔年他又在理论上预言引力波的存在。然而，在之後一世紀時間，引力波都未能在实验上直接被检测到。間接的觀測最早是1974年普林斯顿大学的拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现的脉冲双星，PSR 1913+16，其軌道的演化遵守引力波理論的預測，兩人因此榮獲1993年諾貝爾物理學獎。隨後，又觀測到很多其它脈衝雙星，它們的軌道的演化都符合引力波理論的預測。 2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊於華盛頓舉行的一場記者會上宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為29及36倍太陽質量，這次探測為物理學家史上首次由地面直接成功探測重力波。同年6月15日，LIGO團隊宣布，第二次直接探測到重力波。所探測到的重力波也來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為14.2及7.8倍太陽質量，之後，又陸續確認探測到多次重力波事件。巴里·巴里什，莱纳·魏斯及基普·索恩因领导此项工作而荣获2017年诺贝尔物理学奖。.

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位置角

位置角是指过天球上一点的任意大圆与过该点的参考大圆所交的球面角，通常以英文縮寫表示為PA，是觀測聯星延伸出來的測量。它被定義為伴星相較於天球北極相對於中心恆星的偏移角度。 如圖例所示，如果某人觀測到一對假設的聯星位置角是135度，這意味著，在目鏡中畫一條從主星(P)到天球北極(NCP)的假想線，與伴星(S)偏離的角度NCP-P-S將會是135度。 當繪製聯星的軌道圖時，傳統上都將NCP線朝下繪製－就是北邊在下方－而位置角的測量是逆時針的，以0度至359度來度量。 同樣的，自行角(參見自行)有時也稱為位置角。 位置角的定義亦擴張適用至像是星系等，泛指天體的主軸與NCP線所形成的角度。.

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御夫座AE

御夫座AE (AE Aur)是一顆在御夫座的速逃星；它照亮了火焰之星星雲。 御夫座AE是一顆淺藍色的O-型主序帶的矮星，平均視星等+5.99等。它屬於獵戶型變星，光度在+5.78至+6.08等之間不規則的變化著。它與地球的距離大約1,460光年，可能是兩對聯星集團碰撞時被拋出的一顆速逃星。這次碰撞可能也創造和拋出了天鴿座μ和白羊座53，並且追溯其在200萬年前位於獵戶座星雲的獵戶四邊形星團。.

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御夫座恒星列表

以下是星座御夫座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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徑向速度

视向速度是物體朝向視線方向的速度。一個物體的光線在徑向速度上會受多普勒效应的支配，退行的物體光波長將增加（紅移），而接近的物體光波長將減少（藍移）。 恆星的徑向速度，能夠經由高解析的光譜精確的測量，並且和在實驗室內測出的已知譜線波長做比較。在習慣上，正的徑向速度表示物體在退行，如果是負值，物體則是在接近。 在許多聯星中，軌道運動通常都會造成每秒數公里的徑向速度改變量。這些恆星譜線的變化肇因於都卜勒效應，因此她們被稱為光譜聯星。研究徑向速度可以估計恆星的質量和一些軌道要素，像是離心率、半長軸。同樣的方法也被用在發現環繞恆星的行星上，在這種方法下測量的運動可以確定行星的軌道週期，而位移量的大小可以用來計算行星的質量。.

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心宿增四

蛇夫座ρ，中文名心宿增四，是一个位于蛇夫座的联星系统，距离地球390-400光年。 这个联星系统的两颗恒星一颗是蓝次巨星，一颗是蓝主序星，光谱分型均为B，由于它们位于暗星云蛇夫座ρ星云复合体附近，视星等至少降低了2个等级。.

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心宿二

心宿二（天蝎座α，α Sco，Alpha Scorpii），是在銀河系的一顆紅超巨星，也是夜空中第14亮的星（如果五車二的四合星系統中兩顆較亮的星被分別標示時，它通常會被列為第15亮星）。它與畢宿五、角宿一、和軒轅十四是靠近黃道最亮的四顆恆星，也是天蝎座內最亮的恆星，代表著"蠍子的心臟"。它是一个光变明显但緩慢的半规则变星，平均星等是+1.02。并与一个蓝色主序星组成一个目视双星系统。心宿二还是射电源。心宿二是最靠近我們的OB星協的成員中最亮、質量最大、和已演化的恆星，屬於天蝎-半人馬星協上天蝎次集團的成員，其中包括成千上萬顆平均年齡110萬年的恆星，距離約為145秒差距（470光年）。 在中國，它是東方蒼龍七宿中心宿的第二顆星，所以稱為心宿二，又稱為大火。過去用来确定季节。“七月流火”即是大火星西行，天气将寒之意。.

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圆规座

圆规座（Circinus）是既細小又黯淡的南半天球星座，最初由法國天文學家尼可拉·路易·拉卡伊於1756年創立。英語名字為“圓規”一詞的拉丁語，這個星座代表的是繪圖中用於畫圓的圓規。圓規座內最亮的恆星是圓規座α，視星等為3.19。它是一顆變化輕微變星，同時是夜空中最亮的快速振蕩Ap星。圓規座AX是一顆肉眼可見的造父變星，而則是一顆被認為是由兩顆白矮星合併而成的黯淡恆星。圓規座內有兩顆與太陽類似且擁有行星系統的恆星：HD 134060擁有兩個小的行星，HD 129445則擁有一顆與木星類似的行星。超新星SN 185於公元185年在圓規座出現，現存有中國觀察者的記錄。在最近的20世紀圓規座內還出現過兩顆新星。 銀河橫穿圓規座，當中的顯著天體有疏散星團NGC 5823和行星狀星雲NGC 5315。圓規座內有一個值得注意的螺旋星系——圓規座星系，它於1977年被發現，是最接近銀河系的西佛星系。在1977年被發現的還有圓規座α流星雨（ACI），它是從圓規座輻射出去的流星雨。.

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圆规座γ

圆规座γ （γ Cir）是位於圓規座的恒星系统，视星等4.51，距地球450光年。赫歇尔于1835年发现这是一对联星，并估算两颗子星的角距离为1弧秒。.

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圆规座δ

圆规座δ（Delta Circini，d Cir）是一個圓規座的聯星系統。圆规座δ的視星等為5.09，距離地球約6388光年（1958秒差距）。 圆规座δA 是銀河系中光度最高的恆星之一，是光譜型為O8.5V的主序星，表面有效溫度35000 K。該恆星的視星等為+5.1，絕對星等-6.42，質量為太陽的21倍。圆规座δA 是旋轉橢球變星。 圆规座δB，或CD 605539B，是一顆白矮星，視星等13.5。主星和伴星在天球上的角距離大約是50角秒。.

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包克雲球

包克雲球是在恆星形成階段中有時會產生的由塵埃和氣體組成的高密度暗雲氣。包克雲通常都在電離氫區內被發現，典型的質量大約是10–50 太陽質量，大小約為1光年，內部有氫分子（H2）、碳的氧化物和氦，還有大約1%（質量）的含矽的塵埃。包克雲球通常會導致聯星或聚星系統的形成。 包克雲球是在1940年代被天文學家巴特·包克首度發現的，在1947年的一篇論文中，包克和E.F.

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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。.

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刍藁增二

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列肆二

蛇夫座λ，中文星官名列肆二，是一个位于蛇夫座的联星系统。 蛇夫座λ的恒星光谱分型为A1V+A型，视星等3.82，距离地球166光年。 蛇夫座λ在中国星官系统中属于天市垣列肆，指的是“宝玉或珍珠贵物品市场”，它是列肆第二星，因此称为列肆二。它的西方名字为Marfik或Marsik。.

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喬凡尼·斯基亞帕雷利

喬凡尼·維爾吉尼奧·斯基亞帕雷利（Giovanni Virginio Schiaparelli，），意大利天文學家及科學史家。他以對火星的研究而聞名於世。.

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哈佛大学天文台

哈佛大学天文台（Harvard College Observatory，缩写为HCO）座落在美国马萨诸塞州的坎布里奇，建立于1839年，是美国建立的第一座大型天文台，是哈佛大学艺术和科学学院下属的研究机构，并为哈佛大学天文系的教学活动提供设备等方面的支持。1973年，哈佛大学天文台与史密松天体物理台共同组成了哈佛-史密松天体物理中心。.

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唧筒座

唧筒座（Antlia）是南天星座之一。拉丁語義“泵”；代表氣泵。星座於18世紀經尼可拉·路易·拉卡伊創立，原名為“Antlia Pneumatica”，後由約翰·赫歇爾縮減成現在的名稱。唧筒座所在位置靠近舊星座南船座，唧筒座在北緯49度線以南可視全貌。 唧筒座光芒黯淡，最亮的恆星是疑似變星的橘色巨星唧筒座α，視星等為4.22至4.29。唧筒座S屬交食雙星系統，其亮度會因其中一顆星在另一顆星前方通過而變化。兩顆星的距離非常近，擁有共有包層，所以之後必將融合成一顆。唧筒座內已確知HD 93083和WASP-66存在系外行星，此外星座內還有螺旋星系NGC 2997和唧筒座矮星系。.

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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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六分仪座

六分仪座是17世纪由約翰·赫維留创立的一个南天小星座。最亮的星（六分仪座α）视星等4.49。包含好几对双星系统：六分仪座γ, 六分仪座35和六分仪座40，另外还有几个变星。代表着赫維留经常用的测量仪器“六分仪”。.

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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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共有包層

共有包層 (common envelope，CE) 歸因於天文學的聯星在發展過程中短期 (數月至數年) 的相變，兩顆星中最大的一顆 (捐助者) 開始不穩定的將質量轉移給伴星。當捐助星的半徑更快速的擴張或是聯星的軌道不是很快速的縮小，質量的傳輸是不穩定的。因此，當捐助星充滿了洛希瓣，質量開始傳輸，並且恆星開始擴張而軌道因此縮小，導致更多的質量溢出洛希瓣，這加速了質量的傳輸，導致軌道收縮得更快，捐助者也膨脹得更快，等等。這會導致失控的動力學不穩定質量傳輸程序，結果是捐助星的包層將快速的膨脹，並吞噬掉伴星，因此才稱為共有包層。 一顆能形成共有包層的典型捐助星通常都是巨星，它有著巨大的對流層和緻密的，通常是簡併的核心。由於核心和包層在尺度上的差異，核心不會參與包層與共有包層的擴張，同時共有包層將包含兩個物體：捐助星遠來的核心和伴星。這兩個物體 (最初) 在共有包層內繼續它們的軌道運動。然而，它們被認為因為包層內氣體的拖曳力，這兩個物體將失去能量，而會將它們帶入更緊密的軌道，並且使軌道的實際速度增加 (因此這兩個物體的動能增加，但是它們的在聯星系統中位能的減少大於動能，所以最終的結果是能量損失)。 失去的軌道能量被假設史包層的溫度上升並使包層擴展，並且在共有包層階段結束時，可能是包層散逸至太空中，或是這兩個物體在包層內合併而沒有更多能量史包層繼續擴展或驅散包層。在這個階段，貴到在共有包層內的收縮被稱為旋入 (spiral-in)。 共有包層階段是密接聯星演化中一個重要，但依然了解不多的機制。許多天文物理的模型都使用如上所述的共有包層作為最後卡通劇情的結果。然而，隨著電腦能力的增強，我們開始使用流體動力學的代碼，完成共有包層的模型。儘管如此，即使這些計算使用了最昂貴的CPU，在我們能建立起完整的旋入和共有包層模型的細節之前，我們也只能選擇一些的情況，而不是普遍的對大量的恆星。 必須指出共有包層和密接聯星有很重大的不同點。雖然，這兩者的關係看起來相似，因此經常造成混淆。但前者只是上文所述的動力不穩定過程，典型的時間尺度只有幾年；而密接聯星是兩顆恆星穩定組態的一種聯星系統，典型的時間尺度是數百萬至數十億年。.

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光學望遠鏡

光學望遠鏡是用於收集可見光的一種望遠鏡，並且經由聚焦光線，可以直接放大影像、進行目視觀測或者攝影等等，特別是指用於觀察夜空，固定在架台上的單筒望遠鏡，也包括手持的雙筒鏡和其他用途的望遠鏡。 光是由光子構成，而專業的望遠鏡會由電子探測器來收集光子。光學望遠鏡有三種主要的形式：折射望遠鏡（使用凸透鏡折射聚焦）、反射望遠鏡（以鏡片反射光線並聚焦）和使用透鏡和反射鏡片組合的折反射望遠鏡（複合式望遠鏡），如馬克蘇托夫望遠鏡和史密特攝星鏡。.

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光度测定 (天文学)

光度测定是天文学中用来量度通量，或者说一个天体电磁辐射强度的相关技术。如果是对辐射的广泛波长波段进行光度测定，既测量辐射的总量，又测量其光谱分布，则使用术语分光光度法。.

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克卜勒-10c

克卜勒-10c（Kepler-10c）是環繞黃矮星克卜勒-10的太陽系外行星，距離地球約560光年，位於天龍座。克卜勒太空望遠鏡團隊於2011年5月宣布發現該行星，雖然同年1月开普勒-10b被發現時它已被列為行星候選者。該團隊之後使用來自史匹哲太空望遠鏡的資料以Blender技術排除了大多數的假陽性訊號。克卜勒-10c是在克卜勒-9d和之後第三個以統計學方式確認存在的系外行星（基於機率，而非實際觀察）。克卜勒科學團隊認為發現克卜勒-10c的統計方式將是確認克卜勒太空望遠鏡視野內多個行星候選者所必須的。 克卜勒-10c環繞母恆星的公轉週期為45日，和母恆星的距離為日地距離的四分之一。該行星的半徑超過地球2倍，但密度更高，因此直到2014年6月時它是已知體積最大與質量最高的類地行星。.

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克卜勒1647b

克卜勒1647b（Kepler-1647b，有時也寫為Kepler-1647(AB)-b代表它是系統中的次要成員星，或者可稱為KOI-2939.01）是一顆環繞聯星克卜勒1647的環聯星太陽系外行星，距離地球約，在天球上位於天鵝座。該行星於2016年6月13日美國天文學會於加州聖地牙哥的會議上宣布發現。天文學家以凌日法發現它，並且觀測資料顯示該行星先使聯星中的主星光度下降，再使伴星光度下降。克卜勒1647b的首次凌星紀錄觀測於2012年，但當時只是單一事件，無法排除誤差或確認它是行星。之後天文學家分析克卜勒太空望遠鏡觀測資料的光變曲線，才確認了克卜勒1647b的凌星現象。.

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克卜勒35

克卜勒35（Kepler-35）是一個聯星系統。該系統的成員星分別稱為克卜勒35A（Kepler-35A）和克卜勒35B（Kepler-35B），兩者的質量分別是太陽的89%和81%，並且都是G型恆星。這兩顆恆星相距0.176天文單位，並以20.73日軌道週期在橢圓軌道互繞。.

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克卜勒40

克卜勒40（Kepler-40），舊稱 KOI-428，是一顆位於天鵝座的光譜類型 F 型的恆星。該恆星目前已知至少擁有一顆行星，即克卜勒40b。克卜勒40的質量大約是太陽的1.5倍，半徑超過太陽的2倍，是至今擁有凌日行星中體積最大、且演化階段最晚的恆星。克卜勒40是克卜勒太空望遠鏡第一個標定可能有行星凌日的恆星，並且資料公開後一組法國和瑞士天文學家使用接下來的資料確認了克卜勒40b這顆熱木星的存在，並且觀測結果於2011年1月4日在期刊上公開。.

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克卜勒413b

克卜勒413b（Kepler-413b），或稱為克卜勒413ABb（Kepler-413 (AB)-b），是一顆環繞由橙矮星克卜勒413A和紅矮星克卜勒413B組成的聯星系統克卜勒413的環聯星運轉行星。系統中成員恆星以10.1日軌道週期互繞。.

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克卜勒47

克卜勒47（Kepler-47）是一個周圍有至少兩顆系外行星環繞的聯星系統，距離地球約4900光年，位於天鵝座。.

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克魯格60

克魯格60（Kruger 60）是一個距離地球13.15 光年的聯星系統。系統內的兩顆紅矮星以周期44.6年互繞。.

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剑鱼座恒星列表

以下是星座剑鱼座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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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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候 (恒星)

候(α Oph / 蛇夫座α)是蛇夫座的最亮星，英文名Ras Alhague，来源于阿拉伯语رأس الحية (raʾs al-ḥayyah)，意为“弄蛇者的头”。.

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Celestia

Celestia是克里斯·勞瑞爾以OpenGL開發的3D天文軟體。使用者可自由遨遊於依據依巴谷星表模擬出的宇宙，且沒有速度、方向、時間的限制，並可由任何角度觀賞小至人造衛星、大至星系的各種天體。 NASA和ESA已將Celestia使用於教育和推廣計畫，和作為軌道分析軟體的介面。 Celestia是在GNU通用公共許可證下發佈的自由軟體，目前已有Microsoft Windows、Mac OS X和Linux的版本。.

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矩尺座恒星列表

以下是星座矩尺座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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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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环联星运转行星

环联星运转行星是一类处于联星系统之中，并环绕两颗恒星而非其中一颗运转的行星。考虑到联星之间较近的距离和运行轨道，该类行星只能在联星相互公转的轨道之外形成。目前确定存在环联星运转行星的联星系统只有：PSR B1620-26、开普勒16b、克卜勒34、克卜勒35、克卜勒38、克卜勒47、室女座DT、室女座NY、獅子座DP、天爐座UZ、雕具座RR、寶瓶座HU、巨蛇座NN、室女座HW、NSVS 14256825 和PH1。.

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玉夫座恒星列表

以下是星座玉夫座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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王良三

仙后座Eta（仙后座η，η Cas）是一个位于北天拱极星座仙后座的恒星系统。中文星官名王良三。根据视差测量，这个恒星系统距离地球19.48光年.

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獵犬座RS型變星

獵犬RS型變星是變星的一種類型，也是有活躍色球層的密接聯星，並且可以觀察到因此造成的光度變化。通常，這類變星的週期與聯星的互轉周期接近，有些系統的光度變化還顯示出是食雙星，而典型的光度變化只有0.2星等。 史都華(1946年)首先注意到這类变星，但是奧利弗(1974年)才首度定義出獵犬RS型變星在觀測上的特徵與標準，在今天作業上所採用的標準是海爾(1976年)制定的Berdyugina 。 獵犬RS型變星可以分為五種亚型： I.規則系統： 軌道週期在1至14天之間。 溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。 在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 II.短週期系統： 兩顆星是分離的。 軌道週期短於1天。 溫度較高的伴星光譜類型為F或G，光度為V或IV。 其中的一顆或兩顆都有強烈的鈣II H和K發射線。 III.長週期系統： 軌道週期超過14天。 至少有一顆的光譜類型是G到K，並且光度類型為II到IV。 在食的期間外可以觀察到強烈的鈣II H和K發射線。 IV.閃光星系統： 溫度較高的伴星光譜類型為dKe或dMe，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 V.金牛座 V471型系統： 溫度較高的伴星是白矮星。 溫度較低的伴星光譜類型是G到K，並且有強烈的鈣II H和K發射線。 獵犬RS型變星的光度曲線在食的部分之外還呈現出奇特的半週期性的結構，這種結構造成光度曲線上的畸變波浪。伊頓和海爾(1976)確認造成這種畸變波浪最簡單的機制就是星斑，類似於太陽黑子但是更大，使光球活動的溫度降低。已經在許多系統上間接的觀察到星斑。 核心輻射出的鈣II H和K共振譜線出現在色球的活動中，巴耳末線或Hα也與色球層的活動聯繫在一起。經過追蹤，X射線的輻射來自活躍的日冕區域，紫外線和閃焰，類比於太陽，來自於恆星活動和過渡區。這些區域在太陽都是和強烈的磁場活動結合在一起的。 有些獵犬RS型變星是X-射線和無線電波的發射源。這些無線電波的來源是非熱輻射中的同步輻射，並且是磁場存在的少數直接證據之一。X-射線亮度的數量級Lx >> 1024瓦。類比於太陽，這些輻射被解釋為是溫度高達107 K的星冕造成的。.

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獅子座83

獅子座83（83 Leonis），又名BD+03 2502，HD 99491、SAO 118864、HR 4414，是獅子座的一組聯星，视星等为6.5，位于銀經259.28，銀緯58.52，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。獅子座83距離地球約58光年，主星是橙色次巨星，伴星是橙矮星。這兩顆恆星距離至少515天文單位，並且表面溫度都低於太陽。 2005年時在該系統的伴星發現一顆太陽系外行星，2010年在伴星旁發現第二顆行星。.

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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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碳閃

碳閃（Carbon detonation）是垂死的恆星重新进行劇烈的熱核融合，这通常會形成Ⅰa超新星。.

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碳星

碳星是大氣層內的碳比氧多，類似紅巨星 (偶爾是紅矮星) 的晚期星。這兩種元素在恆星大氣的上層結合，形成一氧化碳，消耗掉大氣中所有的氧，只留下自由的碳原子和其他的碳結合，使得恆星充滿了像"煤灰"的大氣層， 而觀測人員看見的則是醒目的紅色。 在光譜上，這類恆星的特徵非常明顯，因此早在1860年就被安吉洛·西奇在早期的天文分光學上標示出來。在一般的恆星 (像太陽的恆星) ，大氣中的氧含量都比碳多。.

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科内利斯·約翰內斯·萬·豪敦

科内利斯·約翰內斯·萬·豪敦（荷蘭語：Cornelis Johannes van Houten，）是一位荷蘭天文學家，有時候也被稱為基斯·萬·豪敦（Kees van Houten） 。.

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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。.

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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。.

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索恩－祖特阔夫天体

索恩－祖特阔夫天体（Thorne–Żytkow object，縮寫：TŻO）是一種假設存在的恆星，是指核心有中子星存在的紅巨星或紅超巨星。這型恆星是由美國天文學家基普·索恩和波蘭天文學家於1977年提出假設。2014年時天文學家發現恆星HV 2112是可能性相當高的這型天體的候選者。.

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绘架座恒星列表

以下是星座绘架座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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罗伯特·胡克

罗伯特·胡克（Robert Hooke，又譯虎克，），英国博物学家、发明家。在物理学研究方面，他提出了描述材料弹性的基本定律——胡克定律，且提出了万有引力的平方反比关系。在机械制造方面，他设计制造了真空泵、显微镜和望远镜，并将自己用显微镜观察所得写成《显微术》一书；“细胞”的英文：cell，即由他命名。中文翻譯後即稱為細胞。在新技术发明方面，他发明的很多设备至今仍然在使用。除去科学技术，胡克还在城市设计和建筑方面有着重要的贡献。但由于与牛顿的论争导致他去世后鲜为人知，近来对胡克的研究逐渐兴起。胡克也因其兴趣广泛、贡献重要而被某些科学史家称为“伦敦的莱奥纳多（达芬奇）”。.

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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。.

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罗斯特-麦克劳克林效应

罗斯特-麦克劳克林效应是指当食双星系统中的伴星或行星穿越主星的球面时所观测到的一种光谱现象。当主星绕其自转轴自转时，其光球上的一个象限看起来在向着地球运动，另外三个象限则朝背离地球方向运动；这造成了恒星光谱的不同红移值，通常能够在恒星谱线的增宽区域发现这种区别。当伴星或行星穿越主星球面时，它将遮蔽主星光球的部分区域，使得观测者观测到的红移或蓝移光线变得模糊。这将引起观测得的主星平均红移值较之之前发生变化。当伴星或行星运行至恒星光球的另一端时，红移异常将会由负值变为正值，或者相反。.

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网罟座ζ

网罟座ζ（ζ Ret）是一个位于南天星座网罟座的宽联星。在南半球相当暗的天空这对双星可以用肉眼分离。基于视差测量，这个系统距地球约39光年。网罟座ζ2有一个岩屑盘。两者都是和太阳性质相似的类太阳恒星。它们属于武仙座ζ移动星群，许多有着相同起源的恒星。.

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网罟座ε

网罟座ε是一个位于网罟座、距离地球约59光年的联星系统。其主星是一颗橙次巨星，伴星为一颗白矮星。在南半球黑暗的夜空中，即使不借助光学辅助工具，也能轻易地观测到主星网罟座εA。2000年，在该联星系统中发现了一颗环绕主星运转的系外行星。.

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网罟座εb

网罟座εb，有时也被称为网罟座εAb以区别于该联星系统——即HD 27442中的白矮星伴星网罟座εB，是一颗位于网罟座的系外行星。该行星于2000年12月16日由英澳行星搜寻计划团队使用视向速度法所发现。其质量至少比木星大56%，更精确的质量值则需在得知其轨道倾角之后才能推算得出。 该行星的轨道距离其母星较近，而其轨道离心率则为地球的两倍。该行星是一颗气体巨星，但是并不能就此排除其上可能存在生命的可能性。不过它在近日点处所接收的热量要比地球多16倍，这个因素可能会令该行星大气层内或可能分布于其希尔球内的任何大型卫星（尚无法使用现今技术探测到）上存在生命的希望十分渺茫。.

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网罟座恒星列表

以下是星座网罟座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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羽林軍卅九

羽林軍卅九，即寶瓶座91（91 Aquarii），或稱為寶瓶座ψ1（Psi1 Aquarii, ψ1 Aqr, ψ1 Aquarii）是距離地球約148光年，寶瓶座一個三合星系統中最亮的恆星。該三合星系統中的另外兩顆較暗恆星也被稱為HD 219430。該系統主星寶瓶座91是一顆橘色巨星，已知有一顆太陽系外行星在距離恆星略少於太陽和水星之間距離的軌道上環繞。.

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猎犬座恒星列表

以下是星座猎犬座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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爱德华·皮克林

爱德华·查尔斯·皮克林（Edward Charles Pickering，），美国天文学家。 皮克林出生于美国马萨诸塞州的波士顿。皮克林1876年到1918年期间担任哈佛大学天文台的台长，对19世纪末期美国的天文学发展产生了重要影响。在担任哈佛大学天文台台长期间，皮克林积极鼓励女性从事天文研究，招募了一些聋哑女性对天文台拍摄的照相底片进行测量和分类工作，被戏称为皮克林的后宫（參見哈佛計算員，Harvard Computers。）。她们当中很多人都在天文学上取得了重要的发现，其中包括主持恒星光谱分类的安妮·坎农、发现造父变星周光关系的亨丽爱塔·勒维特等人。他发起并主持编制了亨利·德雷伯星表，提出用色指数的方法对恒星光谱进行分类。皮克林还发现了第一个分光双星。 爱德华·皮克林曾获得1886年和1901年英國皇家天文學會金質獎章、1888年亨利·德雷伯獎章，以及1908年布鲁斯奖。 爱德华·皮克林与美国另一位天文学家威廉·亨利·皮克林是亲兄弟。为纪念他们，月球和火星上各有一座环形山以他们的姓氏“皮克林”命名。第784号小行星也命名为“皮克林”。.

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瓠瓜四

四（β Del/海豚座β），英文名Rotanev，是一个位于海豚座的双星。它是海豚座的最亮星。.

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生物集群灭绝

生物集群灭绝是指在一个相对短暂的地质时段中，在一个以上并且较大的地理区域范围内，生物数量和种类急剧下降的事件。这个概念主要是指宏观生物，因为微生物的多样性和数量很难推测和测定。据科学家推测，自地球诞生以来，曾经出现过的生物已灭绝了超过98%。每次灭绝事件所灭绝生物的比率都有较大的差别。 生物集群滅绝要滿足四個條件：.

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無線電波源

宇宙射电源是在外太空散發強烈的無線電波的天體。無線電輻射來自熱氣體、在磁場中呈螺旋運動的電子和在太空中輻射出特定波長的原子和分子。无线电发射来自于各种来源。这些物体代表了宇宙中最极端的和充满能量的物理过程。.

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焦點 (幾何)

在几何学上，焦點是指建構曲線中的一些特殊點。例如用一個或二個焦點可以定義圓錐曲線，分別為圓（一個焦點）、橢圓（二個焦點）、拋物線（一個焦點和一條線）及雙曲線（二個焦點），此外，有二個焦點可以定義卡西尼卵形线及，二個以上的焦點可以定義。.

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畢宿五

宿五 （α Tau / 金牛座α）为畢宿第五星，是金牛座的主星，距離地球65光年。其光譜與光度分類屬於K5 III型，呈橙色，在地球上的視星等為0.86，是夜空中的亮星之一。 畢宿五的直徑約為5300萬公里，是太陽直徑的38倍。由於其內裡的氫已經耗盡，畢宿五已由主序星演變為紅巨星，靠燃燒氦來繼續發光發熱。 畢宿五有一個伴星，是一個視星等達11等的白矮星，肉眼不能看見，只能夠用望遠鏡來觀測。 1997年，人們透過觀測，認為畢宿五可能有一個行星（也可能是棕矮星）存在，其質量約為木星的十一倍，距離畢宿五--只有1.3天文單位。 美國太空總署的無人太空船先鋒10號，離開太陽系後朝著金牛座方向前進，如無意外，這艘太空船將在200萬年後接近畢宿五。.

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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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特殊恆星

特殊恆星，在天文學上是指金屬豐度，至少在它們的表面上是異常的恆星。 化學特殊星（Chemically peculiar stars）在炙熱的主序星（氫燃燒）中是很普遍的。根據他們的光譜，這些炙熱的特殊星被畫分為4大類：金屬線星（Am,CP1）、A型特殊星（Ap,CP2）、汞-錳星（CP3）、和弱氦星（CP4），這些分類的名稱表明了它們特殊的性質。弱氦星會只含有少量的氦（He），汞錳星在光譜中有強烈的汞（Hg）和錳（Mn）的吸收線，金屬線星有強烈的金屬線和微弱的鈣（Ca）和钪（Sc）線，A型特殊星有強磁場和強烈的硅（Si）、铬（Cr）、锶（Sr），铕（Eu）及其他的吸收線。有些還會呈現兩種以上類型的特徵。 一般認為這些炙熱的主序星被觀察到的表面特殊組成是在恆星形成之後才發生的過程中造成的，像是在表面數層的擴散和磁性作用。這些作用導致有些原本該"定居"在表層的元素進入內層，而有些應該在內部的元素"漂浮"到表面，結果造成觀測上看見的有著特殊譜線的恆星。它被假設在恆星的中心和整個恆星的大塊組成上，與正常的化學物質充分的混合，因而反應出它們所形成的氣體成分。 低溫的恆星也有化學組成特殊星（通常，這些恆星都是光譜類型G或更後的類型），但通常這星恆星都不是主序星。通常會對這一類恆星分類或具體的標示出名稱來確認。化學特殊星這個詞彙如果沒有進一步的描述或說明，通常意味著是前述的炙熱主序星中的成員。 許多冷的化學組成特殊星是內部核融合的產物與表面混合的結果；包括大部分的碳星和S-型星。其他的還有在聯星系統的質量轉移，例如鋇星和一些S星。.

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牛宿增六

牛宿增六（α¹ Cap）是摩羯座的一颗恒星，是一个双星系统，距地球约690光年 。主星是一个黄色的G型超巨星或亮巨星，视星等为4.30，其伴星的视星等为8.60。主星比太阳亮1047倍，表面温度约5200K.该星质量为太阳的5.3倍，半径则为太阳的40倍。.

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牛宿一

牛宿一 (β Cap / β Capricorni) 是在摩羯座的一個恆星系統，它的英文固有名稱是Dabih，源自阿拉伯語，意思是"劊子手"，與地球的距離為328光年。因為它位於黃道附近，所以會被月球遮蔽，它也會被行星遮蔽（罕見）。.

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盾牌座

座，Scutum，（拉丁文"盾"）是现代88星座中的一个小星座。它被幾個大星座包圍，包括天鷹座、人馬座及巨蛇座。盾牌座包含中国星官：天弁。.

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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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白矮星

白矮星（white dwarf），也稱為簡併矮星，是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p.

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白羊座1

白羊座1（1 Ari, 1 Arietis），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约600光年。.

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白羊座21

白羊座21（21 Ari, 21 Arietis），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约157光年，视星等为5.57。.

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白羊座30

白羊座30（30 Ari, 30 Arietis），是一个位于白羊座的三合星系统，距离地球约130光年。 白羊座30A和白羊座30B在天球的距离为38.1角秒（约1500天文单位），它们的光度接近太阳的两倍，因此都被分类为F-型主序星，这意味着它们的核心都在进行氢核聚变。白羊座30A本身又是一颗分光双星，两颗成员星旋转的周期为1.1天。这个恒星系统的年龄约为9.1亿年，约为太阳的五分之一。.

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白羊座53

白羊座53是位於白羊座的一顆仙王β型變星，另一個名稱是白羊座UW 。它的平均視星等是6.13等，光譜類型是O或早期的B型。它是一顆速逃星，被認為是在一次聯星的碰撞中創造出來的。追溯它的運動顯示他是大約200萬年前從獵戶座星雲的獵戶四邊形星團拋射出來的。.

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白羊座66

白羊座66（66 Ari, 66 Arietis），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约230光年，视星等为6.03。.

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白羊座τ

在拜耳命名法中，白羊座τ (τ Ari / τ Arietis)被两颗不同的恒星所分享，它们分别是.

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白羊座恒星列表

以下是星座白羊座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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芻蒿六

芻蒿六，即鯨魚座ε（Epsilon Ceti，ε Ceti），又名BD-12 501，HD 16620、SAO 148528、HR 781，是一個位於鯨魚座的聯星系統。它的視星等是肉眼可見的+4.84.

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螣蛇十九

螣蛇十九 (λ And / 仙女座λ)是仙女座的一个双星系统，距离地球约84.2光年。 螣蛇十九为分光双星，绕行周期为20.52天。它的光谱类型为G型的黄巨星，平均视星等为+3.81。该双星系统也是猎犬座RS变星，亮度变化以54.2天的周期变化于+3.69到+3.97之间。.

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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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聯星系統

聯星系統是天文學的術語，指在空間中的兩個天體（通常是恆星、星系或小行星）彼此間有引力上的交互作用存在，因而繞著共同的質心運轉。有些定義（像是雙行星，但不是聯星）需要質心不在兩個天體的任何一個內部。聚星系統像雙星系統一樣，只是有三個或更多的天體。.

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達爾文四號

達爾文四號（Darwin IV）是一個虛構的行星，最初出現在美國科幻作家韋恩·巴羅（Wayne Barlowe）的作品「Expedition: Being an Account in Words and Artwork of the 2358 A.D. Voyage to Darwin IV」中。該行星有著跟地球類似的環境，但卻沒有我們一般熟知的海洋；行星表面在幾百萬年前曾被海洋覆蓋，後來在經過重大氣候變遷下，大部分的海洋蒸發形成了濃密的大氣層，原本被海洋淹沒的地區變成了山脈、高原、沙漠和草原，同時也繁衍出了許多奇特的動物。.

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蝎虎座

蝎虎座（拉丁文Lacerta，意思是蜥蜴）是现代的88星座之一。在1687年为波蘭天文学家赫维留创立。 没有很亮的星，不包含梅西耶天体、视星等亮于14.5等的星系、球状星团或有独立名字的星。 蝎虎座位于北天，其北部和银河相交。整个星座位于天鹅座，仙后座和仙女座之间，和仙后座一样呈W形。包含中国古代星座：车府，螣蛇。.

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蝎虎座恒星列表

以下是星座蝎虎座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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項鍊星雲

項鍊星雲 (PN G054.2-03.4) 是位於天箭座，距離大約15,000光年的一個行星狀星雲。它是在2005年從艾塞克牛頓望遠鏡Hα光電巡天 (IPHAS)，一個在地面基地使用Hα研究北銀河平面的行星狀星雲的計畫，時發現的, news release STScI-2011-24 dated August 11, 2011, from Space Telescope Science Institute。 項鍊星雲是與類似太陽的伴星太接近的巨星爆炸之後產生的。這兩顆恆星彼此在相對較小的軌道上運行，因而造就出項鍊星雲。它們的互繞週期是1.2天，而相隔的距離只是太陽半徑的5倍。 其中的一顆恆星大約在10,000年前老化，膨脹到將伴星吞噬的點。這顆較小的伴星在其較大同伴的內部繼續運行，並使巨星自轉的速率增加。 這顆臃腫的伴星旋轉的如此之快，以至於氣體的外殼有很大的一部分擴散到太空中。由於離心力，多數的氣體沿著赤道逃逸，產生了一枚戒指，嵌進在其中的明亮結點是稠密的氣體團塊, NASA press release dated August 11, 2011.This article incorporates public domain text from this US government website.

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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。.

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行星定義

行星定義直到2006年8月24日才有了一個比較明確且可以被接受的文字敘述。在這之前，尽管行星一詞已經被使用了數千年，但令人驚訝的是，科學界始終沒有給過行星明確的定義。進入21世紀後，行星的認定成為一個備受爭議的主題，這才迫使天文學界不得不為行星做出定義。 數千年來，「行星」一詞只被用在太陽系內。當時天文學家尚未在太陽系以外發現任何行星。但從1992年起，人類陸續發現了許多比海王星更遙遠的小天體，而且其中也不乏與冥王星大小相當者，這使得有資格成為行星的天體由原有的9顆增加至數打之多。1995年，科學家发现了第一个太阳系外行星飛馬座51b。之後，陸續發現的太阳系外行星已經有數百顆之多。這些新發現不僅增加了潛在行星的數量，且由於這些行星具有迥異的性質──有些大小足以成為恒星，有些又比我們的月球還小──使得長久以來模糊不清的行星概念，越来越有明確定義的必要性。 2005年，一顆外海王星天體，阋神星（當時編號為2003 UB313）的發現，使得對行星做明確定義的必要性升至頂點，因為它的質量比冥王星（在當時是已被定義為行星的天體中最小者）還要大。國際天文學聯合會（IAU），由各國的天文學家組成負責為天體命名與分類的組織，在2006年對此問題做出了回應，發佈了行星的定義。依據這最新的定義，行星是環繞太陽（恆星）運行的天體，它們有足夠大的質量使自身因為重力而成為圓球體，並且能清除鄰近的小天體。未能清除軌道內小天體的則被納入一個新創的分類，稱做矮行星。除了以上兩類，其他圍繞太陽運行的天體則被稱為「太陽系小天體」。 按照以上定義，太陽系有八個行星：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，而冥王星被排除在外。至2007年7月為止，已獲承認的矮行星則有冥王星、穀神星和鬩神星，2008年7月才增加了第四顆鳥神星，又於同年9月增加了第五顆妊神星。但國際天文學聯合會的這項決議並無法弭平所有爭議，部分天文學家拒絕承認此一決議。.

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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。.

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行星質量體

行星質量體（Planetary-mass objects），是一個質量落入行星定義範圍的天體：有足夠的質量，能以自身的重力克服剛體力，因此能呈現流體靜力平衡的形狀(接近圓球體)，但不足以像恆星一樣維持核心的氘的融合。.

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食 (天文現象)

食或蝕，是一種天文事件，可以是一個天體進入另一個天體的影子，或是從觀測者和另一個天體之間穿越，而造成暫時的遮蔽現象。食是一種朔望的型態。 “食”這個字最常用在日食－月球的影子掠過地球的表面，或月食－月球進入地球的陰影內。然而，這個字眼也可以用在地月系統之外的事件：例如，某行星進入它的一顆衛星所造成的影子內，或是衛星進入它的母行星的陰影內，或是一顆衛星進入另一顆衛星的影子內。在聯星系統，當它的軌道平面和觀察者橫切時，也可能發生食的現象。.

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食雙星

英仙座β星（大陵五），较亮者为主星、较暗者为伴星 食双星（），亦称食变星、光度双星、光变双星、交食双星，是指互相绕行轨道几乎在与观察者视线平面的平行方向、会彼此掩食而造成亮度发生周期性变化的双星系统。交食双星系统由两颗子星组成，一颗较亮的主星与一颗较暗的伴星，在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会彼此掩食（一颗子星从另一颗子星前面通过，如同月亮掩食太阳）而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星系统。 阿拉伯人很早就发现英仙座β星（大陵五）恒星亮度有周期性的变化，当时的天文学理论认为恒星亮度永恒不变，于是用鬼魔来解释亮度变化的现象，为之起名，“魔星”（），意即“食尸鬼”。1783年5月，年仅18岁的荷兰裔英国天文学者约翰·古德利克（）在英国皇家学会发表了英仙座β星亮度光变的交食双星理论。他经过长期的观测，发现英仙座β星的亮度降到原亮度的三分之一时开始增亮，恢复到原亮度后又开始变暗，如此周而复始。他求出英仙座β星的亮度光变周期为2天20小时49分09秒（现代实际值为2天20小时48分56.5秒），并提出亮度光变是由亮度较暗的伴星交食于亮度较高的主星与观察者视线平面的平行方向的前面而造成的。.

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飛馬座51b

飞马座51b(也被称为柏勒洛丰)是一颗位于飞马座、距离地球约50光年的系外行星。它是被发现的第一颗围绕类似太阳的恒星（飞马座51）运转的系外行星，同时也是热木星的原型。.

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飛馬座EQ

飛馬座EQ（EQ Peg / GJ 896 / HIP 116132） (SIMBAD)是在飛馬座的一個恆星系統，距離太陽系只有20.7光年，屬於接近太陽系前100名之內的恆星系 (RECONS)。距離這個系統最近的恆星系統是葛利澤880，相距僅有3.96年。 飛馬座EQ是由兩顆紅矮星組成的聯星，飛馬座EQ A（EQ Peg A / GJ 896 A / LHS 3965）的光譜類型為M3.5V，視星等+10.38，有效溫度3,280K。它的質量相當於1/3太陽質量，半徑約為38%的太陽半徑。它的自轉速度很高，為每秒14公里，互繞公轉週期為1,066天。 它的伴星，飛馬座EQ B（EQ Peg B / GJ 896 B / LHS 3966），光譜類型為M4.5V，質量大約是0.16-0.19太陽質量，視星等+12.40，飛馬座EQ A比它亮8-10倍。它的溫度為3,080K，半徑是太陽的23% 。自轉速度高達每秒24.2公里，與飛馬座EQ A互繞著公轉。 這兩顆恆星相距6角秒，系統的軌道週期可能是359天。 飛馬座EQ A的金屬量豐度似乎高過太陽20%，估計年齡在9億5,000萬年。 以X射線和超紫外線觀測，這兩顆恆星可能是閃光星。.

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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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西次將

西次將（ι Leo / 狮子座ι）是狮子座的一对分光双星，光谱型F4IV，视星等+3.94。 在中国古代星空划分中，它被称作太微右垣三，即皇宫里右墙的第三颗星；或称为次將 (Tsze Tseang, 拼音cìjiàng)意为"副将军"。.

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馬腹一

腹一（半人马座β，简称Beta Cen、β Cen）是一颗视星等为0.61的恒星，位于半人马座。其为恆星亮度列表中第12亮的恒星，亦是该星座第二亮的恒星（第一为南门二）。不过据现代观测手段，马腹一实为由多颗恒星组成的恆星系統。据依巴谷卫星所测量的视差计算，该系统距太阳系约为390光年（120秒差距）。 人们常用马腹一来寻找南十字座，进而确定方位。其与南门二所组成的连线指向南十字座的顶端——十字架一，而十字架一与十字架的底端——十字架二所组成的连线则指向南天极。 该天体于北纬30°以北均不可见。在中国只有部分南方省市能够观测到，其最佳观测时间为4月至5月。.

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鬼宿四

宿四 (δ Cnc / δ Cancri) 是一顆位於巨蟹座的橘色巨星，距離地球大約180光年。它的固有名稱是源自拉丁文的Asellus Australis，意思是「南方的小驢子」。由於它鄰近黃道，因此經常會被月球，偶爾也會被行星遮蔽。.

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魯坦726-8

魯坦726-8是最接近地球的聯星恆星系統，是鯨魚座最靠近的恆星，其中的一顆成員是著名的閃光星 鯨魚座UV（魯坦726-8 B）。.

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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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鯨魚座κ1

魚座κ1（κ1 Cet、κ1 Ceti）是在天球赤道上鯨魚座內的一顆黃矮星，距離大約30光年。這顆恆星被發現有著快速的旋轉，周期大約為9天。雖然尚未證實有太陽系外行星環繞著這顆恆星，但鯨魚座κ1被認為是擁有類地行星（像地球）的最佳候選者之一。這顆恆星也被懷疑是聯星，但尚未得到證實。也不要將它與距離遠了約10倍的鯨魚座κ2混淆。.

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豺狼座

豺狼座，是现代88星座之一，也是托勒密的48星座之一。此星座是南天星座之一，位於天秤座正南，天蠍座西南，也就是在南天亮星心宿二和南門雙星之間，可惜，它在赤緯－40°附近，北半球不大容易看到。它包含中国古代星座：顿顽，从官，骑官，车骑，积卒，柱，骑阵将军。 基本上本星座没有特别亮的星，但视星等在2-3等的星有30颗左右。亮度在第6等的星共70颗，其中包含几个双星和多星系统。最亮的星豺狼座α是蓝巨星；豺狼座β中國星名為騎官十。.

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豺狼座GQb

豺狼座GQb是一颗位于豺狼座、可能属于系外行星的天体，其母星为豺狼座GQ。科学家于2005年4月宣布发现该行星。它和2M1207b是第一批通过直接成像法发现的系外行星。2004年6月25日，位于智利的帕瑞纳天文台超大望远镜获得了可辨识豺狼做GQb的图像。, ESO Press Release 09/05, 2005年4月7日.

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貫索四

貫索四（α CrB / 北冕座α）是位于北冕座的雙星系統。其中文傳統命名為貫索四，英文傳統命名為Gemma、Alphekka或Alphecca。 貫索四是一個聯星系統，相似于英仙座β（β Per或大陵五）。其周期為17.36天，視星等為+2.21至+2.32，單靠肉眼難以看到。 貫索四被認爲是大熊座移動星群的外圍恆星之一。 貫索四被一個由星塵等物質組成的圓盤圍繞，支持了它擁有的與織女一相似的行星系統或原始行星系統的猜測。而如此一個雙星系統到底會怎樣地影響行星的運行，則是受極度關注的辯論研究題材。 英語中的Gemma在拉丁語中意為“珠寶”。另一英語傳統命名來自于阿拉伯語中的al-fakkah，也就是“破碎的（星星的環）”，فكّ（fakk，“未封好”）。占星術裏，貫索四是伯利恒之星之一，代表符號是。 Category:天文学 Category:北冕座 北冕座α Category:星座最亮星.

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鲸鱼座恒星列表

以下是星座鲸鱼座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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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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質心

質心為多質點系統的質量中心。若對該點施力，系統會沿著力的方向運動、不會旋轉。質點位置對質量加權取平均值，可得質心位置。以質心的概念計算力學通常比較簡單。質心對應的英文有 center of mass 與 barycenter（或 barycentre，源自古希臘的 βαρύς heavy + κέντρον centre）。後者指兩個或多個物體互繞物體的質量中心。 Barycenter 在天文學和天文物理上是很重要的一個觀念。從一個物體的質心轉移一個距離至彼此的質心，可以簡化成二體問題來進行計算。在兩個天體當中，有一個比另一個大許多的情況下（在相對封閉的環境），質心通常會位於質量較大的天體之內。因而較小的天體會在軌道上繞著共同的質心運動，而較大的僅僅只會略微"抖動"。地月系統就是這樣的狀況，倆者的質心距離地球的中心4,671公里，而地球的半徑是6,378公里。當兩個天體的質量差異不大時，質心通常會介於兩者之間，而這兩個天體會呈現互繞的現象。冥王星和它的衛星夏戎，還有許多雙小行星和聯星，都是這種情況的例子。木星和太陽的質量相差雖然超過1,000倍，但因為它們之間的距離較大，也是這一類型的例子。 在天文學，質心座標是非轉動座標，其原點是兩個或多個天體的質心所在。國際天球參考系統是質心座標之一，它的原點是太陽系的質心所在之處。 在幾何學，質心不等同於重心，是二維形狀的幾何中心。.

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質光關係

質光關係是天文物理中顯示恆星光度與質量之間關係的方程式。以公式表視的關係是： 此處的L⊙和M⊙是太陽的光度和質量，並且1 。在主序帶上的恆星，通常 a.

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質量下限

在天文學上的質量下限（Minimum mass）是指觀測到的行星、恆星、聯星和黑洞等天體的估計質量最小值。.

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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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超新星

超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.

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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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鹿豹座MY

鹿豹座MY（MY Camelopardalis，縮寫MY Cam），是位於疏散星團阿里坎特1（Alicante 1）內的一組聯星，在天球上位於鹿豹座，距離地球約。它是已知質量最巨大的聯星系統之一 。鹿豹座MY是星團阿里坎特1中最明亮的成員星 。.

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鹿豹座恒星列表

以下是星座鹿豹座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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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BT

麒麟座BT（BT Monocerotis），也称1939年麒麟座新星（Nova Monocerotis 1939），是一颗位于麒麟座的新星，1939年爆发，由美国天文学家弗雷德·惠普尔在当年12月23日发现。爆发时最亮视星等为4.5等，之后亮度在36天下降了3等，它爆发时的光变曲线有一段长的平台期。 在麒麟座BT爆发前30年中拍摄的照相底片都可以显示它的存在。在1933年以前，麒麟座BT的平均视星等为15.52等，亮度变化为1.2等。这个亮度一直稳定持续到爆发之前，当时亮度变化为0.9等，在爆发前并没有亮度增加的迹象。 麒麟座BT是一个互相作用的联星系统，包括一颗白矮星和一颗恒星光谱为G8V型的主序星。两颗恒星的公转周期为0.33381379天， 倾角为88.2°，其互相绕行轨道几乎在地球观察者视线方向，彼此掩食，因此组成食双星。 新星爆发被认为是白矮星吸积主序星伴星的物质而产生。 目前尚未确定白矮星是否有由吸积物质组成的吸积盘。物质从这个双星系统喷出的视向速度为450km/s，而如果物质流是从两级喷出，速度可达3,200km/s。.

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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。.

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麒麟座恒星列表

以下是星座麒麟座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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軌道傾角

軌道傾角通常是參考平面和另一個平面或軸的方向之間的夾角。軸傾斜的表示法是行星的自轉軸和通過行星的中心垂直於公轉軌道平面的線之間所夾的角度。.

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黃授書

黃授書 （Su-Shu Huang，），美籍华裔天體物理學家。1947年公派美國留学，师从奥托·斯特鲁维，是地外行星探索的先驱。他畢業於芝加哥大學，開始職業生涯時，他致力於兩個電子的系統中，連續吸收係數的研究，但最終他的研究聚焦與轉向了恆星大氣層、輻射轉換、和聯星與多星系統。在隨後的幾年，開始涵蓋太陽系外行星的生命和系統必備條件的主題，於1959年在太平洋天文學會的一次會議中創造了適居帶這個名詞，指稱在恆星周圍能夠讓行星表面的水維持液態的區域。.

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軒轅十二

軒轅十二 (γ Leo / 獅子座 γ) 是在獅子座的一對聯星，在西方的固有名稱是Algieba或Al Gieba.

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车府增十六

仙女座ο（ο And / ο Andromedae/车府增十六/车府增二十/车府增廿）是仙女座的一个恒星系统，距离地球约692光年。 仙女座ο是双星，两颗成员星都是分光双星，所以它实际上是一个四星系统。这个系统作为一个整体被分类为蓝白B型巨星，平均组合视星等为+3.62。 两颗最亮的成员星ο Andromedae A 和 ο Andromedae B 距离0.34弧秒，绕行周期为69.6年。A星与其伴星距离0.05弧秒。A星是一颗仙后座γ变星，亮度在+3.58到+3.78之间变化。这反过来使得测定A星双星系统的绕行周期变得困难。B星的伴星在1989年发现，系统绕行周期为33.01年。.

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迪安·班傑明·麥克勞克林

迪安·班傑明·麥克勞克林（Dean Benjamin McLaughlin，），美國天文學家。.

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霹雳五

霹雳五（ω Psc / 双鱼座ω）是双鱼座的一颗恒星，距离地球约106光年，光谱型F4IV。它是一颗亚巨星或矮星，表面温度约6,600开。它可能是一个密近双星系统。通过光谱变化推测其绕行周期为2.16天，但后来被证明是错误的。如果该星是一颗独立的恒星，它的光度为太阳的20倍，质量为太阳的1.8倍。 据称霹雳五的俗名为Vernalis，即拉丁语的“春天的”意思，因为该星位于春分点。 在佛氏星号和希腊字母的编号、以及含有专名的恒星中，霹雳五是赤经最大的恒星。由于地轴以26,000年的周期摆动，在2013年，霹雳五的赤经将会变为0h。它是双鱼座小环东边的第一颗星。.

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霜獅星雲

獅星雲是一個原行星狀星雲（PPN），它位於獅子座，距離地球大約10,000光年。它的光譜是雙極星雲。它中心恆星的可見光光譜為K7II，它的本體被稱為霜獅，它位於我們銀河的平面上。更進一步當1990年，它是唯一已知有著冰晶流主宰著長波輻射光譜星周環的PPN，並且也是唯一已知從軸對稱差有著點反射對稱的PPN。.

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胃宿增五

胃宿增五，即白羊座33（33 Ari, 33 Arietis），是一个位于白羊座的联星系统，距离地球约230光年，视星等为5.30。.

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船帆座恒星列表

以下是星座船帆座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。 这个星座以前是南船座的一部分，之后南船座被拆分成船底座，船帆座和船尾座，但是拜耳命名保留了下来。所以，船帆座中拜耳命名法的希腊字母不完整，例如，之前的南船座α，即老人星，被划入船底座，因此船帆座没有α星。.

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舒爾茨星

舒爾茨星（WISE designation WISE 0720−0846或全名WISE J072003.20−084651.2）是位於麒麟座方向，距離太陽大約，靠近銀河平面的一對聯星系統。主星是一顆紅矮星，光譜類型為M，質量為木星質量。伴星可能是質量為木星質量的T5棕矮星，這個系統的總質量僅有0.15太陽質量。這一對的軌道距離大約，系統的視星等是18.3等，估計年齡在30至100億歲，視差為166mas（0.166弧角秒），大約是已知距離太陽地80近的恆星系統。因為過去的注意集中在高自行的恆星，所以很晚才發現這一對近距離的恆星。.

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赫爾曼·卡爾·沃格爾

赫爾曼·卡爾·沃格爾（Hermann Carl Vogel，），德國天文學家，生於薩克森王國萊比錫。.

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閣道四

閣道四 (仙后座μ)是在仙后座的一顆聯星系統，並與仙后座θ共享英文名字 Marfak和中文的名稱。 這個靠近的聯星系統是在1961年被發現的，從那時候開始，這兩顆恆星的軌道元素久已經很清楚的被瞭解，這兩顆星的距離範圍在0.54–2.30天文單位。與附近的恆星比較，這兩顆星相對於銀河系的速度較高，以167 km/s在星系中穿越。它們的金屬量低。數於第二星族，被認為最先出現和形成的位置是在銀河盤面上。.

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閃爍比對器

閃爍比對器是天文學家用來查找用光學望遠鏡，像是攝星鏡在不同時間拍攝相同區域的兩張夜空影像之間有無差異的光學設備。它可以在這兩張相同區域的影像之間不斷的快速來回轉換，如果有天體的位置移動了，就會產生閃爍或跳動的現象，能夠讓使用者更輕鬆地找到在夜空中改變了位置的天體。它有時也會被稱為閃爍顯微鏡。.

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開陽 (恆星)

開陽（大熊座ζ）是大熊座的一顆恆星，位在北斗的斗柄尾端第二顆星，是北斗七星之一。中文名稱出自《史記》的《天官書》，英文名稱源自阿拉伯文的ميزر mi'zar，意思是腰帶或環狀物。佛教經典與民間信仰中稱之武曲星。開陽的視星等為2.23，光譜分類為A1 V。 視力正常的人可以在開陽的正東方看見一顆稱為輔（大熊座80）的伴星。輔的視星等為3.99等，光譜類型A5 V。這兩顆星曾被稱為馬和騎士，而傳統上以第二顆星來做視力的測量。這兩顆星相距約四分之一光年，雖然自行顯示兩者有共同的運動，但是還是不能確定它們是一對聯星，還是一般認知的光學雙星。 使用較高級的望遠鏡和分光儀發現了更多的伴星。作為一顆很容易分辨的目視雙星，開陽是第一個望遠鏡下的聯星，這是Benedetto Castelli在1617年發現的，並要求伽利略觀測來證實。伽利略隨後就做了一份詳細的雙星報告。稍後，大約在1650年，Riccioli也敘述開陽是雙星，第二顆星稱為開陽B，視星等4.0等，光譜類型為A7，與主星相距380天文單位，以長達數千年的週期互繞。在1889年，皮克林的發現使開陽A成為第一顆光譜聯星，這兩顆星各別的亮度都是太陽的35倍，並以大約20年的週期互繞；稍後開陽B也被發現同樣是光譜聯星。在1996年，開陽A的伴星被海軍原型光學干涉儀以超高的解析度分辨出來。 這個五顆恆星組成的系統距離我們78光年，所有的成員都屬於大熊座移動星群－經由自行的測量，共同誕生但正在潰散的一群恆星。北斗七星中除了天樞和瑤光之外，其他的幾顆也都屬於這個星群。.

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開普勒16

開普勒16（Kepler-16）是一個開普勒太空望遠鏡觀測的目標聯星。該聯星系統已知有一顆行星存在，即體積和土星相若的開普勒16b。系統中兩顆恆星距離 0.22 天文單位，繞兩者質量中心公轉週期是 41 日。該系統兩顆恆星都比太陽小；較大的主星的光譜類型是K型，而較小的伴星則是M型紅矮星。.

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葛利斯676

葛利斯676（Gliese 676）是一個視星等10等的聯星，系統中的兩顆恆星都是紅矮星，距離地球約53光年，位於天壇座。2009年發現該系統中的主星有一顆氣體巨行星，再於2011年確認第二顆行星，以及2012年確認第三顆和第四顆行星。.

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葛羅姆布里吉1830

葛羅姆布里吉1830是在大熊座內的一顆恆星。.

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蓝月亮 (星球)

蓝月亮是科学家们用電腦模拟出的一个孕育着地外生命的星球。它围绕着银河系的某颗巨大行星运转，離地球40光年遠，该行星所处的恒星系有两颗太阳。“蓝月亮”自轉一周约为240小时，大气层浓度是地球的三倍。拥有大面积的海洋。.

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脈動白矮星

脈動白矮星是一種光度變化是由自身內部非徑向的引力波脈動造成的白矮星，已經知道的脈動白矮星包括DAV，或鯨魚座ZZ(這是大氣層以氫為主，光譜為DA型的白矮星), D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp.

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重力波 (相對論)

在廣義相對論裡，重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時，會在池塘表面產生漣漪，從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時，會在時空產生漣漪，從帶質量物體位置向外傳播，這時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了引力相互作用的傳播速度為光速，因此會產生重力波的現象。相反地說，牛頓重力理論中的交互作用是以無限的速度傳播，所以在這一理論下並不存在重力波。 由於重力波與物質彼此之間的相互作用非常微弱，重力波很不容易被傳播途中的物質所改變，因此重力波是優良的信息載子，能夠從宇宙遙遠的那一端真實地傳遞寶貴信息過來給人們觀測。重力波天文學是觀測天文學的一門新興分支。重力波天文學利用重力波來對於劇烈天文事件所製成的重力波波源進行數據收集，例如，像白矮星、中子星與黑洞一類的星體所組成的聯星，另外，超新星與大爆炸也是劇烈天文事件所製成的重力波波源。原則而言，天文學者可以利用重力波觀測到超新星的核心，或者大爆炸的最初幾分之一秒，利用電磁波無法觀測到這些重要天文事件。 阿爾伯特·愛因斯坦根據廣義相對論於1916年預言了重力波的存在。1974年，拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現赫爾斯－泰勒脈衝雙星。這雙星系統在互相公轉時，由於不斷發射重力波而失去能量，因此逐漸相互靠近，這現象為重力波的存在提供了首個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象，如簡稱LIGO的激光干涉重力波天文台。2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊共同宣布，人类於2015年9月14日首次直接探测到重力波，其源自於双黑洞合併。之後，又陸續多次探測到重力波事件，特別是於2017年8月17日首次探測到源自於雙中子星合併的重力波事件GW170817。除了LIGO以外，另外還有幾所重力波天文台正在建造。2017年，萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功探測到重力波，而獲得諾貝爾物理學獎。.

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致密星

致密星是白矮星、中子星、奇特星、黑洞等一类致密天体的总称，它们与正常星的主要区别是不再有核燃料进行聚变反应，热压力不足以与自身的引力保持平衡，因而塌缩成尺度非常小、密度非常大的天体。致密星通常是恒星演化末期的终结形态，恒星演化为何种致密星主要取决于恒星的质量。一般来說，质量在1倍至6倍太阳质量的恒星最终演化成白矮星，并伴随有质量损失，其外壳向外抛出，形成行星状星云。质量为3至8倍太阳质量的恒星演化成中子星，更大质量的恒星则坍缩成黑洞。.

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金屬線星

金屬線星或是Am星（Am star or metallic-line star）是一種在光譜類型上呈現化學性質特別的恆星，它們的光譜有著強烈和經常改變的金屬吸收譜線，像是鋅、鍶、鋯和鋇，但是缺乏其它的像是鈣和鈧。這些異常是由於一些元素被推向表面並異常的吸收了部分的光，而其它的則因為重力而下沉。這種效果是因為恆星具有低轉速的情況下才發生的, The Internet Encyclopedia of Science, David Darling.

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金牛座κ

金牛座κ（κ Tau，κ Tauri）是一个位于金牛座的恒星系统。它们距离地球约153光年，是离太阳系最近的疏散星团——毕宿星团的成员之一。 金牛座κ恒星系统主要由金牛座κ¹和金牛座κ²构成。金牛座κ¹和金牛座κ²在天球上的距离为5.8角分，实际距离至少为0.25光年。其中金牛座κ¹是一颗A-型白色次巨星，视星等为+4.21。金牛座κ²是一颗白色A-型主序星，平均视星等为+5.27。 在金牛座κ¹和金牛座κ²之间存在一对联星金牛座κC和金牛座κD，它们的视星等都为9等。两颗恒星之间的距离为5.3角秒，它们距离金牛座κ¹ 183角秒。另外，这个恒星系统还拥有两颗12等的伴星——金牛座κE和金牛座κF，它们距离金牛座κ² 340角秒。 在中国古代星官系统中，金牛座κ属于西方白虎七宿中毕宿的星官天街第一星，因此将其称为天街一。但随着西方天文知识的传入，中国人认识到金牛座κ是由金牛座κ¹和金牛座κ²组成。在清朝对星官系统进行补充时，将金牛座κ²继续保留天街一的名字，而金牛座κ¹则被命名为天街增二。但现在依然可以使用天街一指代整个金牛座κ恒星系统。.

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金牛座UX

金牛座UX（UX Tauri，UX Tau）是一個位於金牛座的聯星系統，距離地球約450光年。.

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金牛座恒星列表

以下是星座金牛座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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长蛇座

长蛇座 是现代88星座中最大的一个，也是托勒密所列48星座之一。包含中国古代星座：柳宿，外厨，星宿，张宿，平，翼宿，青邱，陣車。.

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艾肯環形山

艾肯环形山（Lewis）是月球背面南半部的一座大撞击坑，约形成于38-32亿年前的晚雨海世Lunar Impact Crater Database，其名称取自专事联星研究的美国天文学家“罗伯特·格兰特·艾特肯”，1970年被国际天文学联合会批准接受。.

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艾托肯环形山

艾托肯环形山（Lewis）是月球背面南半部的一座大撞击坑，约形成于38-32亿年前的晚雨海世Lunar Impact Crater Database，其名称取自专事联星研究的美国天文学家"罗伯特·格兰特·艾托肯"（1864年-1951年），1970年被国际天文学联合会批准接受。.

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苍蝇座

苍蝇座（Musca）是位于南天深空的一个小星座，远离黄道的南天，是荷兰天文学家皮特鲁斯·普兰修斯根据荷兰航海家和的天文观测结果创立的星座，最早报道在由普兰修斯和约道库斯·洪第乌斯在1597年（或1598年间）制作的一架直径为35厘米的天球仪上，1603年，德国天文学家约翰·拜耳制作的测天图报道了这个星座，这是苍蝇座第一次出现在天图上。它原来叫做Apis（蜜蜂座），直到18世纪经过拉卡伊之手它才演化为苍蝇座。在北半球，这个星座位于地平线以下。 苍蝇座的许多亮星属于天蝎-半人马星协，包括蜜蜂三、蜜蜂一、苍蝇座γ、、苍蝇座η（有可能），以及HD 100546，这是一颗蓝-白赫比格Ae/Be星，周围环绕着含有行星、岩屑盘，岩屑盘里含有行星、褐矮星，可能含有原行星。苍蝇座含有两颗肉眼可见的造父变星，含有三星系统苍蝇座θ，其中最亮的恒星是一颗沃尔夫–拉叶星。.

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苍蝇座恒星列表

以下是星座苍蝇座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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鋇星

鋇星是G至K型的巨星，它們的光譜 出現455.4nm的波長，顯示有過量的電離鋇元素，BaII。鋇星也顯示出碳的譜線特徵，這是CH、CN和C2等分子的譜線。最出辨識出和定義鋇星的是William Bidelman和菲利普·肯納 。 徑向速度的觀察認為所有的鋇星都是双星。使用國際紫外線探測衛星 (IUE)在紫外線波段觀察到一些鋇星系統內有白矮星。 鋇星被認為是双星系統內質量轉移造成的結果，質量轉移發生在主序帶內目前觀察到的巨星上。他的伴星，施主星，是在漸近巨星分支 (AGB) 的碳星，並且在他的內部導致碳和S-過程元素。在施主星失去大量質量的AGB晚期，這些核融合的產品經對流混合送到表面，有些物質"污染"了施主星的表面。我們不能確定是在質量轉移之後多久的時間才觀察到這些系統，施主星已經長期演化变成了白矮星，而"被污染"的接收星演變成紅巨星 。 在它的演變期間，鋇星隨著時間增長和變冷，抵達光譜類型G或K型的極限。當這種情況發生時，通常原來的恆星光譜是M型，但S-過程使它的殘餘變更了組成，造成他的光譜被修改成另一種特殊的光譜類型。恆星表面的溫度在M型的範疇內，但S-過程產生的元素鋯 (Zr)會顯示出氧化鋯(ZrO)的分子譜線。當這種情況發生時，恆星將成為"外因"S恆星。 在歷史上，鋇星曾是一個難題，因為在標準恆星演化理論的G和K型巨星，距離綜合碳和S-過程元素並混合至表面仍很遙遠。聯星的發現很自然解決了這個難題，從能夠產生這些物質的伴星導入原料，讓它們產生了特異的光譜。質量傳遞的過程在天文學的時間尺度上是非常短暫的；質量傳遞的假設也預測主序星中也會有光譜特異的鋇星。至少已經知道有一顆這樣的恆星：HR 107。 鋇星的樣本包括：摩羯座 ζ(燕)、HR774和HR4474。 CH星是第二星族星，有著相似的演變狀態、特殊的光譜、軌道狀態，被相信是更老的、缺乏金屬的，與鋇星類似。.

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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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雅可夫·泽尔多维奇

雅可夫·鲍里索维奇·泽尔多维奇（Яков Борисович Зельдович，）, 前苏联理论天体物理学家。.

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雙子座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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雙子星

雙子星可以指： 天文.

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雙小行星

雙小行星是兩顆小行星環繞著它們共同質量中心的系統，類似於聯星。伽利略號在1993年飛越(243) Ida，首度證實它是一對雙小行星，之後又檢測到許多雙小行星。 當雙小行星的兩顆有著相似的大小時，它們有時會被稱為“Binary companions”、“Double asteroids”或“Doublet asteroids”。(90) Antiope 就是真實的雙小行星的好例子。與小衛星，稱為小月球，組成的雙小行星更常被觀測到 (參見(22) Kalliope、(45) Eugenia、(87) Sylvia、(107) Camilla、(121) Hermione、(130) Elektra、(243) Ida、(283) Emma、(379) Huenna等等)，他們也稱為大小比例懸殊的高尺寸比雙小行星。 成對的隕石坑，像是在加拿大的清水湖 (Clearwater Lakes)，可能就是雙小行星造成的。 已經有好幾種雙小行星系統形成的理論被提出。最近的研究顯示它們都明顯有巨大的孔隙 ("碎石堆疊"的內部)。環繞著大主帶小行星的衛星，像是、或，是再一次側向的撞擊或分裂，才從母體分裂出來形成的。海王星外的雙小行星可能是在太陽系形成時互相捕獲，或在三體交互作用下形成的。在太陽系內側的近地小行星有可能是在與某一顆類地行星遭遇後，受到潮汐力扯裂而分裂的。在接近地球附近和內側的雙小行星相對較多的一個可能的解釋發表在自然期刊上 (2008年6月10日)：這一理論指出，當太陽能 (參見YORP效應) 使一顆“碎石堆疊“的小行星旋轉得足夠快時，物質會從小行星的赤道飛射出去；這個過程也會使小行星兩極的物質更新。.

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雙行星

雙行星和聯行星是非正式的天文學術語，用來描述一顆有著夠大衛星的行星，因而必須考慮那顆衛星是否也算是行星。一個非官方的定義需要考慮軌道的重力中心（質心）是否落在兩者的表面之外。正式的名稱是聯星系，相似的，也稱為雙小行星（或雙迷你行星）系統，像是安地欧普，和雙開普帶天體（KBO）系統，例如79360 1997CS29和1998 WW31。迄2009年，在太陽系中還沒有被官方認可的雙行星。歐洲太空總署曾經提議將地月系統視為雙行星。在2006年8月召開的國際天文聯合會會員大會也曾經選出冥王星和冥卫一（卡倫）系統是雙行星的一種類型。.

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雙星

雙星可以指：.

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雙星 (天文)

雙星是觀測天文學的名詞，當兩顆恆星由地球上觀察時，在視線的方向上非常接近，以致以肉眼看起來像是只有一顆恆星，但使用望遠鏡時就能分辨出來是一對的恆星。這種情形可以發生在一對聯星，也就是有著互動的軌道，並且被彼此的引力束縛在一起；也可以是光學雙星，這是兩顆有著不同的距離，但恰巧在天空中相同的方向上被對準在一起The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, 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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虚宿二

虚宿二，即小马座α（α Equ, α Equulei）是一颗位于小马座的巨星，距离地球约186光年。.

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GSC 03549-02811

GSC 03549-02811 A（在太陽系外行星相關文件中稱為 TrES-2）是一個類似太陽的G型主序星。該顆恆星距離地球約718光年天龍座方向。其視星等11.41，代表該恆星必須要使用中型業餘望遠鏡等級以上望遠鏡在黑暗夜空中觀測。該恆星的年齡約50億年。.

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GW150914

GW150914是由激光干涉引力波天文台（LIGO）于2015年9月14日探测到的引力波现象，是人类首次直接探测到的引力波。相关探测结果由LIGO、處女座干涉儀（VIRGO）研究团队于2016年2月11日共同宣布。这束产生于双黑洞的引力波信号与广义相对论中对双黑洞旋近、併合以及併合后的黑洞会发生衰荡（ringdown）的理论预测相符。同时GW150914也是人类对双黑洞併合的首度观测，展示了双黑洞系统确实存在，且其併合在宇宙的目前阶段仍能发生。 信號名稱GW150914的意義為「重力波2015年9月14日」，GW是重力波"Gravitational Wave"，150914是發現日期。 对于引力波的实验探寻已经超过了50年。其与物质间的作用十分微弱，以致爱因斯坦本人都怀疑其是否能被探测到。此次探测到的引力波所造成的时空变化相对于LIGO探测器的一个干涉臂而言，相当于头发丝的宽度之于地球与太阳外最近恒星的距离。然而在併合最后阶段，等价于约3倍太阳质量的能量在不到1秒的时间内以引力波的形式释出，瞬时功率非常巨大，大于可观测宇宙中所有星体发光功率总和。 此次探测验证了广义相对论最后一项未被证实的理论预测，同时开启了引力波天文学的新纪元。引力波就此作为一种粒子和电磁波之外的新的探针，将被用于探测过去未能探测到的天体现象，如中子星的诞生、演化以及衰亡以及宇宙诞生之初的图景。.

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HAT-P-32b

HAT-P-32b是一個環繞可能是黃矮星或黃-白矮星HAT-P-32的太陽系外行星，距離地球約1044光年。HAT-P-32b最早被匈牙利自动望远镜网络计划於2004年認為可能是行星，但是量測徑向速度的困難讓天文學家直到三年後才開始進行確認工作。程式Blendanal幫助天文學家排除了HAT-P-32b其他的可能身份，使天文學家確認它最可能是行星。HAT-P-32b和HAT-P-33b的發現相關論文於2011年6月6日提交。 該行星半徑大約是木星的2倍，即逾140,000公里。HAT-P-32b在被發現開始就是已知體積最大的系外行星。該行星和WASP-17b、HAT-P-33b這兩顆行星同樣其體積相當巨大。.

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HD 106906 b

HD 106906 b是一顆位於南十字座的太陽系外行星，母恆星為，距離地球約300光年。該行星為氣體巨行星，質量大約是木星的11倍，與母恆星的距離大約是650天文單位，即接近970億公里。該行星和母恆星極遠的距離讓天文學界相當重視，因為目前恆星與行星形成的星雲假說無法解釋距離母恆星如此遙遠的行星存在。.

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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。.

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HD 142022

HD 142022是一個位於南極座的聯星系統，距離地球約117光年。系統的主星HD 142022 A是光譜類型 G9V 的黃矮星，視星等7.69。它的質量比太陽少1%，但半徑只有太陽的70.5%。HD 142022是相當古老的恆星，只比宇宙的年齡少4億年。它是第一星族星，金屬量比太陽高55%。 2005年在該系統主星旁發現一顆系外行星。.

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HD 178911

HD 178911，又名BD+34 3439，SAO 67879、HR 7272，是一個天琴座的聯星系統，伴星 HD 178911 B 的视星等为6.74，光譜類型 G1V，位于銀經65.99，銀緯11.69，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。距離地球約160光年，並且年齡和金屬量都稍高於太陽。.

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HD 195019

HD 195019是一組位於海豚座的聯星系統，距離地球約65光年或20秒差距。該系統的A星和B星距離約150天文單位。它可能是黃矮星或次巨星，光譜類型 G3IV-V。它另有編號 HIP 100970 和 SAO 106138。.

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HD 196885

HD 196885是一個視星等6等的聯星，位於海豚座。它的視差是29.15毫角秒，以此計算其距離地球為112光年。2004年發現一顆系外行星以週期386日環繞。後續在2008年出版的論文並未確認原始行星候選者的存在，但發現另一顆週期1349日的行星存在證據。 另一顆恆星BD+10 4351B和HD 196885距離192角秒，並且和地球的距離與後者相同，因此這兩顆恆星可能實際上是同一個恆星系統，也就是HD 196885是三星系統。如果這個三星系統成立的話，兩者的距離至少有6600天文單位（沿著視線方向的距離未知，所以前面的值是最小距離）。.

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HD 20781

HD 20781是一個視星等8等的黃矮星，位於天爐座，距離地球117光年。.

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HD 20782

HD 20782是一個視星等7等的黃矮星，距離地球117光年，位於天爐座。.

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HD 24496

HD 24496是一個距離地球67光年，光譜G型的聯星，位於金牛座。該恆星的體積、表面溫度、光度和質量都較太陽低，金屬量則比太陽高2%。2009年在HD 24496 A旁發現一顆氣體巨行星。.

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HD 49798

HD 49798是在船尾座的一顆聯星，距離地球大約650秒差距。它的視星等為 +8.3等。 HD 49798是在1964年被發現是一顆罕見的，欠缺氫融合的O型次矮星。它被認定是聯星，但是始終未能目視或從光譜檢測出其伴星。 在它的附近，科學家發現了X射線源，並標示為RX J0648.0-4418。但是只有XMM-牛頓衛星太空望遠鏡能夠識別發出這個輻射的天體。它是一顆質量約為1.3太陽質量白矮星，在軌道上以13秒的週期環繞著HD 49798。這一系統被認為是超新星的候選者，在數千年後可能爆炸成為Ia型超新星 。.

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HD 80606 b

HD 80606 b 是一個位於大熊座的氣體巨行星（離心木星），距離地球約 190 光年。該行星於2001年被米歇爾·麥耶和戴狄爾·魁若茲發現環繞恆星斯特魯維1341B。因為其質量是木星的 4 倍，屬於氣體巨行星。當該行星對母恆星凌日時確定期半徑稍小於木星，因此其密度比地球稍低。.

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HD 98800

HD 98800，或稱為巨爵座TV（TV Crateris, TV Crt）是一個巨爵座內的四合星系統，距離地球約150光年。系統中的HD 98800 A和HD 98800 B各為聯星。2007年發現HD 98800 B周圍有岩屑盤環繞該系統的兩顆恆星，這代表可能有系外行星在距離這兩顆恆星1.5到2天文單位的距離環繞。.

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HE 0107-5240

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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。.

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IC 348

IC 348是一個位於英仙座的恆星形成區域，距離太陽約315秒差距。該天體包含瀰散雲氣和一個角直徑約20角秒，包含約400顆恆星的年齡約2百萬年疏散星團。該天體中質量最大的恆星是一個聯星系統 BD+31°643，由兩顆光譜類型 B5 的恆星組成。基於史匹哲太空望遠鏡的紅外線觀測結果顯示，星團中約半數恆星擁有星周盤，而其中又有60%的星周盤是厚的或早期的。這個年輕星團內也發現了三顆低質量棕矮星。這些天體隨著時間喪失熱量，因此這樣的天體在年輕時較容易被發現。.

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IRAS 16293-2422

IRAS 16293-2422是一個年輕的聯星系統，質量接近太陽。該恆星位於恆星形成區域蛇夫座ρ星云复合体。天文學家以阿塔卡玛大型毫米波天线阵在該恆星周圍的雲氣發現了一種單醣乙醇醛（Glycolaldehyde）。這是首次在太空中這類恆星周圍發現醣類分子，並且這項發現顯示宇宙中生命的形成必須在適當的地點、時間下形成於恆星旁的行星。.

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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。.

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J0651

J0651，全稱SDSS J065133.338+284423.37，是一個由雙白矮星組成的聯星系統。該系統中兩顆白矮星距離12萬公里，並以週期13分鐘環繞兩者質心。這個系統每6分鐘就會產生一次星食，因此可能可以獲得足夠的資料後以極高精確度預測之後發生的星食。而星食實際發生時間和預測時間的差異可以作為目前仍是理論預測中的重力波觀測。.

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KELT-4Ab

KELT-4Ab是一顆環繞恆星系統KELT-4中的成員星KELT-4A的太陽系外行星，距離地球大約，在天球上位於獅子座。該行星是由 （Kilodegree Extremely Little Telescope，縮寫 KELT，暫譯）發現。.

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KSw 71

KSw 71是一顆高速自轉的扁橢球體恆星，該恆星是光譜型K型的巨星，半徑超過太陽10倍，被認為是兩顆距離極近的聯星系統成員恆星合併後形成。KSw71和其他南瓜形狀的恆星是由克卜勒太空望遠鏡與雨燕卫星的觀測資料發現。KSw 71的X射線高峰強度超過太陽100倍。.

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LBV 1806-20

LBV 1806-20是一顆高光度藍變星或是聯星，距離太陽38,700光年，靠近銀河系的中心。這個系統包含2个蓝色的超巨星或是特超巨星，總質量約為150–200倍太陽質量，总光度估計是太陽的500萬倍。这对双星单颗子星状况不明，总光谱在O9-B2之间，说明每颗子星表面温度至少在20,000K以上。，使它的光度可以和海山二一較高下，得已列名於巨大質量恆星列表中（表中全部都是高光度藍變星）。 儘管它的光度很高，但實際上從太陽系是看不見的，因為只有少於十億分之一的可見光能抵達我們所在之處，其餘的都被星際塵埃和氣體吸收掉了。在2微米的紅外線波段觀察，它也只是顆8等星，而經過計算在可見光的領域中它更是顆是探測不到的35等恆星。.

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LH54-425

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M33 X-7

M33 X-7是三角座星系中一个包含黑洞的双星系统。这个系统由一个大恒星质量黑洞和伴星组成。M33 X-7是已知次大的恒星质量黑洞，估计质量在为太阳质量的15.7 倍。这个系统的总质量估计为 85.7左右太阳质量，这使得它成为最大规模的黑洞双星系统。http://chandra.harvard.edu/press/07_releases/press_101707.html.

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MWC 349

MWC 349是在天鵝座的一對聯星（可能是三合星）系統。.

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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.

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NGC 3603-A1

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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。.

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NGC 6441

NGC 6441位於南天的天蝎座，是登錄在NGC天體表內的一個球狀星團。它是蘇格蘭的天文學家詹姆士·敦洛普在1826年5月13日發現的。根據敦洛普的描述，這是一個小，但有明確界線的明亮星雲，直徑大約20″。這個星團位於傅說 (恆星)（天蝎座 G）東北東方5弧分，與太陽相距約44,000光年 。 這是銀河系中最大和最明亮的球狀星團之一，估計質量是160萬倍太陽質量。它位於銀河系的核球，距離銀心約，被認為是富金屬量。也就是相對之下有較多高於氦元素的金屬元素豐度。相較於0.64弧分的半質量半徑，星團的核心區域大約是0.11弧分。在核心區域的恆星密度暗示它的亮度密度是。星團的半光度半徑是。 這個星團有異常大量的天琴座RR變星，在2006年時有68顆候選者，並且週期長於各自金屬豐度範圍的典型（星團的RRab星的平均週期是0.759天）。它也有幾顆第二型造父變星，在這個星團內有不尋常的高金屬量。在顏色-星等圖的章節解釋，星團中至少有兩種，並可能有三種不同的星族。最亮和較高溫的紅群聚星族集中在星團的中心。這個集團可能是富含氦的第二族恆星。 這個星團內至少有4顆毫秒脈衝星，且其中兩顆是在聯星系。其中一顆是軌道離心率高達0.71的聯星PSR J1750−37A。這個星團有一顆X射線爆發源，X1746-370，它有著在所有的球狀團和星系中已知最長的週期。最後，這而還有一個行星狀星雲，JaFu 2，是在銀河系內已知有行星狀星雲的4個球狀星團之一。.

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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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OGLE-TR-122

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PH1

PH1（Planet Hunters 1），或稱為克卜勒64b（Kepler-64b）是一顆環繞四重星系統內其中一組聯星的環聯星運轉行星。該行星是由參與行星獵人計畫的兩位業餘天文學家在一組各國天文學家中來自耶魯大學的成員幫助下分析來自克卜勒太空望遠鏡的資料發現。該行星於2012年10月15日宣布發現 Voice of America,, 16 October 2012 Yahoo News,, Press Association, 15 October 2012 (accessed 20 October 2012) ，是以凌日法在四重星系統中發現的第一顆行星，也是在四重星系統中發現的首顆環聯星運轉行星 NASA JPL,, Whitney Clavin, 15 October 2012 (accessed 20 October 2012)，更是四重星系統中發現的第一顆行星。該行星也是行星獵人計畫確認發現的第一顆行星 PlanetHunters.org,, 15 October 2012 (accessed 20 October 2012) 。.

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PSR B1259-63

PSR B1259-63是一顆毫秒脈衝星，並且和光譜型 B2e 的恆星SS 2883組成食聯星系統。該聯星系的高離心率軌道與地球方向視線交角約36°，導致該脈衝星會有40日的時間被伴星掩蔽。PSR B1259-63的自轉週期約48 ms，並且光度為。該脈衝星會輻射極高能的伽马射线，並且光度變化週期為數日。 PSR B1259-63的伴星SS 2883的質量為太陽的10倍，半徑為太陽的6倍。該恆星的赤道自轉速度280 km/s，是它的解體速度的70%。.

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PSR B1620-26c

PSR B1620-26c，是一顆脈衝星行星，也是首個被證實的。它環繞編號PSR B1620-26的脈衝星公轉，該天體位於天蠍座，屬於球狀星團M4的一員，距離地球12,400光年。該行星曾被建議命名為「瑪土撒拉」（Methuselah），但由於此名稱通常不會用於天文學上，因此不被國際天文聯會接受。.

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PSR B1913+16

PSR B1913+16，又称PSR J1915+1606 ，PSR 1913+16，是一颗位于双星系统中的脉冲星，它和一颗中子星围绕同一个质心公转。這颗中子星是於1974年由普林斯顿大学物理学家拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现，因此亦被称为赫尔斯-泰勒脉冲双星（Hulse–Taylor binary pulsar）。PSR B1913+16是人类发现的首个脉冲双星系统，通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据，是对爱因斯坦广义相对论的一项重要验证，两人也因此获得1993年诺贝尔物理学奖。.

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PSR J0348+0432

PSR J0348+0432是一個位於金牛座的中子星和白矮星組成的聯星系。該聯星系由綠堤望遠鏡於2007年的飄移掃描巡天中發現。 2011年天文學家宣布該系統中子星的質量是2.01 \pm 0.04 M_\odot，是發現至今質量最高的中子星。它的質量是結合電波計時和白矮星伴星的光譜精確量測而得知的。這個質量是稍高的值，但和使用引力时间延迟效应得知質量的PSR J1614-2230相比較之下，兩者在統計上並沒有明顯區別。這項量測確認使用不同方式可以確認大質量中子星的存在。 這個脈衝星聯星系統的顯著特徵就是高質量中子星和只有2小時27分的短周期。這允許科學家可以量測因為軌道衰減產生的重力波，類似的狀況還有PSR B1913+16和PSR J0737-3039。.

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PSR J0737-3039

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PSR J1719-1438 b

PSR J1719-1438 b是一颗在2011年8月25日发现的太阳系外行星。它围绕毫秒脉冲星PSR J1719-1438公转。这颗脉冲星行星很可能由结晶碳（钻石）构成。PSR J1719-1438 b和母星PSR J1719-1438在之前是一个联星系统中的两颗恒星，但当PSR J1719-1438的前身星发生超新星爆发并变成脉冲星后，PSR J1719-1438 b膨胀进入红巨星时期并演化为白矮星。这个联星系统中的剧烈条件将白矮星转变为主要由重元素如碳和氧组成的行星。PSR J1719-1438 b的运转轨道离母星很近，如果放在太阳系中，它将会在太阳内部运行。钻石行星的存在已经在理论上得到证实。.

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R-過程

R-過程，或稱為快中子捕獲過程，是在核心發生塌縮的超新星（參考超新星核合成）中創造富含中子且比鐵重的元素的程序，並創造了大約一半的數量。R-過程需要以鐵為種核進行連續的快中子捕獲，或是短程的R-過程。另一種居主導地位產生重元素的機制為S-過程，也就是通過慢中子捕獲進行核合成，主要發生在AGB星，而這兩種過程在產生比鐵重的元素的星系化學演化中占了很重的分量。.

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SDSS J090745.0+24507

SDSS J090744.99+024506.8 (SDSS 090745.0+024507)是一顆以兩倍於銀河系逃逸速度(光速的0.002)離開的恆星。，它是被發現的恆星中速度最快的，是第一顆被歸類為超高速星的恆星。哈佛-史密松寧中心的Warren Brown稱它為"流放星"。 科學家的理論認為它是8,000萬年前接近銀河系中心黑洞的聯星系統中被拋射出的一顆恆星。 這顆恆星的年齡大約是8,000萬歲，並且富含金屬(這只是說它含有比氫和氦重的元素)，因此是在星系的核心區域內演化形成恆星的，並且就直接離開了銀河中心。他在空間中的時速超過150萬英里(每秒420英里或670公里)，是銀河系逃逸速度的兩倍；因此銀河系的引力不能束縛它，這顆恆星最後終將被彈出銀河系。 這顆恆星是哈佛-史密松寧天文物理中心MMT天文台的天文學家Warren Brown、Margaret J.

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SN 1572

SN 1572，又名“第谷超新星”,“仙后座B”，是一顆於仙后座出現的超新星，也是少數能以肉眼看見的超新星之一。它於1572年11月11日由丹麦天文学家第谷·布拉赫首度觀測，當時它比金星光亮，隨著光度轉暗，至兩年後的1574年3月，它已經無法再以肉眼看到。仙后座还有另外一颗著名的超新星遗迹：仙后座A。 第谷·布拉赫可能不是这个超新星的首位发现者，倒可能是Wolfgang Schuler ，后者于1572年11月6日首次发现它。意大利天文学家Francesco Maurolico也可能先于第谷·布拉赫发现它。 作为一个暗淡的星云，这个超新星遗址于二十世纪六十年代被科学家用帕洛马天文台的望远镜观察到；之后，为倫琴衛星 (ROSAT) 的望远镜所拍摄到。这个超新星可能属于Ia超新星：它原本是一颗白矮星，因为从伴星取得物质，使质量超过钱德拉塞卡极限，从而发生爆发，也可能是两颗白矮星并合而产生。Ia型超新星爆发后不会留下中子星或者黑洞，因此最后将不会产生像蟹状星云那样的脉冲风星云。SN 1572的冲击波目前仍以大约每秒数千公里的速度向外扩张。.

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SN 1979C

SN 1979C是一颗距离地球约5千万光年，位于后发座的螺旋星系M100中的II-L型超新星，由美国马里兰州的天文爱好者Gus E. Johnson在1979年4月19日发现。該顆超新星屬於核塌縮超新星，也就是巨大恆星的核心劇烈塌縮，最後造成整顆恆星爆炸。這樣的恆星質量必須至少是太陽的9倍。形成該超新星的前身恆星其質量推測應為太陽的20倍。.

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SS 433

SS 433是一個食雙星系統，其主星可能是一个黑洞，或中子星。同時是第一個被發現具有噴流的X射線雙星。它位于超新星遗迹W50中心，估计年龄大约10000年左右。SS 433附近有伴星作轨道运动并为吸积盘提供物质。 该天体系统位于天鹰座距离地球16000光年，它同时是一个X射線源与辐射源。致密天体喷射出一对物质，使得W50扭曲并同时在可见光谱中产生红移和蓝移。该天体视星等为14等。其喷射物质的速度达到光速的26%。喷射的進動周期为162.5天。这颗星被认为行为怪异，可能该星的光谱移动不光受到多普勒效应的影响也收到相对论的影响。该星质量大约位于11至27之间个太阳质量。它的星风速度达到2.16×107 mph.

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TrES-2b

TrES-2b或稱克卜勒1b（Kepler-1b），是一個環繞著天龍座恆星GSC 03549-02811（TrES-2）的太陽系外行星，距太陽系750光年。TrES-2b於2011年被確認是表面最暗的系外行星，它的反照率小於1%。該行星的質量和半徑代表它是組成成分類似木星的類木行星，但它極為靠近母恆星，因此是典型的熱木星。本行星系位於克卜勒太空望遠鏡的視野中。 多個計畫持續對 TrES-2b 進行研究，並持續獲得許多參數。2007年的研究獲得許多該行星和母恆星的參數。2008年研究總結母恆星 TrES-2 是一個聯星系統，這對測定行星與恆星參數有重要影響。.

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TVLM513-46546

TVLM513-46546是在牧夫座內溫度非常低的一顆紅矮星，它顯示出耀星的活動性質，並且由於半球有著不同的亮度，和以大約兩天的週期自轉，有著和半規則變星一樣的變化。這顆恆星的質量很低，只有木星質量的90倍 (或是太陽質量的9%)，和估計半徑只是太陽的11% (接近木星大小的恆星)。這顆恆星也顯示出有著看不見，質量尚未測定的伴星。後續的觀測將能排除伴星是低質量的恆星，或是只是行星質量的伴星 (下限是2-10木星質量)，與介於1-15天自旋和軌道週期。 假設這顆恆星的亮度是太陽的0.042%，則類地行星可以保留液態水的適居帶將在0.02天文單位以內 (大約是從地球到月球距離的10倍)。.

查看 聯星和TVLM513-46546

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。.

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WASP-2

WASP-2是位於海豚座，距離469光年，視星等12等的一顆橘色矮星 。.

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WASP-43b

WASP-43b是一個環繞年輕且高活動力的恆星WASP-43的凌日行星，位於六分儀座。WASP-43b質量幾乎是木星的兩倍，屬於熱木星，但是半徑稍小於木星。WASP-43b是被超廣角尋找行星計畫的電腦程式選為候選者，之後經由智利拉西拉天文台的儀器分析確認了它的存在，並確定了它的軌道和物理性質。該行星的發現是在2011年4月14日出版的論文中得到證實。 WASP-43b的軌道週期在發現時確定是0.8日（19.2小時），是已確認太陽系外行星中公轉週期第二短的（只比WASP-19b長）。此外，WASP-43b是已知的熱木星中距離母恆星最近的，這現象也許可以母恆星的低質量解釋。.

查看 聯星和WASP-43b

WISE 0458+6434

Characteristics Whole system 視星等 (Y (FanCam))18.34 ± 0.07 視星等 (J (2MASS 測光系統))17.47 ± 0.05 視星等 (H (2MASS 測光系統))17.41 ± 0.06 A 光譜類型T8.5 視星等 (J (MKO 測光系統))17.50 ± 0.09 視星等 (H (MKO 測光系統))17.81 ± 0.13 B 光譜類型T9 視星等 (J (MKO 測光系統))18.48 ± 0.12 視星等 (H (MKO 測光系統))18.81 ± 0.17 WISE 0458+6434，全稱WISEPC J045853.90+643451.9，是由兩顆（編號分別加上 A 和 B）極低溫棕矮星組成的聯星系統，光譜類型分別是T8.5和T9。位於鹿豹座。.

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X射線爆發源

X射線爆發源是一種會呈現週期性快速增加光度（通常是10或更高因次），且其峰值出現在電磁頻譜之X射線的X射線聯星。這種天文物理的系統是由吸積的緻密天體（通常是中子星，偶爾是黑洞）和一顆捐助者的主序星組成。捐助者的物質會落到中子星的表面並累積在那兒一陣子，直到氫融合成氦，並產生X射線。 擔任捐助者的主序星在分類上既可以是高質量恆星（超過10太陽質量（））也可以是低質量恆星（少於1 ），構成的聯星系統縮寫為分別為HMXB和LMXB。X射線爆發源的觀測不同於來自其它X射線瞬變源（像是X射線脈衝星和軟X射線暫現源），表現出急遽的上升時間（1-10秒），然後是軟化的光譜（低溫的黑體特性）。個別爆發能量的特徵是全通量1039–40爾格。相對於穩定吸積的中子星常態光度是1037爾格。.

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X射线联星

X射线聯星是一类发出明亮X射线辐射的聯星，聯星系统中有一颗为致密星，通常为中子星或黑洞。它们的典型光度在1036-1038尔格／秒之间，比太阳全波段的光度高3到5个数量级。X射线聯星在靠近银心和银盘的方向分布比较集中，在球状星团中也有分布。.

查看 聯星和X射线联星

X射线脉冲星

X射线脉冲星是一种具有强度非常精确地周期性变化的X射线源。X射线脉冲星的周期从不到一秒至数分钟不等。 虽然X射线脉冲星与无线电脉冲星都是旋转的磁性的中子星，两者的光变特征不同。不过两者的光变周期与其自转周期均相同。两者最大的不同是无线电脉冲星的周期在微秒数量级上，所有的无线电脉冲星均不断丧失其角动量而不断变慢，而有些X射线脉冲星的自转则不断加快，其它的基本不变化，或者无规则地变快或者变慢。 两者之间的区别的原因在于其物理组成。99%以上的无线电脉冲星是单个天体，它们旋转时通过释放高速粒子以及由于磁极的旋转而不断丧失其动能。相对的，X射线脉冲星泽是所谓的“近双星系统”，在这里两颗星通过物质流相互作用。比较大的主序列星的物质不断流向比较小的中子星。中子星的磁场导致流入的物质在中子星表面的热点上落到中子星上，产生X射线。随着中子星的自转这个热点时而可以被我们观察到，造成了其变光。通过流入的物质造成的角动量变化导致了中子星的自转可能变快或者变慢。 第一颗被发现的X射线脉冲星是半人马座X-3。.

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XO-2

XO-2是一個位于天猫座的聯星系統，兩颗成員星都是与太阳类似而温度略低的恒星，距地球大约光年 。該系統的兩顆成員星分別為 XO2-S（或 XO-2A）和 XO2-N（或 XO-2B）。它的视星等只有11等，因此地球上用肉眼无法看到，但是使用小型望远镜既可观测到。这颗恒星也因为它较大的自行而引人注目。 XO-2N 和 XO-2S 兩者距離約天文單位。.

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柱一 (毕宿)

柱一（御夫座ε）是在北天御夫座內的一顆恆星，在拜耳命名法中的名稱是御夫座ε。它在西方的固有名稱是Almaaz、Haldus、或Al Anz。柱一是顆不尋常的食雙星，系統包含一顆F0的超巨星和一顆未知的夥伴，通常被認為是個有著黑暗盤面的小B型恆星。大約每27年，柱一的光度會從視星等+2.92等降至+3.83等，這種變暗會持續640-730天。除了這種食變，這個系統還有約66天週期的低振幅變動。這個系統與地球的距離仍有爭議，但現在的估計大約是2000光年。 德國天文學家約翰·海因裡希·弗裡奇在1821年首度觀測與懷疑柱一是一顆變星。稍後，愛德華·海斯和弗里德里希·阿格蘭德確認弗裡奇最初的懷疑，並對這顆恆星特別關注。然而，漢斯·魯登道夫才是第一位對它仔細研究的天文學家。他的工作表明這個系統是食變星，由於它的伴星掩蔽，才使它的光度變暗。 柱一的夥伴一職受到很多質疑，因為這這個物體未如期預期的大小輻射出相對應的光度。在2008年，最普遍被接受的說法是，這是一個雙星系統，其伴星有著大規模、不透明的塵埃盤面；理論推測這是顆巨大半透明的恆星，或是黑洞。.

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柳宿一

柳宿一 （δ Hya / 长蛇座δ）是长蛇座的一颗四等星，有时被称为Mautinah，在阿拉伯语中意为珍珠项链，这指古阿拉伯人想象的蛇头上的半圈星群。 柳宿一是一个双星系统，距离地球约180光年。.

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极端质量比例旋

极端质量比例旋（英文：Extreme Mass Ratio Inspiral, EMRI）是宇宙中一类特殊的天体系统。现在的对银河系和周围的河外星系的研究表明在绝大多数星系中心都有大质量或超大质量黑洞的存在，当有小质量的致密星体在运动过程中恰巧接近星系中心的超大质量黑洞时它有可能被黑洞的引力场俘获，结果就是致密星体在新的轨道上围绕着黑洞运动。理论上这种运动会释放出引力波，造成系统动能的逐渐损失，这就导致星体的轨道以相当缓慢的速率逐渐收缩，最终会使星体坠入黑洞中。EMRI在物理学和天文学上都有很重要的研究意义，因为它可以被抽象成一个质点的引力场对克尔度规的微扰模型，这是一个相当漂亮的验证广义相对论的实验场所，同时它也被认为是激光干涉空间天线（LISA）所能探测的最重要的引力波源之一。.

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恩斯特·奧匹克

恩斯特·尤利烏斯·奧匹克（或翻譯為奧皮克，Ernst Julius Öpik，）是知名的愛沙尼亞天文學家，其職業生涯有一半的時間是在北愛爾蘭的（Armagh Observatory）。.

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恒星

恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.

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恆星形成

恆星形成是分子雲的高密度區崩潰成為球形的電漿形成恒星的過程。作為天文物理的一個分支，恆星形成的研究包括作為前導的星際物質和巨分子雲，到恆星形成過程，早期型恆星和行星形成則是直接的成果。恆星形成的理論，不僅是一顆單獨恆星的形成，還必須統計聯星和初始质量函数。.

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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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恆星運動學

恆星運動學是研究恆星的運動但無須瞭解它們如何獲得運動原因的學門。這不同於恆星動力學，它必須考慮到引力的效應。一顆恆星相對於太陽的運動，可以提供有用的資訊，包括恆星的來源和年齡，以及所繞行星系的結構和演化。 在天文學，已經廣泛的接受恆星誕生於被稱為恆星育嬰室的分子雲內。在這樣的雲氣內形成的恆星會組成有數打至數千顆恆星的疏散星團。這種星團會隨著時間而潰散，分離的恆星將聚集成為另一種稱為星協的恆星集團。如果這些殘餘的恆星通過一些相干的組合在星系中共同漂流，它們就會被稱為移動星群。.

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恆星質量

恆星質量是天文學家用來描述恆星的質量時所用的一個名詞，它通常是以太陽質量來列舉其它恆星與太陽的質量比較。因此，明亮的天狼星質量大約是2.02太陽質量。恆星的質量會隨著恆星演化而不停的改變，因為恆星風的吹送或脈動的行為而拋出質量，或是從伴星獲得而增加質量。.

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恆星質量流失

恆星質量流失是在一些大質量恆星上觀測到的現象，在此一事件的發生機制會造成恆星大部分的質量被拋射出去；或是在聯星系統中的一顆恆星質量逐漸流失至它的伴星或是星際空間中。.

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恆星自轉

恆星自轉是恆星相對於軸的角運動，自轉的速率可以從恆星的光譜測量，或是經由表面明顯的特徵運動量測。 恆星自轉產生的離心力可以造成赤道隆起。如果恆星不是固體，便可以用不同的速度轉動，因此恆星赤道和高緯度可以有不同的角速度。自轉速率上的差異在恆星磁場發電機上也許是重要的角色。 恆星的磁場會與恆星風產生交互作用，當恆星風離開恆星會使恆星的角速度減慢。磁場與恆星風的交互作用對恆星的自轉產生制動，結果是恆星的角動量會轉移給恆星風，於是隨著時間的過去，恆星自轉的速率逐漸減慢。.

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杰拉德·柯伊伯

杰拉德·彼得·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper，出生荷蘭語名：Gerrit Pieter Kuiper。），荷裔美籍的天文學家，出生教育都在荷蘭，他在1933年來到美國，1937年成為美國公民。.

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東上相

東上相 （γ Vir / 室女座γ）也称太微左垣二是室女座的一顆恆星，其固有名稱是 Porrima和Arich。 東上相是一顆聯星，包含兩顆視星等相近，分別是3.48和3.50等，光譜類型為F0V，軌道週期168.93年的恆星 。在1990年代早期，它是業餘天文學家很容易觀察的一對聯星，但因為角距離的減少，現在需要大望遠鏡才能觀測。它們上次在近拱點的時間是1836年，到了2020年，距離將再分離到小望遠鏡可以觀測的程度。這個系統的合成光度是2.9等，與太陽的距離是39光年。 東上相的位置接近黃道，因此它會被月球掩蔽，有時也會被行星掩蔽 (很罕見)。.

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東次相

東次相（太微左垣三 / δ Vir / 室女座δ）是一顆在室女座的紅巨星，它在西方的固有名稱是Auva。 它的光譜類型是M3-III，視星等3.38等，以裸眼就能看見。它也是一顆半規則變星，光度在+3.32 至+3.40之間變化著。 東次相 可能是聯星，在距離80弧秒處有一顆11等的伴星。伴星的類型是K型矮星，軌道週期長達200,000年，但這必需再做進一步的確認。.

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杜鹃座恒星列表

以下是星座杜鹃座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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格利泽570

格利泽570（Gliese 570），又称天秤座33 G.（33 G. Librae）、HD 131977、BD-20 4125、SAO 183040、HR 5568，是一個位於天秤座的聚星系統，距離地球約19光年，视星等为5.74，位于銀經338.24，銀緯32.7，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。該系統的主星是一顆光度和體積遠低於太陽的橙矮星，伴星中有兩顆是互相環繞的紅矮星，並且有一顆棕矮星環繞前述三者。1998年曾有人提出有一顆太陽系外行星環繞主星，但該聲明在2000年被撤銷。.

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格利泽687

格利泽687，或称GJ 687（Gliese–Jahreiß 687）是天龙座中的一颗红矮星。它是离太阳最近的恒星之一，距离大约小于15光年。尽管它离太阳很近，但它的视星等只有9等，因此需要用适当的望远镜才能观测到。这颗恒星的自行很大，每年增加1.304 角秒。它的径向速度为大约39 km/s。目前已知該恆星旁有一顆質量與海王星相當的行星存在。.

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格利泽777

格利泽777（Gliese 777，或縮寫為Gl 777、GJ 777）是一顆位於天鵝座，距離地球約52光年的黃次巨星，該恆星是一個聯星系統，並可能有第三顆恆星存在。2005年在主星旁已發現二顆系外行星。.

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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 。.

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梗河一

梗河一（ε Boo / 牧夫座ε）是牧夫座的一颗恒星，俗名Izar或Pulcherrima.

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梗河二

梗河二（牧夫座σ，σ Boo）是牧夫座的一颗黄-白F型主序矮星，视星等为+4.47，距离地球约50.4光年。 在中文里，梗河 (Gěng Hé)是由梗河一（牧夫座ε）、梗河二（牧夫座σ）、梗河三（牧夫座ρ）组成的星群。 梗河二位于梗河三的东南部，看起来这像一对目视双星，但实际上仅仅是二者的位置接近同一视线方向而已。与多数F型恒星类似，梗河二是一颗盾牌座δ变星，在数小时内有多个光变周期。.

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棕矮星沙漠

棕矮星沙漠（brown-dwarf desert）是一個理論上的聯星系統中的軌道距離，是指聯星系統中屬於伴星的棕矮星可存在的軌道半長軸下限。一般來說如果主星的質量與太陽相等，該距離下限是5天文單位。 這個距離下限的由來是因為如果棕矮星形成時就是聯星系統伴星的時候，如果距離是 5 天文單位以下，棕矮星會開始向主星移動直到被主星併吞為止。 最近的觀測結果發現極低質量聯星系統可能會打破棕矮星沙漠這個理論。這是因為低質量聯星的軌道是 5 天文單位左右，但因為較大伴星的低質量，至今仍是一個爭論議題。.

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次矮星

次矮星，有時標示為sd，是約克光譜分類系統中光度屬於VI的恆星，它們是絕對星等的光度比主序星低1.5至2等，但光譜型態相同的恆星。在赫羅圖上，次矮星的位置在主序帶的下方。 次矮星這個名詞是古柏在1939年創造的，是用來標示之前被稱為“中繼白矮星”，卻有著異常光譜的恆星。.

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武仙座

武仙座（拉丁语名称为Hercules）是依據羅馬神話的英雄海格力斯命名的一個星座，而其源頭是希臘神話的英雄赫拉克勒斯。武仙座是二世紀天文學家托勒密列出的48星座之一，它今天仍然是88 現代星座之一。武仙座是北天星座之一，面积1225.15平方度，占全天面积的2.97%，在全天88个星座中，面积排行第五。 在希臘神話，海格力斯接受邁錫尼國王尤里斯修斯的命令，執行十二項艱難的任務，其中兩項分別是殺獅（獅子座）和殺龍（天龍座），所以在星空中武仙座的右膝著地，左腳就踩在天龍座的頭上。.

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武仙座恒星列表

以下是星座武仙座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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比格陨石坑

比格陨石坑（Bürg）是位于月球正面东北部的一座撞击坑，约形成于11亿年前的哥白尼纪，其名称取自奥地利天文学家，曾在1819年掩星事件中发现了心宿二伴星的约翰·托拜厄斯·比格（1766年-1834年），1935年被国际天文学联合会批准接受。.

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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424

沃夫424是一個由兩顆紅矮星組成的聯星系統，距離太陽大約14.2光年，它目前的位置在室女座的東次將（室女座ε）星和東次相（室女座δ）星之間。 沃夫424系統的軌道半長軸是4.1天文單位，離心率是0.28，軌道週期16.2年，視星等是12.5等。 沃夫424A是主序帶上低溫的紅矮星，質量大約是0.14太陽質量，半徑是0.17太陽半徑，是在太陽附近15光年內最暗的天體之一。它的伴星，沃夫424B也是主序帶上低溫的紅矮星，質量大約是0.13太陽質量，半徑是0.14太陽半徑。它也是一顆閃光星，變星的標示是室女座FL，可能正經歷如同太陽黑子的活動。 由於它接近太陽和快速的朝向太陽運動，沃夫424在21世紀已經比過去增加了2%的亮度，估計在7,700年，它將接近太陽至離太陽最近的1光年距離上，並成為最靠近太陽的恆星。.

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沃爾夫–拉葉星

沃爾夫–拉葉星（Wolf-Rayet stars），是一種在正在演化的大质量恒星，质量通常为太陽質量的8-25倍，但直径并不大，一般是太阳的1.5-4倍。大多数WR星是经历了红超巨星阶段的后期恒星，已经损失了一半以上的质量。但也有一部分恒星是即将演化到超巨星阶段的早期恒星，例如R136a1，这类WR星一般谱型较晚，但是光度、质量、半径均远远超过演化后期的WR星，它们一般重达太阳的60倍以上，大20倍，更比太阳亮百万倍，属于宇宙中最亮的恒星。WR星因其自身強勁的恒星風（300～2000公里/每秒），导致恒星質量的高速流失。太陽每年流失自身質量的10-14倍，但沃爾夫–拉葉星每年可流失自身质量的10-5倍。沃爾夫–拉葉星非常熾熱，呈深蓝色，表面溫度範圍由50,000至200,000 KSander, A.; Hamann, W.

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波江座p

波江座p（6 Eri, DUN 5）是在波江座（河流）內距離地球僅有26光年的一顆聯星。它在1825年12月被詹姆士·丹露帕在澳大利亞帕拉瑪塔市，現在是新南威爾斯州的帕拉瑪塔市家中發現是雙星。.

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波江座恒星列表

以下是星座波江座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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泛星計畫

泛星計畫（Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System, Pan-STARRS，直譯為全景巡天望遠鏡和快速回應系統）是一個正在進行中的巡天計畫；該計畫將對全天空天體進行天文測量和光度測定。該計畫將比較同一天區不同時間的變化以期能發現彗星、小行星、變星等天體；尤其是有撞擊地球威脅性的近地天體。泛星計畫將建立一個所有在夏威夷能觀測到，視星等最暗可達24等的天體資料庫，總共可觀測全天四分之三的區域。 泛星計畫第一座原型望遠鏡，PS1，設置在夏威夷茂宜島海勒卡拉火山頂，已於2008年12月6日啟用，由夏威夷大學管理 From the print edition。2010年5月13日起PS1望遠鏡正式進行全時科學觀測。其餘三個將和PS1組成陣列的望遠鏡預計將在2012年完成，總花費約一億美金；稱為PS2的第二座望遠鏡已開始建造。 泛星計畫主要是夏威夷大學天文研究所（Institute of Astronomy）、麻省理工學院林肯實驗室（MIT Lincoln Laboratory）、茂宜高性能计算中心（Maui High-Performance Computing Center，MHPCC）、科學應用國際公司（Science Applications International Corporation）的合作項目。美國空軍提供資金建設望遠鏡。 PS1望遠鏡是由 管理。該協會參與成員機構有德國馬克斯-普朗克學會、台灣國立中央大學、英國愛丁堡大學、德倫大學、貝爾法斯特女王大學、美國哈佛大學、約翰·霍普金斯大學以及拉斯昆布瑞天文台全球望遠鏡網路（Las Cumbres Observatory Global Telescope Network）。.

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洛希瓣

洛希瓣是包圍在恆星周圍的空間，在這個範圍內的物質會受到該天體的引力約束而在軌道上環繞著。如果恆星膨脹至洛希瓣的範圍之外，這些物質將會擺脫掉恆星引力的束縛。如果這顆恆星是聯星系統，則這些物質會經由內拉格朗日點落入伴星的範圍內。等位面的臨界引力邊界形狀類似淚滴形，淚滴形的尖端指向另一顆伴星（尖端位於系統的拉格朗日點）。它不同於洛希極限，後者是僅由引力維繫在一起的物質受到潮汐力作用開始崩解的距離；它也與洛希球不同，那是在一個天體周圍的空間，在受到另一個它所環繞的更巨大天體的攝動時，仍能維持小天體的軌道穩定，接近球形的引力球。洛希瓣、洛希極限和洛希球都是以法國天文學家愛德華·洛希的名字命名的。.

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涅墨西斯星

涅墨西斯（Nemesis）亦稱黑暗伴星，是一顆科学家爲了解釋地球的週期性大滅絕原因而假設可能存在的一颗非常暗淡的棕矮星或紅矮星Leader-Post,, 22 Feb 1984, Page B6, Associated Press，其近日點為一光年，遠日點則為三光年，距離太陽95,000個天文單位，是太陽的伴星。現時尚未有證據證明其存在。.

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渐台二

渐台二（β Lyr / 天琴座β）是在天琴座的一個双星系統，距離地球大約882光年。在阿拉伯的傳統名稱是الشلياق Sheliak，意思是"烏龜"或"豎琴"。 天琴座β中，A、B星是由藍白色（B7II）主星和深埋在气体中的蓝色（B0.5V）伴星組成的一對半分离双星系統。天琴座β是這一類食變星的原型，系統內的成員很接近，因而相互間的萬有引力足以將對方光球層的物质拉出來，因此恆星已經變形成為橢球的形狀，并发生质量转移。A星初始质量很大，因此很快膨胀到了巨星阶段，它的物质源源不断流向B星，使得原本较轻的B星变成双星中较重的一颗，并且减慢了B星的演化，使得B尚在主序星阶段。现今A星已经损失了初始质量的75%以上，目前质量略小于太阳的3倍，B星深埋在A抛出的大量气体尘埃之中，显得非常昏暗。但是B目前的质量已经达到了太阳的13-15倍之大。天琴座β的視星等以12.9075天的週期在+3.4等至+4.6等之間變化，A、B星因為太接近而無法光學望遠鏡解析出來，它们是光譜聯星。 這個系統的视线方向还有好几颗恒星。其中一对光学双星（在同一视线方向，但实际距离很远，没有物理上的关系）距離A/B星系统45.7"，光譜為B7V，視星等+7.2，可以輕鬆的用雙筒望遠鏡看見；它们的亮度約為太陽的80倍，也是光譜雙星，週期4.34天。另外还有一顆较远的恆星——天琴座βF，角距離86"，視星等+9.9，光度是太陽的7倍。.

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潮汐鎖定

潮汐鎖定（或同步自轉、受俘自轉）發生在重力梯度使天體永遠以同一面對著另一個天體；例如，月球永遠以同一面朝向著地球。潮汐鎖定的天體繞自身的軸旋轉一圈要花上繞著同伴公轉一圈相同的時間。這種同步自轉導致一個半球固定不變的朝向夥伴。通常，在給定的任何時間裡，只有衛星會被所環繞的更大天體潮汐鎖定，但是如果兩個天體的物理性質和質量的差異都不大時，各自都會被對方潮汐鎖定，這種情況就像冥王星與凱倫。 這種效應被使用在一些人造衛星的穩定上。.

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激光干涉空间天线

光干涉空间天线（Laser Interferometer Space Antenna，LISA）是一个由美国国家航空航天局（NASA）和欧洲空间局（ESA）合作的引力波探测计划，由於募款問題，美国国家航空航天局於2011年宣布終止合作關係。欧洲空间局因此修改任務概念，於2013年宣布改名為演化激光干涉空间天线（Evolved Laser Interferometer Space Antenna，eLISA），目前仍在设计阶段，计划于2034年投入运行，这将是人类第一座太空中的引力波天文台。 LISA也是美国国家航空航天局的项目的一部分。“超越爱因斯坦”是一组实验上验证爱因斯坦广义相对论理论的计划，其中包含两个空间天文台（HTXS——X射线天文台和LISA）和数个以宇宙学相关观测为目的的探测器。LISA将利用激光干涉的方法精确测量信号相位，从而对于来自宇宙间遥远的引力波源的低频且微弱的引力波进行探测。这将对引力波天文学的理论和实验研究，广义相对论的一些实验观测以及早期宇宙的天体物理学和宇宙学研究有重要意义。.

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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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月球環形山列表 (O-Q)

这是月球环形山列表的一部份，此表列举出英文名称以字母O、P及Q开头的环形山。.

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月球觀測

觀察月球可以使用各種不同的儀器，包括裸眼到最大的望遠鏡，因為月球是地球最大的天然衛星，也是最靠近地球的天體。對大多數的人，月球是唯一僅憑裸眼就能看到表面的天體（當太陽有大黑子出現時，有些視力良好的人僅藉助太陽濾鏡就能看見這些巨大的黑子）。.

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房宿三

房宿三（δ Sco，天蝎座δ）是位於天蝎座的一顆恆星。它的固有名是Dschubba，源自阿拉伯語的jabhat，或Iclarcrau，或Iclarkrav，意思為「蠍子的前額」。 房宿三由於接近黃道，因此經常會被月球或行星（罕見）遮蔽。它曾經被作為B0IV光譜的標準，但現在被認為是顆不太尋常的變星。 根據其自行，房宿三是天蝎-半人馬星協的上天蝎子集團成員；這是最靠近太陽，有著共通移動的大質量星協。上天蝎子集團包含數以千計平均年齡1,100萬歲，平均距離470光年（145秒差距）的年輕恆星。.

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房宿一

房宿一（π Sco）是黄道南端天蝎座的一顆三合星，位于天蝎座的头部。视星等2.9，能輕易以肉眼觀測。視差測定房宿一與地球距離大約為590光年（180秒差距）。.

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我們結婚了 (第一季)

本列表為《我們結婚了》第一季的每集節目列表。.

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星座

弗雷德里克·德·威特在1670年绘制的星座图 星座是指天上一群群的恒星组合。自从古代以来，人类便把三五成群的恒星与他们神话中的人物或器具联系起来，称之为“星座”。星座几乎是所有文明中确定天空方位的手段，在航海领域应用颇广。对星座的划分完全是人为的，不同的文明对于其划分和命名都不尽相同。星座一直没有统一规定的精确边界，直到1930年，國際天文學聯合會为了统一繁杂的星座划分，用精確的邊界把天空分為八十八個正式的星座，使天空多数恆星都屬於某一特定星座。這些正式的星座大多都以中世紀傳下來的古希臘傳統星座為基礎。与此相对地，有一些广泛流传但是沒有被认可为正式星座的星星的组合叫做星群，例如北斗七星（参见恒星统称列表）。 在三維的宇宙中，這些恆星其實相互間不一定有實際的關係，不過其在天球這一個球殼面上的位置相近，而其实它们之间可能相距很远。如果我们身处银河中另一太阳系，我们看到的星空将会完全不同。自古以來，人们对于恆星的排列和形狀很感興趣，並很自然地把一些位置相近的星聯繫起來組成星座。.

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星際大戰三部曲：西斯大帝的復仇

《星球大战III：西斯大帝的复仇》（Star Wars Episode III: Revenge of the Sith）是於2005年上映的一部太空歌剧类型的美國科幻电影，由好莱坞导演乔治·卢卡斯编剧并指导。这部电影是星球大战系列电影的第六部，在情节的时间顺序上排在第三部。 电影情节设定在克隆战争爆发后的第三年，由绝地武士率领的庞大的克隆人军队和分裂分子建立的独立联邦展开了遍布整个星系的作战。在议长帕尔帕庭被绑架之后，绝地大师欧比旺·克诺比和他的前任学生安纳金·天行者被派遣前往消灭邪恶的格里弗斯将军并营救帕尔帕庭。与此同时，安纳金和帕尔帕庭的密切往来加深了绝地组织对帕尔帕庭的猜疑，而这种关系最终证实了其对绝地武士的危险性：当幕后的最终黑手达斯·西迪厄斯逐渐将掌控星系的阴谋和盘托出，安纳金、绝地组织以及整个星系的前途由此命悬一线…… 电影于2005年5月19日在影院开始上映，总体上得到较高的正面评价，和不太叫好的前两部星球大战前传作品相比显得更为突出。在首映周里它打破好几项票房纪录，在全世界范围内的总票房达到了8亿5000万美元，是星战系列中总收入第二高的影片。这部电影在2005年的美国本土票房排行第一，在全球范围内排行第二，仅次于《-zh-hans:哈利波特与火焰杯; zh-hant:哈利波特－火盃的考驗;-》。同时，它是第一部也是唯一一部被分级为PG-13的星战电影。.

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星震學

星震學（英文：Asteroseismology，來自古希臘文 ἀστήρ，astēr，恆星、σεισμός, seismos，振動、-λογία, -logia，研究。或稱為stellar seismology）是藉由分析恆星震動频谱研究恆星內部結構的學問。在恆星上不同的振動模式會有不同的穿透深度。天文學家利用都卜勒效應觀測天體的震動，研究天體的震動可以了解無法被直接觀測到的天體內部結構，例如氦的豐度以及對流區的深度；其原理就像地震學家通過研究地震波來了解地球和其他行星。 星震學是用來研究恆星內部結構的工具。振動頻率可以提供震波來源和通過區域的物質密度。恆星光譜可以讓天文學家分析恆星組成，因此光譜學和星震學結合可以得知恆星內部結構。星震學可以將恆星的光小幅變化成聲波。.

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星斑

星斑相當於出現在其他恆星上的太陽黑子。太陽黑子因為很小而難以測量其對光度變化的影響，但觀測到的星斑遠比在太陽上的巨大，可以佔據30%觀測到的恆星表面，這相當於太陽黑子的100倍以上。.

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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。.

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昴宿七

昴宿七，即金牛座27（27 Tau，27 Tauri）是一个位于金牛座的三合星系统，它是昴宿星团的成员之一，距离地球约380光年。 昴宿七的主星昴宿七A是一颗B型的蓝白色巨星，视星等为+3.62。它是一个分光双星系统，两颗恒星的视星等分别是+4.1和+5.6，旋转的周期为1250天。这个系统拥有一个伴星昴宿七B，视星等为+6.8等，距离主星0.4角秒（至少52天文单位）。 在中国古代星官系统中，昴宿七属于西方白虎七宿中昴宿昴星官第七星，这也是昴宿七名字的来由。 它在西方被称为Atlas，即阿特拉斯，是希腊神话中普勒阿得斯七姐妹的父亲，大洋神女普勒俄涅的丈夫。.

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昴宿星團

昴宿星團，简称昴星团，又称七姊妹星團，梅西爾星雲星團表編號M45，是一個大而明亮的疏散星团，位于金牛座，裸眼就可以輕易的看見，肉眼通常見到有九颗亮星。昴星团的视直径约2°，形成斗狀。成员星数在200个以上，是一个很年轻的星团。昴星团也是一个移动星团。 昴宿星團的雲氣是最接近地球的星雲之一，並且可能是最著名的。它有時被稱為瑪亚女神的星雲，這種錯誤或許是因為反射星光的雲氣本質上是環繞在邁亞的四周所造成的（參見下文）。 這群以藍色高溫恆星為主的星團是在最近的一億年形成的，由微量的灰塵形成的反射星雲圍繞在最亮星的附近，起初被認為是星團形成時留下的，但是現在知道只是目前正在經過，與星團無關的塵埃雲。天文學家估計這個星團大約可以再存在二億五千萬年，之後就會被銀河系的引力扯碎，散佈在鄰近的星空之中。.

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流體靜力平衡

流體靜力平衡 （法文: Équilibre hydrostatique; 德文: Hydrostatisches Gleichgewicht; 英文：Hydrostatic equilibrium）也稱爲靜力學平衡、靜水壓平衡，是指當流體處於相對靜止，或匀速運動時的平衡狀態。比如地球大氣在重力和由壓力梯度形成的與前者方向相反壓強梯度力之間的平衡，使其不致被重力壓扁，也不致被壓強梯度力擴散到太空中。.

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海山增一

海山增一是船帆座中的一个三星系统。由依巴谷卫星测量得到的距地球的距离为87.5光年，26.8秒差距 它在夜空中肉眼可见，视星等达到3.83。 它的主要组成部分是一组联星，轨道周期为10.21 天。联星由两颗F型主序星组成，一颗次巨星和一颗主序星 。 除此之外还有一颗白色A型主序星作为伴星，视星等为5.76。它距离联星0.361角秒，轨道周期为16.651年。.

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海石增一

船底座V357（船底座a，a Car）是一个在船底座的光谱联星。距离地球大约446.8光年。这个系统的视星等为3.41。 船底座V357是由2个相似的B型主序星组成的。该星有6.9倍太阳半径。是一个食双星。因为互相掩食，这是一个变星，视星等以6.75天在3.41-3.44间变化，这正是它的轨道周期。.

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海石一

海石一(ε Car / 船底座ε)是船底座的一颗恒星，视星等+1.86，是天空中最亮的恒星之一，但在北半球无法看见。 海石一有一个广为人知的、但非经典的名字：Avior，这个名字在20世纪30年代后期由英國航海星曆局（HM Nautical Almanac Office）为皇家空军发行的航空星曆中命名。在这本包含57个恒星的新航空星曆中，有2颗恒星没有经典的命名：海石一（船底座ε）和孔雀座α。但皇家空军坚持所有的恒星必须有专名，因此创造了两个新名称：孔雀座α被命名为孔雀，同时船底座ε被命名为Avior。 海石一是一个双星系统，主星是一颗濒临死亡的橙巨星，光谱型K3III，伴星为一颗炽热的蓝矮星，光谱型B2V。两颗星有规则的互相掩食，导致0.1星等的光度变化。.

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海石五

船底座Upsilon（船底座υ，υ Car）是一个位于南天星座船底座的双星。它是在船底座南边的钻石十字星群的一部分。船底座Upsilon系统的综合视星等为2.92，距离地球大约1622光年。 在中国星官系统中，这个恒星被称为海石五。 主星船底座υA，恒星分类A8Iab，是一个超巨星，已经耗尽核心的氢并演化离原本的O8V主序星。视星等2.92，表面温度7,600K使它发出白色的光芒。伴星船底座υB，是一个恒星分类B4V的主序星，该星的表面温度大约18,000K使它成为一个发出蓝白色光芒的B型主序星。 两星的角距离为5.03弧秒。作为一个联星系统，估计他们会有至少19,500年的轨道周期和2,000天文单位的距离。这个系统大约有1200万年的年龄。 在未来的7500年，南天极会经过这个恒星和海石二附近。.

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海王星外天體

海王星外天体（Trans-Neptunian object），常简称海外天体，是指太陽系中所在位置或運行軌道超出海王星軌道範圍的天體。海王星外的太陽系由內而外可再區分柯伊伯带區帶。 冥王星與其五顆衛星冥衛一至冥衛五即屬於海王星外天体，但考虑到冥王星特殊的公转轨道有部份位於海王星轨道以内的情况，如果冥王星現在才被發現，或許就不能当作行星。而在2006年，冥王星亦從九大行星中剔除。 宇宙中的天體如行星均靠重力相互吸引。1900年代初期由於當時已知行星的觀測軌道與預期路線不合，於是假設海王星軌道外還有一顆以上的行星仍未尋獲（參見假設的海王星外行星，Planet X）。而後即依據此假設在海王星軌道外發現冥王星及其他天體。雖然重新修正估算過海王星質量後顯示這個問題並不確實，但仍有一些過小而難以解釋的星體軌道擾動。.

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海豚座γ

海豚座γ，或海豚座12，是位于海豚座的一个双星系统，距地球约101光年。其中，海豚座γ¹是一颗黄-白矮星，光度为太阳的7倍，视星等5.14；海豚座γ²是一颗次巨星，光度为太阳的20.6倍。肉眼不能区分两颗恒星，综合的视星等为4等。.

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海豚座恒星列表

以下是星座海豚座的主要恒星列表，按照亮度降序排列。.

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斯特魯維1341

斯特魯維1341（Struve 1341）是一個位於大熊座，距離地球約190光年的聯星系統。兩顆恆星之間軌道的平均距離是1200天文單位。該系統的兩顆恆星更常被HD星表中的編號稱呼：斯特魯維1341 A 又稱 HD 80607，而斯特魯維1341 B又稱 HD 80606。目前已知有一顆高軌道離心率的太陽系外行星環繞 HD 80606。.

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斗宿六

斗宿六 (ζ Sgr / 人马座ζ)是人马座的第三亮星，俗名Ascella，源于后期拉丁语，意为“腋窝”。 斗宿六是刻个双星系统，由A2光谱型、视星等为+3.26的巨星和A4光谱型、视星等为+3.37的亚巨星组成。该双星系统的绕行周期为21年，两者平均距离为12.4天文单位，轨道偏心率为0.205。它有一个黯淡的10星等伴星人马座ζ C，距离主星75弧秒。 斗宿六恒星系统距离地球90光年，组合视星等为+2.60。 在古代中国天文中，它是星官斗或'南斗'的第六星。 Sagittarii, Zeta Category:人马座 Category:三星系統 Category:有固有名的恒星 Category:斗宿 斗.

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斗宿四

斗宿四（σ Sgr / 人马座σ）是人马座的第二亮星，距离地球约228光年（70秒差距），视星等+2.1，光谱型B3。斗宿四聚星系统的总光度约为太阳的3300倍，总质量约为太阳的7倍。主星的质量为太阳的5倍，表面温度约为20,000K。斗宿四有一颗视星等为+9.5的伴星：σ Sgr B，二者相距5.2弧分。斗宿四还可能有更靠近的伴星。 考古学家发现其现代名称Nunki来源于亚述或巴比伦，并由R.H.Allen介绍给大众。 斗宿四靠近黄道，所以会被月亮以及行星（很少）遮挡。.

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旋轉橢球變星

旋轉橢球變星（Rotating ellipsoidal variables）是變星的一種。這種變星是主星和伴星相當接近的聯星系統，因此成員星都是橢球狀。這種變星和食變星不同，但是會因為輻射的發射面積改變而造成視星等的變化。一般來說這種變星的視星等變化不超過0.1。 旋轉橢球變星中最亮的是室女座的角宿一。.

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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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拜耳命名法

拜耳命名法（Bayer designation）是一種恆星命名法，它以一個希臘字母做前導，後面伴隨著拉丁文所有格的星座名稱。拜耳命名的原始清單載有的恆星共有1,564顆。 德國天文學家約翰·拜耳於1603年在他的星圖《測天圖》（Uranometria）中，首先有系統的為許多亮星命名。拜耳在他的星圖上，使用小寫的希臘字母，像是α、β、γ、等等為前導，分配給星座中的每一顆星，再與恆星所在星座的拉丁文所有格結合，組成恆星的名字（參見所有格的星座列表，在中文則是字母跟隨在星座名稱之後）。例如，畢宿五命名為金牛座α，它的意思就是在金牛座排序為第一顆的恆星。 單一個星座可能包含50顆甚至更多的恆星，但是希臘字母只有24個，當這些字母用完之後，拜耳開始使用小寫的拉丁字母：因此便會有船底座s和半人馬座d等名稱。在星星數量極多的星座內，拜耳最終使用到大寫的拉丁字母，像是天蝎座G和船帆座N。拜耳使用的最後一個大寫字母是Q。.

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普拉斯基特星

普拉斯基特星 (正式的名稱是麒麟座HR 2422或HR 2422)是一顆距離大約6,600光年遠的光譜聯星。它是已知質量最大的聯星之一，總質量大約是太陽的100倍。 實際上，它常久以來都被認為是已知質量最大的聯星系，但是在2008年，有團體認為過去被認為是質量最大的單獨恆星之一的海山二，可能是聯星系。 它的名稱得自於在1922年發現他是聯星的加拿大天文學家約翰·史丹利·普拉斯基特，在他的兒子哈利·漢姆雷·普拉斯基特協助下進行觀測的。這顆恆星位於麒麟座，視星等是6.05等。 因為它可能是已知質量最大的恆星之一，因此有時被稱為普拉斯基特星。.

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2MASS J1119–1137

2MASS J11193254–1137466 (AB)，常簡稱為2MASS J1119–1137，是由2顆行星質量天體組成的聯星系統，距離地球約86±23光年，在天求上位於巨爵座。2MASS J1119–1137的成員天體各自質量均為木星的4倍左右，並且可能是長蛇座TW星協的成員天體，年齡約1000萬年。.

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亦称为 双星系统。

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