目录
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。.
查看 北极星和右樞
天琴座
天琴座是北天银河中最灿烂的星座之一，因形状犹如古希腊的竖琴而命名。它是古希腊天文學家托勒密列出的48个星座之一，也是国际天文学联合会所定的88個現代星座之一。雖然天琴座面積不大，但並不難辨認，因為它的主星织女星是“夏季大三角”的頂点之一。 由北面开始順時針方向，天琴座被天龙座、武仙座（海格力斯）、狐狸座及天鹅座所包圍。中心位置：赤經18時50分，赤緯36°。座內目視星等亮於6等的星有53顆，其中亮於4等的星有8顆。.
查看 北极星和天琴座
天鉤五
天鉤五 (α Cep / 仙王座α) 是仙王座內的一顆恆星，英文的專屬名稱是Alderamin。.
查看 北极星和天鉤五
天津二
天津二 (δ Cygni / δ Cyg)是天鵝座的第四亮星，他大約將在西元11,250年擔任4個世紀的"北極星"。 這顆恆星與天鵝座ζ、ε和γ － 北十字的橫桿 － 在阿拉伯土著中被稱為al-Fawāris，意思就是"騎士"。 在傳統的中國天文學中，它與天鵝座30、α、ν、τ和υ組成一個星官，稱為天津，意思為"天球上的渡口(淺灘)"，而它是這個星官中的第二顆星。.
查看 北极星和天津二
天津四
天津四（英語：Deneb）即天鵝座α星（α Cygni），在星官天津中排名第4，是天鵝座最明亮的一顆恆星，亮度在全天空排名第十九位。天津四是一顆藍白色的超巨星，它的視星等為1.25等，也是已知最明亮的恆星之一。天津四與位於天鷹座的河鼓二（牛郎星），及天琴座的織女星，組成著名的「夏季大三角」。.
查看 北极星和天津四
少衛增八
少衛增八（仙王座γ，Gamma Cephei），傳統的英文名稱是Alrai，也有時被稱為Errai或Er Rai，是在仙王座的一顆恆星。少衛增八是一對雙星，距離地球約50光年，視星等3.22，較大且較亮星的是橘色的次巨星，光譜為K1 IV，較小的是紅矮星，其質量只有太陽的0.409倍。目前對這對雙星的軌道研究尚不充足，最好的估計值是周期為70年±16年，離心率0.439 ±0.06，兩星之兼的距離在10～29天文單位間變化。 少衛增八能以肉眼直接看見，未來將成為北極星，這是由於地球的分點歲差，使地球自轉軸在天球上移動。在第30世紀，少衛增八便會因為是最接近天球北極點的恆星而成為那時代的北極星，然後這個「頭銜」在52世紀時將會轉移給天鉤八（仙王座ι）。.
查看 北极星和少衛增八
尔雅
《尔雅》乃中国最早的一部訓詁書，也是世界上现存最早的的单语言词典。至今《尔雅》仍是后代考证古代词语時重要的一部著作。 《汉书·艺文志》稱漢代重視經學，爾雅便是正宗的經學解釋書。書名中“尔”通“邇”，是“近”的意思；“雅”為“意为”之義，为官方语言，即“雅言”。“讀音尔雅”就是正確的至於語言、接近于則故訓的语言。 《尔雅》为儒家之经典。唐朝时，是学馆生徒必读书之一，後便归类为训诂书，列位於十三经之中。清四庫全書中為經部。.
查看 北极星和尔雅
北半球
北半球（Northern Hemisphere），是指地球赤道以北的半球。 地球上大部份的陸地（亞洲大部份、歐洲全部、非洲北半部、北美洲全部、南美洲極北部）及人口都在北半球。在北半球，冬季通常是1月至3月，夏季通常是7月至9月，與南半球四季相反。 北半球的海洋有北太平洋、北大西洋及北冰洋。 在北半球，朝南向陽。.
查看 北极星和北半球
北極二
北極二 （β UMi / 小熊座β），英文名Kochab，中国古代称为“帝星”，是小熊座的第二亮星，仅稍暗于现在的北极星勾陈一。北极一距离北极星16度，视星等2.08。经由依巴谷卫星的视差测量，该星距离太阳约130光年。 业余天文学家可以用北极二作为校准望远镜的精准指引，因为北天极位于距北极星43角分的地方，非常接近勾陈一与北极二的连线上。.
查看 北极星和北極二
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。.
查看 北极星和勾陳一
織女一
織女一又稱為織女星或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恆星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恆星，僅次於大角星。它與大角星及天狼星一樣，是非常靠近地球的恆星，距離地球只有25.3光年；它也是太陽附近最明亮的恆星之一。在中國古代的「牛郎織女」神話中，織女為天帝孫女，故亦稱天孫。 天文學家對織女星進行過大量的研究，因此它「無疑是天空中第二重要的恆星，僅次於太陽」。織女星大約在西元前12,000年曾是北半球的極星，但因歲差現象地球自轉軸傾斜，再加上日月對地球各部份的引力並不一致，使地球自轉軸緩慢轉圈，週期約兩萬六千年，稱為歲差現象。，它在13,727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14'。織女星是太陽之外第一顆被人類拍攝下來的恆星，也是第一顆有光譜記錄的恆星。它也是第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一。織女星也曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是UBV測光系統用來定義平均值的恆星之一。在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置見到織女星，因為身為天文學上星等的標準，其視星等被定義為0等，因此天文學家會以織女星作為光度測定的標準。 織女星的年齡只有太陽的十分之一，但是因為它的質量是太陽的2.1倍，因此它的預期壽命也只有太陽的十分之一；這兩顆恆星目前都在接近壽命的中點上。織女星的光譜分類為A0V，其溫度比天狼星的A1V高一點。它仍处於主序星階段，透過把核心內的氫聚變成氦來發光發熱。織女星比氦重（原子序數較大）的元素豐度異常的低，織女星光度有輕微的周期性變化，因此天文學家懷疑它是一顆變星。它的自轉相當快速，赤道自轉速度是每秒274公里。離心力的影響導致恆星的赤道向外突起，溫度的變化通過光球表面在極點達到最大值。地球上的觀測者視線正朝著織女星的極點。天文學家經過測定後，得知織女星每12.5小時自轉一周，整顆恆星呈扁平狀，赤道直徑比兩極大了23%。 天文學家觀測到織女星紅外線輻射超量，顯示織女星似乎有塵埃組成的拱星盤。這些塵粒可能類似於太陽系的柯伊伯带，是岩屑盤中的天體碰撞產生的結果。這些由於塵埃盤造成紅外線輻射超量的恆星被歸類為類織女恆星。織女星盤的分布並不規則，顯示至少有一顆大小類似木星的行星環繞著織女星公轉。.
查看 北极星和織女一
论语
《論語》是一本以記錄春秋時期思想家孔子言行為主的言論匯編，在古書中又別以論、語、傳、記等字單稱，為儒家重要經典之一，在四庫全書中為經部。“論”通行的读音为“ㄌㄨㄣˊ（lún）”，為論纂、編纂的意思，「語」為談說的意思，如《國語》之類，合起來指言论的汇编。東漢班固的《漢書·藝文志》稱：「《論語》者，孔子應答弟子、時人，及弟子相與言而接聞於夫子之語也。當時弟子各有所記，夫子既卒，門人相與輯而論纂，故謂之《論語》。」 《論語》涉及多方面內容，自汉武帝“罢黜百家，独尊儒术”之後，它被尊为“五经之輨轄，六艺之喉衿”，是研究孔子及儒家思想尤其是先秦儒家思想的一手資料。南宋時朱熹將《大學》、《論語》、《孟子》、《中庸》合為「四書」，使之在儒家經典中的地位日益提高。元代延佑年间，科举开始以“四书”开科取士。此后一直到清朝末年推行洋务运动，废除科举之前，《论语》一直是学子士人推施奉行的金科玉律。.
查看 北极星和论语
造父四
造父四也被稱為仙王座μ星（Mu Cephei）或赫歇爾的石榴石星（Herschel's Garnet Star），是一顆位於仙王座的紅超巨星，也是銀河系中已知最巨大與最明亮的恆星之一。它的顏色呈現石榴石般的紅色，恆星光譜分類為M2 Ia。天文學家從1943年開始將造父四的光學頻譜視為分類其它恆星的基準。.
查看 北极星和造父四
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。.
查看 北极星和恒星
極星
極星大約位於地球的自轉軸指向且肉眼可見的恆星，特別是明亮的恆星；也就是說，極星是最靠近天極且明顯可見的恆星，並且當從地球的南極或北極觀看時，這些星幾乎就在頭頂的正上方（相似的觀念也適用於其它的行星）。 極星這個名詞通常指的就是北極星，也就是目前最靠近北極的亮星，也就是所知的勾陳一。南天極目前缺乏像北極星這樣的亮星來標示其位置，目前，最靠近天球南極且肉眼可見的恆星是暗淡的南極座σ，它有時也被稱為 南極星。 當其它的恆星在夜空中的位置明顯的改變時，它們看來都是繞著天球極點在旋轉，極星的視位置在理想中應該是固定不變的。這使他們在天文航海上特別有用：它們各自獨立的指示出地極的方向，而且它們的高度也可以測定地理的緯度。 因為天極的位置會緩慢但持續的在群星中漂移，極星的身分也會隨之改變，主要的原因是地球自轉軸的進動，這導致地軸的址相隨著時間而改變。如果恆星在太空中是固定的，進動將造成天極以大約26,000年的周期繞著天球上一個假想的圓，而在不同的時間會接近不同的恆星。但是，恆星彼此之間也有相對的運動，也就是所謂的自行，則是造成極星漂移的另一個原因。.
查看 北极星和極星
歲差 (天文)
歲差（axial precession，字面意義為「（自轉）軸進動」），在天文學中是指一個天體的自轉軸指向因為重力作用導致在空間中緩慢且連續的變化。例如，地球自轉軸的方向逐漸漂移，追蹤它搖擺的頂部，以大約25,800年的週期掃掠出一個圓錐（在占星學稱為大年或柏拉圖年）。「歲差」這個名詞通常只針對長期運動，其他在地軸準線上的變動 －章動和極移－ 規模要小了許多。 在歷史上，地球的歲差被稱為分點歲差，這是因為 分點沿著黃道相對於背景的恆星向西移動，與太陽在黃道上的運動相反。在非技術的討論中仍沿用此一名詞，這點在詳細的數學中是不存在的。在歷史上, Western Washington University Planetarium, accessed 30 December 2008，記載喜帕恰斯發現分點歲差，雖然確實的時代和日期並不清楚，但由托勒密認為是他所做的天文觀測推測，期間在西元前147年至127年。 在19世紀的前半世紀，由於對行星之間引力計算能力的改進，人們發現黃道本身也有輕微的移動，在1863年之際這稱為行星歲差，而占主導地位的部份稱為日月歲差（lunisolar precession）。它們合起來稱為綜合歲差，並且取代了分點歲差。日月歲差是太陽和月球對地球赤道隆起的引力作用造成的，引發地軸相對於慣性空間的轉動。 行星歲差(actually an advance)是由於其它行星對地球和軌道面（黃道）的引力有小角度造成的，導致黃道面相對於慣性空間的移動。日月歲差比行星歲差強大了500倍。除了月球和太陽，其它行星也會造成地軸的運動在慣性空間中產生微小的變化，在對比時會造成對日月歲差和行星歲差的誤解，所以國際天文聯合會在2006年將主要的部分重新命名為赤道歲差，而較微弱的成份命名為黃道歲差，但是兩者的合稱仍是綜合歲差。.
查看 北极星和歲差 (天文)