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劍魚座
劍魚座（Dorado，西班牙語的鬼頭刀魚）是一個南天星座。它是荷蘭航海家凱澤和豪特曼於1595至1597年間所命名的12個星座之一，於1603年被收錄於約翰·拜耳的《測天圖》內。象徵海洋生物劍魚。 銀河系的伴星系大麥哲倫雲的大部份位於劍魚座天區內，其餘部份則在山案座天區內。除此以外，南黃極（請參看黃道座標系統）亦是處於劍魚座之內。.
年
年，或稱地球年、太陽年，是與地球在軌道上繞太陽公轉有關事件再現之間的時間單位。將之擴展，可以適用於任何一顆行星：例如，一「火星年」是火星自己完整的運行繞太陽軌道一圈的時間。 一般而言，一年之長度取為太陽在天球上沿黄道從某一定標點再回到同一定標點所經歷的時間間隔。由於所選取之定標點不同，年之定義有：.
依巴谷卫星
依巴谷卫星（High Precision Parallax Collecting Satellite，缩写为Hipparcos），全称为“依巴谷高精視差測量衛星”，是歐洲太空總署发射的一颗天体测量卫星，用以測量恆星視差和自行，以古希臘天文學家喜帕恰斯的名字命名。 依巴谷卫星於1989年8月8日由亞利安4號火箭運載升空。它本應於地球同步軌道上運作，但因助推火箭失效，衛星只到達近地點507千米、遠地點35,888千米的狹長橢圓軌道。儘管如此，它仍能完成85%的原任務目標。與該衛星的通訊於1993年8月15日中止。 整個計劃分「依巴谷實驗」和「第谷實驗」兩部分。前者目標是測量120,000顆恆星的五個天文測量參數，精度達2至4毫角秒；後者目標是測量另外400,000顆恆星的天文測量參數及B-V色指數，但位置精度稍遜（20─30毫角秒）。 1996年8月，依巴谷星表和第谷星表正式完成，並於1997年6月由歐洲太空總署出版。這兩個星表的資料用來編製千禧年星圖，包含全天百萬餘顆暗至11等的恆星，以及一萬餘個非恆星天體。 曾有人指出依巴谷卫星的測量數據中，至少在某些天區有大約1毫角秒的系統誤差。利用依巴谷卫星數據所推算的昴星團距離，比採用其他量天方法得出的距離要短10%。直至2004年，這爭論還未有結果。.
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光年
光年（light-year）是長度單位之一，指光在真空中一年時間內傳播的距離，大約9.46兆千米（9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中，是用來量長度很長的距離，如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒，一秒差距等於3.26光年，一天文單位為149,597,870,700公尺，一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如，世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速（2004年11月16日，美國航空航天局（NASA）的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時），依照這樣的速度，飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時，這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號（2011年8月5日發射升空），最高速度為73.61千米/秒（即約26萬5000千米/小時），這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.
秒差距
差距（parsec，符號為pc）是一個宇宙距離尺度，用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離，但於2015年時被重新定義為一個精確值，為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年（31兆公里或19兆英里）。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年，由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即天文單位，或大約公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.
紅外線天文衛星
紅外線天文衛星（Infrared Astronomical Satellite，IRAS）是在太空中的天文台，以紅外線巡天，執行勘查整個天空的任務。.
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美国变星观测者协会
自从1911年成立以来， 美国变星观测者协会 (American Association of Variable Star Observers, AAVSO) 已经整理，收集，评价，测量，出版和储存了大量由天文爱好者做出的变星观测结果，并且让这些观测数据能够被职业天文学家，研究者和教育者利用。这些数据绘制成的光变曲线则描述了一个恒星的亮度变化与时间的关系。 由于职业天文学家没有足够的时间和资源来监视每一顆变星，因此天文学也便成为了少数几个爱好者就能够对科学研究做出贡献的科学之一。 AAVSO的国际数据库中现有超过一千两百万颗变星并可追溯到100年前的记录。 它每年接收着超过五十万份来自大约2000位职业和业余观测者的观测报告，其数据常常被科学期刊采用。 在专业研究之外，AAVSO同样活跃于教育和公众科学普及方面。 他们例行公事地主办公众科学研讨会并且与业余天文学家一同发表论文与报告。在20世纪90年代，AAVSO发展了天文学动手课程，现在以变星天文学的名称为人所知。 (由国家科学基金会(NSF)资助)。 在2009年,AAVSO获得了来自NSF的为其3年的八十万美元赞助来运作Citizen Sky普及项目, 这是一个职业天文学家与业余天文学家在2009-2011年间合作观测柱一的光变的计划。 AAVSO当前的领导是阿恩·亨登。而前任领导则是为AAVSO工作了数十年，于2004年三月由于白血病去世的珍妮特·马太。 AAVSO在创立之后在1911-1956年位于哈佛大学天文台内，然后移动到剑桥附近，此后，在1985年AAVSO购买了它的首幢建筑物 - 克林顿 B. 福特天文学数据与研究中心。 在2007年,AASVO购买了天空与望远镜杂志腾出的房屋与基地，并搬迁至此。.
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絕對星等
在天文學上，絕對星等（Absolute magnitude,M）是指把天體放在指定的距離时（10秒差距）天体所呈现出的视星等（Apparent magnitude,m）。此方法可把天體的光度在不受距離的影響下，作出客觀的比較。.
特超巨星
特超巨星（Hypergiant）在約克光譜分類中的光度屬於0（是數字的零，不是字母O），位置在赫羅圖的最上方，是一種具有極高質量與光度的恆星，顯示它們質量流失非常大。.
衛星星系
衛星星系是受到引力影響而環繞另一個大星系的星系。 星系是由數量龐大的天體（像是恆星、行星、和星雲）組成的，雖然彼此之間沒有互相直接的聯結，但它有個質量中心，代表所有質量的平均位置。這好比相似於日常所有的物質都有質量中心，就是所有組成的原子質量平均所在的位置。 在一對互繞的星系中，如果其中一個大於另一個，大的就是"主要的"星系，較小的就是衛星。如果兩個星系幾乎是一樣的大，則會被稱為雙星系系統。 星系相互遭遇時，可以在任何的方向上發生碰撞、合併、相互撕裂、或傳送部分天體給對方。在這些情況下，困難的是得知一個星系由何處結束，而另一個又從哪裡開始。星系間的"碰撞"不會是一個星系的天體和另一個星系的天體相互的劇烈撞擊，因為星系內部的空間仍然幾乎都是空的。.
裸眼
#重定向 肉眼.
高光度藍變星
光度藍變星也稱為劍魚座S型變星，是非常亮、藍的超巨星變星，以最亮的大麥哲倫雲的劍魚座S為名，做為此類型的代表。它們是非常罕見的，在光度上展現出長而緩慢的變化，間歇的會有造成實際質量損失的爆發。 高光度藍變星的亮度是太陽的百萬倍，質量可以高達太陽的150倍，接近恆星質量的理論上限，使它們都列名在宇宙中最亮、最熱和釋放最多能量的恆星表中。如果它們是如此的巨大，它們的重力將無法與輻射壓力平衡，並且使他們各別成為極超新星。對它們來說，由於它們的恆星風持續的拋出質量，使恆星質量不斷減少，因此它們幾乎無法達成流體靜力平衡。也因為這個原因，在這樣的恆星周圍經常都有由它們的爆發產生的星雲圍繞著；海山二是最接近和最佳的研究例子。因為它們的高質量和高光度，它們的生命期非常短－ 只有數百萬年。 目前的理論認為高光度藍變星是在大質量恆星演化的階段中需要流失大量質量的過程。它們在爆炸成超新星之前可能會演變成沃爾夫-拉葉星。如果一顆這種恆星損失的質量不夠多，它也許會成為一種威力特別大的不穩定對超新星。 現在所知宇宙中最亮和最熱的恆星之一LBV 1806-20，就是一顆高光度藍變星。.
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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：.
银河系
銀河星系（古稱银河、天河、星河、天汉、銀漢等），是一個包含太陽系 的棒旋星系。直徑介於100,000光年至180,000光年。估計擁有1,000億至4,000億顆恆星，並可能有1,000億顆行星。太陽系距離銀河中心約26,000光年，在有著濃密氣體和塵埃，被稱為獵戶臂的螺旋臂的內側邊緣。在太陽的位置，公轉週期大約是2億4,000萬年。從地球看，因為是從盤狀結構的內部向外觀看，因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。 銀河系中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老，因此可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。在10,000光年內的恆星形成核球，並有著一或多根棒從核球向外輻射。最中心處被標示為強烈的電波源，可能是個超大質量黑洞，被命名為人馬座A*。在很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的速度在軌道上繞著銀河中心運行。這種恆定的速度違反了开普勒動力學，因而認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些質量被稱為暗物質。 銀河系有幾個衛星星系，它們都是本星系群的成員，並且是室女超星系團的一部分；而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。整個銀河系對銀河系外的參考坐標系以大約每秒600公里的速度在移動。.
HD星表
HD星表（The Henry Draper Catalogue，缩写为HD，亨利·德雷伯星表）是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表，首版在1918年至1924年间出版，它给出了225,300颗恒星的光谱分类，涵盖了全天最暗达到照相星等为9等的恒星（大部分是北天的恒星），历元为1900.0。最初的HD星表包含的星主要是亮于9等的星，随后的增版增加了在某些天区的暗星。, HyperSky documentation, Willmann-Bell, Inc., 1996.
LHA
LHA可能意指下列事物：.
NGC 1910
NGC 1910 是剑鱼座的一個星系。.
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SK
SK可以指：.
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。.
恆星光度列表
下面的恆星列表是依據恆星的絕對熱星等增加（發光度減弱）的順序排列。絕對星等是恆星在距離地球10秒差距所呈現的視星等。絕對熱星等是測量恆星的發光度–一顆恆星每秒鐘所輻射的總能量。 這個表并不十分完整，因為一顆恆星的距離如果遠到我們看不到它，我們就無從得知它的發光度。 一些參考資料所給的恆星發光度非常的不一樣（不同的順序或不同的恆星），這些恆星的不同數據資料有些不見得是不可靠，而是注意的和分析時注重的物理資訊不同和有實際上的困難。 要注意的是即使是最明亮的恆星（比太陽明亮四千萬倍）仍然不如像是類星體，目前已經發現了數百個，這種銀河系外的天體明亮。現在所知最亮的類星體是在室女座的3C 273，它的平均視星等是12.8等（使用望遠鏡才能看見），但是絕對星等是-26.7等。如果它在距離地球10秒差距的位置上，看起來將如同太陽（視星等-26.8）一般的明亮，因此類星體的發光度是太陽的2兆（1012）倍，或是像我們銀河系這樣的巨型星系總亮度的100倍。然而也發現類星體的光度在不同的時間週期內也不一樣。 根據伽馬射線的觀察，一顆被稱為SGR 1806-20的磁星（中子星的一種類型），曾經在2004年12月27日將極端強烈的爆發傳達到地球。它是來自太陽系外對我們的行星造成最明亮的衝擊事件。如果伽馬射線能夠看見，它的光度將達到−29，會比我們的太陽還要明亮（如同雨燕衛星所觀測到的）。 在1998年偵測到的伽馬射線暴GRB 971214在當時被認為是宇宙間最巨大的能量事件，等同於數百顆超新星釋出的能量。稍後的研究指出因為幾何的關係射向地球的能量或許相當於一顆超新星將環繞在周圍氣體的總能量集成光束射向地球。.
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波恩星表
波恩星表（Durchmusterung或Bonner Durchmusterung），又名波恩星图，是德国天文学家阿格兰德于1859年到1862年在波恩天文台出版的一套四卷本的星表，缩写为BD，包含了324,189颗恒星，采用1850.0历元，赤纬范围从+90°到-2°，极限星等为9-10等，是在照相术发明以前编纂的最完整的一份星表。1863年根据波恩星表发表了波恩巡天星图。 由于波恩天文台位于北半球，无法完整观测到南半球的天空，1892年阿根廷的科尔多瓦天文台发表了科尔多瓦巡天星表（Cordoba Durchmusterung），简称CD，使用目视方法，将波恩星表扩展至赤纬-23°，共收录了58万多颗恒星。1896年在南非好望角完成的好望角照相星表（简称CPD）扩展至南天极，共有45万多颗恒星。 波恩星表收录了恒星的光谱资料。在亨利·德雷伯星表中找不到的恒星，天文学家会优先使用波恩星表中的编号。 Category:星表.
