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A型主序星
A型主序星(AV星)是光譜為A，亮度為V，在主序帶（氫燃燒）上恆星。這些恆星的定義是在恆星光譜类型A和光度级V。恆星光譜上有強烈的氫的巴耳末吸收譜線 ，它們的質量從太陽的1.4倍至2.1倍太陽質量，表面溫度在7,600至10,000K 。 明亮的和附近的A型主序星的例子包括牛郎星(A7 V)、天狼星A(A1 V)和織女星(A0 V)。.
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Ap和Bp星
Ap和Bp星是A型和B型特殊恆星（因此註記為p），光譜中顯是有過多的稀土金屬元素（像是銪）或其他的像是鍶）。這些恆星的自轉速度比一般A和B型的恆星要慢，雖然仍有一些可以高達≈ 100公里／秒^。它們也有很強的磁場，有些可以達到 ≈ 4萬G（4T）。過剩的化學元素在空間中的位置顯示出與磁場的幾何連接。 有些這一類的恆星會在徑向速度上出現數分鐘的脈衝變化。 研究這些恆星的高解析光譜時，會配合使用研究恆星自轉以推論表面地圖的都卜勒成像。.
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原行星
原行星是在原行星盤內大小如同月球尺度的胚胎行星。它們應該是由公里尺度的微行星因彼此的重力相互吸引與碰撞而形成的。根據太陽星雲形成的理論，原行星在軌道輕微的擾動下和因此導致的巨大撞擊與碰撞下逐漸形成真正的行星。 在太陽系中，一般認為微行星的碰撞形成了數百個行星胚胎。這些天體類似穀神星和冥王星，其質量約1022到1023公斤，直徑約數千公里。之後數億年中行星胚胎之間彼此碰撞。目前仍無法得知行星胚胎之間互相碰撞而形成行星的詳細過程，但一般認為最初的碰撞可能將第一代的行星胚胎摧毀，被數量較少，但體積較大的第二代胚胎取代。這樣的過程會持續到撞擊結束，最後只有少數胚胎會形成行星。 早期的原行星有較多的放射性元素，這些數量由於放射性衰變，會隨著時間逐漸減少。來自放射線的熱、撞擊和重力的壓力會使原行星發生局部的熔化，有助於它們增長成為行星。在熔化的區域，較重的元素會向中心下沉，較輕的元素會上昇至表面；這種過程就是所知的行星分化。一些隕石的結構中也顯示出有些小行星也發生過分化的作用。 形成月球的大碰撞說假設是一個巨大的，被稱為忒亞的原行星，在太陽系形成的早期與地球發生碰撞。 在內太陽系中，至少有三顆保留原始特徵的原行星存在，即穀神星、智神星和灶神星。而司琴星也有類似原行星的特徵。柯伊伯带中的矮行星也被認為是原行星。 2013年2月，天文學家首次直接觀測到遙遠恆星外圍由塵埃和氣體組成的盤面內原行星正在形成。.
原行星盤
原行星盤（Proplyd or Protoplanetary Disc）是在新形成的年輕恆星（如金牛T星）外圍繞的濃密氣體，因為氣體會從盤的內側落入恆星的表面，所以可以視為是一個吸積盤。但是，不能將這個過程與恆星形成時的吸積混淆在一起。 環繞金牛座T的原行星盤，溫度與大小都與雙星周圍的盤不同。原行星盤的半徑可以達到1,000天文單位，但是溫度並不高，在它們最內側的溫度也不過1,000K，並且經常有噴流伴隨著。 典型的原行星盤來自主要是氫分子的分子雲。當分子雲分得的大小達臨界質量或是密度，將會因自身重力而塌縮。而當雲氣開始塌縮，這時可稱為太陽星雲，密度將變得更高，原本在雲氣中隨機運動的分子，也因而呈現出星雲平均的淨角動量運動方向，角動量守恆導致星雲縮小的同時，自轉速度亦增加。這種自轉也導致星雲逐漸扁平，就像製作意大利薄餅一樣，形成盤狀。從崩塌起約十萬年後，恆星表面的溫度與主序帶上相同質量的恆星相同時，恆星將變得可以被看見，就像金牛座T的情況。吸積盤中的氣體在未來的一千萬年中，盤面消失前，仍會繼續落入恆星。盤面可能是被年輕恆星的恆星風吹散，或僅僅是因為吸積之後，單純的停止輻射而結束。發現的最老的原行星盤已經存在了二千五百萬年之久。 太陽系形成的星雲假說描述原行星盤如何發展成行星系統。靜電和引力互相作用在盤面上的塵埃粒子和顆粒，使它們生常成為星子。這個過程與會將氣體吹散的恆星風競爭，將氣體累積並將物質拉入金牛座T的中心。 在我們的銀河系內，已經觀測到一些年輕恆星周圍的原行星盤。第一個是在1984年發現的繪架座β，最近的則是哈伯太空望遠鏡發現在獵戶座大星雲內正在形成的原恆星盤。 天文學家已經在距離太陽不遠的恆星，天琴座織女星、北冕座貫索四、和南魚座北落師門，發現大量的原行星盤材料，或許本身就已經是原行星盤。 包含織女和北落師門的北河二共同運動星團被分辨出來。利用希巴古衛星資料，估計北河二星團年齡約二億年（誤差約一億年），這顯示以紅外線觀察到的織女和北落師門周圍的殘餘物質可能已成星子，而不僅僅是原行星盤了。哈伯太空望遠鏡已經成功的觀測北落師門的原行星盤，並證實猜測。.
原行星雲
原行星雲或前行星雲（PPN）是在恆星演化的過程中，介於漸近巨星分支晚期（LAGB）和隨後的行星狀星雲（PN）之間，生命週期很短的一種天體。一個原行星雲會發射出強烈的紅外線輻射，因而是一種反射星雲。在中等質量恆星（1-8 M☉）的生命週期中，它是演化階段中倒數第二亮的。.
原恆星
原恆星是在星際介質中的巨分子雲收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於金牛T星的形成，然後就發展進入主序帶。這個階段由金牛T風－一種恆星風的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。 觀測顯示巨型分子雲總體上近似在維里平衡的狀態，星雲中的重力束縛能被星雲中構成分子的動能平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂它的平衡狀態，干擾的例子可以是來自超新星的震波；星系內旋臂的密度波，或是與其他雲氣的接近或碰撞。無論擾動的來源是何種，只要夠大就可能在雲氣內特定的地區造成重力大於熱動能的重力變化。 英國的物理學家詹姆士·金斯曾詳細的討論過上述的现象。他能顯示，在適當的情況下，一團雲氣或其中的一部分，將開始如上所述的收縮。他導出了一條公式可以計算雲氣所需要的大小和質量，以及在重力收縮開始前的溫度和密度。這個臨界質量就是所知的金斯質量，可以由下式得到： 此處 n是特定區域的密度，m是在雲氣內氣體平均的質量，而T是氣體的溫度。.
假設的海王星外行星
假設的海王星外天體，習稱為海外行星、X行星或Planet X，自從1846年發現第八顆行星海王星之後，就有人不斷的在猜想是不是還有在海王星軌道外側的行星存在著。歷年來，在海王星軌道外側的區域發現了形形色色想像中的天體，並且曾經幾乎被確認為可能是第九顆行星和第十顆行星。.
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假超新星
假超新星有時也稱為第五型超新星，是類似海山二的，和高光度藍變星（LBV）的巨大噴發現象。.
半人马小行星
半人馬小行星被歸類為軌道不穩定的小行星，並競相以神話中半人馬族的神祇命名。所以選擇這一族的名稱是因為它們的行為一半像小行星，另一半則像彗星。半人馬小行星的軌道會穿越或曾經穿越過一顆或數顆氣體巨星的軌道，並且有數百萬年的動力學生命期。 第一顆類似半人馬小行星的天體是在1920年發現的小行星944（Hidalgo），但是在1977年發現凱龍之前，它們並未被認為是一個新的族群。已知最大的半人馬小行星是1997年發現的女凱龍星，它的直徑達到260公里，大小如同主帶中的一顆中等大小的小行星。 沒有半人馬小行星曾經被拍攝過近照，但有證據顯示在2004年被卡西尼號拍下特寫鏡頭的費貝可能是被土星捕獲的半人馬小行星。另一方面，哈伯太空望遠鏡也已經獲得一些飛龍星表面特徵的資訊。 ，三顆半人馬小行星被發現有彗星狀的彗髮活動：凱龍、厄開克洛斯（Echeclus）和，因此凱龍和厄開克洛斯暨歸屬於小行星也歸屬於彗星。其它的半人馬小行星，像是Okyrhoe被懷疑有類似彗星的活動。任何一顆受到攝動而接近太陽至足夠的距離內時，都可已被預期會成為彗星。.
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半規則變星
半規則變星是光譜類型為中期和晚期的紅巨星或超巨星，顯示出可以觀察到的週期性和光度變化，但有著各種各樣的不規則性或中斷的變化。變光週期從20天至超過2000天不等，同時光度曲線在每個週期內或多或少的都有一些變化。光度的變化範圍從數百至數星等 (通常在可見光的範圍是1-2星等)。 半規則變星可以分為幾種類型：.
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反射星雲
反射星雲，以天文學的觀點，只是由塵埃組成，單純的反射附近恆星或星團光線的雲氣。這些鄰近的恆星沒有足夠的熱讓雲氣像發射星雲那樣因被電離而發光，但有足夠的亮度可以讓塵粒因散射光線而被看見。因此，反射星雲顯示出的頻率光譜與照亮他的恆星相似。在星雲中散射光線的是含碳的微粒（像是鑽石塵粒）和其他成分的元素，特別是鐵和鎳，後二者經常會排列在星系磁場中，造成星光輕微的偏極化（Kaler，1998）。哈伯在1922年就區分出了這兩種類型的星雲尼哥。 由於散射對藍光比對紅光更有效率（這與天空呈現藍色和落日呈現紅色的過程相同），所以反射星雲通常都是藍色的。 反射星雲和發射星雲常結合在一起成為彌漫星雲，例如獵戶座大星雲。 已知的反射星雲大約有500個，其中最好看的就是圍繞在昴宿星團周圍的反射星雲，在天空中同一個區域中還有藍色的三裂星雲。心宿二是非常紅的一顆紅巨星（光譜分類為M1），被一個巨大的紅色反射星雲圍繞著。 反射星雲通常也是恆星形成的場所。 在1922年，哈伯出版了他調查亮星雲的結果，這工作的一個部份是反射星雲的光度定律。他得到了反射星雲視大小（R）和關聯的恆星視星等（m）之間的關係： 此處的k是與測量儀器靈敏度相關的常數。.
反地球
反地球是太阳系中的假想体，它与地球相对，并共同绕着一团火旋转，它最早由前苏格拉底哲学家菲洛劳斯提出，是为了支持他的非地心说理论。.
古爾德帶
古爾德帶是橫跨3,000光年直徑，由恆星組成的星環的一部份，包含一些O型和B型的OB星恆星，從銀河盤面翹起16至20°。古爾德帶被懷疑是包含太陽在內的螺旋臂，太陽是距離中心約325光年的一個成員。估計存在的時間約3,000至5,000萬年，但來源還未知，名稱則得自1879年發現它的美国天文学家本杰明·阿普索普·古尔德 。.
可觀測宇宙
可观测宇宙（observable universe）是一个以观测者作为中心的球体空间，小得足以让观测者观测到该范围内的物体，也就是说物体发出的光有足够时间到达观测者。截至2013年對宇宙年齡最精確的估計是年。 但由於宇宙的膨脹，可觀測宇宙的半徑並不是固定的138億光年，人類所觀測的古老天體當前的距離比起其原先的位置要遙遠得多（以固有距離（proper distance）來衡量，固有距離在現在的時點和同移距離是相等的）。 现在推测可观测宇宙半径约为465亿光年，直径约为930亿光年。 根據宇宙學原理，從任何方向到可觀測宇宙邊緣的距離大致是相等的。 “可观测”在这个意义上与现代科技是否容许我们探测到物体发出的辐射无关，而是指物体发出的光线或其他辐射可能到达观测者。实际上，我们最远只能观测到宇宙从不透明变为透明的临界最后散射面（surface of last scattering），但在未來的技術下，我们有可能觀測到更古老的宇宙中微子背景輻射，甚至可能能够从重力波的探测推断这个时间之前的信息。有時候天體物理學家將「可視宇宙」（visible universe）和「可觀測宇宙」相區分，前者只包括了再復合時期以來的信息而後者則包括了自宇宙膨脹（傳統宇宙學的大爆炸及現代宇宙學的暴脹時期結束）以來發出的信息。經過計算，到CMBR粒子的同移距離（可視宇宙的半徑）大約為140億秒差距（約457億光年），而到可觀測宇宙邊緣的同移距離大約為143億秒差距（約466億光年），大約比前者大2%。.
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堤喀 (假想行星)
堤喀（Tyche）是太阳系奥尔特云内的一颗假设的气态巨行星的昵称。路易斯安那大学拉斐特分校的天文学家和 曾多次发表声明表示，基于长周期彗星运行轨道的不规则性，他们发现了该天体存在的证据。他们提到，假如堤喀的确存在，那么应能在美國國家航空暨太空總署的廣域紅外線巡天探測衛星（WISE）望远镜观测到的数据中找到它。然而，一些天文学家对此表示怀疑，得花两到三年时间去分析数据，以确认WISE是否的确观测到了这颗行星的存在。 2014年發行的《天文物理期刊》指出，WISE排除了在10,000天文單位有土星大小的物體，及至26,000天文單位（0.4光年）內木星大小或更大的物體的可能性。.
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大彗星
大彗星是對地球上的觀測者來說特別明亮和狀觀的彗星，以過去的數字來看，平均約10年才會出現一顆。 要預測某顆彗星是不能成為大彗星是很困難的，有許多因素都會造成彗星的光度與預測的不同。一般而言，有巨大或活躍核心的彗星，如果夠接近太陽，從地面觀察時在最亮的時刻又沒有被太陽遮蔽掉，它就有機會成為大彗星。 彗星在被發現後，會以發現者的名字做為正式的名稱，但有些特別亮的反而會以最明亮的年份直接稱為XX年大彗星。.
大熊座W型變星
大熊W型變星是一種食雙星變星，兩顆星非常的靠近，以致兩顆星的表面互相接觸到。因為它們外面數層的氣體是共有的，因此被稱為共包層聯星。經由兩顆星相連之處，雙方的質量和熱可以相互流通，會使兩顆星的溫度一致。.
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大质量弱相互作用粒子
大质量弱相互作用粒子（Weakly interacting massive particles，简称WIMP），是一种仍然停留在理论阶段的粒子，是暗物质最有希望的候选者。理论预言这种粒子应该有以下两个特点：.
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大陵五型變星
大陵五變星或大陵五型雙星是以英仙座β星（中國星名為大陵五）為代表的一種食变星。 當溫度較低的恆星由較熱的恆星前方經過時，會遮蔽後方恆星部份或全部的光，這是這對聯星光度的主極小，所以由地球觀察到的聯星亮度會下降；但稍後，當較熱的恆星經過過較冷恆星前方時，也會造成光度的下降，稱為第二極小或次極小。 由週期，或兩次主極小的時間間隔，是非常規律的，可以測量出聯星的公轉週期，這個時間就是兩顆星在軌道上互相環繞一周的時間。大部分的大陵五型變星是相當接近的雙星，它們的週期都不長，通常都在幾天之內。以知週期最短的是玉夫座VZ (0.145天)，最長的則是御夫座ε，長達9892天（27年）。 大陵五型聯星系統的伴星是球形或略微橢球形，與所謂的天琴座β變星和大熊座W變星有所不同，這兩種變星的伴星都更為靠近，以致於引力會影響到恆星的外型。 通常，這類型的光度變化在一個視星等左右，已知變化最大的是天鷹座V342，光度變化達到3.4等。伴星可以是任何一種光譜類型，但較明亮的都屬於B、A、F或G型光譜。 大陵五型變星的原型是在1669年被Geminiano Montanari發現的英仙座β星，造成變光的機制則在1782年才被约翰·古德利克正確的予以闡明。 已知的大陵五型變星有數千顆，在2003年版的變星總目錄(gcvs)中已經列出了3,554顆，佔總數的9%，一些有趣的大陵五型變星可以在著名的變星列表中查到。.
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天市垣
天市垣，三垣之一，按《步天歌》，天市垣為三垣的下垣。 天市垣是天上的市集，是平民百姓居住的地方。.
天体
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天王星
天王星是從太陽系由内向外的第七顆行星，其體積在太陽系排名第三（比海王星大），質量排名第四（比海王星輕）。其英文名稱Uranus來自古希臘神話的天空之神烏拉諾斯（），是克洛諾斯的父親，宙斯的祖父。与在古代就为人们所知的五顆行星（水星、金星、火星、木星、土星）相比，天王星的亮度也是肉眼可見的，但由於較為黯淡以及緩慢的繞行速度而未被古代的觀測者认定为一颗行星。直到1781年3月13日，威廉·赫歇耳爵士宣布發現天王星，从而在太陽系的現代史上首度擴展了已知的界限。這也是第一顆使用望遠鏡發現的行星。天文學符號為、♅（♅，Unicode編碼U+2645） 天王星和海王星的內部和大氣構成不同於更巨大的氣體巨星，木星和土星。同樣的，天文學家設立了不同的「冰巨行星」分類來安置她們。天王星大氣的主要成分是氫和氦，還包含較高比例的由水、氨、甲烷等結成的「冰」，與可以探测到的碳氫化合物。天王星是太陽系內大气层最冷的行星，最低溫度只有49K（−224℃）。其外部的大气层具有複杂的雲層結構，水在最低的雲層內，而甲烷組成最高處的雲層。相比较而言，天王星的内部则是由冰和岩石所构成。 如同其他的巨行星，天王星也有環系統、磁層和許多衛星。天王星的環系統在行星中非常獨特，因為它的自轉軸斜向一邊，幾乎就躺在公轉太陽的軌道平面上，因而南極和北極也躺在其他行星的赤道位置上。從地球看，天王星的環像是環繞著標靶的圓環，它的衛星則像環繞著鐘的指針（雖然在2007年與2008年該環看來近乎水平）。在1986年，來自太空探测器航海家2號的影像资料顯示天王星實際上是一顆平平無奇的行星，在其可見光的影像中沒有出现像在其他巨行星所擁有的雲彩或風暴。然而，近年內，隨著天王星接近晝夜平分點，地球上的觀測者发现天王星有季節變化的迹象和漸增的天氣活動。天王星上的風速可以達到每秒250公尺。 在西方文化中，天王星是太陽系中唯一以希臘神祇命名的行星，其他行星都依照羅馬神祇命名。.
天王星的卫星
天王星是太阳系的第7颗行星，截至2014年7月，人类一共发现27颗天王星的卫星，所有卫星均以威廉·莎士比亚或亚历山大·蒲柏著作中的角色命名。威廉·赫歇尔于1787年发现了天卫三和天卫四两颗卫星，另外3颗近球体卫星中的天卫一和天卫二是于1851年由威廉·拉塞尔发现，天卫五则是在1948年由杰拉德·柯伊伯发现。这5颗卫星都拥有行星质量，一旦脱离天王星轨道，直接围绕太阳运行，就可以归类成矮行星。其它22颗卫星都是在1985年以后发现的，部分来自旅行者2号的发现，还有部分是先进地面望远镜的功劳。 天王星的卫星可以分成三类：13个内卫星，5颗主群卫星和9颗不规则卫星。内卫星是暗黑色的小天体，与天王星环的性质和源起相同。5颗主群卫星的质量都大到足以实现流体静力平衡，其中4颗卫星的地表有迹象显示内部有驱动形成峡谷和火山喷发等的地质活动。5颗主群卫星中最大的是天卫三，其直径有1578公里，是太阳系的第8大卫星，质量相当于月球的5%。天王星的不规则卫星大部分都以逆行轨道运行，轨道的离心率和倾角都很高，距离天王星很远。.
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天王星軌道穿越小行星
天王星軌道穿越小行星就是這顆小行星的軌道和天王星的軌道相交。以下列出已經編號的天王星軌道穿越小行星。多數甚至是全部的天王星軌道穿越小行星都是半人馬小行星。 備註：†表示內掠，‡表示外掠。.
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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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天龍座BY型變星
天龍座BY型變星通常屬於晚期的K或M型主序星變星。 這個名稱來自這種變星的原型：天龍座BY。由於表面的星斑和恆星的自轉，和色球層上的其它活動，使它們展現出光度上的變化。天龍座BY型變星的亮度波動一般小於0.5視星等，光變曲線週期接近恆星的平均自轉週期，被稱為。在週期內的光變曲線是不規則的，並且從一個週期到下一個週期，在形狀上略有變化。對天龍座BY，週期大約是一個月，而形狀保持相似。 鄰近的K和M型的天龍座BY型變星包括巴納德星、卡普坦星、天鵝座61、羅斯248、拉卡伊8760、拉蘭德21185和魯坦726-8。羅斯248 是被發現的第一顆天龍座BY型變星，傑拉爾德寇倫在1950年辨識出它的變異。天龍座BY本身的變異在1966年才被發現，Sugainov在1973-1976年間對它進行了詳細的研究。 比太陽明亮的南河三，光譜類型為F5 IV/V，也被宣稱是天龍座BY型變星。南河三有兩點異於平常：它正在移出主序星進入次巨星階段；它的核融合反應介於PP燃燒和CNO燃燒，這意味著它的中間有對流層和非對流層。而任何一個理由都可以大於正常的星斑。 有些天龍座BY型變星會出現閃光，而成為另一型變星：鯨魚座UV型變星。同樣的，天龍座BY型變星的光譜（特別是H和K線）類似於獵犬座RS型變星，這是另一種有著活躍色球層活動的變星.
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天鵝座α型變星
天鵝座α型變星是顯示出非徑向脈動的變星，意味著當恆星表面有些地方收縮時，而同時也有些地方是擴張的。它們是光譜類型B或A的超巨星，亮度變化在0.1視星等，並與脈動相關聯，而由於和多脈動週期的節拍相關聯，因而通常是不規則變星。脈衝週期通常有幾天到幾個星期的周期。 這種變星的原型是天津四（天鵝座α），顯示的亮度在1.21 和 +1.29 之間波動。眾所周知很多在早期的超巨星都有小幅快速的變動，但之前它們未被歸為一類，直到1985年的變星總表第四版才收錄為變星的一種，縮寫的字母為ACYG（Alpha Cygni variable stars）。許多高光度藍變星（LBVs）在它們平靜（熱）階段顯示出天鵝座α型變星的型態，但在這種情況下一般仍使用LBV的分類。 克裡斯托費爾（Christoffel Waelkens）和他的同事在1998年的研究，分析依巴谷衛星的資料，發現了大量（32）此類變星。.
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太微垣
太微垣，三垣之一，按《步天歌》，太微垣為三垣的上垣。 太微垣又名天庭，是政府的意思，也是貴族及大臣們居住的地方。.
太初黑洞
#重定向 原初黑洞.
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。.
太阳系
太陽系Capitalization of the name varies.
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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太陽系小天體
太陽系小天體（small Solar System Body, SSSB）是國際天文聯會在2006年重新解釋太陽系內的行星和矮行星時，產生的新天體分類項目。 其他所有環繞太陽運轉的天體都將歸屬到這個分類下：太陽系小天體……，在目前包括在內的有大多數太陽系內的小行星、多數的海王星外天體（TNO）、彗星和其他的小天體。 這包含：.
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太陽系的假設天體列表
假設的太陽系天體是在我們太陽系中，已經從觀測的科學中推斷出，但不知道它們是否存在的一顆行星、天然衛星或類似的天體。多年來已經提出一些假設的行星，但很多已經被排除掉。然而，即使在今天，以科學猜測可能存在的行星，依然超出我們目前知識領域的範圍，不知是否真的存在。.
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夸克星
夸克星（Quark star）由奇异物質組成，是一種理論假設可能存在的引力緻密星體，需要更多的觀測數據及關鍵遺失環結理論推導來佐證其真實性。 實驗驗證方面，關鍵的奇異物質理論至今還是假說，至2013年五月為止，沒有任何可能的夸克星類型被證實或理論可以完全自洽，基礎成分「H雙重子」亦未被尋獲，最後一組對「H雙重子」進行搜尋實驗的是日本KEK（高能加速器研究機構）與日本原子能研究開發機構（JAEA）的合作項目J-PARC，目前尚未有結論。 2013年6月17日，北京質譜儀BES III與日本KEK的Belle團隊在研究疑似粲夸克偶素（Charmonium）的Y（4260）時，分別獨立發現Zc（3900），實驗報告於美國物理通訊上發表，Zc（3900）的夸克態可能是ccud或是介子分子混雜態（hadron molecule），是目前跡象最明確有可能被正式認定的第一個四夸克態粒子（雙夸克反雙夸克態）。Zc（3900）如果確認成立，其意義十分重大，將正式確立多夸克態物理的成立，確認一整門新物理學的出現，多夸克態一旦成立，則夸克水平的星體均可能成立，但不見得是奇異夸克星，也有可能是混雜態夸克星或是孤子星產生機率更高，這對近代天體物理發展而言是一項很大的突破，一整個族系的多夸克態星體均有可能被列入天體物理的研究範圍內。 對夸克星模型產生矛盾的現有物理實驗當中，在2013年1月，質子大小再度被確認為0.84087飛米，以μ-氫原子（Hydrogen muon）作為測量基準，置信度為7σ，遠比使用氫原子精確許多，推翻百年以來推算的大小0.8768飛米，完成驗證程序，正式為物理學界承認（2010年，德國（MPQ）首度測量μ-氫原子所得數據大約為0.8418飛米，其後被物理學界稱為質子大小謎團）。該數值導致量子電動力學當中的一些物理常量可能必須修改，例如「里德伯常量」。質子的夸克態為uud，質子大小修正幅度達4%，這意味過去推導的「H雙重子」uuddss物態方程，在數值計算上幾乎是全面錯誤的，短距力的效應在夸克星模型當中被低估許多。由此可以確信的是現有的夸克星模型全部都是需要修正的，這包含了夸克星半徑的推算、引力緻密程度及內部能階所能產生各類衰變粒子所造成的星體穩定性問題，2013年以前推導的夸克星模型沒有任何一個是正確的，引用新數值重新計算的工作還在進行中，尚未有相關的新論文出現。 理論發展方面，2013年3月中，CERN宣布了希格斯玻色子的能階大約在125.3-126.0GeV之間，如果CERN以外的第三方對照組實驗的數據同樣驗證此一數值（現代科學程序上要求CERN以外的機構重覆檢驗正確性，至少要有CERN以外的一個單位或多個單位進行重覆證實，CERN的發現並非最終結論），則此一能階則表示夸克星核心將會頻繁地形成希格斯玻色子及比較強烈的真空極化效應，甚至會形成穩定的希格斯玻色子物質團，夸克星的組成將不再是單純的奇異物質團，模型還必須考慮到與希格斯玻色子的交互作用，舊有推導的夸克星模型則幾乎全面都存在錯誤。考慮到夸克星是最可能進一步坍縮成更高密度的引力緻密星體，核心當中含有高密度的希格斯玻色子應當是一個正確的物理推論結果，提供了完美解釋了進一步坍縮的成因，過往的夸克星模型通常避開此一量子效應，在希格斯玻色子能階確認以後，夸克星模型無可避免地需要進行全面修正。 在質量生成貢獻度方面，希格斯玻色子一般只貢獻大約10%以下，90%以上是由夸克與膠子之間的力所賦予，質子質量當中，夸克僅佔5%，膠子不具質量，其餘質量貢獻為夸克與膠子之間的交互作用所貢獻，由於H雙重子尚未尋獲，無法得知其實際質量，在夸克星的密度及強引力參數下，夸克與膠子之間的交互作用對質量的貢獻比例是否會發生重大改變，成為夸克星模型當中的關鍵要素，對於其是否進一步坍縮或是維持長期結構穩定，以及星體總質量的生成因素，有關鍵性的影響，同時也全面影響夸克星的演化結構，舊有的理論物態方程均未考慮到此一因素，明顯需要進行大幅度修正。 希格斯玻色子的發現，將會使得夸克星研究成為新物理學及「巨觀宇宙結構研究」的關鍵性角色，夸克星引力及質量生成機制涉及使用廣義相對論的部份必須幾乎全面修改，物態轉換過程的進一步研究，對於證明廣義相對論是一個錯誤的物理理論有很大的幫助，目前夸克星機制的矛盾，大多數都來自於使用廣義相對論假設，假定廣義相對論存在錯誤的假設，並且採用新的量子引力延展理論，例如或是純量不變量（Scalar invariant）系列約十餘種延展理論，在高能階區域進行修正，對於尋找正確的夸克星模型及證明「經典黑洞理論」是錯誤的天體物理理論會有很大的幫助，而正確的夸克星模型則對暗物質、巨引源、超級星系長城及巨觀宇宙結構有決定性的影響。.
夸克新星
夸克新星是一種假設的超新星，當中子星發生自發性的塌縮變可能成為夸克星。夸克新星的概念是Rachid Ouyed博士 (加拿大卡爾佳里大學) 和兩位戴博士 (印度加爾各答大學) 在各種不同的出版品中提出的。 當中子星的轉速降低時，通過一種稱為夸克禁閉的程序，他會轉換成夸克星。經過這個過程，恆星的內部將形成夸克物質。這個過程將釋放出大量的能量，或許能解釋宇宙中最高的能量爆炸，粗略的計算估計可以有高達1047焦耳的能量，可能會從中子星內部的轉換釋放出來。夸克新星可能是伽瑪射線暴的成因之一，依據Jaikumar 等，它們可能也參與形成白金等重元素的r-程序的核合成。 質量介於1.5和1.8太陽質量之間快速自轉的中子星是理論上能夠在哈伯時間內自轉減速轉變的最佳候選者。這種質量的中子星僅佔總數的一小部分，在這個基礎上保守的估計指出，在可觀測宇宙中每一天可能會出現兩顆夸克新星。 理論上，夸克星是電波寧靜的，因此電波寧靜中子星可能就是夸克星。 夸克新星的直接證據很貧乏，然而，最近觀測到的超新星SN 2006gy、SN 2005gj和SN 2005ap指出它們可能存在。.
外层空间
-- --（outer space），於中國大陸稱外層空間，指的是地球大氣層及其他天體之外的虛空區域。 與真空有所不同的是，外太空含有密度很低的物質，以等離子態的氫為主。其中還有電磁輻射、磁場等。理論上，外層空間可能還包含暗物質和暗能量。 外太空與地球大气层並沒有明確的界線，因為大氣隨著海拔增加而逐漸變薄。假設大氣層温度固定，大氣壓會由海平面的大約1013毫巴，隨著高度增加而呈指數化減少至零為止。 国际航空联合会定義在100公里的高度為卡門線，為現行大氣層和太空的界線定義。美國認定到達海拔80公里的人為太空人，在太空船重返地球的過程中，120公里是空氣阻力開始發生作用的界線。.
奥尔特云
奧爾特雲，又稱奧匹克-奧爾特雲，在理論上是一個圍繞太陽、主要由冰微行星組成的球體雲團。奧爾特雲位於星際空間之中，距離太陽最遠至10萬天文單位（約2光年）左右，也就是太陽和比鄰星距離的一半。同樣由海王星外天體組成的凱伯帶和離散盤與太陽的距離不到奧爾特雲的千分之一。奧爾特雲的外邊緣標誌著太陽系結構上的邊緣，也是太陽引力影響範圍的邊緣。 奧爾特雲由2個部份組成：一個球形外層和一個盤形內層，後者又稱希爾斯雲（Hills cloud）。奧爾特雲天體的主要成份為水冰、氨和甲烷等固體揮發物。 天文學家猜測，組成奧爾特雲的物質最早位於距太陽更近的地方，在太陽系形成早期因木星和土星的引力作用而分散到今天較遠的位置。目前對奧爾特雲沒有直接的觀測證據，但科學家仍然認為它是所有長週期彗星、進入內太陽系的哈雷類彗星、半人馬小行星及木星族彗星的發源之地。奧爾特雲外層受太陽系的引力牽制較弱，因此很容易受到臨近恒星和整個銀河系的引力影響。這些擾動都會不時導致奧爾特雲天體離開原有軌道，進入內太陽系，並成為彗星。根據軌道推算，大部份短週期彗星都可能來自於離散盤，其餘的仍有可能來自奧爾特雲。.
奇特星
奇特星（Exotic star）的名称类似于奇特原子（Exotic atom），只要是指其成分不是一般的由元素构成的星体，而是一类成分包括基本粒子夸克或其它假想粒子，在簡併壓力和引力间达到平衡之后形成，並且具有其它的量子特性的緻密星。主要包括夸克星和奇異星(成分以奇異物質為主)和更理論的先子星(由先子（前子）組成)。.
妊神星
妊神星是柯伊伯带的一颗矮行星，正式名称为(136108) Haumea。妊神星是太阳系的第三大矮行星，它的质量是冥王星质量的三分之一。妊神星的质量要比地球小1,400倍（地球质量的0.07%）。2004年，迈克尔·E·布朗领导的加州理工学院团队在美国帕洛玛山天文台发现了该天体；2005年，领导的团队在西班牙内华达山脉天文台亦发现了该天体，但后者的声明遭到质疑。2008年9月17日，国际天文联合会（IAU）将这颗天体定为矮行星，并以夏威夷生育之神为其命名。 在所有的已知矮行星中，妊神星具有独特的极度形变。尽管人们尚未直接观测到它的形状，但由光变曲线计算的结果表明，妊神星呈椭球形，其长半轴是短半轴的两倍。尽管如此，据推算其自身重力仍足以维持流体静力平衡，因此符合矮行星的定义。天文学家认为，妊神星之所以具备形状伸长、罕见的高速自转、高密度和高反照率（因其结晶水冰的表面）这些特点，是超级碰撞的结果；这让妊神星成为了碰撞家族中最大的成员，几颗大型的海王星外天体以及妊神星的两颗已知卫星亦是该家族的成员。.
妊神星的卫星
位於外太陽系的矮行星妊神星擁有兩颗已知自然衛星：妊衛一和妊衛二。這些小衛星在2005年利用位於夏威夷凱克天文台的大型望遠鏡觀察妊神星時被發現。 妊神星的衛星在多方面都有不尋常之處。它們屬於妊神星族，妊神星的碰撞家族，在數十億年前一次破壞了妊神星冰幔的巨大撞擊所產生的碎冰中形成。妊衛一是較大且較遠的衛星，表面存在大量的水冰，這在古柏帶天體中甚為罕有。妊衛二的質量大約為妊衛一的十分之一，軌道傾角異常地高，其軌道也時常受較大的衛星所影響。.
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宏觀螺旋星系
宏觀螺旋星系是螺旋星系的一種，相對於多旋臂和絮結螺旋星系，有著突出和定義明確的螺旋臂。宏觀螺旋星系的螺旋臂在星系附近很明顯的延伸許多的弧度，並且在可觀測到的星系半徑上占有很大的比率。螺旋星系中大約有10%被歸類為宏觀螺旋星系，包括M81、M51、M74、M100、和M101。.
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室女座W型變星
室女座W型變星（W Virginis variable）是第二型造父變星的一個子類，它是脈動周期在10至20天的第二星族星 Wallerstein, G.,, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 114 p.689–699 (2002)，並且光譜型介於F6至K2之間W.
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宇宙
宇宙（Universe）是所有時間、空間與其包含的內容物所構成的統一體；它包含了行星、恆星、星系、星系際空間、次原子粒子以及所有的物質與能量，宇指空間，宙指時間。目前人類可觀測到的宇宙，其距離大約為；而整個宇宙的大小可能為無限大，但未有定論。物理理論的發展與對宇宙的觀察，引領著人類進行宇宙構成與演化的推論。 根據歷史記載，人類曾經提出宇宙學、天體演化學與，解釋人們對於宇宙的觀察。最早的理論為地心說，由古希臘哲學家與印度哲學家所提出。數世紀以來，逐漸精確的天文觀察，引領尼古拉斯·哥白尼提出以太陽系為主的日心說，以及經約翰內斯·克卜勒改良的橢圓軌道模型；最終艾薩克·牛頓的重力定律解釋了前述的理論。後來觀察方法逐漸改良，引領人類意識到太陽系位於數十億恆星所形成的星系，稱為銀河系；隨後更發現，銀河系只是眾多星系之一。在最大尺度範圍上，人們假定星系的分布，且各星系在各個方向之間的距離皆相同，這代表著宇宙既沒有邊緣，也沒有所謂的中心。透過星系分布與譜線的觀察，產生了許多現代物理宇宙學的理論。20世紀前期，人們發現到星系具有系統性的紅移現象，表明宇宙正在；藉由宇宙微波背景輻射的觀察，表明宇宙具有起源。最後，1990年代後期的觀察，發現宇宙的膨脹速率正在加快，顯示有可能存在一股未知的巨大能量促使宇宙加速膨脹，稱做暗能量。而宇宙的大多數質量則以一種未知的形式存在著，稱做暗物質。 大爆炸理論是當前描述宇宙發展的宇宙學模型。目前主流模型，推測宇宙年齡為。大爆炸產生了空間與時間，充滿了定量的物質與能量；當宇宙開始膨脹時，物質與能量的密度也開始降低。在初期膨脹過後，宇宙開始大幅冷卻，引發第一波次原子粒子的組成，稍後則合成為簡單的原子。這些原始元素所組成的巨大星雲，藉由重力結合起來形成恆星。 目前有各種假說正競相描述著宇宙的終極命運。物理學家與哲學家仍不確定在大爆炸前是否存在任何事物；許多人拒絕推測與懷疑大爆炸之前的狀態是否可偵測。目前也存在各種多重宇宙的說法，其中部分科學家認為可能存在著與現今宇宙相似的眾多宇宙，而現今的宇宙只是其中之一。.
宇宙塵
宇宙塵（Cosmic Dust）是由眾多細小粒子組成的一種固態塵埃，自宇宙大爆炸起，便四散在浩瀚宇宙之中。宇宙塵的組成包含矽酸鹽、碳等元素以及水分，部分來自彗星、小行星等星體的崩解而產生。 宇宙塵對一個天體的誕生亦有影響，例如一個星體崩壞後所產生的宇宙塵，在經過漫長的宇宙旅程後，可能與一個正在形成的星體撞上，於是又循環成為了一個新的星體。在太陽系中，木星、土星、天王星、海王星等行星的光環，即是由於在行星初形成時，碎裂的宇宙塵未能融為星球的主體，但卻又無法擺脫行星萬有引力的牽制而產生圍繞著星球的破碎物質。.
宇宙微波背景輻射
#重定向 宇宙微波背景.
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宇宙紅外線背景輻射
宇宙紅外線背景輻射（CIRB）是來自許多微弱星系中的恆星。這是在移除來自太陽系和銀河系的紅外線輻射之後殘餘的紅外線。.
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密接小行星
密接小行星是因相互間的引力而接觸在一起，而形成外形怪異的小行星。經過研究被懷疑是密接小行星的有瘦長的(624) 赫克特、斷裂的(216) Kleopatra和(4769) 帕納蘇斯。隼鳥號計畫在不久前拍攝到呈現細長和彎曲的外形的(25143) 系川，可能也是密接小行星。.
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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。.
小行星
小行星是太陽系内類似行星環繞太陽運動，但體積和質量比行星小得多的天體。 至今為止在太陽系內一共已經發現了約127萬顆小行星，但這可能僅是所有小行星中的一小部分，只有少數這些小行星的直徑大於100公里。到1990年代為止最大的小行星是穀神星，但近年在古柏帶內發現的一些小行星的直徑比穀神星要大，比如2000年發現的伐樓拿（Varuna）的直徑為900公里，2002年發現的誇歐爾（Quaoar）直徑為1280公里，2004年發現的厄耳枯斯的直徑甚至可能達到1800公里。2003年發現的塞德娜（小行星90377）位於古柏帶以外，其直徑約為1500公里。 根據估計，小行星的數目應該有數百萬，詳見小行星列表，而最大型的小行星現在開始重新分類，被定義為矮行星。.
小行星带
#重定向 主小行星帶.
小行星族
小行星族是一些有相似的軌道要素，例如半長軸、扁率、軌道傾角的小行星。族內的成員被認為是過去小行星碰撞所產生的碎片。.
尼比魯
尼比魯(Nibiru)，是蘇美爾人的神明，也是天文術語，指夏至點。蘇美人並沒說尼比魯是星球。.
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。.
巨無霸地球
巨無霸地球（mega-Earth）的定義是質量至少是地球10倍的岩石質類地太陽系外行星。巨無霸地球的質量較超級地球（質量為地球5到10倍的類地行星或海洋行星）更大。「巨無霸地球」一詞於2014年發現系外行星克卜勒-10c時首次出現。該行星的質量相當於海王星，但是密度卻高於地球, Xavier Dumusque, Aldo S. Bonomo, Raphaelle D. Haywood, Luca Malavolta, Damien Segransan, Lars A. Buchhave, Andrew Collier Cameron, David W. Latham, Emilio Molinari, Francesco Pepe, Stephane Udry, David Charbonneau, Rosario Cosentino, Courtney D. Dressing, Pedro Figueira, Aldo F. M. Fiorenzano, Sara Gettel, Avet Harutyunyan, Keith Horne, Mercedes Lopez-Morales, Christophe Lovis, Michel Mayor, Giusi Micela, Fatemeh Motalebi, Valerio Nascimbeni, David F. Phillips, Giampaolo Piotto, Don Pollacco, Didier Queloz, Ken Rice, Dimitar Sasselov, Alessandro Sozzetti, Andrew Szentgyorgyi, Chris Watson, (Submitted on 30 May 2014)。.
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巨星
巨星在本質上是一顆半徑和亮度都比主序星大，但卻有相同的表面溫度的恆星Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed.
不穩定對超新星
不穩定對超新星發生於正負電子對產生時，在原子核和高能的伽瑪射線碰撞下生產出自由電子和正子，減弱了在超巨星核心內部產生的熱壓力。這種壓力的減弱導致局部的崩潰，然後大量快速的燃燒造成熱失衡的熱核爆炸，將恆星完全的吹散而無需留下黑洞的殘骸, Nicolay J. Hammer, 2003, accessed May 7, 2007。不穩定對超新星只會發生在質量介於130至250太陽質量間，並且擁有中等金屬量的恆星（除了氫和氦之外其他元素的豐度都很低，是第三族恆星最常見的狀況）。SN 2006gy曾被假設是不穩定對超新星，但没有得到证实。SN 2007bi是第一颗被证实的不稳定对超新星。而2007年11月发现的Y-155则是又一颗被证实的这种类型的超新星。.
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不規則變星
不規則變星是變星的一種，它在光度的變化上呈現不出規則的週期性，不規則變星有兩種主要的類型：激變型和脈動型。 激變型不規則變星可以分成三類：.
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不规则星系
不規則星系起初並未被列入哈伯序列中，它們雖然也是星系，但既沒有旋渦的結構，也沒有橢圓的形態。她們的外觀通常是混亂的，沒有球狀突起的核心，也沒有任何類似旋渦結構的蹤影。她們被認為佔星系總數的四分之一。多數的不規則星系可能曾經是旋渦星系或橢圓星系，但是因為重力的作用受到破壞而變形。 不規則星系有兩種主要的類型：.
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中子星
中子星（neutron star），是恒星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡，当它们最终轉變成鐵元素時便無法从核聚变中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星的内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。白矮星被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球，有如人眨眼，此時稱作脈衝星。 一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間，此密度大約是原子核的密度。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星会继续發生引力坍縮，則無可避免的將產生黑洞。 由於中子星保留母恆星大部分的角動量，但半徑只是母恆星極微小的量，轉動慣量的減少導致轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力，強度是地球的2×1011到3×1012倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度，是測量重力的一項指標。一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里／秒之間，也就是可以達到光速的一半。換言之，物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里／秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到中子星，他撞擊到中子星表面的能量將相當於二億噸TNT當量的威力（四倍於全球最巨大的核彈大沙皇的威力）。.
中介行星
中介行星是比水星小，但是比穀神星等矮行星大的一種行星。這是艾萨克·阿西莫夫提出來的術語，假設"尺度"是以線性（或體積）來定義，中介行星的直徑應該在1,000公里至5,000公里之間。 這個名詞最怎出現在1980年代晚期的洛杉磯時報，由艾西莫夫撰寫的文章，在他1990年的書Frontiers中也轉載了這篇文章；這個名詞後來第一次重新出現在他於發表的雜文"令人難以置信萎縮星球"中，然後是在（1988年）的文集。 艾西莫夫指出，太陽系必然有大量尺度介於"主要行星"和小行星之間的行星體（相對於太陽和天然衛星的天體），其數量是任意的。艾西莫夫隨後又指出，在最小的主要行星水星和最大的小行星穀神星之間，在尺度上毫無疑問的有著很大的空隙。當時所知的行星體只有一顆冥王星其尺度在這個空隙之內。無論將冥王星視為主要行星，或是小行星，都很難有定論。因此，艾西莫夫建議將屬於水星和穀神星之間的行星體稱為中介行星（mesoplanet）。因為 “mesos”在 希臘文是指"中間"。.
中介質量黑洞
中介質量黑洞（Intermediate-mass black hole）是一種黑洞，其質量是10^2至10^6倍的太陽質量。它的質量超過恆星黑洞（數十倍太陽質量），但遠小於超大質量黑洞（數十萬倍太陽質量）的一種黑洞。 它們存在的證據比另外兩種少，一些鄰近星系內的超亮X射線源(ULXs)被懷疑可能是中介質量黑洞，它們的質量是數百至數千倍的太陽質量。ULXs是在恆星形成區中被發現的(例如屬於星暴增星系的M82)，和在看似年輕的亮星群聚的區域內被觀察到。但是僅有從光譜學分析的動力學質量可以顯示ULX的伴星必須是緊密的IMBH才能造成如此的加速度。 其它中介質量黑洞存在的證據來自引力輻射觀測，根據殘餘伴星緊密的軌道。M-sigma關係也同樣預測存在著質量為104至106太陽質量的黑洞，存在於低亮度的星系中。 但是還是不清楚這種黑洞是如何生成的，一方面，對由單一恆星引力坍縮形成的恆星黑洞來說，它的質量顯然太大；另一方面，環境中缺乏形成的極端條件，即高密度和高速度都只在星系的中心被觀測到，這導致在星系中心形成超大質量黑洞。中介質量黑洞的形成有兩種流行的說法，第一種是恆星黑洞和其它致密天體的合併，意謂著會產生引力輻射。第二種是在恆星密集的星團中發生失控的大質量恆星碰撞，經由這種碰撞形成中介質量黑洞。 一組天文學家在2004年11月報告他們在銀河系內發現第一個中介質量黑洞GCIRS 13E，它以3光年的距離繞著人馬座 A*運轉。 這個中型黑洞的質量約為1,300太陽質量，是7顆恆星群聚的集團，可能是銀河中心剝離的大質量恆星的殘餘。這個觀測支持超大質量黑洞會吸收附近較小的黑洞和恆星而成長。但是，最近一個德國的研究小組聲稱，懷疑在銀河中心的附近會有中介質量黑洞的存在，這個結論是基於對較小質量恆星集團的動力學研究，而懷疑其中能有中介質量黑洞的存在。中介質量黑洞是否真的存在，仍是一個開放的議題。 在2006年1月，艾荷華市愛荷華大學Philip Kaaret教授領導的小組宣布使用NASA的羅西X射線計時探測器發現了一個中介質量黑洞候選者的疑似週期震盪。這個候選者是M82 X-1，被一顆大氣層不斷被剝離並掉落進該天體的紅巨星環繞著。不僅是震盪的存在，還有系統的軌道周期解釋，都完全被科學界接受。雖然是非常合理的解釋，這個週期所依據的只是四個循環，意味著這可能還只是一種隨機的變化。如果這個周期是真實的，可能是軌道週期，或是像許多其他系統中，是吸積盤的超軌道週期。.
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中間螺旋星系
中間螺旋星系是分類介於無棒螺旋星系和棒旋星系之間的星系"Building Galaxies", Leslie Kipp Hunt, 15 October 2004"Galaxy Formation", Malcolm S. Longair, 1998, Springer, ，在星系型態分類法中，它的標示為SAB。.
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主序前星
主序前星（PMS星或PMS天體）是恆星尚未成為主序星的一個階段。它可以是金牛T星或獵戶FU型變星（質量小於2太陽質量），或是赫比格Ae/Be星（2至8太陽質量）。 這些天體的能量來自於重力收縮（相對於主序星的氫熔合）。在赫羅圖，主序帶前階段，質量在0.5太陽質量以上的恆星，將先沿著林軌跡（幾乎垂直向下），然後沿著亨耶跡（幾乎水平向左的朝向主序帶）移動。 通過光譜的測量和對溫度與重力間的交互作用，主序前星能夠從主序星的矮星中分辨出來，因為主序前星是比較臃腫的恆星。 在周圍的物質都落入中心的恆星之前，它都被視為原恆星。當周圍的氣體和塵粒消散，吸積的過程停止，這顆恆星才能成為主序前星。 當主序前星越過恆星誕生線之後，便能在可見光下被觀測到，而主序前星階段維持的時間在恆星的生命中低於1%（對比下，恆星生命大約有80%在主序帶上）。 一般相信在這個階段的恆星有密集的星周盤，也是行星可能形成的場所。 Category:赫羅分類.
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。.
希爾球
希爾球，又稱洛希球，粗略來說，是環繞在天體（像是行星）周圍的空间区域，那裡被它吸引的天體（像是衛星）受到它的控制，而不是被它繞行的較大天體（像是恆星）所控制。因此，行星若要能保留住衛星，則衛星的軌道必須在行星的希爾球內。同樣的，月球也會有它的希爾球，任何位於月球的希爾球內的天體將會成為月球的衛星，而不是地球的衛星。 更精確的說法，希爾球約為一個小天體在面對著一個大許多的天體的重力影響下，只會受到攝動影響的引力球範圍。這是美國天文學家喬治·威廉·希爾以法國天文學家愛德華·洛希的工作為基礎所定義的，由於這個緣故，它有時也被稱為洛希球。 為了說明，以考慮木星環繞著太陽為例，對太空中任何的點，可以計算下面三種力的總和：.
七政
七政，又稱七--、七緯，是古代中國人將太白星（金星）、歲星（木星）、辰星（水星）、熒惑星（火星）、鎮星（土星）稱為五星，五星又稱五曜，加上太陽星（日）、太陰星（月），合稱七曜。日月之外的五個天體也能用肉眼觀察到，中國古代以五行之說的「金木水火土」指涉這五個行星。 七曜--在中國古代星占學上均十分重要。《易‧系辭》：「天垂象，見（現）吉凶，聖人象之。此日月五星，有吉凶之象，因其變動為占，七者各自異政，故為七政。得失由政，故稱政也。」 《尚書·舜典》：「在璿璣玉衡，以齊七政。」孔傳：「七政，日月五星各異政。」 孔穎達 疏：「七政，其政有七，於璣衡察之，必在天者，知七政謂日月與五星也。木曰歲星，火曰熒惑星，土曰鎮星，金曰太白星，水曰辰星。」 七曜，源於古代中國人民對星辰的自然崇拜，可追溯周朝。自兩漢時期應用甚廣，劉向：「夫天有七曜，地有五行。」；《後漢書志二律歷》:「夫甲寅元天正正月甲子朔旦冬至,七曜之起,始於牛初。」劉洪亦有著作七曜術。《後漢書·劉陶傳》：“宜還本朝，挾輔王室，上齊七燿，下鎮萬國。”《晉書》卷二十二：“煌煌七曜，重明交暢。我有嘉賓，是應是貺。邦政既圖，接以大饗。人之好我，式遵德讓。”東晉范甯的《春秋穀梁傳序》：「陰陽為之愆度，七曜爲之盈縮。」楊士勳疏：「謂之七曜者，日月五星皆照天下，故謂之曜。」五星指火、水、木、金、土。.
三垣
三垣（）為中国古代劃分星空的星官之一，與黃道帶上之二十八宿合稱三垣二十八宿。三垣包括上垣之太微垣、中垣之紫微垣及下垣之天市垣；三垣始見於唐初《开元占经》中。.
三合星
三合星是指三顆恆星組成的聚星系統，這三顆恆星以引力互相維繫，很多時光度相差很大。 現時物理學上還未有準確方法去計算三合星體系的引力關係。.
三星 (天文)
三星在中國古代天文學上是指視覺上三顆明亮而接近的三顆恆星，如參宿三星（在獵戶座，參宿一、二、三）、心宿三星（在天蝎座，心宿一、二、三）等，但實際上多為沒有實際聯繫的三顆不同系統恆星。 據朱文鑫《天文考古錄》研究：《詩經·唐風·綢繆》首章「綢繆束薪，三星在天」指的就是參宿三星。.
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平行宇宙
平行宇宙（Parallel universe）可以指：.
交互作用星系
交互作用星系是互相之间交互作用的星系。假如两个或者多个星系碰撞或者靠近得太近，它们之间会发生交互作用。其结果可能是交互作用的星系合并或者形成特殊的形状和排列。 一般星系合并（尤其是原星系的合并）发生在宇宙中星系比较密集，它们之间的相互速度比较慢的地方。假如相撞的两个星系之间的速度比较高的话它们往往会互相之间穿过对方。有时星系也会在近距离交错而过。椭圆星系往往是盘状星系（尤其是螺旋星系）合并形成的。 今天的星系当中只有1-2%的星系还在合并过程中。观察似乎证明在大爆炸后约十亿年后当时很多矮星系互相之间合并。 所有交互作用星系的共同特征是它们之间的交互作用激发星系内的活动，以及本来星系内部的自转抵消引力导致的收缩的平衡受到交互作用的干扰。.
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亮巨星
亮巨星在約克光譜分類中的光度屬於Ⅱ，是介於超巨星和巨星之間的恆星。一般來說，是光度比巨星明亮但又達不到超巨星程度的恆星。 在各種不同的顏色中，知名的亮巨星有：.
亮紅外星系
亮紅外星系（LIRG）是定義特徵在電磁頻譜的遠紅外線上發射出的能量比太陽亮上1011的一種星系。更明亮的天體，在遠紅外線的輻射高於太陽亮度1012倍的就稱為極亮紅外星系（ULIRG）。再明亮的發光系統，在遠紅外線的輻射高於太陽亮度1013倍的就稱為就稱為特亮紅外星系（HLIRG）。大部分的亮紅外星系和極亮紅外星系輻射出的光90%都是紅外線。 多數的亮紅外星系和全部的極亮紅外星系都顯示有新的或持續的交互作用和瓦解的跡象，許多也都是星爆星系，並且有些包含活躍星系核。平均而言，極亮紅外星系每年誕生100顆恆星，相較於我們的銀河系每年只誕生一顆恆星。許多有趣的天文物理現象，包括類星體和橢圓星系的形成，都與亮紅外星系有著關聯。亮紅外星系在本星系群的例子通常與高紅移星系形成相關聯。亮紅外星系似乎都置身於10兆太陽質量暗物質暈的環繞之中。.
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二十八宿
right 二十八宿（），又称二十八舍或二十八星，是古代中国将黄道和天赤道附近的天区划分为二十八个区域。.
仙王座β型變星
仙王座β型變星，也稱為大犬座β型變星。這種變星的變光快速但幅度很小，亮度變化被認為是由於鐵在內部20萬K下的異常性質，造成表面的脈動。這些變星通常是光譜為B型的藍白色高溫恆星。不要與造父變星混淆，後者以造父一（仙王座δ）為原型命名，是亮超巨星。.
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弥漫星云
弥漫星云，意思是朦胧，云雾。弥漫星云没有规则的形状，也没有明显的边界。实际上，除环状对称的行星状星云外，所有的星云都可以称作形状不规则的弥漫星云。 弥漫星云平均直径大约几十光年，平均密度10-100原子/cm3。大多数弥漫星云的质量在10个太阳质量左右 弥漫星云多种多样大致可分为：.
伽玛射线暴
伽玛射线暴（Gamma Ray Burst，缩写GRB），又称伽玛暴，是来自天空中某一方向的伽玛射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，持续时间在0.01-1000秒，辐射主要集中在0.1-100 MeV的能段。伽玛暴发现于1967年，数十年来，人们对其本质了解得还不很清楚，但基本可以确定是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程。伽玛暴是目前天文学中最活跃的研究领域之一，曾在1997年和1999年两度被美国《科学》杂志评为年度十大科技进展之列。.
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弓形震波
弓形激波（Bow shock）是太阳风与行星的磁层顶相遇处形成的激波。一个已经被深入研究的例子是太阳风与地球磁场相遇时形成的弓形激波。地球的弓形激波距离地球大约9万公里，厚度大约为100-1000公里 弓形激波的判别条件是此处流体的整体速度从超音速降低到亚音速以下。等离子体的声速为 其中cs为声速，\gamma是等压热容与等体热率之比，p是压强，\rho是等离子体的密度。 太阳风中的带电粒子沿着螺旋性的轨迹沿磁力线运动，它们围绕磁力线的运动类似于普通气体当中的热运动，平均热运动的速度近似为声速。在弓形激波处整体速度降低到粒子围绕磁力线的运动速度以下。 人们设想太阳在星际介质中运动时同样会形成弓形激波，这种假设的前提是星际介质相对于太阳的运动速度是超声速的，因为太阳风就在以超声速从太阳表面吹出。在日球顶处星际介质与太阳风的压力达到平衡，太阳风在终端激波处降为亚音速。弓形激波的位置距离太阳大约230天文单位。 赫比-阿罗天体周围也存在弓形激波。由于它们的星风与星际介质的相互作用更为剧烈，它们的弓形激波是可以在可见光波段观测到的。.
引力奇点
引力奇異点（Gravitational singularity），也称时空奇異点（spacetime singularity）或奇點，是一个體積无限小、密度无限大、引力无限大、時空曲率無限大的點，在这个点，目前所知的物理定律無法适用。例如大爆炸之前的。 当前的理论推测，当一个物体落入黑洞裡并趋近位于中心的奇点时，这物体会因不同部位受到增强的吸引力而被拉长，為潮汐力，或称麵條化，最终完全失去维度并无可挽回地消失于奇点。 外界观测者在安全的距离外，对这事件的观测则会完全不同。根据相对论，外界观测者会看到物体随着趋近于黑洞而变得越来越慢，最终在事件视界完全停止，而从来没有真正落入黑洞。 奇点的存在常被用来作为广义相对论失效的证明，这是意料之内的，因奇点存在于量子效应显著的状况中。可以想像，将来某种与量子引力的联合理论（如目前研究的超弦理论）能够无需奇点来解释黑洞，但这种理论还需要很多年。 根据宇宙审查假说，黑洞的奇点保持隐藏在事件视界后面，事件视界内的光线无法逃逸，因此无法直接对其观测。假想所允许的唯一的例外（称为裸奇点）是大爆炸理论一开始的大爆炸。根據廣義相對論，在大爆炸發生以前，宇宙的初始狀態為一奇點。根據大爆炸理論，廣義相對論及量子力學會在奇異點處失效；但量子力學實際上並不容許粒子佔據比自己波長小的空間。 两种最重要的时空奇点的类型分别是曲率奇異点和锥形奇異点。廣義相對論預言奇點存在於黑洞之內：任何恆星因引力塌縮至小於其史瓦西半徑後會形成黑洞，產生一個被事件視界包圍的奇異點（同樣，黑洞形成的理論並沒有考慮量子力學）。這種奇點被稱為曲率奇異點。 有數學推導指出，物質會被奇異點破壞，消失於三維空間，以二維的形式存於黑洞表面，而其二維數據理論上可以重現於三維空間。這使科學家推測世界實際為二維數據，而三維空可能只是被二維數據所投映。 按奇点的本性，我们有可能永远无法完全描述或了解黑洞中心的奇点。虽然观测者可以向黑洞中心发送信号，但是黑洞内部仍然難以獲取資訊，至今只能單靠理論推測，無法取得實驗數據證明奇點確實存在。.
彗星
彗星（Comet，有時也被誤記為慧星）是由冰構成的太陽系小天體（SSSB），當他朝向太陽接近時，會被加熱並且開始釋氣，展示出可見的大氣層，也就是彗髮，有時也會有彗尾。這些現象是由太陽輻射和太陽風共同對彗核作用造成的。彗核是由鬆散的冰、塵埃、和小岩石構成的，大小從P/2007 R5的數百米至海爾博普彗星的數十公里不等，但大部分都不會超過16公里。 彗星的軌道週期範圍也很大，可以從幾年到幾百萬年。短週期彗星來自超越至海王星軌道之外的柯伊伯帶，或是與離散盤有所關聯 。長週期彗星被認為起源於歐特雲，這是在古柏帶外面，伸展至最近恆星一半距離上，由冰凍天體構成的球殼。長週期彗星受到路過恆星和銀河潮汐的引力攝動而直接朝向太陽前進。雙曲線軌道的彗星可能在進入內太陽系之前曾經被沿著雙曲線軌跡被拋射至星際空間，則只會穿越太陽系一次。來自太陽系外，在銀河系內可能是常見的系外彗星也曾經被檢測到。 彗星與小行星的區別只在於存在著包圍彗核的大氣層，未受到引力的拘束而擴散著。這些大氣層有一部分被稱為彗髮（在中央包圍著彗核的大氣層），其它的則是彗尾（受到來自太陽的太陽風電漿和光壓作用，從彗髮被剝離的氣體、塵埃、和帶電粒子，通常呈線性延展的部分）。然而，熄火彗星因為已經接近太陽許多次，幾乎已經失去了所有可揮發的氣體和塵埃，所以就顯得類似於小的小行星。小行星被認為與彗星有著不同的起源，是在木星軌道內側形成的，而不是在太陽系的外側。主帶彗星和活躍的半人馬小行星的發現，已經使得小行星和彗星之間的差異變得模糊不清。 ，已經知道的彗星有4,894顆，其中大約有1,500顆是克魯茲族彗星和大約484顆短週期彗星，而且這個數量還在穩定的增加中。然而，這只是潛在彗星族群中微不足道的數量：估計在外太陽系的儲藏所內類似的彗星體數量可能達到一兆顆。儘管大多數的彗星都是暗淡和不夠引人注目的，但平均大概每年會有一顆裸眼可見的彗星，其中特別明亮的就會被稱為"大彗星"。 在2014年1月22日，ESA科學家的報告首次明確的指出在矮行星穀神星，也是小行星帶中最大的天體，有水氣存在。這項檢測是通過赫歇爾太空望遠鏡使用遠紅外線技術完成的。此一發現是出人意料之外的，因為彗星，不是小行星，才會有這種典型的"噴流萌芽和羽流"。根據其中一位科學家的說法："彗星和小行星之間的區隔是越來越模糊了"。 古代也有彗星出现的记录，古人一般認為彗星是凶兆。.
微型黑洞
微型黑洞，又稱作量子黑洞(quantum mechanical black holes)或者迷你黑洞，是很小的黑洞。被稱作量子力學黑洞是因為在這個尺度之下，量子力學的效應扮演了非常重要的角色。B.J. Carr and S.B. Giddings, "Quantum black holes," 有可能這些量子層級的原生黑洞是在早期的宇宙（或者大爆炸時期）裡面高密度的環境，或者是在隨後的相變裡面被產生出來。透過因霍金輻射效應所預計散射出的粒子，在不遠的未來，說不定天文物理學家可以觀測到這些黑洞。 有些涉及到多次元的理論，預測存在一些微型黑洞的質量可以小到電子伏特的範圍，這種程度的能量可以在像是LHC（大型強子對撞機，Large Hadron Collider）這種粒子對撞機裡面產生出來。因此有一些大眾擔心這會導致世界末日（參見）。然而，這種量子黑洞會很快的蒸發（evaporate）掉，僅僅留下很小的交互作用或者全部消失。而且除了這些理論之外，我們注意到射向地球的宇宙線並沒有對地球產生任何傷害，即使這些宇宙線的質心帶有的能量也高達了數百TeV。.
微類星體
微類星體是類星體的小型表親。其命名看得出來是源自類星體，而兩者間有些共同點：強烈且時變的無線電波放射，常表現成無線電波噴流（radio jet），以及一個圍繞黑洞的積氣盤（accretion disk）。在類星體，黑洞具有超級大的質量（百萬計的太陽質量）；在微類星體，黑洞質量為幾個太陽質量。在微類星體，堆積的質量體來自一顆普通的恆星，而且積氣盤在可見光區與X射線區具有非常高的亮度。微類星體有時候稱作「無線電波噴流X射線雙星」，以和其他的X射線雙星（X-ray binaries）做區別。一部分的無線電波放射來自於相對論性噴流（近光速），常表現出外顯的超光速運動。 微類星體在研究相對論性噴流方面極為重要。噴流成形於黑洞附近，而黑洞附近的時間尺度和黑洞質量成比例關係。因此，尋常的類星體要幾百年才做的改變，微類星體可以在一天內完全經歷。.
微行星
微行星被認為是存在於原行星盤和岩屑盤內的固態物體。 一種被廣為接受的行星形成理論是維克托·薩夫羅諾夫（Viktor Safronov）的微行星假說，說明行星的形成是由微小的塵埃顆粒經由不斷的碰撞和黏合，形成越來越大的個體。當這個個體的直徑達到大約1公里的大小，就可以直接經由相互間的重力吸引，更快地形成月球尺度的原行星，成為龐然大物。這就是微行星如何經常被定義的。比微行星小的物體依賴布朗運動或是氣體中的湍流運動，使彼此間能發生足以導致黏合的碰撞。還有，微行星也可能在原行星盤的盤面中段塵埃顆粒密集成層的區域，因為經歷重力的不穩定而聚集。許多的微行星會因為劇烈的撞擊而破碎，但是一些最大的微行星可能經歷這個階段後仍能存在並繼續增長成為原行星，然後成為行星。 一般相信這個時期大約在38億年前，在經歷了後期重轟炸期的階段之後，大部分在太陽系內的微行星不是完全被拋出太陽系外，就是進入距離異常遙遠的軌道，例如歐特雲，或是被來自類木行星（特別是木星和海王星）規則的重力輕輕的推送而與更大的物體碰撞。少數的微行星可能被捕獲成為衛星，像是火衛一和火衛二，以及類木行星許多高傾角的衛星。 到今天仍然存在的微行星對科學家是非常有價值的，因為它們蘊含了有關我們的太陽系誕生時的訊息。雖然它們的外表的化學組成可能已經被強烈的太陽輻射改變，但內部的成分基本上仍是微行星形成時未被碰觸過的原始物質。這使每個微行星都像“時間膠囊”，它們的結構能告訴我們太陽星雲以及我們的行星系統形成時的條件。 參考隕石和彗星。.
快速振盪Ap星
快速振盪Ap星（Rapidly oscillating Ap stars，縮寫：roAp stars）是恆星光譜Ap型恆星的次型，特徵是短時間內或徑向速度的急速變化。已知的此型恆星光變週期在5到23分鐘之間。這類恆星在赫羅圖的主序帶上的盾牌座 δ變星不穩定帶。.
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土星
土星，為太陽系八大行星之一，至太阳距离（由近到远）位於第六、体积則僅次於木星。並與木星、天王星及海王星同属氣體（類木）巨星。古代中国亦称之填星或鎮星。 土星是中国古代人根据五行学说结合肉眼观测到的土星的颜色（黄色）来命名的（按照五行学说即木青、金白、火赤、水黑、土黄）。而其他语言中土星的名称基本上来自希臘/羅馬神話传说，例如在欧美各主要语言（英语、法语、西班牙语、俄语、葡萄牙语、德语、意大利语等）中土星的名称来自于羅馬神話中的农业之神萨图尔努斯（拉丁文：Saturnus），其他的还有希臘神話中的克洛諾斯（泰坦族，宙斯的父親，一说其在罗马神话中即萨图尔努斯）、巴比倫神话中的尼努尔塔和印度神话中的沙尼。土星的天文学符號是代表农神萨图尔努斯的鐮刀（Unicode: ）。 土星主要由氫組成，還有少量的氦與微痕元素，內部的核心包括岩石和冰，外圍由數層金屬氫和氣體包覆著。最外層的大氣層在外观上通常情况下都是平淡的，雖然有时会有長时间存在的特徵出現。土星的風速高達1,800公里/時，明顯的比木星上的風快速。土星的行星磁場強度介於地球和更強的木星之間。 土星有一個顯著的環系統，主要的成分是冰的微粒和較少數的岩石殘骸以及塵土。已經確認的土星的衛星有62顆。其中，土卫六是土星系統中最大和太陽系中第二大的衛星（半徑2575KM，太陽系最大的衞星是木星的木衛三，半徑2634KM），比行星中的水星還要大；並且土卫六是唯一擁有明顯大氣層的衛星。.
土星的卫星
土星擁有62顆已確定軌道的天然衛星，其中52顆已命名，大部分體積都很小。另外還有幾百顆已知的“小衛星”，位於土星環內。有7顆衛星的質量足夠大，其重力使其坍縮成近球體形狀（因此若它們是直接環繞太陽公轉，則會歸為矮行星）。土星不但擁有複雜的環系統，其衛星系統也是太陽系中最多種多樣的。特別值得一提的有土衛六，它是太陽系第二大衛星，而且有著類似於地球的大氣層、液態碳氫化合物的湖泊、河流和降雨；另有土衛二，其南極地區底下很可能有液態水。 土星衛星之中有23顆為“規則衛星”，其順行的軌道和土星赤道平面的傾斜度並不高。當中有7顆大衛星、4顆與較大衛星共有軌道的特洛依衛星和一對共軌衛星。最後，兩顆衛星的軌道是在土星環縫中。這些規則衛星都以泰坦巨人族或其他與農神薩圖爾努斯相關的神祇之名來命名。 其餘的38顆較小衛星均為“不規則衛星”，其軌道距離土星更遠，軌道傾角更高，包括順行及逆行衛星。它們很可能是引力捕捉來的微型行星，或是微型行星分裂後的殘餘物，形成各個撞擊衛星群。這些不規則衛星根據軌道特性分爲：因紐特衛星群、諾爾斯衛星群、高盧衛星群，其名稱選自相關神話。 土星環由冰體組成，體積從顯微鏡程度到幾百米不等，各自有著自己圍繞土星的軌道。土星並沒有一個確切的衛星數目，因爲在組成環系統的小物體和被標誌為衛星的大物體之間並沒有明確的界限標準。根據量度對鄰近物質的干擾，至少有150顆位於環以內的“小衛星”被發現，但人們相信這只是總數的一小部分。 確認的衛星會由國際天文聯會賦予永久命名，包括名稱和羅馬數字。1900年之前發現的9顆衛星（土衛九是唯一一顆不規則衛星）以其距離土星的距離編號，而其餘的以其得到永久命名的順序編號。.
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土星軌道穿越小行星
土星軌道穿越小行星就是這顆小行星的軌道和土星的軌道相交。以下列出已經編號的土星軌道穿越小行星。已知土星只有一顆內掠小行星（小行星944 Hidalgo），但沒有外掠或共軌，多數甚至是全部的土星軌道穿越小行星都是半人馬小行星。 備註：†表示內掠。.
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地平座標系統
#重定向 地平坐標系.
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地球
地球是太阳系中由內及外的第三顆行星，距离太阳约1.5亿公里。地球是人類已知宇宙中唯一存在生命的天体，也是人類居住的星球，共有74.9億人口。地球质量约为5.97×1024公斤，半径约6,371公里，密度是太阳系中最高。地球同时进行自转和公转运动，分别产生了昼夜及四季的变化更替，一太陽日自转一周，一太陽年公转一周。自转轨道面称为赤道面，公转轨道面称为黄道面，两者之间的夹角称为黄赤交角。地球仅擁有一顆自然卫星，即月球。 地球表面有71%的面积被水覆盖，称为海洋或可以成为湖或河流，其余是陆地板块組成的大洲和岛屿，表面分布河流和湖泊等水源。南极的冰盖及北极存有冰。主體包括岩石圈、地幔、熔融态金属的外地核以及固态金属的內地核。擁有由外地核產生的地磁场。外部被氣體包圍，称为大氣層，主要成分為氮、氧、氬。 地球诞生于约45.4亿年前，42億年前開始形成海洋。并在35亿年前的海洋中出现生命，之后逐步涉足地表和大气，并分化为好氧生物和厌氧生物。早期生命迹象产生的具體证据包括格陵兰岛西南部中拥有约37亿年的历史的石墨，以及澳大利亚大陆西部岩石中约41亿年前的 Early edition, published online before print.。此后除去数次生物集群灭绝事件，生物种类不断增多。根据学界测定，地球曾存在过的50亿种物种中，已经绝灭者占约99%，据统计，现今存活的物种大约有1,200至1,400万个，其中有记录证实存活的物种120万个，而余下的86%尚未被正式发现。2016年5月，有科学家认为现今地球上大概共出现过1--种物种，其中人类正式发现的仅占十万分之一。2016年7月，科学家称现存的生物共祖中共存在有355种基因。地球上有约74亿人口，分成了约200个国家和地区，藉由外交、旅游、贸易、传媒或战争相互联系。.
地球特洛伊
地球特洛伊是軌道在鄰近地球－太陽拉格朗日點L4和L5上運行的小行星。它們類似於木星與拉格朗日點相關聯的小行星，都被稱為特洛伊小行星。 從地球表面上觀察，它們的位置大約在太陽的東方或西方60度，但人們傾向於在更大的分離角度上搜尋小行星，因此很少在這樣的位置上找到小行星。 直徑300公尺的2010 TK7位於地球前方60度拉格朗日點L4，是加拿大的馬丁·康諾斯（Martin Connors）使用WISE發現的。它是第一顆被確認的地球特洛伊小行星。.
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北冕座R型變星
北冕座R型變星（縮寫為RCB）是一種爆發型變星，這種恆星的光度變化有兩種模式，一個低振幅的脈動（十分之幾星等）和一個不規則而無法預知的1-9等級的暗淡。它的原型星是英國的業餘天文學家愛德華·皮戈特在1795年發現的北冕座R，他首度觀察到這顆星神秘的變暗。從此迄今，只確定了大約100顆的RCB變星，使這種變星成為非常罕見的變星。 這種變暗是是由凝聚的碳煤煙造成的，當可見光的亮度衰減時，以紅外線測量的亮度並沒有隨之減少。北冕座R型變星通常是超巨星，恆星光譜的類型是F和G（習慣上稱之為黃色）與典型的CN分子帶特徵。RCB星的大氣層缺乏氫，氫相對於氦和其他化學元素的豐度由千分之一降至百萬分之一，而宇宙中氫和氦的比例是3：1。.
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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. Reilly假設這些雲氣很像是昆蟲的繭，會經歷重力崩塌後形成新的恆星，也就是恆星或星團的誕生。這個假說很難在觀測上獲得證實，因為內部散發出來的可見光被濃密的黑暗雲氣遮蔽掉而難以看見。1990年，分析在近紅外線的觀測才證實了恆星在包克雲球內誕生。進一步的觀測顯露出包克雲球內嵌有熱源，有些是哈比—哈羅天體，和向外噴流的分子氣體。微米波發射線的研究，也提供了落入的氣體吸積成原恆星的證據。 包克雲球依然是積極研究的主題，是在自然的宇宙中所知最冷的對象（大约为8K），她們的結構和密度仍有許多神秘之處。目前能運用的方法，是依靠近紅外線消光導出的柱密度和未來的恆星計數，以進一步的探測這些天體。.
初期恆星體
初期恆星體 (YSO)表示是一顆進入恆星演化早期階段的天體。 這個分類中包含兩個小組：原恆星和主序前星。有時，也會以質量區分為：大質量初期恆星體(MYSO)、中質量初期恆星體和棕矮星。 初期恆星體經常會依據以光譜能量分布的斜率做標準來分類，這是Lada C.J. 和 Wilking B.A.在1984年提出的，他們以譜指數\alpha \,的間隔和數值為依據，將YSO分為三種(I、II和III)： \alpha.
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分子雲
分子雲（Molecular cloud 或 Stellar nursery）是星際雲的一種，主要是由氣體和固態微塵所組成。其規模沒有一定的範圍，直徑最大可超過100光年，總質量可達太陽的 106 倍。 氫分子（H2）是分子雲中最普遍的組成物質之一。根據估計，每 1cm3 的分子雲內大約有 104 個氫分子；而在物質較密集的區域（如分子雲的核心），1cm3 內的氫分子則約有 105 個。除了氫以外，分子雲內亦有不少經由核融合合成出的元素。這些元素是多數恆星的主要組成物質，因此分子雲同時也是恆星——甚至是行星系的誕生場所，如太陽系就是其一。 氫分子很難被直接偵測到。通常是利用一氧化碳（CO）偵測氫分子。一氧化碳輻射的光度與分子氫質量的比例幾乎是常數。不過在對其他星系的觀測中有理由懷疑這樣的假設。.
傳統古柏帶天體
在天文學中，QB1天體(Cubewano)是指運行軌道在海王星之外，且不與大行星產生軌道共振的古柏帶天體。這類天體的半長軸在40-50天文單位之間，且不會切入海王星的軌道，有時也稱為傳統的古柏帶天體。軌道接近圓形（離心率在0.15以下） 這個奇特的名稱來自被發現的第一顆海王星外天體(除了冥王星與卡戎)，(15760) 1992 QB1，此後發現的類似天體均稱作QB1天體(原文為「QB1-o's」或直接發音為「Cubewanos」)。 歸屬於QB1天體者如下：.
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冥府行星
冥府行星（Chthonian，，有時會拼錯為Cthonian），是一種假設中的天體類型，成因是外圍數層的氫和氦被剝離之後的氣體巨星。這些大氣層被剝離是行星過度接近恆星的結果，殘餘的岩石或金屬核心在許多方面將類似於類地行星Hébrard G., Lecavelier Des Étangs A., Vidal-Madjar A., Désert J.-M., Ferlet R. (2003),, Extrasolar Planets: Today and Tomorrow, ASP Conference Proceedings, Vol.
冥王星
冥王星（小行星序号：134340 Pluto。天文代號：♇，Unicode編碼U+2647）是柯伊伯带中的矮行星。冥王星是第一颗被发现的柯伊伯带天体。冥王星是太阳系内已知体积最大、质量第二大的矮行星。在直接围绕太阳运行的天体中，冥王星体积排名第九，质量排名第十。冥王星是体积最大的海王星外天体，其质量仅次于位于离散盘中的阋神星。与其他柯伊伯带天体一样，冥王星主要由岩石和冰组成。冥王星相对较小，仅有月球质量的六分之一、月球体积的三分之一。冥王星的轨道离心率及倾角皆较高，近日点为30天文单位（44亿公里），远日点为49天文单位（74亿公里）。冥王星因此周期性进入海王星轨道内侧。海王星与冥王星因相互的轨道共振而不会碰撞。在冥王星距太阳的平均距离上阳光需要5.5小时到达冥王星。 1930年克莱德·汤博发现冥王星，并将其视为第九大行星。1992年后在柯伊伯带发现的一些质量与冥王星相若的冰制天体挑战冥王星的行星地位。2005年发现的阋神星质量甚至比冥王星质量多出27%，国际天文联合会（IAU）因此在翌年正式定义行星概念。新定义将冥王星排除行星范围，将其划为矮行星（類冥矮行星）。 冥王星目前已知的卫星总共有五颗：冥卫一、冥卫二、冥卫三、冥卫四、冥卫五。冥王星与冥卫一的共同质心不在任何一天体内部，因此有时被视为一联星系统。IAU并没有正式定义矮行星联星，因此冥卫一仍被定义为于冥王星的卫星。 2015年7月14日新视野号探测器成为首架飞掠冥王星的宇宙飞船。在飞掠的过程中，新视野号对冥王星及其卫星进行细致的观测。.
冥王星的衛星
冥王星目前已知的衛星總共有五顆，冥衛一是其中最大的一顆，它與冥王星的相對大小比太陽系其他已知的行星或矮行星都還要大。相較之下，冥衛二、冥衛三、冥衛四和冥衛五的體積則小得多。.
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冥族小天體
在天文學中，冥族小天體或类冥小天体(plutino)是與海王星有2：3的平均運動共振的海王星外天體，Plutinos這個名稱是在冥王星之後才有的，使用了義大利文表示小的附加語詞-ino，指像冥王星一樣被困在共振軌道中的小天體。名稱只提到軌道共振，並不涉及其他的物理性質，且原本僅用於描述比冥王星小的共振天體，但現在已將冥王星本身也包含在內。 冥族小天體分布在古柏帶的內層部分，現時已知的古柏帶天體中，有近四分一是冥族小天體。除了冥王星之外，第一顆冥族小天體是在1993年9月16日發現的1993 RO。 最大的幾顆冥族小天體，包括冥王星，有亡神星(90482，Orcus)、伊克西翁(28978，Ixion)、拉達曼迪斯(38083，Rhadamanthus)、和雨神星(38628，Huya)。.
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冰巨行星
冰巨行星（ice giant），是一種主要由比氫和氦更重的氣體組成的巨行星，例如氧，碳，氮，和硫。在太阳系里，天王星和海王星均是典型的冰巨行星。它们的质量中包括仅约20%的氢和氦，相对于氣態巨行星（木星和土星）的质量中都含有90%以上的氢和氦。但近期有證據顯示第三個冰巨行星第九行星存在於太陽系中。在1990年代，人们认识到，天王星和海王星是一类独特的巨行星，独立于其他的巨行星。.
冰矮星
冰矮星是比一般彗星的彗核大並比小行星擁有更多冰的天體。她們被認為有數百公里直徑的大小，並且在歐特雲和古柏帶中有非常多的數量。 冰矮星不是國際天文聯合會所認定的官方分類，並且涵蓋了比官方認定的類別：QB1天體和冥族小天體更大的範圍。 美国西南研究院的:en:Alan Stern相信除了海王星的衛星崔頓之外，還有許多我們未曾發現的冰矮星。Stern說有三顆直徑在1,000至2,000公里的冰矮星有著明顯的撞擊痕跡。天王星可能就是被冰矮星撞擊才使得自轉軸傾倒，海王星最大的衛星，崔頓，也可能曾被冰矮星撞擊過。.
冷木星
冷木星（Cold Jupiter），亦稱雙生木星（Jupiter-twins〕是一種系外氣體巨行星，它們的質量接近或是超過木星質量（1.9 × 1027 kg），並且以與太陽系類木行星相大致相同形式的軌道繞著其母恆星公轉。在我們的太陽系內，木星和土星都星這一類型行星的典型例子。「冷木星」這個名詞意味著行星的軌道位於行星系外側較冷的區域內，但卻並未考慮來自行星的內熱。.
先子星
先子星(Preon stars)在理論上是由先子構成的緻密星，這是在理論上組成夸克和輕子的一種次原子粒子。先子星的密度預測是介於中子星和黑洞之間－超過1020 克/立方公分，是極為驚人的。一顆質量與地球相似的先子星，直徑只有網球直徑大小。 這種天體原則上可以藉由經過重力透鏡觀測到的γ射線偵測出來。先子星的存在，或許可以解釋暗物質假說所造成的迷惑。 雖然很難解釋如此輕的物質如何形成如此緻密的天體，但先子星可能誕生於超新星爆发或大爆炸。.
光学剧变类星体
光学剧变类星体作为一种高变类星体，是耀变体中的一个子类型。光学剧变类星体一般由数个罕见的、明亮的电波星系组成，其发射的可见光的变化幅度在一日内可达到50%。其外部特征近似于蝎虎座BL型天体，但是该类星体往往具有更强的发射光谱以及更高的红移量。.
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光强度
#重定向 发光强度.
光谱类型
#重定向 光谱分析.
克魯茲族彗星
克魯茲族彗星（Kreutz Sungrazers）是掠日彗星的一種，其近日點極接近太陽是它們軌道的特性之一。它們相信全來自多年前一顆大彗星分裂而成的碎片，而德國天文學家克魯茲首先注意到這些彗星的共通點，因此被稱為「克魯茲族彗星」。 不少克魯茲族彗星的成員均為歷史上出現的大彗星，白天在太陽隔鄰也能看到。對上一顆大彗星是1965年出現的池谷·關彗星，是20世紀中最亮的彗星之一。 自從1995年SOHO衛星發射以來，不少較小的克魯茲族彗星得以被發現，部分甚至能到達太陽表面。它們在經過近日點時全為太陽所摧毀，無一生還。不少業餘天文愛好者透過SOHO於互聯網發佈的圖片找到不少彗星。.
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四象
四象在中國一為代表東西南北四方的青龍、白虎、朱雀和玄武>《禮記·曲禮上第一》：行，前朱雀而後玄武、左青龍而右白虎。>《禮記·曲禮上第一》：朱鳥、玄武、青龍、白虎，四方宿名也。，一為《易經》中的「太陽、太陰、少陽、少陰」。四象時常被運用於戰場上的軍列，成為打仗時的保護神。後來，四靈被人們人格化了，青龍號為「孟章神君」，白虎號為「監兵神君」，朱雀號為「陵光神君」，玄武號為「執明神君」。.
B型主序星
B型主序星（B V）是燃燒氫的恆星，光譜分類為B，光度分類為V的主序星。這一類恆星的質量介於太陽的2至16倍，表面溫度載10,000至30,000K。B型恆星是非常明亮的藍色恆星。它們的光譜中有中性的氦線，在B2的類型中最為明顯，和溫和的氫線。例如，軒轅十四和大陵五A。 這種恆星的哈佛光譜分類法刊登在哈佛恒星测光表修订版。在定義上，B型恆星在光譜的藍紫色部分缺少一條氦的電離譜線，也就是沒有氦的電離譜線。所有的光譜類型，包括B型，都有細分的數值尾碼，表示它們與下一種類型接近的程度，因此B2是B型十分級中的第二級，比B0更接近A型。 但是，之後更精細的光譜顯示B0有氦的電離譜線；同樣的，A0也有微弱的中性氦線。隨後細分的光譜類型基於特定頻率的吸收線在恆星中強度，或是比較不同譜線的強度。例如，在MK分類系統中，波長438.7奈米的譜線強度比420.0奈米強的歸類為B0型。氫的巴耳末系譜線在B型中逐漸增強，並在A2型達到峰值（最大值）。電離的矽現被用來矽分B型的恆星，同時鎂線被用來區分溫度上的差異。 B型恆星在大氣層之外沒有冕，並且缺乏對流層。它們比較小的恆星，像太陽這一種，有更高的質量流失率，恆星風的速度大約是3,000公里/秒。B型主序星的能量來源是CNO循環的熱核融合。因為CNO循環對溫度非常敏感，能量的來源大量的集中在這類恆星的核心，結果是對流層出現在核心。這導致核融合產生的氦穩定的與氫燃料混合在一起。許多B型恆星有高速的自轉，在赤道的轉動速度大約是200公里/秒。 有些B型恆星，像是分類為B0至B3的恆星，顯示出有非常強的中性氦譜線。這些化學特殊恆星未稱為強氦恆星，通常他們在光球層會有強大的磁場。對照之下，也有弱氦恆星，它們的氦線強度不足並且有很強的氫光譜。其他化學異常的B型恆星有汞-錳星，它們的光譜類型是B7至B9。Y最後，還有有著途出的氫發射譜線的Be星。.
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B型次矮星
B型次矮星（subdwarf B star，縮寫：sdB）是一種光譜類型B型的次矮星。這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高，在赫羅圖的位置是在「極端水平分支」。這些恆星的質量大約是0.5倍太陽質量，並且只含有1%氫，其餘成分大多是氦。而半徑則是太陽的0.15到0.25倍，表面溫度20000到40000 K。 B型次矮星是在恆星演化的晚期階段。紅巨星的核心開始進行氦的核融合之前失去主要由氫組成的外層，剩下的核心即為B型次矮星。這些紅巨星提早喪失質量的原因至今仍不明，不過聯星系統中和另一顆成員星的交互作用可能是主要機制。單一B型次矮星可能是兩顆白矮星合併的結果。B型次矮星被認為是恆星變成白矮星前沒有經過巨星階段的產物。 B型次矮星的光度高於白矮星，並且是年老高溫恆星群聚區域的主要成員星，例如球狀星團、螺旋星系核球、椭圆星系。這類恆星在紫外線影像中相當明顯。被認為是橢圓星系光譜中紫外線超量的原因。.
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Be X射線聯星
Be X射線聯星是一種高質量X射線聯星，由一顆中子星和一顆Be星組成。通常中子星會以一個廣闊的橢圓軌道環繞着Be星，而Be星的星風亦會形成一個與中子星軌道交錯的平面。每當中子星與Be星的星風相遇時，大量氣體會依附在中子星上，發生一股強烈的X射線。.
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Be星
Be星是光譜中有明顯的氫發射線的B-型恆星，這類恆星的光譜類型通常標示為Be，B表示是B型恆星，e表示是發射光譜，雖然也可能有其它原子的離子發射譜線，但通常都很微弱。觀測上的其他特徵包括光學上的線性偏極化和比一般的B型恆星更強的紅外線輻射，稱為紅外過量。自然的Be星都是暫時性的，Be星通常都可能保持著正常的B型光譜，而且到前為止都是正常的B型星可能成為Be星。 雖然大多數的Be星都是主序星，但它們都是在複雜的族群中被辨識出來的，包括主序前星、超巨星、原行星雲，和其它的天體。它們或許可以再細分為Be超巨星、赫比格Be星、緻密行星狀星雲Be、共生Be星，而這些全部都還是"不明確"的分類。 第一顆被確認的Be星是策(仙后座γ)，在1866年就被安吉洛·西奇觀測到，也是第一顆被發現有發射譜線的恆星。在20世紀初期，瞭解了發射譜線形成的的過程，知道這些譜線來自環繞在周圍的拱星物質，而不是來自恆星本身。現在，所有的觀測特性都可以用恆星拋射出的物質形成的氣體環解釋。紅外過量和偏極化是星光被盤面散射的結果，發射譜線是恆星的紫外線被盤面的氣體吸收之後再輻射出來的。 Be星一般被認為是高速自轉的天體，並且經由干涉儀測量到水委一的自轉扭曲得到證實。雖然，單獨的自轉或許還不足以形成盤面，但是額外的拋射機制是需要的，像是一個磁場或是非徑向的恆星的脈動。Be現象瞬變的本質非常像是過渡到另一種程序的聯接過程，但是細節還有待進一步的研究。 Be星是典型的變星，並且被認為是由於暫時存在的星盤和散射過程造成的仙后γ型變星，或是自然脈動性質造成的波江λ型變星。.
CD型星系
cD型星系或cD星系，是星系型態分類中的一種類型，是巨大的橢圓星系，D型的子類型，有著恆星的巨大星系暈。它們可以在一些富星系團接近中心的地區被發現，它們也被稱為超巨橢圓星系或中心主導星系。.
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CH星
CH星是一種特殊的碳星，在光譜上會出現極強的CH吸收帶。它們屬於第二星族，意思是這些恆星缺少金屬，在年齡上也都屬於中年以上，並且是低光度的傳統C-N碳星。許多CH星都是聯星，並且可以合理的相信所有的CH星都是聯星。像鋇星一樣，它們大概也是傳統碳星質量轉移的結果，現在有一顆白矮星，在現行分類上也屬於CH星。 Category:恆星類型.
短周期彗星
短周期彗星是指週期少於200的彗星，著名的哈雷彗星是被研究得最透徹的一顆短周期彗星。.
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矮不規則星系
矮不規則星系在星系分類中是暨小又不規則的星系，分類的符號是dI或是dIrr。 *.
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矮螺旋星系
螺旋星系是縮小版本的螺旋星系。矮星系的特徵是低光度、小直徑（距离高於50000秒差距难以被观测到）、低表面亮度和缺乏氫的集團。這類星系也會被分類為低表面亮度星系。 矮螺旋星系，特別是在Sa-Sc的類型中，是非常罕見的。相反的，矮橢圓星系、矮不規則星系和Sm（被認為是螺旋星系和不規則星系之間的類型）等其他類型的則很常見。.
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矮行星
行星（別稱中行星、準行星、侏儒行星）是具有行星級質量，但既不是行星，也不是衛星的太陽系天體。也就是說，它是直接環繞著太陽，並且自身的重力足以達成流體靜力平衡的形狀（通常是球體），但未能清除鄰近軌道上的其它小天體和物質。 矮行星這個項目是國際天文學聯合會在2006年8月通過環繞太陽天體的三種分類定義的一部分，導致新增加了發現的比海王星離太陽更遠的天體，其大小足以和冥王星匹敵，並且最後質量超過冥王星的天體，例如鬩神星。2006年，在國際天文學聯合會的行星定義上決議將矮行星排除在外，對此學界評價兩極。天文學家麥克·布朗認為這是正確的決定，而他是鬩神星和其它新矮行星的發現者。但拒絕接受這樣定義的阿蘭·斯特恩（Alan Stern），卻是在1991年4月創造矮行星這個名詞的天文學家。 國際天文學聯合會（IAU）目前承認的矮行星有5顆：、冥王星、、和。布朗批評官方的認可：「一個理性的人可能會認為，太陽系裡面只有5顆符合IAU定義的已知矮行星，但這些理性的人將無從修正。」 在另一份有數百顆已知的天體列在其中的清單，被懷疑都是太陽系的矮行星，估計在完整的探索過整個古柏帶之後，可能會發現200顆矮行星，而在探索過古柏帶以外的區域後，矮行星的總數可能超過10,000顆。個別的科學家認定的還有一些，麥克-布朗在2011年8月發表的清單中，從幾乎可以肯定到有可能是矮行星，就有390顆候選天體。布朗目前標示的11顆已知天體 －除5顆是已經被IAU認可的之外，還有(225088) 2007 OR10、、、、(307261) 2002 MS4和—是「幾乎可以確定」的，另外還有12顆是極有可能的Mike Brown, Accessed 2013-11-15。斯特恩也指出還有十多顆已知的矮行星Alan Stern,, August 24, 2012。 然而，只有兩顆天體，穀神星和冥王星，有足夠詳細的觀測資料可以確定它們符合國際天文學聯合會的定義。國際天文學聯合會接受鬩神星是矮行星，是因為它比冥王星更大。他們附帶決議尚未命名的海王星外天體，它們的絕對星等必須大於 +1（這意味著假設幾何反照率 ≤ 1，直徑就必須≥838公里），就會據以假設是矮行星來命名。目前，只有鳥神星和妊神星是依據這個程序被承認是矮行星。國際天文學聯合會還沒有討論其它可能是矮行星天體的相關問題。 在其它行星系統的分類中，並未列出矮行星的特徵。.
矮造父變星
座δ型變星 （英語：Delta Scuti variable，也稱為矮造父變星、船帆座 AI）是一種光度會因為表面在徑向上的脹縮和非徑向脹縮兩種原因造成光度變化的變星。通常表面光度的變化在0.003至0.9視星等，在可見光的變化週期為數小時，雖然振幅和週期的影響可能非常大。這類變星的類型通常是A0至F5的巨星或主序星。 這一種變星的原型是盾牌座δ，它展示在光度上的變化從 +4.60到 +4.79等，週期為4.65小時。其他著名的盾牌座δ型變星包括五帝座一(獅子座β)和王良一(仙后座β)。織女星被懷疑也是盾牌座δ型變星，但是尚未能證實。.
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矮橢圓星系
橢圓星系可以看成是小型的橢圓星系，標示的符號為dE。它們是相當普通的星系，並且通常是其他星系的衛星星系。仙女座星系至少就有兩個被分類為dE的矮橢圓星系環繞著。 下面是一些矮橢圓星系的例子：.
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矮橢球星系
橢球星系（dSph）是天文學的術語，原本是用在9個屬於銀河系和仙女座星系的衛星星系的低光度矮橢圓星系。 近年來，越來越多的證據顯示大多數矮橢球星系的特性不同於橢圓星系，反而和不規則星系和晚期的螺旋星系較為相似，這個名詞已經用於有這些性質的所有星系。 根據最佳的證據，這一類型的星系在宇宙中是最普遍的。（雖然它們的光度不足以佔有優勢。）.
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矮星系
星系是由數十億顆恆星組成，一種比較小的星系，比我們銀河系有二千至四千億顆恆星少了許多。大麥哲倫星系，大約有300億顆恆星，當在討論在銀河系周圍的星系時，有時也會被歸類為矮星系。 在本星系群有許多的矮星系：這些小星系多數都以軌道環繞著大星系，像是銀河系、仙女座星系、和三角座星系。 銀河系有14個已知的矮星系環繞著，參考銀河系有更多的資料。 矮星系有許多不同的分類法：.
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：.
玻璃隕石
玻璃陨石，中国古代称雷公墨，是一类天然形成的玻璃物体，目前一般认为是大型陨石碰撞地表时，地表岩石和陨石被快速加热融化溅起后，下落并冷却而形成，但也有少数研究人员认为其是在地外形成后降落到地球的。外观类似黑曜岩，故又称似黑曜岩。 玻璃陨石的外形多为球状、哑铃状、液滴状、纽扣状和不规则形状，内常含有气泡空腔。陆上找到的玻璃陨石直径一般几毫米到十几厘米，海洋沉积物中的微玻璃陨石则有些只有40微米大小。外观黑色、褐色或深绿色，半透明；易碎，断口常为贝壳状。 比重2.3-2.6，折射率1.48-1.62。化学成分上含二氧化硅很高，还可能含有焦石英、柯石英、斜锆石和铁镍金属等，含水则很少（平均含水量0.005%）.
玻色子星
玻色子星為一理論中的假想天體，純粹由具有質量的玻色子構成﹝如W 及 Z 玻色子﹞，於宇宙誕生初期引力坍縮中出現的暗物質。目前我們已知的星體皆主要由費米子構成，因此玻色子星尚未被發現，但科學家希望藉偵測由一對共軌的玻色子星所發出的重力波來發現玻色子星。.
火星
火星（Mars, 天文符號♂），是離太陽第四近的行星，為太陽系中四顆類地行星之一。西方稱火星為瑪爾斯，是羅馬神話中的戰神；古漢語中則因为它荧荧如火，位置、亮度時常變動讓人無法捉摸而稱之為熒惑。火星在太陽系的八大行星中，第二小的行星，其質量、體積仅比水星略大。火星的直徑約為地球的一半，自轉軸傾角、自轉週期則與地球相當，但繞太陽公轉周期是地球的兩倍。在地球上，火星肉眼可見，亮度可達-2.91，只比金星、月球和太陽暗，但在大部分時間裡比木星暗。 火星大气以二氧化碳为主，既稀薄又寒冷。火星在視覺上呈現為橘紅色是由其地表所廣泛分佈的氧化鐵造成的。火星地表沙丘、砾石遍布且没有稳定的液态水，火星南半球是古老、充满陨石坑的高地，北半球则是较年轻的平原。 火星有兩個天然衛星：火衛一和火衛二，形狀不規則，可能是捕獲的小行星。火星目前有四艘在軌運行的探測船，分別是火星奧德賽號、火星快車號和火星偵察軌道器以及2014年9月22日抵达的MAVEN轨道器，地表還有很多火星車和著陸器，包括兩台火星車：機會號和好奇號，和已經結束任務的精神號和鳳凰號。根據觀測的證據，火星以前可能覆蓋大面積的水。亦觀察到最近十年內類似地下水湧出的現象。 火星全球勘測者則觀察到南極冠有部份退縮。火星快車號和火星偵察軌道器的雷達資料顯示兩極和中緯度地表下存在大量的水冰Water ice in crater at Martian north pole http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMGKA808BE_0.html。2008年7月31日，鳳凰號直接於表土之下證實水冰的存在。2013年9月26日，火星探測車好奇號發現火星土壤含有豐富水分，大約為1.5至3重量百分比，顯示火星有足夠的水資源供給未來移民使用。2015年9月證實火星有間歇流動的液態水（液態鹽水）。.
火星的衛星
火星目前已知擁有2顆衛星，分別是火衛一與火衛二，都是火星從小行星帶中捕獲的天體。這2顆衛星都是在1877年由美國天文學家阿薩夫·霍爾所發現的，後來分別以希臘神話神祇福波斯及得摩斯，它們都是戰神阿瑞斯之子。除了上述兩顆衛星外，火星可能還有直徑小於50-100米的衛星，以及一個位於火衛一與火衛二之間的行星環。但是，上述天體還沒有被發現。.
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火星特洛伊
火星特洛伊是一群與行星中的火星共享軌道，環繞著太陽運轉的特洛伊天體。它們可以在火星軌道前方和後方各60度的兩個拉格朗日點的附近被發現，但目前還不了解火星特洛伊的起源。一個理論認為火星特洛伊是在太陽系形成時就被捕獲再拉格朗日點的小行星，但是，對火星特洛伊的光譜研究顯示實情並非如此。另一種解釋認為是在在陽系形成之後，有些小行星遊蕩到火星的拉格朗日點。但這也令人質疑，因為考慮到火星的質量實在是太低了。 目前，這個集團中有7顆在長期數值模擬下被證實是穩定的小行星，但小行星中心只認可其中的三顆，另外還有一顆候選者： L4 (前導雲)：.
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火星軌道穿越小行星
火星軌道穿越小行星就是這顆小行星的軌道和火星的軌道相交。以下列出已經編號的地球軌道穿越小行星並且也包括2顆已編號的火星特洛伊特洛伊小行星：小行星5261（Eureka）和）。.
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火流星
火流星是與流星和隕石有關的一個術語。因此，使用這個術語的團體和單位，對於這個名詞的定義尚未完全達成共識。 對於火流星的描述，一個依據視星等的定義是亮度達到-14等或更亮的火球:156。另一個定義是任何可以撞擊形成大火山口的天體，而無須知道它的成分（例如，是否是一顆岩石或金屬的小行星，還是冰彗星）。 bolide這個字源自希臘文的βολίς bolis，他的意思是飛彈。.
獨立天體
立天體(Detached object，又稱孤立天體)是指即使通過近日點時也不會受到海王星引力影響其軌跡的海王星外天體。由於他們的軌道獨立而不受太陽系其他星體的影響，所以被稱之為獨立天體。 D.Jewitt, A.Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences, Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006) 大部份的海王星外天體都不屬於獨立天體。科學界至今發現了最少九顆獨立天體， 其中體積最大、軌跡最遙遠的是賽德娜（小行星90377）。.
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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獵戶型變星
獵戶型變星是一種光度顯示出不規則和異常爆發的變星，並且通常和擴散星雲結合在一起。它們被認為是年輕的恆星，亮度的波動可以有好幾個星等，日後將會成為正常、非變星的零齡主序星。 金牛T星是獵戶型變星， 恆星光譜顯示出一個電子被電離的鐵原子 (Fe Ⅱ)的紫外線螢光發射特徵譜線，和來自鋰的發射譜線，而這種元素通常在恆星的核融合中會被摧毀。 獵戶座FU或簡稱為"Fuors"，也是獵戶型變星。它的亮度上升了5-6個星等，並起維持在某個星等已經數十年。獵戶座FU是這類變星的原型，其它的樣本還有天鵝座V1057和天鵝座V1515。 不同類的這種變星，獵戶型變星可能會出現小幅度的 (最多1星等) 的週期變化，有的特性是突然的變暗，有的則是光譜顯示出質量大規模坍塌的譜線特徵 (獵戶座YY)。任何一顆的獵戶型變星都可能出現這許多的特徵。.
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獵戶FU型變星
在恆星演化中，獵戶FU型變星（FU Orionis star，或 FU Orionis object、 FUor）是一種在光度和光譜形式上會出現極大變化的主序前星。典型例子天鵝座V1057會出現亮度增加6個星等，和光譜形式從 dKe 變成 F 型超巨星的變化。這類恆星是以它的原型恆星獵戶座FU命名。.
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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。.
碳行星
碳行星（Carbon planet），又稱為鑽石行星或碳化物行星，是Marc Kuchner在恆星理論中提出來假設的行星類型，它們形成於富含碳但缺乏氧的原行星盤，根據行星科學，它們的發展將不同於地球、火星和金星等這些以矽-氧化合物為主要成分的行星。這個理論已有廣大的支持者，現在是由研究員Jade Bond 建立合理的想法。具體來說，不同的系統會有不同的碳和氧的比率，而我們太陽系的類地行星是傾向於氧行星。.
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。.
磁星
磁星（Magnetar）是中子星的一種，它們均擁有極強的磁場，透過其產生的衰變，使之能源源不絕地釋出高能量電磁輻射，以X射線及伽瑪射線為主。磁星的理論於1992年由科學家羅伯特·鄧肯（Robert Duncan）及克里斯托佛·湯普森（Christopher Thompson）首先提出，在其後幾年間，這個假設得到廣泛接納，去解釋軟伽瑪射線復發源（soft gamma repeater）及不規則X射線脈衝星（anomalous X-ray pulsar）等可觀測天體。.
祝融型小行星
祝融型小行星（Vulcanoid）是假設上存在於行星的水星軌道之內，在動力學穩定區內繞行太陽的小行星族群，與太陽距離介乎0.08至0.21個天文單位之間。它們的名稱源自假設中的祝融星，但從1915年已經證明並不存在。迄今也尚未發現祝融型小行星，並且也不清楚是否有任何的存在。 如果它們存在，祝融型小行星很容易逃避掉檢測，因為它們會很小，而且在明亮耀眼的太陽附近而被掩蔽掉。由於它們靠近太陽，從地面上的搜尋只能在曙暮光或日食過程中進行。任何一顆祝融型小行星的直徑應該大約介於和之間，並且軌道位在重力穩定區的外側邊緣與非常接近圓形。 祝融型小行星，如果它們被發現，可能可以提供行星形成第一階段的材料，以及洞察早期太陽系的一般狀況。雖然在太陽系內其他的每一個重力穩定區內都已經發現有天體存在，非引力的作用，如亞爾科夫斯基效應或太陽系發展早期階段遷移的影響，都可能耗盡這些區域可能存在的任何小行星。 由於廣義相對論已經能解釋水星近日點的進動，祝融星已經成為歷史。 到現時為止，雖然美国国家航空航天局進行多次搜尋，但尚未有任何水內小行星被發現。此類搜尋因為太陽強光的影響，是極難進行的。縱使真的存在，根據預測它們的直徑也不會超過60公里，否則在之前的搜尋中早已被發現。 人們搜尋過的空間在重力上是穩定的，因此認為此等小行星有可能存在。在太陽系其他穩定的地帶也可以找到天體，還有水星--面滿佈的環形山可以說明，早期的太陽系有可能存在大量此類小行星。.
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祝融星
祝融星（又稱火神星；Vulcain；Vulcan）是一個假設在太陽與水星之間運行的行星，這個19世紀的假設被愛因斯坦的廣義相對論排除。 祝融星的中文名称来源于中国上古神话人物火神祝融，西方名稱则源自羅馬神話的鍛冶之神武尔坎努斯（Vulcanus）。.
移動星群
移動星群是天文學所謂有著相似年齡、金屬量和運動（徑向速度和自行）的一群恆星。因此，在移動星群中的恆星可能幾乎在同一時間從同樣的氣體雲中形成，但它們組成的星團隨即被潮汐力打亂掉。.
空洞 (天文学)
在天文学裡，空洞指的是纖維狀結構之间的空间，空洞与纖維狀結構一起是宇宙组成中最大尺度的结构。空洞中只包含很少或完全不包含任何星系。 一个典型的空洞直径大约为11至150个百万秒差距；特别的，对于空間等同超星系團的大型空洞，时常被称为超级空洞或超空洞。.
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穀神星
星（Ceres，; 小行星序號：1 Ceres）是在火星和木星軌道之間的主小行星帶中最亮的天體。它的直徑大約是，使它成為海王星軌道以內最大的小行星。在太陽系天體大小列表排名第35，是在海王星軌道內唯一被標示為矮行星的天體。穀神星由岩石和冰組成，估計它的質量佔整個主小行星帶的三分之一。穀神星也是主小行星帶唯一已知自身達到流體靜力平衡的天體。從地球看穀神星，它的視星等範圍在+6.7至+9.3之間，因此即使在最亮時，除非天空是非常的黑暗，否則依然是太暗淡而難以用肉眼直接看見。1801年1月1日意大利人朱塞普·皮亞齊在巴勒莫首先發現了穀神星。最初被當成一顆行星，随着越來越多的小天體在相似的軌道上被發現，因此在1850年代被重分類為小行星。 穀神星顯示已經有區分成岩石、核和冰的地函，並且在冰層之下可能留有液態水的內部海洋。表面可能是水冰和不同的水合物礦物，像是黏土和碳酸鹽，的混合。在2014年1月，在穀神星的幾個地區都檢測到排放出的水蒸氣。這是出乎意料之外的，在主小行星帶的大天體床不會發出水蒸氣，因為這是彗星的特徵。 美國NASA的機器人曙光號在2015年3月6日進入繞行穀神星的軌道。從2015年1月，曙光號就以前所未見的高解析度傳回影像，顯示表面有著坑坑窪窪。兩個獨特的亮點（或高反照率特徵）出現在撞擊坑內（不同於早些時候哈伯太空望遠鏡在一個撞擊坑中觀測到的影像。）；出現於2015年2月19日的影像，導致考慮可能有冰火山 或釋氣的發想。在2015年3月3日，NASA的一位發言人說，這些點符合含冰或鹽的反光物質，但不太可能是冰。在2015年5月11日，NASA釋放出高解析的影像，顯示不是一個或兩個點，實際上在高解析的影像上有好幾個。在2015年12月9日，NASA的科學家報導，穀神星的亮斑可能是一種類型的鹽類，特別是“滷水”，包括硫酸鎂等硫酸水合物（MgSO4·6H2O）；也發現這些斑點與富含氨的黏土相關聯。2015年10月，NASA釋出了由曙光號拍攝的真實色彩穀神星影像。.
第十行星
十行星 是對於太陽系外圍邊界，可能存在的一顆假想海王星外行星的稱呼。據推測，「第十行星」可能為地球到火星間的大小。 雖然目前並沒有任何證據足以證明這顆行星確實存在，但大部分的科學家相信如果是真的，第十行星便可以合理解釋太陽系邊緣柯伊伯(包括數顆冥王星和矮行星)數顆海王星外天體擁有高度傾斜軌道。 第九行星可以解釋出古柏帶與歐特雲內數顆海王星外天體不尋常橢圓軌道。.
第九行星
九行星（Planet Nine）是對於太陽系外圍邊界，可能存在的一顆假想海王星外行星的稱呼。據推測，「第九行星」可能是大小至少為地球兩倍的超級地球。 雖然目前並沒有任何證據足以證明這顆行星確實存在，但大部分的科學家相信如果是真的，便可以合理解釋太陽系邊緣古柏帶與歐特雲內數顆海王星外天體不尋常的軌道。.
第五行星
在天文學史，少數太陽系的天體，曾是從太陽算起的第五顆行星。在目前的定義，第五顆行星是木星。.
米拉變星
#重定向 刍藁变星.
类地行星
類地行星（terrestrial planet），又稱地球型行星（telluric planet）或岩石行星（rocky planet）都是指以硅酸鹽岩石為主要成分的行星。這個項目的英文字根源自拉丁文的「Terra」，意思就是地球或土地。由於大眾媒體的流行，加上對象是行星，因此在二合一下採用「類地」行星這個譯名。類地行星與氣體巨星有極大的不同，氣體巨星可能沒有固體的表面，而主要的成分是氫、氦和存在不同物理狀態下的水。 截至2013年11月4日，根據開普勒太空任務的數據，銀河系估計共有逾400億圍繞著類太陽恆星或紅矮星公轉，位於適居帶內，且接近地球大小的类地行星存在。其中約110億顆是圍繞著類太陽恆星公轉。而最近的一個距離地球12光年。.
类星体
類星體 （quasar，，也以QSO或quasi-stellar object為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墬落，能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大：最強大的類星體的光度超過1041 瓦特，是普通星系，例如銀河系，的數千倍。 "類星體"這個名詞源自於準恆星狀電波源（quasi-stellar radio source）的縮寫，因為在20世紀50年代發現這種天體時，被認定為未知物理源的電波發射源。當在可見光的照相圖中篩檢出來時，它們類似可見光的星狀微弱光點。 類星體的高解析影像，特別是哈伯太空望遠鏡，已經證明類星體是發生在星系的中心，一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或.
系外彗星
系外彗星或太陽系外彗星是在太陽系之外，環繞著其它恆星的彗星。第一個系外彗星系是在1987年發現的，它環繞著繪架座β (老人增四)，一顆非常年輕的A型主序星。迄2013年1月7日，總共已經發現了10個這樣的系統。 天文學家使用德州麥克唐納天文台2.1米的望遠鏡發現了最後的6個彗星系統。在檢測用的望遠鏡中，發現暗淡的吸收線，被發現夜復一夜的變化著，因此天文學家認為這是"起源於撒向母恆星的彗星，因為被加熱而產生大量氣體雲造成的"。所有的系外彗星都是最近才檢測到的 － 換句話說，"鯨魚座49 (HD 9672)"、"狐狸座5 (HD 182919)"、"仙女座2"、"HD 21620"、 "HD 42111"和"HD 110411" － 被環繞的都是非常年輕的A型恆星。 系外彗星連結了研究人員對行星形成理解的重要環結。天文學家巴里·威爾士 (Barry Welsh) 對這種連結做了如下的描述： “星際塵埃在重力的影響下成為小滴，這些小滴繼續成長成為岩石，岩石結合在一起成為更大的個體 －星子 (微星) 和彗星－ 並且在最後，會成長為行星”。.
系外衛星
系外衛星泛指在系外行星周圍依照閉合軌道做週期性運行的衛星，雖然目前人類尚未發現任何系外衛星，但是理論上應該有許多衛星運行在系外行星周圍。不過要偵測到系外衛星是非常困難的。.
紫微垣
紫微垣，三垣之一，按《步天歌》，紫微垣為三垣的中垣，位於北天中央位置，故稱中宮，以北極為中樞。有十五星，分為左垣與右垣兩列，宋史天文志：「紫微垣在北斗北，左右環列，翊衛之象也。」 左垣八星包括左樞、上宰、少宰、上弼、少弼、上衛、少衛、少丞。右垣七星包括右樞、少尉、上輔、少輔、上衛、少衛、上丞。 紫微垣之內是天帝居住的地方，是皇帝內院，除了皇帝之外，--、太子、宮女都在此居住。.
紅外線卷雲
紅外線卷雲是在紅外線看到的絲狀結構，這個名稱的來源是因為實際的結構就像卷雲。紅外線天文衛星（IRAS）首先在60和100微米的波長上觀察到這種結構。.
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紅巨星
红巨星是巨星的一种，是恆星的一種衰變狀態，根据恒星质量的不同，存在期只有数百万年不等。质量通常约为0.5至8个太阳质量，质量更大的称为红超巨星，質量再大的為紅特超巨星。.
紅矮星
紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。它們在恆星中的數量較多，大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分一，表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多，有時更可低於太陽光度的萬分之一。又由於內部的氫元素核聚變的速度緩慢，因此它們也擁有較長的壽命。质量低于0.35太阳质量的红矮星会有充分的对流，氦元素会在恒星内部均匀分布，而不会在核心累积，紅矮星不會膨脹成紅巨星，而逐步收縮，直至氫氣耗盡。 它们会保持稳定的光度和光谱持续数千亿年，由于现在宇宙的年龄有限，还没有红矮星发展到之后的阶段。 此外人們又發現，不含「金屬」的紅矮星只佔很少（在天文學裡，「金屬」是指氫和氦以外的重元素），而根據「大爆炸」理論的預測，第一代恆星應只擁有氫、氦及鋰元素，如果這些早期恆星包括紅矮星，這些「純正」的紅矮星至今天定能繼續觀測得到，而事實卻不然，含有「金屬」的恆星佔了紅矮星的大多數。因此在宇宙形成時，能發光的第一代恆星定擁有超高質量，它們擁有極短壽命，在經過超新星爆發後，重元素得以產生，成為形成低質量恆星的所需物質。 宇宙眾多恆星中，紅矮星佔了大多數，大約73%左右。, 科学网, 2014-03-06 09:39:11 离太阳最近的65颗恒星中有50颗是红矮星。例如離太陽最近的恆星，半人馬座的南門二比鄰星，便是一顆紅矮星，其光譜分類為M5，視星等11.0。 至2005年，人們首度在紅矮星身上，發現有太陽系外行星圍繞旋轉，第一顆行星的質量與海王星差不多，日距約為600萬公里（0.04天文單位），其表面度約為攝氏150°C。2006年，人們又發現一顆與土星差不多的行星繞著另一顆紅矮星旋轉，這顆行星的日距為3.9億公里（2.6天文單位），表面溫度為攝氏零下220°C。.
絮結螺旋星系
絮結螺旋星系是螺旋星系的一種，是相對於宏觀螺旋星系的一種機能。不同於宏觀螺旋星系顯而易見的旋臂結構，絮結星系的旋臂是零散、不連續的。大約30%的螺旋星系的旋臂是絮結的，10%是宏觀的，而其餘的是"多臂"的，而"多臂"的類型經常會參雜入絮結的結構 。 絮結螺旋星系的原型是NGC 2841"A Near-Infrared Atlas of Spiral Galaxies", Debra Meloy Elmegreen, (accessed 23 April 2010)。.
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疏散星团
疏散星團，也稱為銀河星團，是由同一個巨分子雲中的數百顆至數千顆恆星形成的集團。在銀河系中發現的疏散星團已經超過1,100個，並且被認為還存在更多。它們環繞著銀河中心運轉時，只靠著微弱的引力吸引維繫在一起，並且很容易因為與其它集團或氣體雲的近距離接觸而瓦解。疏散星團的壽命通常只有幾億年，但少數質量特別大的可以存活數十億年。相較之下，質量更大的球狀星團，擁有更多的恆星，成員彼此間的引力極為強大，可以存活的時間也更長。只有在星系的螺旋臂和不規則星系能發現疏散星團，它們只存在於恆星形成活躍區。 年輕的疏散星團可能仍然在它們形成的分子雲中，照亮它們在分子雲內創造出來的H II區。隨著時間推移，來自星團的輻射壓會將分子雲吹散。通常情況下，在輻射壓將氣體驅散之前，大約有10%質量的氣體能凝聚形成恆星。 疏散星團是研究恆星演化的關鍵天體。因為集團中的恆星成員年齡和化學成分都相仿，它們的特性（像是距離、年齡、金屬量和消光）也比單獨的恆星容易測量。有些疏散星團，像是昴宿星團、畢宿星團或英仙α星團，都可以用裸眼直接看見。還有一些，例如雙星團，則幾乎不用儀器也可以察覺它們的存在，而使用雙筒望遠鏡或光學望遠鏡還可以看見更多，野鴨星團，M11，就是個例子。.
環星系
星系是外觀上有環狀結構的星系，環中包含了質量大、相對較年輕且極端明亮的藍色恆星，中央區域則僅有少量且相对昏暗的物質。因為大部分的環星系中心都是很空洞的，因此天文學家相信環星系是較小的星系穿越大星系的中心之後形成的，而且這種碰撞很少會發生恆星之間實際的碰撞。然而，穿越過大星系時造成的引力的擾動可能導致波動促成恆星的形成。.
無核行星
無核行星（Coreless planet）是一種假設的類地行星，該類行星曾經經歷行星分異，但最終沒有形成金屬核心，即該類行星擁有極厚的的岩石地函。請注意無核行星不等於空心地球。.
無棒螺旋星系
無棒螺旋星系是螺旋星系中的一種，在中心沒有棒狀結構，或者不是棒旋星系。它在星系型態分類的標示是SA。 寬帽星系是一個無棒螺旋星系。 無棒螺旋星系是de Vaucouleurs system分類法中三種螺旋星系中的一種，其他兩種分別是中間螺旋星系和棒旋星系。在哈伯音叉中，它是最常見的兩種螺旋星系之一，另一種就是棒旋星系。.
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無棒透鏡星系
無棒透鏡星系是透鏡星系中沒有棒狀結構的螺旋星系版本。在哈伯序列中屬於SA0 一個例子是星系AM 0644-741，其他的例子請參見:Category:無棒透鏡星系。.
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熱木星
熱木星（Hot Jupiters），亦稱為焙燒爐行星（roaster planets）、超級木星（epistellar jovians）和pegasids是一種系外氣體巨行星。它們的質量接近或超過木星（1.9 × 1027 kg），但与太陽系中的情况不同：木星的軌道半徑是5天文單位，成為熱木星的行星軌道與母恆星距离在0.5至0.015天文單位以內，大約只是太陽系內水星到太阳距離的八分之一至金星到太阳距離。.
熱海王星
热海王星是一类假定存在的太阳系外行星，其轨道距离母星较近（通常小于1天文单位）。该类行星的质量接近于海王星和天王星的内核和包层质量之和。近期的观测结果表明可能存在的热海王星的数量较预期的多。.
熔岩行星
岩行星是表面全部或大部分被熔化的岩漿所覆蓋的一種假設的類地行星。存在這種行星的可能情況是最近遭受巨大撞擊；或非常靠近其母恆星的年輕類地行星，因為巨大的潮汐力或輻照量而使表面熔化。.
熄火彗星
火彗星是已經耗盡掉絕大部份揮發性冰，只留下一點的彗尾或彗髮的彗星。在彗核內的揮發性物質蒸發掉之後，剩下的就是惰性的岩石或是類似於小行星的礫石。在它們要成為熄火彗星之前可能會經歷一個過渡階段，因為一顆彗星可能會因為揮發性物質被處於非活動狀態的表面層密封在下方，而在休眠並不是熄火。.
牧夫座λ型星
牧夫座λ型星是表面層鐵峰頂元素異常低的一種特殊恆星。一個可能的解釋是，這是從它金屬低的星周盤吸積的結果。它的原型是牧夫座λ星。.
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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。.
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。.
特殊星系
特殊星系是大小、形狀或構造與眾不同的星系。特殊星系通常是由兩個星系之間的交互作用造成的，也許比典型的星系有更多的塵埃與氣體，或是有較低的表面亮度，也或者有其他的特性，例如相對論性噴流。它們的形狀由於和其他的星系遭遇，在巨大的引力下而呈現出高度的不規則性。像是在哈爾頓的目錄中，特殊星系的符號是"p"或"pec"。.
特洛伊小行星
特洛伊群小行星是與木星共用軌道，一起繞著太陽運行的一大群小行星。從固定在木星上的座標系統來看，他們是在所謂的拉格朗日點中穩定的兩個點，分別位於木星軌道前方（L4）和後方（L5）60度的位置上。 依照原本的規範，特洛伊小行星的軌道半長軸是介於5.05至5.40天文單位，並且在是在兩個拉格朗日點的一段弧形區域內。這個規範現在也適用在其他天體的相似情況下，而在這些情形下會標示出主要的天體。例如：海王星的特洛伊小行星。 在2006年，夏威夷凱克天文台的一個小組宣佈，他們曾經測量到一個小行星（617）普特洛克勒斯（Patroclus）的密度比結冰的水還要低，因而建議這是一對小行星，而且許多特洛伊小行星都可能是雙星。彗星或柯伊伯带天體在大小和組成上（冰與包覆在外圍的塵埃），也是可能的對象。而在未來，他們可能才是主要的小行星帶天體。（reference: 2.Feb issue of Nature）.
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發射星雲
射星雲是能輻射出各種不同色光的电离氣體雲（也就是所謂的電漿），造成电离的原因通常是來自鄰近恆星輻射出來的高能量光子。這些不同的發射星雲有些類型是H II區，也就是年輕恆星誕生的場所，大質量恆星的光子是造成电离的來源；而行星狀星雲是垂死的恆星拋出來的外殼被曝露的高熱核心加熱而被电离的。.
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. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.
白洞
在广义相对论中，白洞（White hole）是一种理論推測出來的時空區域，物質與光線無法進入這個區域中，但是可以從這個區域中向外出現。白洞的性質與黑洞相反，光與物質可以進入黑洞中，但是無法從黑洞中離開。這個理論最早由伊戈尔·德米特里耶维奇·诺维科夫在1964年根據對史瓦西解的計算，而提出這個假設。目前已經有許多證據顯示黑洞存在，到现在还没有任何证据表明白洞存在，因此白洞仍然只是一種由理論推導而出的假想星體。于2012年发表的一篇论文认为宇宙形成最初的大爆炸是短暂喷发的白洞。 有些理論家假設黑洞和白洞彼此連接，在其中連接的通道叫蟲洞，這成為許多科幻小說的主題。.
D型星系
#重定向 星系分類.
隕石
隕石是小塊的固體碎片，它的來源是小行星或彗星，起源於外太空，對地球的表面及生物都有影響。在它撞擊到地表之前稱為流星。隕石的大小範圍從小型到極大不等。當流星體進入地球大氣層，由于摩擦、壓力以及大氣中氣體的化學作用，導致其温度升高并发光，因此形成了流星，包括火球，也稱為射星或墬星。火流星既是與地球碰撞的外星天體，也是異常明亮的流星，而像火球這樣的流星無論如何最終都會影響地球的表面。 更通俗的說法，在地球表面的任何一顆隕石都是來自外太空的一個天然物體。月球和火星上也有發現隕石。 被觀察到穿越大氣層或撞擊地球隕石稱為墬落隕石，其它的隕石都稱為發現隕石。截至2010年2月，只有大約1,086顆的墬落隕石的標本被收藏 ，但卻有38,660顆被確認的發現隕石.
銀河系外行星
銀河系外行星（英語：extragalactic planet）是指來自銀河系外的行星。有些文獻將該種行星稱為 Extragalactic extrasolar planet 或是 Extragalactic exoplanet。.
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螺旋星系
螺旋星系是星系的類型之一，但哈伯在1936年最初的描述是星雲的領域(pp. 124–151)，並且列在哈伯序列，成為其中的一部分。多數的螺旋星系包含恆星的平坦、旋轉盤面，氣體和塵埃，和中央聚集高濃度恆星，稱為核球的核心。這些通常被許多恆星構成的黯淡暈包圍著，其中許多恆星聚集在球狀星團內。 螺旋星系是以它們從核心延伸到星盤的螺旋結構命名。螺旋臂是恆星正在形成的區域，並且因為是年輕、炙熱的OB星居住的區域，所以比周圍明亮。 大約三分之二的螺旋星系都有附加的，形狀像是棒子的結構，從中心的核球突出，並且螺旋臂從棒的末端開始延伸。棒旋星系相較於無棒的表兄弟的比率可能在宇宙的歷史中改變，80億年前大約只有10%有棒狀構造，25億年前大約是四分之一，直到目前在可觀測宇宙（哈伯體積）已經超過三分之二有棒狀構造。 在1970年代，雖然很難從地球在銀河系中的位置很難觀察到棒狀結構，但我們的銀河系已經被證實為棒旋星系 。在銀河中心的恆星形成棒狀結構，最令人信服的證據來自最近的幾個調查，包括史匹哲太空望遠鏡。 包含不規則星系在內，現今宇宙中的星系有大約60%是螺旋星系。 它們大多是在低密度區域被發現，在星系團的中心則很罕見。.
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.
聯星
聯星是兩顆恆星組成，在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統，尤其是在距離遙遠時，肉眼看見的經常是單一的點光源，要過其它的觀測方法，才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示，一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星（double star）通常被視為聯星的同義詞；然而，雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星，只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置，在視線上幾乎是相同的位置。然而，它們的"雙重性"只取決於這光學效應；恆星本身之間的距離是遙遠的，沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異，可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測，來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要，因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量，而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係（mass-luminosity relationship，MLR）估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的，在這種情況下，它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期，因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術，例如光譜學（聯星光譜）或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上，它與伴星會發生互相食與凌的現象；這樣的一對聯星會被稱為食聯星，或因為它們是經由光度變化被檢測出來的，而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近，將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下，這些接近的聯星系統可以交換質量，可能會帶來它們在恆星演化時，單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1（這是眾所皆知的黑洞）。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星，和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
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。.
鍀星
鍀星，或更適當的稱為Tc-富星，是光譜中有放射性金屬鍀吸收線的恆星。鍀最穩定的同位素是98Tc，半衰期長達4,200,000年，但對於做為恆星的創造材料，這個時間依然是太短暫了。因此，1952年在恆星光譜中檢測到鍀的譜線，為恆星內的核合成提供了明確的證據，在眾多的證據中，雙子座R是其中之一。 擁有鍀的恆星在恆星分類中屬與漸近巨星分支（AGB），是類似於紅巨星 ，但有著略高的光度，並且在內層的殼層仍然燃燒著氫。許多這一類恆星的成員在內層燃燒氦的期間可以達到100,000年，稱為"dredge-ups"。鍀星的光譜分類屬於M、MS、S、SC和C-N，它們多數都是屬於長周期變星的變星。 目前的研究顯示現存的鍀星有些位在AGB演化的後期，並且它們中有值得注意的數量不會在光譜線中顯示出含有金屬。現存的鍀星似乎存在於恆星歷史上被稱為"third dredge-up"的位置上。.
萊曼α發射體
萊曼α發射體（Lyman-alpha emitters，缩写为LAEs）是一種發射出萊曼α的遙遠星系。因為光的速度是有限的，而它們又是如此的遙遠，所以它們是宇宙過去歷史的一瞥。它們被認為是多數現代銀河系這種星系的始祖。因為紅移的作用，這些星系現在可以使用超越原有頻率通量的窄頻，很容易的在窄頻搜尋下找到： 此處z是紅移，\lambda 是觀測到的波長，1215.67 Å 是萊曼α發射線。萊曼α線被認為是由正在形成的恆星爆炸輻射出的。在宇宙學中，對萊曼α發射體紅移的實驗觀測是很重要的 ，因未它們可以追蹤暗物質暈，以及其後的物質在宇宙中的演化和分布。.
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鐵行星
鐵行星是以鐵為主要成分，有著富含鐵的核心，很少或沒有地函的一種行星類型。水星是太陽系內最大的這種類型天體，但是在系外行星可能有更大的這種天體存在。這種天體也可以稱為砲彈。.
鐵星
在天文學中，鐵星是一种假設性中的恆星，可能出現在恒星演化101500年后。量子穿梭效應所導致的核聚變應使小於鐵的物質融合成鐵-56，而自發裂變和核衰變也應使大於鐵的物質衰變成鐵，使整个恒星变成一个冷铁球。如果質子不会衰变，這种恆星可能形成。 Category:假想恆星.
蝎虎座BL型天体
蝎虎座BL型天体，（英文简称BL Lac object或BL Lac），是一类位于活动星系核心部位的天体，其名字来自其原型蝎虎座的天体BL。特征如下：.
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類冥矮行星
--、--或冥王星型天體（plutoid）指海王星外天體中的矮行星。 國際天文聯合會延續擴展2006年行星重定義目錄中的天體，在2008年6月11日於挪威首都奧斯陸定義了類冥矮行星： 相應的，類冥矮行星可以被視為是矮行星和海王星外天體的交集。在2008年，冥王星、鬩神星、鳥神星和妊神星是僅有的類冥矮行星，但還有多達42個天體可能會被納入此一分類中。.
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行星
行星（planet；planeta），通常指自身不發光，環繞著恆星的天體。其公轉方向常與所繞恆星的自轉方向相同（由西向東）。一般來說行星需具有一定質量，行星的質量要足夠的大（相對於月球）且近似於圓球狀，自身不能像恆星那樣發生核聚變反應。2007年5月，麻省理工學院一組空间科學研究隊發現了已知最熱的行星（2040攝氏度）。 隨著一些具有冥王星大小的天體被發現，「行星」一詞的科學定義似乎更形迫切。歷史上行星名字來自於它們的位置（与恒星的相对位置）在天空中不固定，就好像它們在星空中行走一般。太陽系内肉眼可見的5顆行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已經被人類發現了。16世紀後日心说取代了地心说，人類瞭解到地球本身也是一顆行星。望遠鏡被發明和萬有引力被發現後，人類又發現了天王星、海王星，冥王星（2006年后被排除出行星行列，2008年被重分類為类冥天体，属于矮行星的一种）還有為數不少的小行星。20世紀末人類在太陽系外的恆星系統中也發現了行星，截至2013年7月12日，人類已發現2000多顆太陽系外的行星。.
行星系
行星系（planetary system），又称行星系統，是圍繞某恒星公轉的各種天體的集合，其中包括行星、衛星、小行星、流星體、彗星和宇宙塵埃。太陽和它的行星系統包括地球在內，合稱爲太陽系。.
行星際塵雲
行星際塵雲（Interplanetary dust cloud）是瀰漫在太陽系的行星空間與其它行星系空間的宇宙塵（漂浮在太空中的小顆粒）。它已經被研究了許多年，以了解其本質、起源和大天體之間的關係。 在我們的太陽系，行星際塵埃粒子不僅散射陽光（稱為"黃道光"，因為它們被侷限在黃道平面），也產生熱輻射，這是夜晚的天空中5至50微米波長的主要來源（Levasseur-Regourd, A.C. 1996）。這些在地球附近輻射出紅外線特徵的顆粒，典型的大小在50至100微米（Backman, D., 1997）。這些星際塵埃的總質量相當於一顆半徑15公里的小行星（密度大約是2.5公克/公分3）。.
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行星際物質
行星際物質是填充在太陽系的物質，太陽系內較大的天體，如行星，小行星和彗星都運行在其間。.
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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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行星V
行星V 是一颗由美国国家航空航天局的科学家和假设存在于火星和小行星带之间的行星。他们在2002年3月11日至15日之间举办的第33届月球与行星科学大会上提出了这个假说。 他们认为，40亿年前，有一颗类地行星沿着一个离心率较高且不稳定的轨道围绕太阳运行。他们把这颗行星命名为行星V，并且认为这颗行星的消失和冥古宙的后期重轰炸期有关。 “这颗额外的行星形成一个低离心率的轨道，寿命长但是不稳定，”钱伯斯说。大约39亿年前，行星V收到其他行星的引力影响，它的轨道的离心率变得非常高，穿过了今天的小行星带。当时的小行星带比现在的小行星带规模更大。 据钱伯斯说，行星V撞击太阳之后消失了。.
衛星
衛星，是環繞一顆行星按閉合軌道做周期性運行的天體。如地球的衛星是月球。不過，如果兩個天體的質量相當，它們所形成的系統一般稱為雙行星系統，而不是一顆行星和一顆天然衛星。通常，兩個天体的质量中心都處於行星之內。因此，有天文學家認為冥王星與冥衛一應該歸類為雙行星，但2005年發現兩顆新的冥衛，使問題複雜起來了。.
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。.
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。.
裸奇異點
在廣義相對論中，裸奇異點（Naked singularity）是一種理論推測出的重力奇異點，其外沒有事件視界包圍住。一個黑洞是由重力奇異點與包圍住它的事件視界所構成，速度最快的光也無法逃脫到事件視界之外，因此理論上外界觀察者無法直接觀測到黑洞內部的現象。裸奇異點則與之相反，光與其他粒子有機會逃離奇異點至遠方，而事件視界因此不存在；外界觀察者有機會觀察到發生在奇異點附近劇烈扭曲時空的現象。 裸奇異點的存在對於天文物理等領域來說有其重要性，其中之一是可能得以觀察到星體塌縮成無限大密度的點的一些過程。另一方面，其存在與特性乃是對量子重力理論進行檢驗的良好機會。.
西佛星系
西佛星系（Seyfert galaxies）是一类旋渦星系或者不規則星系，擁有非常亮的星系核。名字来自20世纪40年代深入研究这类星系的天文学家卡爾·基南·西佛（Carl Keenan Seyfert）。西佛星系属于活躍星系核的一类。.
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：.
鳳凰座SX型變星
鳳凰座SX型變星是變星的一種，這些恆星的亮度表現出週期在0.03～0.08天 (0.7～1.9小時) 的脈動變化，它們的光譜類型在A2～F5，星等變化可以達到0.7等。相較於太陽，這些恆星的金屬量較低，這意味著其它元素相較於氫和氦的豐度是較低的。在相同分類的恆星中，它們也有著較高的空間速度和低光度，這些屬性使鳳凰座SX型變星和表兄弟的盾牌座δ型變星有所區別。後著有著較成的週期、高金屬量和較大的變光幅度。 鳳凰座SX型變星主要分出現在球狀星團和銀暈中，變光週期和亮度明顯的有週光關係。已知所有有鳳凰座SX型變星的球狀星團內都有藍掉隊星，這些恆星看起來比在同一個星團中有著相同亮度的主序星更藍 (有著更高的溫度)。.
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越地小行星
越地小行星是軌道穿越過地球軌道的近地小行星，已知的這類小行星列於下表。這些小行星的軌道半長軸比較類似於阿登型小行星，其餘的是阿波羅小行星。也可以參考阿莫爾型小行星。 軌道穿越過地球的小行星被歸類為越地小行星群 (ECA) 這些小行星中最著名的是克魯特尼，它的軌道週期與地球完全一樣。.
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超大質量黑洞
超大質量黑洞是黑洞的一種，其質量是10^5至10^9倍的太陽質量。現時一般相信，在所有的星系的中心，包括銀河系在內，都會有超大質量黑洞。.
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超巨星
超巨星是質量最大的恆星，在赫羅圖上占據著圖的頂端，在約克光譜分類中屬於Ia（非常亮的超巨星）或Ib（不很亮的超巨星），但最明亮的超巨星有時會被分類為0。 超巨星的質量是太陽的10至70倍，亮度則為太陽光度的30,000至數百萬倍，它們的半徑變化也很大，通常是太陽半徑的30至500倍，甚至超過1000倍太陽半徑。斯特凡-波茲曼定律顯示紅超巨星的表面，單位面積輻射的能量較低，因此相對於藍超巨星的溫度是較冷的，因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。 因為她們的質量是如此的巨大，因此壽命只有短暫的一千萬至五千萬年，所以只存在於年輕的宇宙結構中，像是疏散星團、螺旋星系的漩渦臂，和不規則星系。她們在螺旋星系的核球中很罕見，也未曾在橢圓星系或球狀星團中被觀測到，因為這些天體都是由老年的恆星組成的。 超巨星的光譜佔據了所有的類型，從藍超巨星早期型的O型光譜，到紅超巨星晚期型的M型都有。參宿七，在獵戶座中最亮的恆星，是顆藍白色的超巨星，參宿四和天蝎座的心宿二則是紅超巨星。 超巨星模型的塑造依然是研究領域中活躍且有困難之處的區塊，例如恆星質量流失的問題就仍待解決。新的趨勢與研究方法則不只是要塑造一顆恆星的模型，而是要塑造整個星團的模型，並且藉以比較超巨星在其中的分布與變化，例如，像在星系麥哲倫雲中的分布狀態。 宇宙中的第一顆恆星，被認為是比存在於現在的宇宙中的恆星都要明亮與巨大的。這些恆星被認為是第三星族，她們的存在是解釋在類星體的觀測中，只有氫和氦這兩種元素的譜線所必須的。 大部分第二型超新星的前身被認為是紅超巨星，然而，超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過，在強大的恆星風將外面數層的氣體殼吹散前他可能是一顆紅超巨星。 目前所知最大的幾顆恆星，依據體積的大小排序如下：盾牌座UY、天鵝座NML、仙王座RW、WOH G64、仙后座PZ、維斯特盧1-26、人馬座VX、大犬座VY（the Garnet Star）。以上排名与亮度和重量无关。.
超級海王星
超級海王星（Super-Neptune）是指性質與海王星類似但質量高於海王星的一個行星類型。這類行星的半徑通常是地球的5到7倍，並且質量通常是20–80 ，質量更高的行星天體通常被認為是氣態巨行星。 目前被發現的太陽系外行星中，超級海王星屬於相對稀少的一類型。目前已知的較著名超級海王星有克卜勒101b、HAT-P-11b與K2-33b。.
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超级地球
超级地球是指一种绕行恒星公转，因质量约为地球的二點五到十倍，被归类在温度较热且较无冰层覆盖的类海王星与体积大小近似地球之行星中间的星体。 自从2005年格利泽876d被尤金尼亞·里維拉（Eugenio Rivera）所率领的团队发现之后，相继有数颗超级地球被世人发现。地球做为太阳系中最大的类地行星，其所身处的太阳系并不包含这一类能被当作范例的行星，举凡那些体积大过地球的行星，质量至少都在其十倍以上。.
超级木星
超級木星（super-Jupiter）是指質量遠大於木星的次恆星天體，通常是指狀態處於行星與棕矮星分界上的，例如仙女座恆星螣蛇廿一的伴星。.
超星團
超星團 (SSC)是一個很大的恆星形成區域，被認為是球狀星團的前身。它們通常包含大量被電離氫區環繞的年輕、大質量恆星，類似於我們銀河系內的「超密電離氫區」(UDHIIs)。一個超星團的電離氫區像是被翻轉出來的塵埃繭包圍著。在許多情況下，恆星和電離氫區都因為高度的消光而在光學上是看不見的。結果是，越年輕的超星團越適合用電波和紅外線觀測。 超星團獨特的特徵是巨大的電子密度 n_e.
超星系座標系統
#重定向 超星系坐標系統.
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超星系團
超星系團是在宇宙的大尺度結構中，比星系團和星系群更大的結構。可觀測宇宙中的超星系團約有1,000萬個。.
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。.
超新星遗迹
超新星遗迹（Supernova remnant，缩写为SNR）是超新星爆发时抛出的物质在向外膨胀的过程中与星际介质相互作用而形成的延展天体，形状有云状、壳状等，差异很大。截至2006年，已经在银河系中发现了200余个超新星遗迹，在大麦云、小麦云、M31、M33 等邻近的河外星系中也有发现。.
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黃道座標系統
#重定向 黃道坐標系.
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黑矮星
黑矮星是假想中的恆星殘骸，是當一顆白矮星的溫度低到不再能發出可以被偵測到的光或熱的狀態。由於一顆白矮星要達到此種狀態所需要的時間遠高過當前137億年的宇宙年齡，因此在現今的宇宙中不可能存在著黑矮星，而溫度最低的白矮星將會是宇宙年齡的一個觀測極限。 白矮星是由主序帶上中或低質量的恆星（質量上限在9或10倍太陽質量），在它擁有的溫度能使用的元素都在融合中耗盡或驅逐之後的殘骸。一個高密度的電子簡併物質除了緩慢的熱輻射之外，還能留下什麼？最終將成為一顆黑矮星。如果真有黑矮星存在，它也很難被偵測到，因為依照定義，它們只有很少的輻射。一種理論認為可以利用重力的擾動來檢出。 由於白矮星未來的演化還有物理學上的問題，像是暗物質的性質和質子衰變等的可能性和速率等，我們的理解依然很貧乏；也不知道需要多久的時間白矮星才會冷卻成黑暗無光的狀態, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, arXiv:astro-ph/9701131v1.
黑洞
黑洞（英文：black hole）是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體（並非是一般認知的「洞」概念）。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後，發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸，就連传播速度極快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點，而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。 當恆星內部氫元素全部核融合完畢時，因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷，但隨著壓力越來越高，內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹，這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍，這便是紅巨星，質量更大的恆星則會發生超新星爆炸，無論是紅巨星或是超新星，都會將外部物質全部吹飛，直到連重元素也燒完時，重力又會使得恆星繼續向內塌陷，最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星，質量稍大的恆星則會形成中子星，會放出規律的電磁波，至於質量更大的恆星則會繼續塌陷，強大的重力使周圍的空間產生扭曲，最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。直至目前為止，所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。 黑洞是天文物理史上，最引人注目的題材之一，在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今，黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同，並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。 根據英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以不再適合稱其名為黑洞，而應該改其名為「灰洞」，先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法，是他「最大的失誤」。.
黄巨星
黃巨星是明亮的巨星，質量低或中等（大約在0.5－11太陽質量），在其演化的後期階段。它外部的大氣是膨脹和稀薄的，增大的半徑使表面溫度低至5,200－7,500K。黃巨星呈現的顏色從白色到黃色，光譜類型為F和G。巨星中大約有10.6%是黃巨星.
黄超巨星
黃超巨星（yellow supergiant，缩写为“YSG”）是光譜類型為F或G的超巨星，這一類型恆星的初始質量介於10至40太陽質量之間，並且多數會在演化過程中損失超過一半的質量。質量低的恆星光度也較低，會被歸類為黃巨星，但高質量的也不會發展成為藍超巨星。 多數離開主序帶的黃超巨星只會在這個階段維持數千年，很快的就會冷卻並且膨脹成為紅超巨星，所以他們比紅超巨星更為罕见。黃超巨星在耗盡核心的氫之後，在核心外層繼續燃燒氫。核心的氦在某一個點被順利地點燃，並發展成為紅巨星，但模型的變異上不能確定是在黃超巨星階段，還是在成為紅超巨星階段之後才點燃了氦。 黃超巨星位於赫羅圖上的不穩定帶，因為它們的動態會導致溫度和亮度的不穩定。在不穩定帶觀測到的恆星多數都是變星，像是次巨星的天琴RR變星、巨星的室女W型變星（第二型造父變星）、和較亮的巨星和超巨星的經典造父變星。此外，有許多罕見的黃超巨星變星，像是金牛座RV型變星，後來被認為是前AGB星和北冕座R，極不尋常的是幾乎沒有氫的富碳星。上述的不穩定帶還發現更不穩定的黃特超巨星（也就是更為明亮），有著更不規則的脈動和大質量的損失。多數的黃特超巨星不是已經成為紅超巨星，就是演化成為bluewards。然而，至少HD 33579是個例子，它是首度演化成為紅超巨星的一個例子。 並不期望在從黃超巨星階段演化成為紅超巨星階段之前會發生超新星爆炸，然而目前並不清楚後紅超巨星的黃特超巨星是否會坍塌形成一顆超新星。然而發光能力不足以成為後紅超巨星超新星，可與黃超巨星有關聯，祖先可能是黃超巨星的超新星屈指可數。如果可以證實，然後解釋一顆中等質量，核心為氦核的恆星，怎麼會導致核心崩潰成為超新星。這種情況的候選人，明顯的是某種形式互動下的聯星。.
轉動的黑洞
轉動的黑洞是擁有角動量的黑洞。.
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达摩克型小行星
達摩克型小行星是像(5335) 達摩克里斯和1996 PW這兩顆，有著像哈雷彗星這種哈雷族彗星的軌道週期，或長週期與高離心率軌道，但不會顯示彗髪或尾巴的小行星。大衛·朱維特定義達摩克型小行星為相較於木星的蒂塞朗參數小於或等於2的的天體（）；而日本天文學家中村彰正建議，符合以下兩項條件之一的小行星，即可將之列入達摩克型： 但是，這個定義並未聚焦在木星，不包括像是、、和等天體。 使用相較於木星小於或等於2的蒂塞朗參數，目前有156顆達摩克型小行星的候選者.
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迷你海王星
迷你海王星（Mini-Neptune）是指實際質量低於太陽系的天王星和海王星，但卻和海王星相當類似的太陽系外行星。而這樣的行星大氣層上層會有由氫和氦組成的厚層，在之下是極深的水和氨等分子較大的揮發物。如果沒有厚大氣層的話，這類行星則是海洋行星。 在迷你海王星和組成成分以岩石為主的超級地球之間可能有一個分界，而這個界線可能是二倍地球半徑。宜居行星开普勒22b与格利泽581d都是迷你海王星。.
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迷蹤彗星
迷蹤彗星是之前曾經發現的彗星，但在最近該通過近日點的時刻卻失蹤了。一般是因為沒有足夠的觀測資料可以計算可靠的軌道，和預測他的位置。 迷蹤彗星相較於迷蹤小行星，雖然因為非重力的因素，像是彗核的氣體噴發，會影響彗星的軌道，使彗星的軌道計算有所不同。但有些天文學家專注在這個領域，像是布萊恩·馬斯登就成功的預測了1992年回歸，但一度失蹤的週期彗星P109/Swift–Tuttle。.
近地天体
近地天體 （near-Earth object, NEO）為太陽系內其軌道接近地球的天體。所有近地天體的軌道近日點都小於1.3天文單位，它們包括數以千計的近地小行星、接近的彗星、和大到在撞擊到地球之前還在太空時就能夠被監測的流星體。現在廣泛認為過去的天體撞擊，對於地球的地質史和生物史有著重大的影響。自1980年代以後，由於逐漸認知到近地小行星和彗星的潛在危機，對近地天體的興趣已逐漸增在，減緩威脅也在積極研究中。 近地天體中有部分的小行星軌道的近日點在距離太陽0.98和1.3天文單位之間。當一顆這樣的近地小行星（NEA）被檢測到，就會提交給位於哈佛-史密松天體物理中心的小行星中心編目登錄。一些近地小行星的軌道會和地球軌道交會，所以它們有和地球碰撞的潛在危險。美國、歐洲聯盟、和其它國家目前共同努力建構太空警衛，持續的監視這些近地小行星。 在美國，NASA接受國會的命令，對所有可能造成災難，直徑在1公里以上的近地天體都要造冊監看。，他們已經發現848顆直徑大於1公里的小行星，其中154顆是潛在威脅小行星（PHAs）。在2006年估計大約還有20%尚待發現， NEOWISE 在2011年估計，已經發現93%直徑大於1公里的近地天體，大約只剩下70顆尚待發現。 潛在威脅天體（PHOs）當前的定義是基於該物體接近威脅地球的潛在能力參數。主要是軌道與的最小近地距離（MOID）小於0.05天文單位，或是絕對星等（H）低於22.0（粗略的代表了更大的尺寸），就被視為是潛在威脅天體（PHOs）。而不會接近地球至0.05AU（7,500,000 公里，4,600,000 英里）以內，或是直徑大約小於150米（500英呎）（假設反照率是13%，則H.
近地小行星
近地小行星（near-Earth asteroids，NEAs）指的是轨道与地球轨道相交的小行星。这类小行星可能会带来撞击地球的危险。同时，它们也是相对容易使用探测器进行探测的天体。事实上，访问一些近地小行星所需的推进剂比访问月球还少。NASA的會合-舒梅克號已经访问过爱神星，日本的隼鳥號也成功的登陸糸川，現已返航并帶回物質樣本。 目前已知的大小4千米的近地小行星已有数百个。可能还存在成千上万个直径大于1千米的近地小行星，数量估计超过2000个。 天文学家相信它们只能在轨道上存在一千万至一亿年。它们要么最终与内行星碰撞要么就是在接近行星时被弹出太阳系。该过程可能会消耗大量小行星，但似乎小行星来源仍然在不断补给。.
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阿登型小行星
阿登型小行星，是近地小行星的子類之一，以第一顆被發現的成員「阿登」小行星 (Aten) 來命名。它們的半長軸均小於1天文單位，位於地球軌道以內。 大多數已知的「阿登型」小行星中，其遠日點均大於1天文單位，少數例外的，只有(163693) 2003 CP20、2004 JG6、(164294) 2004 XZ130、2005 YQ96等小行星，它們的遠日點均小於1 AU，因此又被分為地內小行星 (Apohele asteroid)。 在所有成員天體中，擁有最短半長軸的是地內天體2004 JG6 (0.635 AU)。而另一顆天體(66391) 1999 KW4，它的半長軸為0.642 AU，其近日點達0.200 AU，在水星的軌道以內。前者的半長軸雖然較短，但近日點僅能到達金星軌道以內，並未如後者般可超越水星軌道。 對地球威脅最高的阿登型成員，是於2004年發現的小行星99942，該天體有機會於2036年撞地球，釀成災難。 截至2011年6月，已知的阿登型小行星共約670顆，當中有86顆擁有永久編號，有10顆擁有正式名稱。。.
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阿莫爾型小行星
阿莫爾型小行星，是近地小行星的子類之一，該分類以小行星1221的名字「阿莫爾」 (Amor) 來命名。這些小行星的近日點均在地球軌道以外，介乎 1.017 至 1.3 AU 之間，不會威脅到地球。火星的兩顆衛星，火衛一及火衛二，有可能原是屬於阿莫爾型小行星，後來被火星的引力擄獲，成為它的衛星。 在眾多阿莫爾型小行星中，最著名的是(433) 愛神星，他是第一個有太空船環繞的小行星，最後探測器會合-舒梅克號還成功的降落在這顆天體上。.
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阿波希利型小行星
阿波希利型小行星 (Apohele asteroid) 是指其近日點和遠日點均在地球軌道以內的小行星。屬於阿登型小行星的一種。 在2007年12月，人們認為找到的地內小行星如下：.
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阋卫一
鬩衛一—迪絲諾美亞（Dysnomia），正式名稱（136199）厄里斯 I 迪絲諾美亞（(136199) Eris I Dysnomia），是太陽系第二大矮行星鬩神星的一顆衛星。它是被美國天文學家米高·布朗於2005年發現，其時這衛星的暫名為S/2005 (2003 UB313) 1。2006年9月，這顆天體被國際天文學聯合會正式以希臘神話中不和女神厄里斯的其中一位女兒的名字命名為（違法女神）。.
阋神星
鬩神星（小行星序號：136199 Eris）是現已知太陽系中第二大的矮行星，在所有直接圍繞太陽運行的天體中質量排名第九。它估測直徑約為公里 ，比冥王星重約27%（但冥王星的體積更大一些），質量約為地球質量的0.27%。它由米高·布朗、乍德·特魯希略和大衛·拉比諾維茨在2005年1月5日，從一堆於2003年10月21日拍攝的相片中發現，並在2005年7月29日與2003 EL61一起公佈，當時它的暫時編號為2003 UB313，名字暫稱為齊娜（Xena，美国电视剧《战士公主西娜》的女主角）。 鬩神星於2005年7月位於距離太陽97個天文單位遠的位置，而它的軌道極為傾斜，公轉周期為557年。它被分類為黃道離散天體（偏離地球軌道平面的星體）。在2006年8月之「第26屆國際天文學大會」上，把2003 UB313劃入矮行星之列，賦與小行星編號136199號，並以希臘神話中的鬩神厄里斯（Ἒρις）命名。 因为阋神星看起来比冥王星要大，所以一开始它的发现者和NASA 把其称之为太阳系的第十大行星。但隨著其他类似大小天体的陸續發現，符合行星定義的太陽系天體數量驟增，促使国际天文联合会第一次重新进行行星定义。根据2006年8月24日的IAU的行星定义 ，阋神星是一个同冥王星、谷神星、妊神星、鸟神星一样的矮行星。 2010年11月6日，对阋神星掩星的初步结果显示，其直径约2326公里，誤差±12公里，只和冥王星相当 。从标准差来估计，现在还很难确定阋神星和冥王星哪个更大。估计两者固体直径大约在2330公里。.
赤道座標系統
#重定向 赤道坐標系統.
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赫比格Ae/Be星
赫比格Ae/Be星是主序前星 – 光譜類型為A和B的年輕恆星 (8太陽質量)的主序前星，因為演化的非常快速，所以未曾被發現過：當它們能用可見光觀測時(也就是說拱星盤中的氣體和塵埃已經消散)，在核心的氫已經開始燃燒，所以它們已經成為主序星了。.
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藍偏離星
#重定向 藍掉隊星.
藍巨星
藍巨星（Blue Giant）是恆星的恆星光譜分類中的第III級，光譜型為O或B型，為巨星的其中一種。藍巨星擁有极高的亮度，絕對星等一般为-2至-5.5等，表面溫度10,000K-55,000K。蓝巨星通常具有相当大的质量，大多数蓝巨星质量在太阳的5到25倍之间，少数O型的蓝巨星质量会更高。蓝巨星具有非常高的亮度，通常蓝巨星的总辐射能量在太阳的800倍(B9.5III)到太阳的10万倍（O8III）之间，一些O2/O3型的蓝巨星亮度则高达太阳的150万倍。蓝巨星拥有较高的表面温度，导致蓝巨星的大小远远不如同光度的黄色/红色巨星。蓝巨星的直径通常在太阳的6-20倍之.更大的则是蓝超巨星。.
藍矮星
藍矮星位於赫羅圖的右下角，為光度小、體積小、溫度卻很高的恆星殘骸，白矮星的分支。相較於白矮星微亮，溫度也比白矮星高的恆星死亡的殘骸，只殘留著尚未熄滅的藍白色火燄。.
藍矮星 (紅矮星階段)
紅矮星階段的藍矮星是一種假想的恆星類型，它是紅矮星在消耗了供應的大多數氫燃料之後發展成的恆星。因為紅矮星融合氫的速率緩慢，而且整顆恆星都在對流（允許供應的氫有更大的百分比參與核融合），而現在的宇宙年齡還不足以發展出藍矮星。它們只是基於理論的模型被預言存在。 恆星的亮度隨著年齡而增加，而一顆越亮的恆星需要輻射越多的能量來維持平衡。比紅矮星大的恆星以增加它們的尺寸使表面積增加而成為紅巨星。然而除了膨脹之外，紅矮星也被預測會增加輻射的速率，因而提高了表面的溫度並變得較藍，這是因為紅矮星的表層不會隨著溫度的增加而顯得更不透明 一旦它們的氫燃料消耗殆盡，藍矮星最終將演變成為白矮星。.
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藍緻密矮星系
藍緻密矮星系 (BCD星系)是天文學上對擁有年輕、炙熱、大質量恆星組成大星團的小星系所給的名稱，而這些恆星使星系的顏色偏藍, David Darling, entry in The Internet Encyclopedia of Science.
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藍超巨星
藍超巨星（BSGs）是恆星的恆星光譜分類中的第1級，光譜型為O或B型，屬於超巨星的其中一種，是宇宙中溫度及亮度最高的恆星。它們的溫度與亮度皆非常高，表面溫度為10,000－55,000K，質量約太陽的10－150倍。O型早期的蓝超巨星是宇宙中最亮最重的恒星。蓝超巨星的半径通常在太阳的15-50倍之间，O型超巨星的半径通常不会大于太阳的30倍，只有少部分特超巨星会超过这个数据。B型蓝超巨星则更大一些，但一般也不会超过太阳的60倍大。已知直径最大的B型星是手枪星，直径是太阳的306倍。最有名的藍超巨星是獵戶座的參宿七，SN 1987A也是一次藍超巨星爆炸造成的結果，這也是天文學家首次觀測到藍超巨星爆炸。.
银道坐标系
銀道座標系，是以太陽為中心，並且以銀河系明顯排列群星的平面為基準的天球坐標系統，它的「赤道」是銀河平面。相似於地理坐標，銀道坐標系的位置也有經度和緯度。 許多的星系，包括我們太陽和地球所在的銀河系皆為盤狀結構：我們能看到的多數銀河系物質（除了暗物質）都緊挨著這個銀道面。銀河系本身也像地球一樣有著自轉軸，銀道坐標系利用本身特性來定義坐標系統，也就是以太陽相對於銀心（銀河系中心）轉動來決定銀河系自轉。 在任何天球坐標系都需要定義赤道和極點。銀道坐標系也一樣，需要一條垂直於赤道的子午線作為銀經的起點。經由國際會議決定銀道坐標系的銀緯和銀經分別以「b」和「l」標示，銀極的銀緯（b）是90°（b.
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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。.
脈衝星行星
脈衝星行星（Pulsar planet）是圍繞脈衝星公轉的行星，而脈衝星即高速自轉的中子星。首個被發現的脈衝星行星即為首個被發現的系外行星。.
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脉冲星
脉冲星（Pulsar）是中子星的一種，為會週期性發射脈衝訊號的星體。.
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。.
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.
金屬量
金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恒星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“金屬”，因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。） 。例如，碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”，但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金屬量也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，它幾乎完全都是氫原子，經由太初核合成，創造出相當大比例的氦和微量跡證的鋰。最初的恒星，被認為是第三星族星，完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然，它們存在於主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中创造出来，被觀測到最老的恒星，被認為是第二星族星，有非常少量的金屬；後續世代出生的恒星，因由先前世代的富含金屬的塵埃中创生出来，金屬含量越來越豐富。而當這些恒星死亡時，它們會將更豐富的金屬，經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中，讓新誕生的恒星有更豐富的金屬。最年輕的恒星，包括我們的太陽，含有的金屬最豐富的恒星，被認為是第一星族星。 橫跨銀河系，金屬量在銀心是最高的，並向外逐漸遞減。在群星之間的金屬量梯度隨恒星的密度變化：在星系的中心有最多的恒星，隨著時間的過去，有越來越多的金屬回到星際物質內，並且成為新恒星的原料。由相似的機制，較大的星系相較於較小的星系，也會有較高的金屬量。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系，麥哲倫雲的例子中，大麥哲倫星系的金屬量是銀河系的40%，小麥哲倫星系的金屬量是銀河系的10%。.
金牛座RV型變星
金牛RV型變星是超巨星變星，它們表現在亮度上的變化與徑向上的脈動變化息息相關，它們在亮度上的變化也與光譜型有關。當它們變亮時，恆星的光譜類型是F到G，而當它們變暗時，光譜會變成K或M。亮度變動的週期通常是30至150天，並且有主極小和次極小交替出現的行為， 光度的極大度和極小值在亮度上可以相差到4星等。金牛RV型變星有分成兩種類型的4個子分類：.
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金牛T星
金牛T星（T Tauri star, TTS）是變星的一種，他的命名是依據被發現的原型－金牛座T星（T Tauri）而來的。他們都在鄰近分子雲的地方被發現，例如NGC 1555，並且由光學上的觀測確認是一顆有著強烈的色球譜線的變星。.
金星
金星（英語、拉丁語：Venus，天文符號：♀），在太陽系的八大行星中，是從太陽向外的第二顆行星，軌道公轉週期為224.7地球日，它沒有天然的衛星。在中國古代稱為太白、明星或大囂，另外早晨出現在東方稱啟明，晚上出現在西方稱長庚。到西漢時期，《史記‧天官書》作者天文學家司馬遷從實際觀測發現太白為白色，與「五行」學說聯繫在一起，正式把它命名為金星。它的西文名稱源自羅馬神話的愛與美的女神，维纳斯（Venus），古希腊人称为阿佛洛狄忒，也是希腊神话中爱与美的女神。金星的天文符号用维纳斯的梳妆镜来表示。 它在夜空中的亮度僅次於月球，是第二亮的天然天體，視星等可以達到 -4.7等，足以照射出影子。由於金星是在地球內側的內行星，它永遠不會遠離太陽運行：它的離日度最大值為47.8°。 金星是一顆類地行星，因為它的大小、質量、體積與到太陽的距離，均與地球相似，所以經常被稱為地球的姊妹星。然而，它在其它方面則明顯的與地球不同。它有著四顆類地行星中最濃厚的大氣層，其中超過96%都是二氧化碳，行星表面的大氣壓力是地球的92倍。表面的平均溫度高達，是太陽系最熱的行星，比最靠近太陽的水星還要熱。金星沒有將碳吸收進入岩石的碳循環，似乎也沒有任何有機生物來吸收生物量的碳。金星被一層高反射、不透明的硫酸雲覆蓋著，阻擋了來自太空中，可能抵達表面的可見光。它在過去可能擁有海洋，並且外觀與地球極為相似，但是隨著失控的溫室效應導致溫度上升而全部蒸發掉了B.M. Jakosky, "Atmospheres of the Terrestrial Planets", in Beatty, Petersen and Chaikin (eds), The New Solar System, 4th edition 1999, Sky Publishing Company (Boston) and Cambridge University Press (Cambridge), pp.
金星軌道穿越小行星
金星軌道穿越小行星就是這顆小行星的軌道和金星的軌道相交。下表列出已編號的已知金星軌道穿越小行星和outer-grazers（以下標為†），同為水星軌道穿越小行星則標為‡。 金星也有一顆準衛星——2002 VE68。這顆小行星也是一顆水星和地球軌道穿越小行星，它似乎只和金星“作伴”了7000年左右，天文學家們預測它會于大約500年后脫離這個軌道。 備註：這些全部都為地球軌道穿越小行星.
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长城 (天文学)
长城（Great Wall），或譯為巨牆，是一個關於宇宙大尺度構造的天文學名詞。1989年在天文學家瑪格利特·蓋勒（Margaret Geller）和約翰·修茲勞（John Huchra）試著標示約一萬五千個星系（和地球所在的銀河系一樣層級的星系）的分布時，發現星系、星系團的分布，即使在大尺度下，也並不是以往所想像的均勻分布，反而連結成條狀結構。兩位天文學家當時所標示出來的那個天文學長城，離地球的銀河系足足有兩億光年之遙。它有五億光年長、三億光年寬，並且有一千五百萬光年那麼厚。 在其他天文學家試著以其他的剖面繪製星系、星系團的分布圖時，也發現了相同的疏密不均、具有密集與空洞處的情況，而且目前尚未發現比長城更大的宇宙構造。因此目前一般相信大尺度的宇宙結構為泡狀，也就是宇宙空洞结构。 照這些剖面圖看來，銀河系和本星系群也位於星系團密集處，因此一般預料我們所在的銀河系也位於某條長城上（参见巨引源）。然而「本」長城有多長、多寬、多厚，目前卻不得而知，因為本长城延伸方向恰好在银河系的隐匿带上，被银河系中大量的宇宙塵和宇宙氣體遮擋，以至於無法觀測。 關於長城和泡狀結構的起源，目前的假設之一和暗物質有關。就像太陽系形成過程中有些氣體形成行星、有些則失敗而散成小行星或彗星一樣，那些泡狀「空洞」中的質量可能大規模地形成暗物質而不是星系群，而只有在邊緣、也就是泡壁之處的質量有機會大量地形成星系群。.
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长周期彗星
#重定向 彗星.
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鉛星
鉛星是一顆低金屬量的恆星，和其他S-過程產生的恆星相比，鉛星的鉛和鉍豐度較高http://xxx.lanl.gov/pdf/astro-ph/0302075。 原本鉛星的存在只是AGB星核合成过程中模型的预测。van ECK等利用欧洲南方天文台发现有五颗星的铅豐度相对于其他重元素超丰，从而首次从观测上证实铅星的存在。.
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。.
離心木星
离心木星是一类太阳系外的类木行星，其轨道离心率极大，接近于彗星轨道。 Note: this study treats eccentric Jupiters as giant planets having an orbital eccentricity of 0.1 or greater.
離散盤
黃道離散天體 （scattered disc objects）是在太陽系最遠的區域（離散盤）內零星散佈著，主要由冰組成的小行星，是範圍更廣闊的海王星外天體（trans-Neptunian objects（TNO））的一部分。離散盤最內側的部分與柯伊伯带重疊，但它的外緣向外伸展並比一般的古柏帶天體遠離了黃道的上下方。.
電波星系
電波星系和相關的電波喧噪類星體和耀变体，都是在無線電波長（頻率在10 MHz到100 GHz，功率高達1038 W）上非常明亮的活躍星系。電波的輻射來自於同步加速過程，被觀測到的電波是來自於一對氣體噴流的結構和外在的媒介，經由相對論性發光修正的作用後所發射的。電波喧噪的活躍星系令人感興趣的不僅是星系本身，還因為它們可以在遙遠的距離外被觀測到，可以做為觀測宇宙論上可貴的工具。最近，有很多工作有效的從這些星系際介質，特別是星系團，得到了很好的結果。.
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。.
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。.
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. 1.
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透鏡狀星系
透鏡星系在星系型態分類上是介於橢圓星系和螺旋星系之間的星系。透鏡星系是圓盤星系（像螺旋星系），已經用盡或丟失了大部分的星際物質，並且只有少量的恆星形成在進行中。結果是，它們以老化的恆星為主（像橢圓星系）。透鏡星系的塵埃多數都只在接近核心的區域，也就是在核球的外觀上只有微量的。因為它們沒有可以明確定義的螺旋臂，如果傾斜者以正面朝像我們，就很難將它們和橢圓星系區分。.
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造父变星
造父變星（Cepheid，或）的成員是一種非常明亮的變星，其變光的光度和脈動週期有著非常強的直接關聯性。造父變星是建立銀河和河外星系距離標尺的可靠且重要的標準燭光。 造父變星分成幾個子類，表現出截然不同的質量、年齡、和演化歷史：經典造父變星、第二型造父變星、異常造父變星、和矮造父變星。 造父變星的名稱源自在仙王座的仙王座δ星，在1784年被约翰·古德利克發現是一顆變星。由於是這種類型變星中被確認的第一顆，而它的中文名稱是造父一，因此得名。造父一也是驗證周光關係時特別重要的一顆造父變星，因為他的距離是造父變星中最精確的，這要歸功於它的成員都在星團之中de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A.（1999）.
耀星
耀星是一種變星，它可以不可預知的在數分鐘內戲劇性的急遽增光，有時在幾分鐘內的改變會大於幾個星等以上，並持續幾分鐘到幾小時後又慢慢復原。它被認為與太陽閃焰類似，是由於在恆星大氣層內的磁重聯。亮度的增加跨越了整個光譜，從X射線到無線電波。第一批耀星（天鵝座V1396和顯微鏡座AT） 是在1924年發現的；然而，最著名的耀星是在1948年發現的鯨魚座UV 。如今，相似的耀星在變星目錄上，像是變星總表都被分類為鯨魚座UV型變星（使用上縮寫為UV）。耀斑可以隔幾天就發生 ，或是頻率非常低，像巴納德星。 雖然最近的研究表明質量更小的棕矮星也可能發生閃焰，但大多數的耀星都是暗淡的紅矮星。質量更大的獵犬座RS型變星（RS CVn）已知也是耀星，但據了解這些閃焰是由聯星系統中的伴星造成的磁場糾纏誘發的。此外，也觀察到9顆類似太陽的恆星曾經歷閃焰的事件。曾經有建議指出在類似RS CVn變星誘發閃焰的機制，是有看不見的，大小類似木星的行星，在一個緊密的軌道上繞著恆星運轉。目前在太陽系附近已發現近100顆耀星。.
虫洞
蟲洞（wormhole），又稱愛因斯坦-羅森橋（Einstein—Rosen bridge），是宇宙中可能存在的连接两个不同时空的狭窄隧道。蟲洞是1916年奥地利物理学家路德维希·弗莱姆首次提出的概念，1930年代由爱因斯坦及納森·羅森在研究引力场方程时假设黑洞与白洞透过虫洞连接，认为透过虫洞可以做瞬时间的空间转移或者做时间旅行。迄今为止，科学家们还没有观察到虫洞存在的证据，一般认为这是由于很难和黑洞相区别。 為了與其他種類的蟲洞進行區分，例如量子態的量子虫洞及弦論上的虫洞，一般通俗所稱之「虫洞」應被稱為「時空洞」，量子態的量子虫洞一般被稱為「微型虫洞」，兩者有很大的區分。 黑洞有一個特性，就是會在另一邊得到所謂的「鏡射宇宙」。愛因斯坦並不重視這個解，因為我們根本不可能通行。於是連接兩個宇宙的「愛因斯坦—羅森橋」被認為只是個數學伎倆。 但是，在1963年時，紐西蘭的數學家羅伊·克爾的研究發現，假設任何崩潰的恆星都會旋轉，則形成黑洞時，將會成為動態黑洞；史瓦西的靜態黑洞並不是最佳的物理解法。然而，實際上恆星會變成扁平的結構，不會形成奇點。也就是說：重力場並非無限大。這使得我們得到了一個驚人的結論：如果我們將物體或太空船沿著旋轉黑洞的旋轉軸心發射進入，原則上，它可能可以熬過中心的重力場，並進入鏡射宇宙。如此一來，愛因斯坦—羅森橋就如同連接時空兩個區域的通道，也就是「蟲洞」。 理论上，虫洞是连结白洞和黑洞的多维空间隧道，是无处不在，但转瞬即逝的。不过有人假想一种奇异物质可以使虫洞保持张开。也有人假设如果存在一种叫做幻影物质（Phantom matter）的奇异物质的话，因为其同时具有负能量和负质量，因此能创造排斥效应以防止虫洞关闭。这种奇异物质会使光发生偏转，成为发现虫洞的訊号。但是这些理论存在过多未经测试的假设，很难令人信服。.
F型主序星
#重定向 黃-白矮星.
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G型主序星
黃矮星，在天文學上的正式名稱為GV恆星，是光譜型態為G，發光度為V的主序星。這一類恆星的質量大約在0.8至1.0太陽質量，表面的有效溫度在5,300至6,000K, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (November 1981), pp.
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Ia超新星
超新星（Type Ia supernova）出現在其中的一顆是白矮星，而另一顆可以是巨星或低質量恆星的聯星系統（兩顆軌道互繞的恆星）。白矮星是已完成其正常命週期核融合反應的恆星殘骸。但是，一般最常見的碳-氧白矮星，如果他們的溫度上升得足夠高，仍有進行核融合反應，進一步釋放大量能量的能力。物理上，低自轉速率的碳-氧白矮星會低於1.44太陽質量（）有點令人費解的是，儘管與電子簡併壓力無法阻擋災難性坍縮的錢德拉塞卡質量（Chandrasekhar mass）有所不同，這個限制通常被稱為錢德拉塞卡極限。如果一顆白矮星可以從其聯星系統的伴星逐漸吸積質量，一般假設當其接近此一質量極限時，核心將達到碳融合的點火溫度。如果白矮星與另一顆恆星合併（極為罕見的事件），它將在瞬間就超越了質量限制並開始坍縮，也會再次提升溫度超越核融合的燃點。在啟動核融合之後幾秒鐘，白矮星絕大部分的質量會經歷熱失控反應，釋放出極為巨大的能量（1–），在超新星爆炸中解除恆星的束縛。 這種類型的超新星由於爆炸的白矮星通過吸積的機制使質量幾乎一致，因此產生一致的峰值光度。因為超新星的視星等隨著距離而改變，這種穩定的最大光度使它們的爆發可以做為標準燭光，用來測量宿主星系的距離。 在2015年5月，NASA報告克卜勒太空望遠鏡觀測新發現一顆Ia超新星，KSN 2011b，爆炸的完整過程：爆炸前、爆炸中和爆炸後。前超新星時段的詳細資訊可能可以讓科學家對暗能量有更好的瞭解。.
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Ib和Ic超新星
Ib和Ic超新星是恆星爆炸的類型之一，起因於大質量恆星的核心塌縮，而含氫的外殼已經被剝離時的現像。.
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II型超新星
Ⅱ型超新星（罗马数字2），也稱為核塌縮超新星，是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果，在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星，質量至少是太陽質量的9倍。 大質量恆星由核融合產生能量，與太陽不同的是，這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素，恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料，直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星，所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子，在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。（參考泡利不相容原理） 當鐵核的質量大於1.44太陽質量（錢德拉塞卡極限），接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱，導致快速的核反應形成大量的中子和微中子。塌縮被中子的短距力阻止，造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉，形成超新星的爆炸。 Ⅱ型超新星的爆炸有幾種不同的類型，可以依據爆炸後的光度曲線－光度對爆炸後的時間變化圖－來分類。Ⅱ-L超新星顯示出穩定的線性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之後，呈現出平緩的下降（高原），才會再持續正常的下降曲線。通常這些塌縮超新星的光譜中也會出現氫的光譜，雖然Ib和Ic超新星也是將氫和氦（Ic超新星）的殼層拋出的核心塌縮大質量恆星，但它們的光譜看起來卻缺乏這些元素。.
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ΛCDM模型
ΛCDM模型（英语：ΛCDM Model或Lambda-CDM Model）是所谓Λ-冷暗物质（Cold Dark Matter）模型的简称。它在大爆炸宇宙学中经常被称作索引模型，这是因为它尝试解释了对宇宙微波背景辐射、宇宙大尺度结构以及宇宙加速膨胀的超新星观测。它是当前能够对这些现象提供融洽合理解释的最简单模型。.
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NGC天體表
星雲和星團新總表（New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars，縮寫：NGC） 是在天文學上非常著名的深空天體目錄，它收錄了7,840個天體。它由約翰·德雷耳编纂，它是作为威廉·赫歇爾星雲和星團總表的新版本。星雲和星團新總表是最大的一個綜合目錄，它包含所有類型的深空天體，並無被侷限在某一類，例如星系。德雷耳後來在1895年和1908年擴編了兩份NGC索引星表，增加了描述5,386個天體。 目錄中對南半球天空中的天體並沒有完整的調查，多數都只是約翰·赫歇耳或詹姆士·丹露帕的觀測。NGC有許多的錯誤，但是比較嚴重和明顯的錯誤在後續的NGC/IC計划中已經消除。後續未完成的修訂新總表（RNGC） 有1973年Sulentic和Tifft的版本，還有Sinnott在1988年的NGC2000.0。修訂的新總表和索引目錄由Wolfgang Steinicke編譯於2009年。.
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O型主序星
O型主序星(O V) 是是光譜為O，亮度為V，在主序帶（氫燃燒）上的恆星。這類恆星的質量是太陽的15至90倍太陽質量，表面溫度在30,000至52,000 K。這一類恆星非常罕見，估計在整個銀河系中只有20,000顆。例子包括參宿增一A(獵戶座σA)和車府增十一(蝎虎座10) 。.
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OB星
OB星是熱的大質量恆星，在恆星分類上是O型或B型 ，它們形成於結構鬆散的OB星協中。它們的生命期很短，因此距離它們誕生的地區不會很遠。在它們的有生之年，會輻射出數量豐沛的紫外線。這些輻射會使巨大分子雲環繞在周圍的星際氣體快速被電離，形成電離氫區（H II區）或斯特龙根球。 在光譜的清單中OB光譜的範圍仍屬於未知的，但它們都屬於OB星協中的早期型恆星。.
OB星协
OB星協是年輕的星協，擁有10至100顆大質量的O和B型的恆星。它們應該是在同一個巨大分子雲中誕生的小個體，一旦外面的氣體和塵埃被吹散之後，剩餘的恆星便不再受到引力约束而開始疏遠。相信在銀河系內的許多亮星都是在OB星協中形成的。 O型星的生命都很短暫，大約在百萬～数百万年後就會發展成為超新星。這樣的結果使得OB星協通常都只有幾百萬年或更短的年齡，在星協中的OB星會在一千萬年之內耗尽核燃料而爆发为超新星，星协自此完全消失。（相較之下，目前的太陽已經有50億歲了） 依巴谷衛星在太陽附近的650秒差距內發現了一打的OB星協。最靠近的OB星協是天蠍-半人馬星協，距離太陽大約400光年。 在大麥哲倫星系和仙女座大星系也都有OB星協。這些星協的結構非常鬆散，直徑可以橫跨過1,500光年。.
Q星
Q星亦稱為灰洞，是一個假設存在的天體，由既稠密又重的中子星組成。這個概念，由著名物理學家霍金在1975年所提出，用以為愛因斯坦廣義相對論中重力場方程式中的一個解。根據霍金的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以黑洞再不適合被稱為黑洞，改名為「灰洞」。目前「灰洞」這個名稱已不再使用，而是改稱為「Q星」。Q星與恆星黑洞在性質上亦有相似的地方，但目前只發現過恆星黑洞，而未發現真正的Q星。Q星並不是夸克星，Q星的名稱源自於超對稱 Q-Ball及B-Ball(重子數)。.
R星协
R星協是照亮反射星雲的星協，這個名稱是Sidney van den Bergh在發現這些恆星在星雲內的分布是不均勻之後所建議的。因為形成這些恆星的分子雲都不大，使這些年輕恆星集團所擁有的主序星質量都不大，使得天文學家得以觀察附近暗星雲的本質。因為R星協的數量比OB星協更豐富，可以用來追蹤銀河系中螺旋臂的結構。麒麟R2是R星協的一個例子，距離我們的太陽約830±50秒差距。.
S-型星
S- 型星是光譜類型為S的恆星，這是一種晚期型的巨星（類似K5-M型），它的光譜呈現出是K和M的巨星，但有氧化鋯以及氧化鈦的頻譜，其它的S-過程元素，例如氧化釔和鎝，這些在化學元素週期表上第五列，經由中子捕獲才能生成的的第5週期元素，也都清楚的呈現出來；它可能還有氰、鋰等元素。大部分的此類恆星都是長周期變星。 S-型星曾經被建議是漸近巨星分支（AGB恆星）過程中，從一般的M型巨星轉變成C-N的碳星的一個中間階段。AGB恆星通常在殼層中燃燒氫，但在一些所謂的暫時疏濬狀態會在殼層中燃燒氦。 S-型星通常比光球溫度相同的K或M型的恆星更紅，米拉變星的天鵝座 χ是全天最亮的S-型星，它的光譜變化在晚期型的S7至S10，有鋯、鈦、釩等氧化物的特徵，有時還擴展至中間的 MS 型。大熊座 S是另一個例子。.
S/2015 (136472) 1
S/2015 (136472) 1是柯依伯带矮行星鳥神星已知唯一的衛星，暱稱MK 2，尚未正式命名，按照卫星命名习惯推定正式中文名称将为“鸟卫一”。2015年4月，研究人员用哈勃望遠鏡第三代廣域照相機观测到这颗天体，经过数据分析之后，在2016年4月26日通过小行星中心正式宣布这一发现。这颗卫星的發現，使得所有位於海王星軌道外的矮行星都擁有至少一顆衛星。.
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T星協
T星協是包含有年輕的嬰兒恆星金牛T星的星協，這是在進入主序星之前的原恆星。T星協中大約有1,000顆左右的金牛T星，最靠近我們的例子是距離太陽只有140光年的金牛-御夫T星協（Tau-Aur T association.）。其他T星協的例子還有南冕T星協、豺狼T星協、蝘蜓T星協和船帆T星協。T 星協經常在它們形成的分子雲附近被發現，但並非完全如此，特別是有O-B恆星的星協。總結會移動的小組特徵為：有相同的年齡、相同的化學組成，和它們在空間中運動的速度和方向是相同的向量。.
X射线天文学
X射线天文学是以天体的X射线辐射为主要研究手段的天文学分支。X射线天文学中常以电子伏特（eV）表示光子的能量，观测对象为0.1keV到100keV的X射线。其中又将0.1keV-10keV的X射线称为软X射线，10keV-100keV称为硬X射线。由于X射线属于电磁波谱的高能端，因此X射线天文学与伽玛射线天文学同称为高能天体物理学。 宇宙中辐射X射线的天体包括X射线双星、脉冲星、伽玛射线暴、超新星遗迹、活动星系核、太阳活动区，以及星系团周围的高温气体等等。由于地球大气层对于X射线是不透明的，只能在高空或者大气层以外观测天体的X射线辐射，因此空间天文卫星是X射线天文学的主要工具。.
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暗物质
在宇宙学中，暗物质（Dark matter），是指無法通過电磁波的觀測進行研究，也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知，而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型，由普朗克卫星探测的数据得到：整个宇宙的构成中，常規物質（即重子物質）占4.9%，而暗物质則占26.8%，还有68.3%是暗能量（质能等价）。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性（inconsistency），对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种（或几种）粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质（和暗能量）的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月，NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧（Gary Prézeau）以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形，發現這會使該暗物質流的密度明顯上升（地球：10^7倍、木星：10^8倍），並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.
暗能量
在物理宇宙學中，暗能量是一種充溢空間的、增加宇宙膨脹速度的難以察覺的能量形式。暗能量假說是當今對宇宙加速膨脹的觀測結果的解釋中最為流行的一種。在宇宙標準模型中，暗能量佔據宇宙68.3%的質能。 Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Accessed Oct.
暗能量星
暗能量星是一種假想的天體，是2005年喬治查·普林提出的理論，他認為黑洞並不存在，而目前發現類似黑洞的現象是暗能量星的作為，一般來說，黑洞是由巨大質量的天體塌縮而成的，而黑洞的中心有一個奇異點，任何東西到黑洞裡都會到奇異點然後完全的毀滅，任何相關的資訊都會消失，但是量子力學不容許資訊憑空消失的行為。廣義相對論中有提到，當一個東西到黑洞的視界時，相對它的時間就會停止，也就是說，對一個旁觀者來說，任何掉進黑洞的物體都會停在在黑洞的視界，而量子力學也不容許時間停止的行為。在解決這兩個物理佯謬時，科學家受到與此問題不相關的另一類物理現象的啟發，那就是超導晶體越過量子臨界點時，出現了一些怪異的行為，像是它們的電子自旋逐漸趨於緩慢，就像是時間停止一樣，http://my.opera.com/Rojer/blog/show.dml/363295這跟物體到了黑洞的事件視界一樣，而且沒有觸犯量子力學，而如果在恆星表面發生了這種現象，它將使時間慢下來而形成一種臨界層，此表面的行為確實類似於黑洞的視界。根據喬治查·普林的理論當巨大質量的恆星坍塌時，會形成類似上述的臨界層，而它的大小就決定於星體的質量，而星體的質量就會變成巨大的真空能量（這就是暗能量星的名字由來），喬治查·普林相信，在臨界層的夸克會衰變成正電子和伽馬射線，這也可以解釋星系中心的強大的正電子和伽馬射線源（一般認為星系中心有巨大的黑洞）。.
暗藍星系
暗藍星系 （Faint blue galaxy，F.B.G.）問題隨著1978年觀測許多星系的熱星等比當時理論預測的22等更為黯淡，而首度在天文物理上產生了問題。星系會如此微弱，可以解釋為它們太小或距離太遠，但這些做出的意見，既不能解釋，也不符任何的組合。這些星系的分布已經被發現要符合宇宙膨脹、宇宙微波背景的測量、和一個非零的宇宙常數，就需要接受現在已經被認同存在的暗能量 。因此它啟發了超新星觀測，作為暗能量存在的證據。 第二個問題發生在1988年，更深層次的觀測顯示有更多數量的暗星系存在。這些，現在被解釋為矮星系經歷大爆發的恆星形成，導致從年輕的大質量恆星留下了藍色的光。因此，以它們的大小和距離，暗藍星系是非常明亮的。 大多數暗藍星系的紅移都在0.5至2之間。相信它們中有些通過與其它星系的合併，不再是獨立的天體，因而消失了。.
柯伊伯带
柯伊伯带（Kuiper belt），又稱作倫納德-柯伊伯带，另譯庫柏帶、--，是位於太陽系中海王星軌道（距離太陽約30天文单位）外側的黃道面附近、天體密集的圓盤狀區域。柯伊伯带的假說最先由美国天文學家弗雷德里克·倫納德提出，十几年後杰拉德·柯伊伯證實了该观点。柯伊伯帶类似于小行星带，但大得多，它比小行星帶宽20倍且重20至200倍。如同主小行星帶，它主要包含小天体或太阳系形成的遗迹。虽然大多数小行星主要是岩石和金属构成的，但大部分柯伊伯带天体在很大程度上由冷冻的挥发成分（称为“冰”），如甲烷，氨和水组成。柯伊伯带至少有三顆矮行星：冥王星，妊神星和鸟神星。一些太阳系中的衛星，如海王星的海卫一和土星的土卫九，也被认为起源于该区域。 柯伊伯带的位置處於距離太陽40至50天文单位低傾角的軌道上。該處過去一直被認為空無一物，是太陽系的盡頭所在。但事實上這裡滿佈着直徑從數公里到上千公里的冰封微行星。柯伊伯带的起源和確實結構尚未明確，目前的理論推測是其來源於太陽原行星盤上的碎片，這些碎片相互吸引碰撞，但最後只組成了微行星帶而非行星，太陽風和物質會在在此處減速。 柯伊伯带有时被误认为是太陽系的邊界，但太阳系还包括向外延伸两光年之远的奥尔特星云。柯伊伯带是短周期彗星的來源地，如哈雷彗星。自冥王星被發現以來，就有天文學家認為其應該被排除在太陽系的行星之外。由於冥王星的大小和柯伊伯带內大的小行星大小相近，20世紀末更有主張該其應被歸入柯伊伯带小行星的行列当中；而冥王星的卫星则應被當作是其伴星。2006年8月，国际天文学联合会將冥王星剔出行星類別，并和谷神星与新发现的阋神星一起归入新分类的矮行星。 柯伊伯带不应该与假设的奥尔特云相混淆，后者比前者遥远一千倍以上。柯伊伯带内的天体，连同离散盘的成员和任何潜在的奥尔特云天体被统称为海王星外天体（TNOs）。冥王星是在柯伊伯带中最大的天體，而第二大知名的海王星外天体，則是在离散盘的阋神星。.
掠日彗星
掠日彗星是指近日點極接近太陽的彗星，其距離可短至離太陽表面僅數千公里。較小的掠日彗星會在接近太陽時被完全蒸發掉，而較大的彗星則可通過近日點多次。但太陽強大的潮汐力通常仍會使它們分裂。.
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。.
恆行星
恆行星（Planetar）是指比次棕矮星還小的行星質量等級的天體，它的質量比太陽質量的0.004倍還要低(低於4倍木星質量)，甚至可能比木星質量還低，溫度比行星略高。此類星體是以恆星形成的方式，經由氣體雲的坍縮形成，溫度是來自原恆星階段來自重力能量的加熱或摩擦造成的溫度，但因質量太小無法發生核融合反應，故無法進入主序星階段，原恆星階段結束後即開始冷卻。 另外，恆行星也可以指次棕矮星，或核融合完全停止的棕矮星，質量很小的紅矮星當氫耗盡時，若質量太小無法收縮變成白矮星，而形成一個冷卻的氣體天體，也可以稱做恆行星。 恆行星還有另外的定義，就是不繞任何恆星公轉、自由漂浮在宇宙或繞著星系中心公轉的星際行星，他們可以比上述天體還小，甚至低於地球質量(0.000006太陽質量)，形成原因可能是是受到其他行星等天體的引力影響而被拋出原本繞著公轉的行星系統，或是在行星系統形成期間被彈射出來原行星。 已經提出了兩個定義，但也取得了在天文學和行星科學界廣泛使用。 恆行星（Planetar）一詞是由"planet"(行星) + "star"(恆星)，意即體型介於行星和恆星之間的天體，目前還沒有確定的中文翻譯，或中文翻譯還沒有共識，可以稱做恆行星、次恆星、超行星、矮次棕矮星。.
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。.
恆星黑洞
恆星黑洞（Stellar black hole）是一種大質量恆星（大約20倍太陽質量，但其真實質量並未證實，而且也取決於其他變數）引力坍塌後所形成的黑洞，可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡，其質量是五至數十倍的太陽質量。目前已知質量最大的恆星黑洞是15.65±1.45倍太陽質量。另外，也有証據證明IC 10 X-1 X-ray是一個擁有24至33倍太陽質量的恆星黑洞。 根據廣義相對論，可以存在任何質量的黑洞。質量越少，形成黑洞所需的密度就越高（參看史瓦西半徑）。直至目前為止，還沒有發現任何可以製造少於1太陽質量的黑洞方法。但如果它們存在，它們極有可能是微黑洞。 恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星寿终正寝时，即所有能量耗盡後，引力坍塌是無可避免的事態。如果恆星的坍塌質量低於臨介值時，將會生成白矮星或中子星的緻密星。這些星體擁有最大的質量，所以，如果緻密星的質量超過此臨介值時，引力坍塌會繼續，然後突變為重力坍塌，形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量，但估計也有3倍太陽質量。直至目前為止，質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 另外，也有觀察証據證明有兩種質量比恆星黑洞更大的黑洞，它們是中介質量黑洞（位於球狀星團的中心）和超大質量黑洞（位於銀河系和活動星系核的中心）。 一個黑洞最多只能擁有以下三個特性：質量、電荷和角動量（旋轉）。所有自然生成的黑洞都會旋轉，但並沒有確實觀察旋轉狀況。恆星黑洞的旋轉是因為恆星的角動量守恆而造成的。.
恆星雲
恆星雲是銀河系內無數微弱星光的恆星所形成的現象。這些恆星離地球很遠，即使用望遠鏡觀測也不能把它們之間分開，因此，星光混成一片，像雲霧一樣。它們不是真的星團，但是以觀測者的觀點寧可稱它們為星團。這些披著雲氣的恆星並不是真的聚集在一起，只是出現在視線相近的方向上。目前最亮的恆星雲在人馬座和盾牌座兩星座之內。.
核球 (星系)
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梅西耶天體
梅西爾天體 是一套110個深空天體表，其中的103個是法國天文學家夏爾·梅西耶在1771年和1781年發表的名單。梅西爾是一位彗星獵人，常被那些類似但不是彗星的天體所困惑，所以他編輯了梅西爾天體表，其中也羅列了其競爭者皮埃爾·梅尚發現的，以避免在這些天體上浪費時間。除了梅西爾發表的這103個之外，還有7個也被認為是梅西爾發現與觀測過的，也已經被後來的天文學家加入這份表單中。 最近才注意到在1654年發表了一份較簡短的，但梅西爾可能不知道。.
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棒旋星系
棒旋星系指的是中間具有由恆星聚集組成短棒形狀的螺旋星系。大約三分之二的螺旋星系是棒旋星系。短棒通常會影響在棒旋星系裏的恆星與星際氣體的運動，它也會影響旋臂。棒旋星系的旋臂則看似由短棒的末端湧現。而在普通的螺旋星系，恆星都是由核心直接湧出的；在星系分類法以符號SB表示。.
棕矮星
褐矮星又称--矮星，是質量太低，在核心不能維持大規模的氫融合反應，與主序恆星不同的次恆星。它們的質量據有最重的氣體巨星和最輕的恆星，質量上限大約在75至80 木星質量（MJ）。棕矮星的質量至少超過氘融合所需要的13 MJ，而超過〜65 MJ，鋰融合就可以進行。 在2013年3月，有一篇論文提出質量非常低的棕矮星和巨大行星的分界大約在〜13木星質量，引起了學界的討論。相似的研究涉及DENIS-P J082303.1-491201 b，在2014年3月發現的一個極低溫的聯星系統，質量較低的成員大約只有29木星質量，並且被列名為質量最大的系外行星。儘管如此，一個學派認為要基於形成；另一派認為要依據內部的物理。 棕矮星一樣可以依據光譜分類，主要的類型有M、L、T、和Y。不管它們的名稱，棕矮星有著不同的顏色。依據A.
椭圆星系
橢圓星系（Elliptical galaxy）是哈伯星系分類中的一種類型，具有下列的物理特徵：.
極端氦星
極端氦星（extreme helium star，EHe）是幾乎沒有宇宙最常見化學成分氫的低質量超巨星。由於在分子雲中沒有形成缺氫恆星的條件，理論推測它們是經由白矮星的合併產生。一顆氦白矮星（DB或DO），和另一顆富含碳、氧的白矮星（DQ）。 極端氦星是更廣泛的缺氫恆星類別的子群。後著包括像北冕座R的低溫碳星、富含氦光譜的O或B型恆星、第一星族的沃夫–瑞葉星、獵犬座AM、光譜類為WC的白矮星、和光譜像過渡型的PG 1159星。 第一顆極端氦星是在1942年由美國奧斯丁麥克唐納天文台的丹尼爾·M·波珀（Daniel M. Popper）發現的HD 124448。這顆恆光譜沒有氫線，但有強烈的氦線和碳和氧的譜線存在。 第二顆是望遠鏡座PV，於1952年發現，而迄1996年總共才發現25顆候選者（這份清單在2006年被減為21顆）。這些恆星共通的特徵是不論其它元素的豐度比有多大的變化，氦碳豐度比總是處於0.3到1%的範圍。 已知的極端氦星都是超巨星，而氫豐度的數量級低於10,000或更低。這類恆星的表面溫度範圍從9,000至35,000K。它們的主要元素成分是氦，其次是碳，大約是每一百個原子有一個碳原子。這些恆星的化學組成暗示在它們的演化上經歷了氫和氦燃燒的階段。 對極端氦星的組成，提出了兩種可能的方案：.
極超新星
極超新星（superluminous supernova 或 hypernova。也称为骇新星），是超新星的一種，是年老的極超巨星在臨終前的爆發。這種超新星的威力比起一般的超新星要大得多，剩下的核心會直接塌縮為黑洞，在黑洞自轉的兩極會以接近光速射出高能量等離子體，充著伽玛射线，成為科學家認為伽玛射线暴的可能源頭之一。透過近幾年的多項觀測結果，人們對伽馬射線暴的瞭解增多。 1990年代，极超新星是指爆炸能量相当于100倍超新星爆发。现在则将所有极超巨星发生的爆发全部归入极超新星的范畴。 又由於會演變為黑洞的超巨星的數量極少，極超新星爆發的現象也同樣極少，天文學家預測在我們的銀河系內，平均每兩億年會出現一顆極超新星。.
橙矮星
橙矮星 ，也就是K型主序星（KV），是主序帶（以氫為燃料）上，光譜類型為K，亮度分類為V的恆星。這些恆星的大小介於M-型主序星、亮度分類為V，和G-型主序星、亮度分類為V的恆星之間，質量是太陽質量的0.5至0.8倍，表面溫度在3,900至5,200K。, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (November 1981), pp.
次巨星
次巨星 次巨星是有著與正常主序星（矮星）相同的光譜類型，但比較明亮，卻又不如巨星明亮的恆星。次巨星這個名詞適用於恆星演化的一個階段，是一個光譜的特定光度分類。.
次地球
次地球是規模（質量）遠小於地球和金星的行星，目錄中包括太陽系的水星和火星。因為它們的小尺寸和低質量，只能產生微弱的信號，是最難檢測出的太陽系外行星。儘管如此的困難，發現的第一顆系外行星是繞著毫秒脈衝星 PSR B1257+12的次行星。 太空望遠鏡克卜勒打開發現次地球的契機。在2012年1月10日，克布勒發現三顆環繞著克卜勒42的次地球。迄2014年6月，克卜勒已經確認45顆比地球小的系外行星，其中17顆的半徑是0.8 Rⴲ。此外，還有310顆行星候選者的半徑估計是1 Rⴲ，以及135顆是小於0.8 Rⴲ。 由於低重力和磁場微弱，使得母恆星的輻射可以消蝕它們的大氣層，因此次地球通常缺乏大氣層。由於尺寸小，除非在其軌道接近母恆星時有強大的潮汐力，次地球才會有短時間的地質活動。.
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。.
次棕矮星
次棕矮星（sub-brown dwarf）是一種與恆星及棕矮星形成方式相同（即透過星雲塌縮而成），但擁有行星等級質量的天體。它們的質量甚至比棕矮星的質量下限（大約木星質量的13倍）還要低，因此它們並非棕矮星，故名「次棕矮星」。不同於棕矮星的性質，它們的質量不足以進行氘的融合。 POSITION STATEMENT ON THE DEFINITION OF A "PLANET" (IAU).
殼層星
殼層星是在光譜中顯示在赤道周圍有氣體的星周盤環繞的恆星。殼層星快速的自轉，給了這種機制一部分的解釋，但殼層星依然是神祕的。殼層星的光譜類型從O7.5至F5，但是它們在光譜上的特徵是有寬大的吸收譜線，這是由快速的自轉和星周盤造成的，也還有其它的光譜特徵。殼層星自轉的線速度大約是200-250公里/秒，距離足以毀滅恆星的角加速度不遠。一般性質的殼層星和光譜很難分辨，因為正常的光譜線會和產生變化的譜線重疊在一起，所以在沒有亮度分級和精確的光譜分類時很容易被誤解。 殼層星可以細分為4類：.
毫秒脈衝星
毫秒脈衝星（MSP），曾經被稱為"反覆脈衝星"，是自轉週期在1-10毫秒範圍內的脈衝星，他目前僅能在微波或X射線的電磁波頻譜的波段上被觀察到。 毫秒脈衝星的起源依然有些神秘，主導的理論認為它們原本是週期較長的脈衝星，經由吸積的延長或回覆。基於這個理由，低質量X射線雙星系特別受到關注，它們被認為是正在回覆過程中的脈衝星。 像這一類散發出X射線的脈衝星被認為是正在被加速的階段，活躍性正在增加中。它們可能是正在吸收由伴星的洛希瓣溢出的角動量，使自轉的速度增加至每秒鐘數百轉，而被加速的中子星。已經被加速了的毫秒脈衝星，散發出的電磁波頻譜是在長波長的部分。 許多毫秒脈衝星是在球狀星團內被發現的，因為在這些系統內極端高的恆星密度有利於創造能引起雙星之間質量交換的環境，讓自轉的中子星經由交互作用提高週期成為毫秒脈衝星。目前在球狀星團內發現的毫秒脈衝星大約有130顆，單單在Terzan 5中就有33顆，然後是杜鵑座47有22顆，M28和M15各有8顆。.
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氣態矮星
氣態矮星是累積了氫、氦、和其他揮發物的厚重氣體殼層，使得其半徑介於1.7至3.9地球半徑（）之間，有著岩石核心的氣態天體。這個名詞通常有三種涵義：以金屬量為基礎分類，也包含岩石類的短週期系外行星；像地球這樣，半徑小於1.7；和半徑大於，被稱為冰巨星和氣態巨行星。在太陽系中沒有已知的氣態矮星，但在其它的行星系統中則很常見。 較小的氣態行星和比較接近母恆星的行星，通過流體動力將會比較大的行星和距離較遠的行星更快失去大氣層的質量。 已知氣態行星中體積可能最小的是克卜勒-138d，它的質量與地球相似，但是比地球大了60%，因此由它的密度顯示有著厚重的氣體殼層。 一顆低質量的氣態行星，如果有合適的溫度，仍然可以有類似氣態巨行星的半徑。.
水星
水星（Mercurius），中國古稱辰星；到西漢時期，《史記‧天官書》作者天文學家司馬遷從實際觀測發現辰星呈灰色，與「五行」學說聯繫在一起，以黑色配水星，因此正式把它命名為水星。 水星是太陽系的八大行星中最小和最靠近太陽的行星，但有著八大行星中最大的離心率 ，軌道週期是87.969 地球日。從地球上看，它大约116天左右與地球會合一次，公转速度遠遠超過太阳系的其它星球。水星的快速運動使它在羅馬神話中被稱為墨丘利，是快速飛行的信使神。由于大氣層极为稀薄，无法有效保存热量，水星表面昼夜温差极大，为太阳系行星之最。白天时赤道地區温度可达430°C，夜间可降至-170°C。極區气温則終年維持在-170°C以下。水星的軸傾斜是太陽系所有行星中最小的（大約度），但它有最大的軌道偏心率。水星在遠日點的距離大約是在近日點的1.5倍。水星表面充滿了大大小小的坑穴（環形山），外觀看起來與月球相似，顯示它的地質在數十億年來都處於非活動狀態。 水星无四季变化。它也是唯一被太陽潮汐鎖定的行星。相對於恆星，它每自轉三圈的時間與它在軌道上繞行太陽兩圈的時間几乎完全相等。從太陽看水星，參照它的自轉與軌道上的公轉運動，是每兩個水星年才一個太陽日。因此，对一位在水星上的觀測者来说，一天相当于兩年。 因為水星的軌道位於地球的內側（金星也一樣），所以它只能在晨昏之際與白天出現在天空中，而不會在子夜前後出現。同時，也像金星和月球一樣，在它繞著軌道相對於地球，會呈現一系列完整的相位。雖然从地球上觀察，水星會是一顆很明亮的天體，但它比金星更接近太陽，因此比金星還難看見。 從地球看水星的亮度有很大的變化，視星等從-2.3至5.7等，但是它與太陽的分離角度最大只有28.3°。當它最亮時，从技術角度上讲應該很容易就能從地球上看見它，但由于其距离太阳过近，實際上並不容易找到。除非有日全食，否則在太陽光的照耀下通常是看不見水星的。在北半球，只能在凌晨或黃昏的曙暮光中看見水星。當大距出現在赤道以南的緯度時，在南半球的中緯度可以在完全黑暗的天空中看見水星。 水星軌道的近日點每世紀比牛頓力學的預測多出43角秒的進動，這種現象直到20世紀才從愛因斯坦的廣義相對論得到解釋。.
水星軌道穿越小行星
水星軌道穿越小行星是軌道穿越過水星的小行星。水星穿越者的特性是遠日點在水星的遠日點 (0.4667 AU) 之外，而近日點在水星的近點(0.3075 AU)之內，此處同時也列出近日點在水星的遠日點內側，但未到達水星近日點，而從外側掠過的小行星。所有這些小行星的半長軸皆大於水星，因此它們不會從水星的內側掠過。.
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汞-錳星
汞-錳星是光譜中因為游離汞的吸收而明顯的有波長為398.4奈米吸收線的化學異常星 ，這些恆星的光譜類型為B8或B9，並有下列二種特徵：.
沃爾夫-拉葉星
#重定向 沃爾夫–拉葉星.
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沙漠行星
在科幻小说中，沙漠行星是指全星只拥有一种气候——即沙漠气候、降水量极少的行星。该类行星在现实世界和科幻作品中均十分常见。在某些作品中，沙漠行星表现出了水利专制统治的某些特征。最著名的沙漠行星莫过于弗兰克·赫伯特的《沙丘》系列的重要故事背景——阿拉基斯和《星球大战》中的塔图因。 由于沙漠行星在科幻小说中往往象征着孤立与自恃，并且好莱坞在亚利桑那州和新墨西哥州的沙漠中拍摄电影的成本相对较低，所以该类行星在科幻电影中一再出现。不过，《星際大戰四部曲：曙光乍現》中塔图因的拍摄地点为突尼斯。 从科学角度来看，科幻小说和电影中的沙漠行星并不真实，因为该类行星上缺乏植被，无法进行光合作用，进而也就缺乏氧气，并不适于人类生存。除非像沙丘般設定有其他維持氧氣平衡的機制，或者並非完全只有沙漠的表面。.
法厄同星
法厄同星（Phaeton 或 Phaëton，有时也拼写为 Phaethon）是位于火星与木星轨道间的一颗假想的行星，它的毁灭被认为是导致小行星带形成的原因。这颗行星是以希腊神话中太阳神赫利俄斯的儿子法厄同的名字命名的，他曾试图驾驶其父亲的太阳车，最终因失控而被宙斯击毙。 小行星3200Phaethon有时也会被错误地拼写为Phaeton。.
活动星系核
活动星系核（Active Galactic Nucleus，縮寫為AGN）是一个星系中央區有比普通的星系的强烈很多的光度，至少部分波段或甚至可能全部波段裡都發出很强的電磁波譜。被观察到的发射覆盖從無線電波，微波，红外线，可见光，紫外线，X射线，到伽瑪射線。光度大约在1036-1041J/s之間。容纳活动星系核的宿主星系為活躍星系。活躍星系核是這些星系明亮的核心部分，尺度通常在1光年上下，只占整個活躍星系的很小一部分。活动星系核（AGN）是在宇宙中的电磁辐射的最明亮的持久性的来源，并且因此可以被用作发现远方天体的方法；其演化的宇宙时间函数也设置了宇宙模型的制约条件。 另外，亦有研究顯示活躍星系核的能量可能源自星系碰撞。 1960年代類星體發現以來，又相繼發現了許多具有類似特徵的天體，都是系外星系，統稱為活躍星系核。 共同观测特征主要有：.
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深空天體
深空天體（Deep sky object, DSO）是一個常見於業餘天文學圈子的名詞。一般來說，深空天體指的是天上除太陽系天體（如行星、彗星、小行星）和恆星外的天體。這些天體大都不為肉眼所見。只有當中較明亮者（如著名的M31仙女座大星系和M42獵戶座大星雲）能為肉眼所見，但為數不多。超過一百個以上的深空天體能通過雙筒望遠鏡所看到，例如18世紀法國天文學家梅西耶所編的《星雲星團表》中的大部分天體。若有一支天文望遠鏡，能看到的深空天體數量會大幅上升。通過天文攝影能拍攝到為數可觀的該些天體。 深空天體的主要分類有：.
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。.
木星
|G1.
木星的卫星
木星擁有69顆已確認的天然衛星，是太陽系內擁有最大衛星系統的行星。當中最大的4顆，統稱伽利略衛星，由伽利略于1610年發現，這是首次（除了月球）發現不是圍繞太陽的天體。19世紀末起，越來越多更小型的木星衛星被發現，並命名為羅馬神話中的諸神之王朱庇特（或同等的宙斯）的各位情人、傾慕者和女兒。 木星的衛星之中有8顆屬於規則衛星，它們沿幾乎呈正圓的順行軌道公轉，軌道相對木星的赤道面傾斜度近乎零。4顆伽利略衛星的質量最大，足以形成近球體形狀。其餘4顆規則衛星的體積則小得多，軌道更接近木星，是木星環塵埃的主要來源。剩餘的衛星都屬於不規則衛星，它們分別有順行和逆行軌道，距離木星較遠，軌道傾角和離心率都非常高。這類衛星都很可能曾經圍繞太陽公轉，之後被木星所捕獲的天體。自2003年以來，共有17顆已發現但未命名的不規則衛星。.
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木星軌道穿越小行星
木星軌道穿越小行星就是這顆小行星的軌道和木星的軌道相交。木星的特洛伊小行星為inner grazers (105)、outer grazers (52)、co-orbitals (183)或crossers (537)，若我們除去以上的項目，剩下的已知並已編號的木星軌道穿越小行星為（請留意木星的所有outer-grazers都是特洛伊小行星）： 備註：†表示inner-grazer。.
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本地泡
本地泡（Local Bubble）是在銀河系獵戶臂內的星際物質中的一个空洞，它跨越的範圍至少有300光年。這個炙熱的本地泡擴散的氣體輻射出X射線，單位體積內所含有的中性氫只有正常值的十分之一。銀河系內星際物質的正常值是每立方公分0.5個原子。 太陽系已經在這個氣泡內至少旅行了300萬年，現在的位置在本星際雲或Local Fluff.，氣泡內物質比較密集的一個小區域內。這是本地泡和Loop I Bubble遭遇的地方，本星際雲的密度大約是每立方公分0.1個原子。 多數的天文學家相信本地泡是數十萬年至數百萬年前的超新星爆炸，將該處星際物質的氣體和塵埃推開所形成的，留下了炙熱和低密度的物質。最可能的候選者是在雙子座的超新星殘骸杰敏卡。 本地泡的形狀不是球型，在銀河盤面的部份比較狹窄，因此好像是橢圓型或是卵形，在銀河盤面上的較寬，盤面下的較窄，變得像是沙漏的形狀。 本地泡緊鄰著其他密度較低的星際物質，包括最明顯的Loop I Bubble。Loop I Bubble在天蠍-半人馬星協內是由超新星和恆星風造成的，距離太陽500光年。與本地泡緊鄰的還有Loop II Bubble和Loop III Bubble。 Loop I Bubble內的心宿二（天蝎座α）顯示在圖中的右上方的泡内，而在图中左边标注为Betelgeuse的泡外亮点为猎户座的参宿四。.
本星際雲
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月球
没有描述。
星官
星官是中國古代對恆星分組的方式，其名稱通常是由星群排列的特徵來聯想附會。 相較於現代天文學的星座，星官的各自範圍較小、數量較多，因此中國古代天文學家又將星官劃分為三垣和二十八宿等較大的區域。 《步天歌》中記載有星官283個，明代末期則參考歐洲天文學的數據增補了近南極星區的星官23個。.
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。.
星座家族
星座家族是天球上在相同區域內星座集合組成的團體，這些星座家族分別以集團中最重要的星座、黃道、神話區域、天上的水族、和創造南天星座的天文學家約翰·拜耳、尼古拉斯·拉卡伊命名。總共有8個星座家族：大熊、黃道、英仙、武仙、獵戶、幻之水族、拜耳和拉卡伊。.
星云
星雲（源自拉丁文的：nebulae或nebulæ，與ligature或nebulas，意思就是“雲”）是塵埃、氫氣、氦氣、和其他電離氣體聚集的星際雲。原本是天文學上通用的名詞，泛指任何天文上的擴散天體，包括在銀河系之外的星系（一些過去的用法依然留存著，例如仙女座星系依然使用愛德溫·哈伯發現它是星系之前的名稱，被稱為仙女座星雲）。星雲通常也是恆星形成的區域，例如鷹星雲，這個星雲刻畫出NASA最著名的影像，即創生之柱。在這個區域形成的氣體、塵埃和其他材料擠在一起，聚集了巨大的質量，這吸引了更多的質量，最後大到足以形成恆星。據了解，剩餘的材料還可以形成行星和行星系的其它天體。.
星周盤
星周盤 (circumstellar disk)是在環繞著恆星的軌道上，由氣體、塵埃、星子、小行星或碰撞的碎屑堆積，構成花托或環狀的物質。環繞在年輕的恆星周圍，將來可能成為構成行星的原料；環繞在成熟的恆星，它們可以發展成微星；而如果是環繞著白矮星，則表明了是整個恆星演化過程剩下來的材料。這些盤面可以呈現如下的形式：.
星团
恆星集團或恆星雲是恆星的集團，可以區分為兩種類型：球狀星團是由成千上萬顆老年恆星被萬有引力緊密束縛在一起的恆星集團；而疏散星團一般只有數百顆恆星，而且通常都很年輕的恆星組成，是結構較為鬆散的恆星集團。疏散星團在銀河系中運動時會受到巨大分子雲的影響，而隨著時間的流易逐漸瓦解，但星團中的成員即使不再受彼此間的引力約束，但仍將繼續維持大致相同的運動方向在空間中移動；然後他們會被稱為星協或是移動星群。 肉眼可見的恆星集團包括昴宿星團、畢宿星團和蜂巢星團。.
星系
星系（galaxy），或譯為銀河，源自於希臘语的「γαλαξίας」（galaxias）。廣義上星系指無數的恆星系（當然包括恆星的自體）、塵埃（如星雲）組成的運行系統。參考我們的銀河系，是一個包含恆星、星團、星雲、氣體的星際物質、宇宙塵和暗物質，並且受到重力束縛的大質量系統，通常距離都在幾百萬光年以上。星系平均有數百億顆恆星，是構成宇宙的基本單位。。典型的星系，從只有數千萬（107）顆恆星的矮星系到上兆（1012）顆恆星的橢圓星系都有，全都環繞著質量中心運轉。除了單獨的恆星和稀薄的星際物質之外，大部分的星系都有數量龐大的多星系統、星團以及各種不同的星雲。 歷史上，星系是依據它們的形状分類的（通常指它們視覺上的形狀）。最普通的是橢圓星系，有橢圓形狀的明亮外觀；螺旋星系是圓盤的形狀，加上彎曲的塵埃旋渦臂；形狀不規則或異常的，通常都是受到鄰近其他星系影響的結果。鄰近星系間的交互作用，也許會導致星系的合併，或是造成恆星大量的產生，成為所謂的星爆星系。缺乏有條理結構的小星系則會被稱為不規則星系。 在可以看見的可觀測宇宙中，星系的總數可能超過一千億（1011）個以上。大部分的星系直徑介於1,000至100,000秒差距，彼此間相距的距離則是百萬秒差距的數量級。星系際空間（存在於星系之間的空間）充滿了極稀薄的電漿，平均密度小於每立方公尺一個原子。多數的星系會組織成更大的集團，成為星系群或團，它們又會聚集成更大的超星系團。這些更大的集團通常被稱為薄片或纖維，圍繞在宇宙中巨大的空洞週圍。 雖然我們對暗物質的了解很少，但在大部分的星系中它都佔有大約90%的質量。觀測的資料顯示超大質量黑洞存在於星系的核心，即使不是全部，也佔了絕大多數，它們被認為是造成一些星系有著活躍的核心的主因。銀河系，我們的地球和太陽系所在的星系，看起來在核心中至少也隱藏著一個這樣的物體。.
星系团
星系团（Galaxy clusters、Cluster of galaxies）是由星系组成的自引力束缚体系，通常尺度在数百万秒差距，包含了数百到数千个星系。包含了少量星系的星系团叫做星系群。银河系所在的星系群叫做本星系群，成员星系大约为50个。距离本星系群较近的一个星系团是室女座星系团，包含了超过2500个星系。 许多星系团是明亮的X射线源，其中X射线辐射是由强引力势阱束缚住的高温气体发出的。星系团的气体质量可达发光星系总质量的3-5倍。研究星系团中物质的分布能够为暗物质的存在提供证据。 不同星系团中，各种类型的星系所占的比例很不一样。研究发现，椭圆星系的比例与星系团的形态密切相关，如果一个星系团中椭圆星系所占的比例很大，那么这个星系团的形状倾向于规则和对称，如果椭圆星系所占的比例很小，星系团一般显示出不规则的形状。.
星系群
星系群是約少於50個星系左右，因為重力的拘束而聚集在一起的集團；擁有更多星系的集團則稱為星系團。我們的銀河屬於被稱為本星系群的成員。.
星系暈
星系暈是螺旋星系中，包括我們的星系 － 銀河的銀暈，遠遠的延伸在星系盤面之外的部分，也是螺旋星系最容易看見的部分。 星系暈 可以是：.
星群
星群是天文學中出現在地球的星空中一種非正式星座型態的恆星集團。像星座一樣，它們基本上是由一些在相同方向上的恆星組成，但沒有物理上的實質關聯性，經常在與地球的距離上有著顯著的不同。一個星群可以由同一個星座的恆星組成，也可以是來自多個不同星座的恆星。它們主要由簡單的形狀或少數的恆星構成，使它們的樣式很容易辨認，因此對正在學習辨認星座與在觀看夜空的初學者特別有用。.
星爆星系
#重定向 星暴星系.
星際彗星
星際彗星是位於星際空間中 ，並且不受恆星引力約束的彗星 。雖然尚未查明這種天體是否普遍存在，但確實有一些是存在的：行星的引力和經過的恆星會將歐特雲中的許多彗星從太陽系散射出去，相似的過程也可能在系外行星的系統中進行，因此可以期望有眾多不受恆星引力約束的彗星體。目前，對星際彗星的檢測只能從它經過太陽系時是否呈現明顯的雙曲線軌跡，才能與來自歐特雲的彗星區別開 (這顯示出它不受太陽引力約束)。已經觀察到一些不明顯的雙曲線軌道彗星，但這些軌跡的彗星被認為是從鬆散的歐特雲逃逸的，不能明確指認出它們原本是來自星際空間的彗星。 當前的歐特雲形成模型表明從歐特雲逃逸進入星際空間的彗星比留在歐特雲內的還要多，其倍數從3-100，其它的模擬也認為90-99%的彗星會被拋出。沒有理由相信其它恆星的彗星不會相似的被散射。 如果存在著星際彗星，它們應該會經常的拜訪內太陽系。它們會以任何的速度接近太陽系，並且多數會來自武仙座的區域，因為那是太陽運動所朝向的方向。沒有彗星的速度大於太陽系的逃逸速度的事實被用來規範它們在星際空間中的密度上限。Torbett在一份論文中指出密度不會超過每立方秒差距1013顆彗星，其他的分析，來自LINEAR的資料，上限是4.5 /AU3，或每立方秒差距1012顆彗星。 在罕見的情況下，星際彗星以日心軌道通過太陽系時會被捕獲。電腦模擬顯示木星是唯一有足夠質量可以捕獲彗星的行星，並且預計是每6,000萬年發生一次。梅克賀茲一號彗星可能是這種彗星的一個例子，因為它的化學變化不同於典型的太陽系彗星。.
星際行星
星際行星（Interstellar planet），或稱為流浪行星（Rogue planet）、游牧行星（nomad planet）、自由浮動行星（free-floating planet）或孤兒行星（Orphan planet），粗略地說是不繞任何恆星公轉的行星，或只圍繞星系公轉的行星。雖然其不圍繞任何星體公轉，卻只具有行星質量。它們或是受到其他行星等天體的引力影響而被拋出原本繞著公轉的行星系統，或是在行星系統形成期間被彈射出來原行星，以致流浪於星系或宇宙之中。2011年科學家利用重力微透鏡法首度證實星際行星的存在，並推測銀河系內木星大小的星際行星數量有恆星的兩倍之多。 NASA JPL News Release, 2011-5-18雖然它們在星際中流浪，但不代表它們不能支持生命——儘管如此，其上存在的生命可能也只是如細菌般的微生物。 而並非被拋離行星系的巨大星際行星，則是以恆星形成的方式誕生。這種星際行星被國際天文聯合會定義為次棕矮星，如只有8个木星質量的蝘蜓座110913-773444。人類已知最接近地球的星際行星為距離地球80光年的PSO J318.5-22。.
星際雲
星際雲是對存在於銀河系或其他星系內以電漿或宇宙塵的型態累積成的雲氣的通用名稱。星際雲是高密度的星際介質，它的密度比平均密度要大的多。依據雲氣的密度、大小和溫度，在其中的氫可以是中性的（H I區）、電離的（H II區，也就是電漿）或分子（分子雲）。中性和電離的雲有時也被稱為發散雲，而分子雲有時也稱為密度雲。.
星風泡
星風泡是天文學的一個名詞，通常用來描述單獨一顆光譜為O或B的大質量恆星，將每秒數千公里的高速恆星風吹入星際介質，造成的直徑超過一光年充滿了熱氣體的空間。較微弱的恆星風雖然也可以吹出泡狀的結構，但它們被稱為天體球（astrospheres）。由太陽風吹出的太陽圈，太陽系內主要的行星都沉浸在其中，就是一個小星風泡的例子。 星風泡有兩個激震波的結構。自由膨脹的恆星風衝擊內側的終端激震波，將能量轉為熱能，產生了106 K和發射出X射線的電漿。高熱、高壓的衝激波膨脹，驅使衝激波進入環繞在四周的星際氣體。如果周圍的星際氣體有足夠的密度（數值的密度n > 0.1 \mbox^ 或更高），被清除的氣體因輻射致冷的速度比熱的內部快，形成一層薄而相對來說密度較高的殼層，包圍著熱氣體的衝激風。.
星流
星流（stellar streams）是沿着一条狭长轨道围绕星系运动，由众多恒星组成的链状结构，是球状星团或者矮星系受到星系引力的巨大潮汐作用而逐渐变形、瓦解、撕裂形成的。截至2007年，已经在银河系中发现了十餘个星流，由几千到几亿颗恒星组成，跨度从数万光年到数百万光年不等。一个典型的星流是1994年发现的人马座星流，包含了大约1亿颗恒星，跨度超过100万光年，发源于人马座矮橢圓星系。对星流中恒星的速度、位置的分析能够给出其起源的信息。随着时间的推移，这些星流会逐渐被银河系吸收。对星流的研究表明银河系在形成过程中吸积和吞并了众多矮星系，改变了对传统星系形成理论的认识。星流还为研究星系中暗物质的分布提供了有效的途径。.
星族
星族是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分布與運動特性較接近的恆星集合，於1927年由布魯根克特（P.
流星
流星是指运行在星际空间的流星体（通常包括宇宙尘粒和固体块等空间物质）, 在接近星球时由于受到星球引力的攝動而被星球吸引，从而进入星球大气层，并与大气摩擦燃烧所产生的光迹。 流星包括单个流星（偶发流星）、火流星和流星雨三种，比綠豆大一點的流星體進入大氣層就能形成肉眼可見亮度的流星。若流星体在摩擦中尚未完全燃烧尽而落在地面上，则成为陨石或陨铁。而每年的一定時期，當地球進入環繞太陽運行的流星體時，晚上天空將看到少至數顆，多至數百顆流星在一個星座方向迸發出來，這就是流星群（一晚出現上百顆以上的流星群可稱流星雨）。 每天都有上百亿顆流星体进入地球的大气层，为我们带来丰富的太阳系天体形成演化的信息。.
流星体
流星體是太陽系內，小至沙塵（sand），大至巨礫（boulder），成為顆粒狀的碎片。流星體進入地球（或其它行星）的大氣層之後，在路徑上發光並被看見的階段則被稱為流星。許多流星來自相同的方向，並在一段時間內相繼出現，則稱為流星雨。.
流星雨
流星雨是在夜空中有許多的流星從天空中一個所謂的輻射點發射出來的天文現象。這些流星是宇宙中被稱為流星體的碎片，在平行的軌道上運行時以極高速度投射進入地球大氣層的流束。大部分的流星體都比沙礫還要小，因此幾乎所有的流星體都會在大氣層內被銷毀，不會擊中地球的表面；能夠撞擊到地球表面的碎片稱為隕石。數量特別龐大或表現不尋常的流星雨會被稱為流星突出或流星暴，可能會每小時出現的流星會超過1,000顆以上。.
海王星
海王星是太陽系八大行星中距离太阳最远的，體積是太陽系第四大，但質量排名是第三。海王星的質量大約是地球的17倍，而類似雙胞胎的天王星因密度較低，質量大約是地球的14倍。海王星以羅馬神話中的尼普顿（Neptunus）命名，因為尼普顿是海神，所以中文譯為海王星。天文學的符號（♆，Unicode編碼U+2646），是希臘神話的海神波塞頓使用的三叉戟。 作爲一個冰巨行星，海王星的大氣層以氫和氦為主，還有微量的甲烷。在大氣層中的甲烷，只是使行星呈現藍色的一部分原因。因為海王星的藍色比有同樣份量的天王星更為鮮豔，因此應該還有其他成分對海王星明顯的顏色有所貢獻。 海王星有太陽系最強烈的風，測量到的風速高達每小時2,100公里。 1989年航海家2號飛掠過海王星，對南半球的大黑斑和木星的大紅斑做了比較。海王星雲頂的溫度是-218 °C（55K），因為距離太陽最遠，是太陽系最冷的地區之一。海王星核心的溫度約為7,000 °C，可以和太陽的表面比較，也和大多數已知的行星相似。 海王星在1846年9月23日被發現， 是唯一利用數學預測而非有計畫的觀測發現的行星。天文學家利用天王星軌道的攝動推測出海王星的存在與可能的位置。迄今只有航海家2號曾經在1989年8月25日拜訪過海王星。2003年，美國國家航空暨太空總署提出有如卡西尼-惠更斯號科學水準的海王星軌道探測計畫，但不使用熱滋生反應提供電力的推進裝置；這項計劃由噴射推進實驗室和加州理工學院一起完成。.
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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海王星內天體
海王星內天体（Cis-Neptunian object），依照字面的解釋是在海王星軌道之內發現的任何天體Remo, John L. (2007).
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海王星的卫星
截至2014年6月，海王星已知拥有14颗天然卫星，这些卫星都是以希腊和罗马神话中的水神命名根据国际天文联合会的命名原則，此后發現的海王星卫星都将按这一规则命名，不过S/2004 N 1還没有获得永久性的名称。。其中最大的一颗仍然是威廉·拉塞尔在發現海王星之後僅17天，于1846年10月10日发现的海卫一；第二颗卫星海卫二（勒德）则在超过一世纪后才发现。 海衛一是唯一擁有行星質量的不規則衛星，也就是說它的軌道與海王星的自轉方向相反，軌道相對於赤道也是傾斜的。這顯示它不是與海王星同時形成，而是被海王星的引力捕獲的。太陽系第二大的不規則衛星是土衛九（費比），但它的質量僅有海衛一的萬分之三。海衛一的捕獲，可能發生在海王星與它的衛星系統形成一段時間之後，對海王星原始的衛星系統而言是一場毀滅性的災難。擾亂了它們原有的軌道，所以它們相互撞擊形成碎石礫的盤面。海衛一的質量夠大，可以達到流體靜力平衡的狀態，並能夠保留稀薄的大氣層，可以形成雲層和霧靄。 海卫一的轨道内側还有7颗规则卫星，其运行轨道与海王星相同，並且靠近海王星的赤道面；在海王星环内也有一些衛星，这些卫星中最大的是海卫八（普羅秋斯），它們都是在海王星捕获海卫一，并且在海卫一的轨道变圆后从之前的碎石礫盤面中重生的。在海卫一的外层，海王星还拥有6颗不规则卫星，海卫二也是其中之一，其运行轨道距离海王星要远得多，并且倾角也很大：其中有3颗卫星拥有顺行轨道，其餘几颗则是逆行轨道。从不规则卫星的角度来说，海卫二的轨道很不尋常，它的离心率异常之大，距海王星最近的点也异常之近，表明它很可能曾是规则卫星，但其运行轨道在海王星捕获海卫一之際发生了根本性的变化。海卫十 （普薩瑪忒）和海卫十三 （Neso）是海王星最外层的两颗不规则卫星，其运行轨道也是迄今在太阳系中所有卫星里最大的。.
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海王星特洛伊
海王星特洛伊（是類似特洛伊小行星的小行星）是與海王星有著相同的軌道與週期的小行星，至2007年3月已經被發現了6顆。這六顆小行星是,,,, 和，它們的位置在海王星軌道的L4 拉格朗日點上，是在海王星前方60°的細長弧形區域。 是在較高的傾角（>25°）上被發現的，因此強烈的建議特洛伊是較厚的雲帶，同時也認為較大的（半徑≈ 100 公里）海王星特洛伊數量會超過木星特洛伊小行星的數量級。 E. I. Chiang and Y. Lithwick Neptune Trojans as a Testbed for Planet Formation, The Astrophysical Journal, 628, pp.
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海王星軌道穿越小行星
海王星軌道穿越小行星就是這顆小行星的軌道和海王星的軌道相交。以下列出已經編號的海王星軌道穿越小行星。 備註：‡表示外掠。另外†冥王星已知穿越海王星軌道但未編號(2005年時)。.
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海洋行星
海洋行星（Ocean planet）是一类假定存在的系外行星，其表面完全为液态水构成的海洋所覆盖，而沒有陸地或島嶼。 在外太阳系中形成的行星，其最初的物质构成类似于彗星，包括质量近乎均等的水和岩石。对太阳系的形成和演化进行的模拟显示在行星形成过程中，其轨道有可能向内或向外迁移，从而有可能出现下列情况：冰冻行星的轨道向内迁移，行星上的冰体水融化为液态水，最终形成海洋行星。该种可能性在和阿兰·莱杰於2003年的专业天文学文献中被首次提出。這樣的行星理論上是可以支持生命的。 该类行星上的海洋可能深达数百公里，远深于地球上的海洋。在海洋的较深地区，巨大的压力使得一个由非常态冰构成的地幔得以成型，其中的非常态冰则并非处于低温状态。如果该行星足够接近母星，那么其上的海水温度就可能接近于沸点，海水将会处于超临界状态，从而使得海洋缺乏确定的表面。.
新星
新星是激变变星的一类，是由吸積在白矮星表面的氫造成劇烈的核子爆炸的現象。这类星通常原本都很暗，难以发现，爆发时突然增亮，被认为是新产生的恒星，因此而得名。新星按光度下降速度分为快新星（NA）、中速新星（NAB）、慢新星（NB）和甚慢新星（NC），爆发时亮度会增加几万、几十万甚至几百万倍，持续几星期或几年。但不能和Ia超新星或其它恆星的爆炸混淆，包括加州理工學院在2007年5月首度發現的發光紅新星。 目前在银河系中已发现超过200颗新星。.
新星遗迹
新星殘骸是恆星在經歷新星的巨大爆炸之後殘留下的物質，物質噴發的速度大約是1,000公里/秒。因為質量低於行星狀星雲和超新星殘骸，所以生命期僅約數個世紀，因此新星殘骸遠比行星狀星雲和超新星殘骸更為罕見。.
日球層頂
日球層頂（Heliopause），也稱為太陽風層頂，是天文學中表示出自太陽的太陽風遭遇到星際介質而停滯的邊界。 太陽風在星際介質（來自銀河的氫和氦氣體）內吹出的氣泡被稱為太陽圈，在這氣泡的邊界外面就是太陽風再也推不動的龐然巨物星際介質。這個邊界通常稱為日球層頂，並且被認為是太陽系的外層邊界。 在日球層頂內的邊界稱為終端震波，是太陽風的微粒從超音速被星際介質減低到亞音速的區域。在終端震波和日球層頂中間的區域就是日鞘。 在日球層頂之外，星際介質和日球層頂的交互作用在太陽前進方向的前方產生弓形震波。 在弓形震波和日球層頂之間存在著一層，因為星際物質和日球層頂邊緣作用形成的炙熱氫氣組成的氫氣牆。 日球層頂被假設在繞銀河的軌道上前進的前方是比較小的，他的大小會因為太陽風的速度和星際介質區域性的密度的變化而改變，已經知道最遠的地方還在矮行星冥王星軌道之外。依據NASA的公告，現在還在服務中的旅行者1号和旅行者2号探测器，已經在2005年5月24日和2006年5月23日先後抵達了終端震波，並期待著兩艘太空船都能抵達日球層頂。另一方面，星際邊界探測器（IBEX）預計在2008年發射，在二年內抵達日球層頂並傳送回影像。 當太陽發射出的微粒遭遇到星際間的物體時，會減速並釋能量。許多的微粒累積在日球層頂附近，由於他們減速所積蓄的能量造成的衝激波。 日球層頂的另一種可以選擇或被接受的定義是：太陽系磁層的磁層頂和銀河系的電漿交會的地區。.
日鞘
日鞘（heliosheath）是在日球層頂和終端震波之間的區域，是太陽系外面的邊界，分布在太陽風創造出的氣泡邊緣。 日鞘與太陽的距離在80到100天文單位，目前还处于工作状态的旅行者1号和旅行者2号正在对日鞘进行研究。 在2005年5月，美国宇航局宣布航海家一號已經在2004年12月（距離太陽94天文單位的地方）越過終端震波進入日鞘中，而在稍早的2002年8月，在距離85天文單位的報告，则言之過早了。 航海家二號於2007年八月跨越終端震波並進入日鞘。.
散亂流星
散亂流星也称偶发流星是不属于任何流星雨的流星。 从地球表面看上去散亂流星在天球上的轨迹似乎没有规律，在很大程度上是偶然的。散亂流星的流星体不像流星雨中的流星体那样在同一轨道上环绕太阳运转，而是在個別的轨道上运行。 S S.
