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93 关系: 基普·索恩，埃格斯特朗，厘米，半長軸，可见光，史密松天体物理台，史瓦西半徑，史蒂芬·霍金，參宿二，合 (天體位置)，多倫多大學，大气层，天球，天鵝座η，天鵝座P，天文学家，天文單位，太阳质量，太陽，射电天文学，中子星，乌呼鲁卫星，康普頓散射，人馬臂，事件視界，廣義相對論，伽马射线，引力場，依巴谷星表，微類星體，周邊昏暗，哈勃空间望远镜，光子，光年，光速，火箭，獵戶臂，碳，秒差距，等离子体，紫外线，美国国家航空航天局，爾格，瓦，瓦特，熱力學溫標，物理学家，物质，狭义相对论，角动量，...，视星等，高速光度計，譜線，變星，超巨星，超新星，軌道傾角，軌道離心率，黑洞，赤纬，赤经，赫兹，閣樓 (雜誌)，開氏度，藍超巨星，钱德拉X射线天文台，铁，银道坐标系，银河系，重力昏暗，致密星，里卡尔多·贾科尼，電子伏特，電磁波，通量，進動，H-α，HD星表，X射线天文学，掩星，恒星光谱，恆星黑洞，格林尼治皇家天文台，欧洲空间局，氦，沃爾夫-拉葉星，波长，波恩星表，洛希瓣，消光，潮汐力，星云，新墨西哥州。 扩展索引 (43 更多) »
基普·索恩
基普·斯蒂芬·索恩（Kip Stephen Thorne， ）是美国理论物理学家，主要贡献是在引力物理和天体物理学领域。索恩和英国物理学家斯蒂芬·霍金，以及美国天文学家、科普作家、科幻小说作家卡尔·萨根保持了长期的好友和同事关系。2009年以前一直担任加州理工学院费曼理论物理学教授，是当今世界上研究在天体物理学領域的广义相对论理論與實驗的领导者之一。 2017年，索恩因对LIGO探测器及引力波探测的决定性贡献而与莱纳·魏斯及巴里·巴里什共同获得诺贝尔物理学奖。.
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埃格斯特朗
埃格斯特朗（Ångström, 简称埃，符号Å）是一个长度计量单位。它不是国际制单位，但是可与国际制单位进行换算，即1 Å.
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厘米
→ centimetre、），是十進制長度計算單位，符號cm。 1公分等於：.
半長軸
半長軸是幾何學中的名詞，用來描述橢圓和雙曲線的維度。与之对应的就是長軸，半長軸为長軸的一半，一般描述橢圓的最長的直徑。.
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可见光
可見光（Visible light）是電磁波譜中人眼可以看見（感受得到）的部分。這個範圍中電磁輻射被稱為可見光，或簡單地稱為光。人眼可以感受到的波長範圍一般是落在390到700nm。對應於這些波長的頻率範圍在430–790 THz。但有一些人能够感知到波长大约在380到780nm之间的电磁波。正常视力的人眼对波长约为555nm的电磁波最为敏感，这种电磁波处于光学频谱的绿光区域。.
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史密松天体物理台
史密松天体物理台（Smithsonian Astrophysical Observatory，缩写为SAO）是隶属于史密森尼學會的天文台，总部位于美国马萨诸塞州的坎布里奇，与哈佛大学天文台共同组成了哈佛-史密松天体物理中心。.
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史瓦西半徑
史瓦西半徑（Schwarzschild radius）是任何具有質量的物质都存在的一个臨界半徑特征值。在物理学和天文学中，尤其在万有引力理论、广义相对论中，它是一个非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次发现了史瓦西半徑的存在，这个半径是一个球状对称、不自转又不帶電荷的物体的重力场的精确解。该值的含义是，如果特定质量的物质被压缩到该半径值之内，将没有任何已知类型的力（如简并压力）可以阻止该物质自身的重力将自己压缩成一个奇点。 對符合條件（即不自轉、不帶電）的任何物体的史瓦西半徑皆与其质量成正比。理論上，太阳的史瓦西半徑约为3公里，地球的史瓦西半徑只有约9毫米。 一個不少於3.2個太陽質量的星體一旦塌縮至小於它的史瓦西半徑便會因為自身重力塌縮成為一點，从而變成黑洞。对于一个已经形成的黑洞来说，若将史瓦西半徑内的物质看作一个系统，则该系统内的任何物质都无法逃逸出该半径之外。换句话说，该半径也是不带电荷无自转黑洞的视界，光和粒子均无法逃离这个球面。由于黑洞的无毛性（即我们无法得到有关黑洞内部的有效信息），再加上目前所知的科学定律在史瓦西半徑内均会失效，因此我们无法观测或者预测史瓦西半徑内的事件。也就是说，我们无法确切知道黑洞内是否存在一个由某种物质组成的球体，如果存在的话，其球体的半径是多少。正因如此，视界通常被认为是黑洞的表面。又因为黑洞视界本身并不好直接测量，史瓦西半徑等类似方法就作为估算视界半径的方法。银河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑估計约为780万公里。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半徑等于我们的可觀測宇宙的半径，也就是說如果可觀測宇宙的平均密度為臨界密度，其本身可被理解為一個黑洞。 然而，旋轉黑洞、帶電荷黑洞及旋轉並帶電黑洞的解則較為複雜，在不同的條件下，它們可以有兩层、一层或者甚至沒有视界。.
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史蒂芬·霍金
史蒂芬·威廉·霍金，CH，CBE，FRS，FRSA（Stephen William Hawking，），英國理論物理學家、宇宙學家，及作家生前任職劍橋大學研究主任，20世紀當代最偉大的物理學家之一。他在科學上有許多貢獻，包括與羅傑·潘洛斯共同合作提出在廣義相對論框架內的潘洛斯–霍金奇性定理，以及他對關於黑洞會發放輻射的理論性預測（現稱為霍金輻射）。霍金是第一個提出由廣義相對論和量子力學聯合解釋的宇宙論理論之人。他是量子力學的多世界詮釋的積極支持者。 霍金是（FRSA）的得獎者，並成為宗座科學院的終身會員，並曾經獲得總統自由勳章，是美國所頒發最高榮譽的平民獎。2002年，霍金在BBC的「最偉大的100名英國人」民意調查中位列第25位。從1979年至2009年，霍金是劍橋大學的盧卡斯數學教授。霍金撰寫了多本闡述自己理論與一般宇宙論的科普著作，並廣受大眾歡迎。他的著作《時間簡史：從大爆炸到黑洞》曾經破紀錄地榮登英國《星期日泰晤士報》的暢銷書排行榜共計237周。 霍金患有一種罕見的早發性緩慢進展的運動神經元疾病（也稱為肌萎縮性脊髓側索硬化症、ALS、盧·賈里格症或渐冻人症），病情會隨著年月逐漸惡化至嚴重。他晚年已是全身癱瘓，無法發聲，必須依賴語音產生裝置來與其他人溝通。最初裝置透過手持開關來使用，最終需要透過使用單邊臉頰肌肉。 2018年3月14日，霍金的家人發表聲明表示霍金去世，終年76歲。其骨灰的下葬儀式在2018年6月15日於倫敦西敏寺中殿的教堂中舉行。.
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參宿二
參宿二（ε Ori / 獵戶座ε）位於獵戶座，西方則稱之為Alnilam，在佛蘭斯蒂德命名法中則稱為獵戶座46。 參宿二是全夜空第30亮的恆星，在獵戶座中則名列第4位，是一顆B0Ia 藍超巨星，也是已知最明亮的恆星之一。從地球上觀測參宿二，會發現它位在獵戶座的腰帶上。 參宿二也是57顆使用在天文領航中的恆星的其中之一。居住在中緯度地區的人們會在每年12月15日的半夜發現參宿二位在天空中的最高點。 因為它的光譜結構相對比較單純，所以對於天文學家研究星際物質有所助益。在最近幾百萬年內，參宿二將變成一顆紅巨星，隨後發生超新星爆炸。分子雲NGC 1990環繞著參宿二，並藉著它的亮度成為一個反射星雲。參宿二的恆星風速度可能達到2000km/s，導致它失去質量的速率大約比太陽還要快2000萬倍。.
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合 (天體位置)
合（conjunction，亦稱合日）是位置天文學的一個名詞，它的意義是從一個選定的特定天體（通常是地球）觀察到二個天體在天空上的位置彼此非常靠近。較嚴謹的說法是這兩個天體在天球上有相同的赤經或黃經，而通常對太陽系內的天體都會使用黃經。這種現象有時稱為appulse：兩星漸近（台灣用法）或最小角距（中國大陸用法）。 在天文學上的符號是☌（在Unicode編碼為x260c），手寫是：.
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多倫多大學
多倫多大學（University of Toronto），位於加拿大安大略省的多倫多市，与安大略省政府及议会环绕在市中心的女王公园四周，现已发展成为一所以圣乔治校区（St.George Campus, UTSG）为主，密西沙加校区（Mississauga Campus, UTM）和士嘉宝校区（Scarborough Campus, UTSC）为辅的，以「一主两翼」为格局的世界知名研究性大学。學校始於1827年英國乔治四世頒佈的皇家憲章，是殖民時代上加拿大最早建立的高等學府。它早期名為「國王學院」，直至於1849年脫離聖公會而成為非宗教大學，並改為現名。受英國大學制度影響，多倫多大學是美洲少數實行獨立書院制的學府，各書院享有高度自治權。 在学术及研究方面，多伦多大学一直处于加拿大國內及國際上领先的位置。其经费、捐款、国家教授奖项、研究出版量及藏书量皆為加拿大之首。它于过去一世纪的主要贡献包括发现胰岛素及干细胞，发明电子起搏器、多点触控技术、电子显微镜、复制T细胞、飞行员衣，以及发现首个经核证的黑洞。多伦多大学是美国大学协会仅两名在美国本土外成员之一。多伦多大学每年发表的科研论文数量在北美仅次于哈佛大学，引用数量位居世界前五。 据2006年统计，多伦多大学教授中包括美国文理科学院外籍院士15名（占加拿大总数65%），美国科学促进会外籍院士20名（占加总数28%）。并在1980至2006年间，累计获得盖尔德纳（Gairdner）基金会国际奖11次（占加总数52%），被授予古根海姆研究员头衔44人（占加总数44%），英国皇家学会外籍院士16人（占加总数42%），美国国家学院外籍院士10人（占加总数36%）及斯隆（Sloan）研究员23人（占加总数30%）。.
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大气层
大氣層，均源自及也許是一層受到重力吸引聚攏在擁有巨大質量天體周圍的氣體，而如果重力夠大且氣體的溫度夠低，就能長期保留住。有些行星擁有許多不同的主要氣體，並且有非常深厚的大氣（參見氣體巨星）。 恆星大氣層這個名詞描述的是恆星外面的區域，典型的範圍是從不透明的光球開始向外的部份。相對來說是低溫的恆星，在它們外面的大氣層也許可以形成複合的分子。地球大氣層，不僅包含有多數有機體呼吸所使用的氧和植物與海藻和藍綠藻行光合作用所使用的二氧化碳，也保護生物的基因免於受到太陽紫外線輻射的傷害。它目前的組成是古大氣層生活在其中的有機體經過數億年的生物化學修改後的結果。.
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天球
天球（英語：Celestial sphere），是在天文學和導航上想出的一個與地球同圓心，並有相同的自轉軸，半徑無限大的球。天空中所有的物體都可以當成投影在天球上的物件。地球的赤道和地理極點投射到天球上，就是天球赤道和天極。天球是位置天文學上很實用的工具。 在亞里斯多德和托勒密的模型，天球想像成實際的物體，而不僅僅是一個幾何的投影（參見天球模型）。.
天鵝座η
#重定向 辇道增五.
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天鵝座P
#重定向 天津增九.
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天文学家
天文学家是研究天文学、宇宙学、天体物理学等相关学科的科学家。因为有些哲学家、物理学家、数学家对天文理论有着不可忽视的影响，所以下面的列表中也包括这些人。.
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天文單位
天文單位（縮寫的標準符號為AU，也寫成au、a.u.或ua）是天文學上的長度單位，曾以地球與太陽的平均距離定義。2012年8月，在中国北京举行的国际天文学大会（IAU）第28届全体会议上，天文学家以无记名投票的方式，把天文单位固定为149,597,870,700米。新的天文单位以公尺来定义，而公尺的定义来源于真空中的光速，也就是说，天文单位现在不再与地球與太阳的實際距离挂钩，而且也不再受时间变化的影响（虽然天文单位最初的来源就是日地平均距离）。 國際度量衡局建議的縮寫符號是ua，但英語系的國家最常用的仍是AU，國際天文聯合會則推薦au，同時國際標準ISO 31-1也使用AU，后来的國際標準ISO 80000-3:2006又改成了ua。通常，大寫字母僅用於使用科學家的名字命名的單位符號，而au或a.u.也可以是原子單位或是任意單位；但是AU被廣泛的地區使用作為天文單位的符號。以1天文單位距離的值為單位的天文常數的值會以符號A標示。.
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太阳质量
太阳质量（符號為）是天文学上用于测量恒星、星团或星系等大型天体的质量单位，定义为太阳的质量，约为2×1030千克，表示为: 1个太阳质量是地球质量的333000倍。 太陽質量也可以用年的長度、地球和太陽的距離天文單位和萬有引力常數(G)的形式呈現： 現在，天文單位和萬有引力常數的數值都已經被精確的測量，然而，還是不太常用太陽質量來表示太陽系的其他行星或聯星的質量；只在大質量天體的測量上使用。現今，使用行星際雷達已經測出很準確的天文單位和" G "，但是太陽質量在習俗中仍然繼續被當成天文學歷史上未解的謎題來探究。.
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太陽
#重定向 太阳.
射电天文学
無線電天文學是天文學的一個分支，通過電磁波頻譜以無線電頻率研究天體。無線電天文學的技術與光學相似，但是無線電望遠鏡因為觀察的波長較長，所以更為巨大。這個領域的起源肇因於發現多數的天體不僅輻射出可見光，也發射出無線電波。 从天体而来的无线电波的初步探测是在1930年代当卡尔·央斯基观察到从银河到来的辐射。随后观察已经确定了一些不同的无线电发射源。这些包括恒星和星系，以及全新的天体种类，如電波星系，类星体，脉冲星和微波激射器。宇宙微波背景辐射的发现被视为通过射电天文学而被做出大爆炸理论的证据。.
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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）。.
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乌呼鲁卫星
乌呼鲁卫星（Uhuru），原名“X射线探测卫星”、“探险者42号”或“小型天文卫星1号”（SAS-1），是人类历史上第一颗X射线天文卫星，由美国于1970年12月12日在肯尼亚发射升空。发射当天正值肯尼亚独立7周年纪念日，因此得名Uhuru（兹瓦西里语意为“自由”）。乌呼鲁卫星的运行轨道近地点为520公里，远地点560公里，轨道倾角3度，周期96分钟。卫星上安装了两个相互反向的X射线正比计数器，能段范围为2-20keV，每个探测器接收面积为840平方厘米，用机械准直的方法分别构成0.5°×0.5°、5°×5°的视场，利用卫星周期为10分钟的自转对天空进行了扫描，确定了339个X射线源，包括X射线双星、超新星遗迹、星系团、塞弗特星系等等，还有第一个黑洞候选天体——天鹅座X-1。它还发现了星系团的弥散X射线辐射源。乌呼鲁卫星于1973年3月停止工作。这颗卫星取得了极大的成功，被认为是X射线天文学发展史上的一座里程碑。.
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康普頓散射
在原子物理学中，康普顿散射，或称康普顿效应（Compton effect），是指当X射线或伽马射线的光子跟物质相互作用，因失去能量而导致波长变长的现象。相应的还存在逆康普顿效应——光子获得能量引起波长变短。这一波长变化的幅度被称为康普顿偏移。 康普顿效应通常指物质电子雲与光子的相互作用，但还有物质原子核与光子的相互作用——核康普顿效应存在。.
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人馬臂
人馬臂 （也稱為人馬-船底臂，標示為"-I"）是我們自己的星系 － 銀河系的螺旋臂之一。每一條旋臂都是從銀河中心向外輻射，由恆星和擴散的雲氣結合成的長且蜿蜒的星流。這些碩大無比的結構經常擁有十億顆以上的恆星以及幾千個氣雲。由於集中了大量的電離氫區、年輕恆星、以及分子雲，船底-人馬臂可算最顯著的一支旋臂。 銀河系是一個棒旋星系，有好幾條螺旋臂由中心的棒狀結構向外輻射出去。人馬臂最內的末端就連接在中心短棒的一個尾端，形成一個星系中兩條主要的螺旋臂之一，另一條主要的大螺旋臂是天鵝臂。 在人馬臂內，較密集的位置在盾牌-南十字臂和獵戶臂（獵戶臂在銀河塗上被標示了星號，我們的太陽就在此處）之間，它的名稱源自於在地球的夜空中觀察時，他的位置接近人馬座，就在銀河系中心的方向上。 人馬臂被分成兩個部份，由銀河中心向外彎曲的部分是人馬臂（人馬棒），在向外延伸的部份是船底臂。.
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事件視界
事件視界（event horizon），是一種時空的曲隔界線。視界中任何的事件皆無法對視界外的觀察者產生影響。在黑洞周圍的便是事件視界。在非常巨大的重力影響下，黑洞附近的逃逸速度大於光速，使得任何光線皆不可能從事件視界內部逃脫。根據廣義相對論，在遠離視界的外部觀察者眼中，任何從視界外部接近視界的物件，將須要用無限長的時間到達視界面，其影像會經歷無止境逐漸增強的紅移；但該物件本身卻不會感到任何異常，並會在有限時間之內穿過視界。 Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joseph Polchinski, James Sully近年的研究認為事件視界會造成黑洞火牆，而火牆的存在跟黑洞本身相矛盾。 其他相關但不同的視界包括同樣可以在黑洞旁找到的絕對視界線與。另有一些相關的名詞包括柯西與、 克爾度規中的動圈、宇宙學中的宇宙學視界等。.
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廣義相對論
广义相对论是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言非常不同，尤其是有关时间流易、空间几何、自由落体的运动以及光的传播等问题，例如引力场内的时间膨胀、光的引力红移和引力时间延迟效应。广义相对论的预言至今为止已经通过了所有观测和实验的验证——广义相对论虽然并非当今描述引力的唯一理论，但却是能够与实验数据相符合的最简洁的理论。不过仍然有一些问题至今未能解决。最为基础的即是广义相对论和量子物理的定律应如何统一以形成完备并且自洽的量子引力理论。 爱因斯坦的广义相对论理论在天体物理学中有着非常重要的应用。比如它预言了某些大质量恒星终结后，会形成时空极度扭曲以至于所有物质（包括光）都无法逸出的区域，黑洞。有证据表明恒星质量黑洞以及超大质量黑洞是某些天体例如活动星系核和微类星体发射高强度辐射的直接成因。光线在引力场中的偏折会形成引力透镜现象，这使得人们可能观察到处于遥远位置的同一个天体形成的多个像。广义相对论还预言了引力波的存在。引力波已经由激光干涉引力波天文台在2015年9月直接观测到。此外，广义相对论还是现代宇宙学中的的理论基础。.
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伽马射线
伽瑪射線（Gamma ray），或γ射線是原子衰變裂解時放出的射線之一。此種電磁波波長在0.01奈米以下，穿透力很強，又攜帶高能量，容易造成生物體細胞內的脫氧核糖核酸（DNA）斷裂進而引起細胞突變，因此也可以作醫療之用。 1900年由法國科學家P.V.維拉德（Paul Ulrich Villard）發現，他將含鐳的氯化鋇通過陰極射線，從照片記錄上看到輻射穿過0.2毫米的鉛箔，拉塞福稱這一貫穿力非常強的輻射為γ射線，是繼α射線、β射線後發現的第三種原子核射線。1913年，γ射線被證實為是電磁波，波長短于0.2 埃，和X射線特性相似但具有比X射線還要強的穿透能力。γ射線通過物質並與原子相互作用時會產生光電效應、康普頓效應和正負電子對效應。γ射线即使使用较厚材料阻挡一般也仍然有部分射线泄漏，所以通常只能用半吸收厚度来定量材料的阻隔效果。半吸收厚度是指入射射线强度减弱到一半时阻隔物体的厚度。半吸收厚度其数值d（1/2）.
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引力場
引力場（簡體中文中重--力場一詞特指地球表面的引力場。）是描述一物体在空間中受到万有引力（重力）作用的場，在经典物理学中是一个物理量。.
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依巴谷星表
依巴谷星表和第谷星表（Tycho-1）是歐洲太空總署的依巴谷衛星成果的主要產物。這顆衛星在1989年11月至1993的3月的四年任務中，傳回了許多高精度的科學數據。 依巴谷星表至少列出了118,000顆天體測量學上精確度在千分之一弧秒恆星，而第谷星表 列出的則略微超過1,050,000顆恆星。 這份星表包含很大數量的高精密度天體位置和測光數據。另外伴生的附錄是變星、雙星和聚星的特性數據，和太陽系的天文測量和測光數據。主要的部分提供了可以印製和以機器閱讀的版本。 全球性的數據分析，需要處理1,000兆比特未經加工的衛星原始數據，這是一件複雜且需要漫長時間的工作，由NDAC和先進科學和技術基金會承擔，共同製做出依巴谷目錄。第四個參與合作的科學機構是INCA，負責撰寫依巴谷衛星的觀測程式和編譯成最佳化的數據選擇，在發射前就先安置在衛星的輸出目錄中。依巴谷和第谷星表的成果使歐洲太空總署等四個團體的繁雜工作得到形式上的正式結束。.
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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。.
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周邊昏暗
周邊昏暗是恆星因為密度由中心向邊緣逐漸降低而呈現出影像向邊緣的強度減少。周邊昏暗是兩種效應造成的結果：.
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哈勃空间望远镜
哈勃太空望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST），是以天文學家愛德溫·哈伯為名，在地球軌道的望遠鏡。哈勃望远镜接收地面控制中心（美国马里兰州的霍普金斯大学内）的指令并将各种观测数据通过无线电传输回地球。由于它位于地球大氣層之上，因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處：影像不受大氣湍流的擾動、視相度絕佳，且无大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。於1990年發射之後，已經成為天文史上最重要的儀器。它成功弥补了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文学上的基本問題，使得人类对天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場则是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。 哈勃太空望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、史匹哲太空望遠鏡都是美國太空總署大型轨道天文台计划的一部分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共同管理。.
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光子
| mean_lifetime.
光年
光年（light-year）是長度單位之一，指光在真空中一年時間內傳播的距離，大約9.46兆千米（9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中，是用來量長度很長的距離，如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒，一秒差距等於3.26光年，一天文單位為149,597,870,700公尺，一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如，世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速（2004年11月16日，美國航空航天局（NASA）的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時），依照這樣的速度，飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時，這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號（2011年8月5日發射升空），最高速度為73.61千米/秒（即約26萬5000千米/小時），這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.
光速
光速，指光在真空中的速率，是一個物理常數，一般記作，精確值為（≈ m/s）。這一數值之所以是精確值，是因為米的定義就是基於光速和國際時間標準上的。根據狹義相對論，宇宙中所有物質和訊息的運動和傳播速度都不能超過。光速也是所有無質量粒子及對應的場波動（包括電磁輻射和引力波等）在真空中運行的速度。這一速度獨立於射源運動以及觀測者所身處的慣性參考系。在相對論中，起到把時間和空間聯繫起來的作用，並且出現在廣為人知的質能等價公式中：.
火箭
火箭或稱噴進器，是一種利用排出物質以製造反作用力而前進的載具，因火箭機構最早用於發射箭矢上，因此在中文稱為火箭。另外古代将箭頭附上可燃物質並點火的箭矢也叫火箭，但不在本篇的討論範圍內。.
獵戶臂
獵戶臂是銀河系內的一條小螺旋臂，地球所在的太陽系即处于獵戶臂內。它也被稱為本地臂、本地分支（Local Spur）或獵戶分支。 獵戶臂因為靠近獵戶座而得名，它位於人馬臂和英仙臂之間 － 銀河系4條主要螺旋臂中的2條。在獵戶臂內的太陽系和地球在本星系泡內，距離銀河中心大約8,000秒差距（26,000光年）。.
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碳
碳（Carbon，拉丁文意為煤炭）是一種化學元素，符號為C，原子序数為6，位於元素週期表中的IV A族，屬於非金屬。每個碳原子有四顆能夠進行鍵合的電子，因此其化合價通常為4。自然產生的碳由三種同位素組成：12C和13C為穩定同位素，而14C則具放射性，其半衰期約為5,730年。碳是少數幾個自遠古就被發現的元素之一（見化學元素發現年表）。 碳的同素異形體有數種，最常見的包括：石墨、鑽石及無定形碳。這些同素異形體之間的物理性質，包括外表、硬度、電導率等等，都具有極大的差異。在正常條件下，鑽石、碳納米管和石墨烯的熱導率是已知材質中最高的。 所有碳的同素異形體在一般條件下都呈固态，其中石墨的熱力學穩定性最高。它們不易受化學侵蝕，甚至連氧都要在高溫下才可與其反應。碳在無機化合物中最常見的氧化態為+4，並在一氧化碳及過渡金屬羰基配合物中呈+2態。無機碳主要來自石灰石、白雲石和二氧化碳，但也大量出現在煤、泥炭、石油和甲烷水合物等有機礦藏中。碳是所有元素中化合物种类最多的，目前有近一千萬種已記錄的純有機化合物，但這只是理論上可以存在的化合物中的冰山一角。 碳的豐度在地球地殼中排列第15（见地球的地殼元素豐度列表），並在全宇宙中排列第4（见化學元素豐度），名列氫、氦和氧之下。由於碳元素極為充沛，再加上它在地球環境下所能產生的聚合物種類極為繁多，因此碳是地球上所有生物的化學根本。.
秒差距
差距（parsec，符號為pc）是一個宇宙距離尺度，用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離，但於2015年時被重新定義為一個精確值，為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年（31兆公里或19兆英里）。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年，由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即天文單位，或大約公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.
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等离子体
--（又稱--）是在固態、液態和氣態以外的第四大物質狀態，其特性與前三者截然不同。 氣體在高溫或強電磁場下，會變為等離子體。在這種狀態下，氣體中的原子會擁有比正常更多或更少的電子，從而形成陰離子或陽離子，即帶負電荷或正電荷的粒子。氣體中的任何共價鍵也會分離。 由於等離子體含有許多載流子，因此它能夠導電，對電磁場也有很強的反應。和氣體一樣，等離子體的形狀和體積並非固定，而是會根據容器而改變；但和氣體不一樣的是，在磁場的作用下，它會形成各種結構，例如絲狀物、圓柱狀物和雙層等。 等離子體是宇宙重子物質最常見的形態，其中大部分存在於稀薄的星系際空間（特別是星系團內介質）和恆星之中。.
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紫外线
紫外線（Ultraviolet，簡稱為UV），為波長在10nm至400nm之間的電磁波，波長比可見光短，但比X射線長。太陽光中含有部分的紫外線，電弧、水銀燈、黑光燈也會發出紫外線。雖然紫外線不屬於游離輻射但紫外線仍會引發化學反應與使一些物質發出螢光。 而小于200纳米的紫外線輻射會被空氣強烈的吸收，因此稱之為真空紫外線The ozone layer protects humans from this.
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美国国家航空航天局
美國國家航空暨太空總署（National Aeronautics and Space Administration，縮寫为NASA）是美国联邦政府的一个独立机构，负责制定、实施美国的民用太空计划、與开展航空科學暨太空科學的研究。1958年7月29日，美国总统艾森豪威尔签署了《美国公共法案85-568》，创立了國家NASA航空和太空管理局，取代了其前身美國國家航空諮詢委員會（NACA）。於1958年10月開始運作。自此，美國國家航空暨太空總署負責了美國的太空探索，例如登月的阿波羅計劃，太空實驗室，以及隨後的航天飞机。自2006年2月，美国国家航空航天局的愿景是“開拓未來的太空探索，科學發現及航空研究”。美国国家航空航天局的使命是“理解并保护我们依賴生存的行星；探索宇宙，找到地球外的生命；启示我们的下一代去探索宇宙”。在太空计划之外，美国国家航空航天局还进行长期的民用以及军用航空航天研究。美国国家航空航天局被广泛认为是世界范围内太空机构中執牛耳者。美國國家航空暨太空總署透過地球觀測系統提升對地球的了解，透過太陽科學研究計劃精進太陽科學。美國國家航空暨太空總署注重於利用先進的機械任務探索太陽系中的的所有天體並利用天文觀測台及相關計劃研究天體物理學中的主題，例如大爆炸理論。美國國家航空暨太空總署與許多美國國內及國際的組織分享其研究數據。.
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爾格
格（英文：Erg）是熱量和做功的單位。定义为1达因的力使物体在力的方向上移动一厘米所作的功。 1尔格.
瓦
，或稱屋瓦、瓦片，為屋頂上加蓋片狀物的建築風格，通常搭配尖斜式屋頂，常見於亞洲和歐洲。.
瓦特
特（符号：W）是国际单位制的功率单位。瓦特的定义是1焦耳/秒（1 J/s），即每秒钟转换，使用或耗散的（以安培为量度的）能量的速率。日常生活中更常用千瓦作为单位，1千.
熱力學溫標
#重定向 热力学温标.
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物理学家
物理學家是指受物理學訓練、並以探索物質世界的組成和運行規律（即物理學）為目的科學家。研究範疇可細至構成一般物質的微細粒子，大至宇宙的整體，不同的範圍都會有相對的專家。對應於物理學分為理論物理學和實驗物理學，物理学家也可以分為理論物理學家和實驗物理學家。物理學中理論和實驗都是必不可缺的组成部分，所以有时候這樣的分類很難界定，只不過在一個物理學家更偏重理論的情况下，被稱為理論物理學家的例子包括爱因斯坦、海森堡、狄拉克、埃爾溫·薛丁格、尼爾斯·波耳、楊振寧等；而若偏重實驗，則稱為實驗物理學家，例如艾薩克·牛頓、法拉第、亨利·貝克勒、尼古拉·特斯拉、馬克斯·馮·勞厄、約瑟夫·湯姆森、歐內斯特·勞倫斯、吳健雄、威廉·肖克利、朱棣文等。.
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物质
物质是一個科學上沒有明確定義的詞，一般是指靜止質量不為零的東西。物质也常用來泛稱所有組成可觀測物體的成份 。 所有可以用肉眼看到的物體都是由原子組成，而原子是由互相作用的次原子粒子所組成，其中包括由質子和中子組成的原子核，以及許多電子組成的電子雲 。 一般而言科學上會將上述的複合粒子視為物質，因為他們具有靜止質量及體積。相對的，像光子等无质量粒子一般不視為物質。不過不是所有具有靜止質量的粒子都有古典定義下的體積，像夸克及輕子等粒子一般會視為質點，不具有大小及體積。而夸克和輕子之間的交互作用才使得質子和中子有所謂的體積，也使得一般物體有體積。 物質常見的物質狀態有四種：固體、液體、氣體及等离子体。不過實驗技術的進步產生了許多新的物質狀態，像是玻色–爱因斯坦凝聚及费米子凝聚态。對於基本粒子的研究也產生了新的物質狀態，像是夸克-膠子漿 。在自然科學的歷史中，許多人都在研究物質的確切性質，物質是由許多離散組件組合而成的概念，即所謂的「物質粒子論」，最早是由古希臘哲學家留基伯及德谟克利特提出。 愛因斯坦證明所有物體都可以轉換為能量（即質能等價），之間的關係式即為著名的E.
狭义相对论
-- 狭义相对论（英文：Special relativity）是由爱因斯坦、洛仑兹和庞加莱等人创立的，應用在惯性参考系下的时空理论，是对牛顿时空观的拓展和修正。爱因斯坦在1905年完成的《論動體的電動力學》論文中提出了狭义相对论Albert Einstein (1905) "", Annalen der Physik 17: 891; 英文翻譯為George Barker Jeffery和 Wilfrid Perrett翻譯的(1923); 另一版英文翻譯為Megh Nad Saha翻譯的On the Electrodynamics of Moving Bodies(1920).
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角动量
在物理学中，角动量是与物体的位置向量和动量相关的物理量。對於某慣性參考系的原點\mathbf，物體的角動量是物体的位置向量和动量的叉積，通常写做\mathbf。角动量是矢量。 其中，\mathbf表示物体的位置向量，\mathbf表示角动量。\mathbf表示动量。角動量\mathbf又可寫為： 其中，I表示杆状系统的转动惯量，\boldsymbol是角速度矢量。 假設作用於物體的外力矩和為零，則物體的角动量是守恒的。需要注意的是，由于成立的条件不同，角动量是否守恒与动量是否守恒没有直接的联系。 當物體的運動狀態（動量）發生變化，則表示物體受力作用，而作用力大小就等於動量\mathbf的時變率：\mathbf.
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视星等
视星等（apparent magnitude，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。 因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。 由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。 如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。 另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。 星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。.
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高速光度計
速光度計是安裝在哈伯太空望遠鏡的科學儀器之一，他被設計得能夠快速的測量天體的光度變化和偏極性。他可以在紫外線、可見光和近紅外線的波段上，每10微秒測量一次光度。新穎的設計使他能透過各種濾鏡和孔徑去觀察，卻沒有任何運動的機件。 高速光度計是隨著哈伯太空望遠鏡一起升空的儀器之一，但因為主鏡的光學問題而未能成功的使用。在1993年12月，第一次的哈伯維護任務中，就被為矯正其他儀器光學問題的太空望遠鏡光軸補償校正光學（COSTAR）替換掉。.
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譜線
譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條，起因於光子在一個狹窄的頻率範圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。 譜線通常是量子系統（通常是原子，但有時會是分子或原子核）和單一光子交互作用產生的。當光子的能量確實與系統內能階上的一個變化符合時（在原子的情況，通常是電子改變軌道），光子被吸收。然後，它將再自發地發射，可能是與原來相同的頻率或是階段式的，但光子發射的總能量將會與當初吸收的能量相同，而新光子的方向不會與原來的光子方向有任何關聯。 根據氣體、光源和觀測者三者的幾何關係，看見的光譜將會是吸收譜線或發射譜線。如果氣體位於光源和觀測者之間，在這個頻率上光的強度將會減弱，而再發射出來的光子絕大多數會與原來光子的方向不同，因此觀測者看見的將是吸收譜線。如果觀測者看著氣體，但是不在光源的方向上，這時觀測者將只會在狹窄的頻率上看見再發射出來的光子，因此看見的是發射譜線。 吸收譜線和發射譜線與原子有特定的關係，因此可以很容易的分辨出光線穿越過介質（通常都是氣體）的化學成分。有一些元素，像是氦、鉈、鈰等等，都是透過譜線發現的。光譜線也取決於氣體的物理狀態，因此它們被廣泛的用在恆星和其他天體的化學成分和物理狀態的辨識，而且不可能使用其他的方法完成這種工作。 同核異能位移是由於吸收光子的原子核與發射的原子核有不同的電子密度。 除了原子-光子的交互作用外，其他的機制也可以產生譜線。根據確實的物理交互作用（分子、單獨的粒子等等）所產生的光子在頻率上有廣泛的分佈，並且可以跨越從無線電波到伽馬射線，所有能觀測的電磁波頻譜。.
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：.
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。.
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超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
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軌道傾角
軌道傾角通常是參考平面和另一個平面或軸的方向之間的夾角。軸傾斜的表示法是行星的自轉軸和通過行星的中心垂直於公轉軌道平面的線之間所夾的角度。.
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軌道離心率
在天文動力學，架構在標準假說下的任何軌道都必須是圓錐切面的形狀。圓錐切面的離心率，軌道離心率是定義軌道形狀的重要參數，而且定義了絕對的形狀。離心率可以解釋為形狀從圓形偏離了多少的程度。 架構在標準假說下，離心率（偏心率，e\,\!）是嚴格的定義了圆、椭圆、抛物线和双曲线，並且有如下的數值：.
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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」。.
赤纬
赤纬（英文Declination；縮寫為Dec；符號為δ）是天文学中赤道座標系統中的两个坐标数据之一，另一个坐标数据是赤经。赤纬与地球上的纬度相似，是纬度在天球上的投影。赤纬的单位是度，更小的单位是“角分”和“角秒”，天赤道为0度，天北半球的赤纬度数为正数，天南半球的赤纬的度数为负数。天北极为+90°，天南极为-90°。值得注意的是正号也必须标明。 例如，织女星的确切赤纬（曆元2000.0）为+38°47'01"。 在观测者天顶的赤纬与該觀測地的纬度相同。.
赤经
赤經（英文Right ascension；縮寫為RA；符號為α）是天文學使用在天球赤道座標系統內的座標值之一，通过天球两极并与天赤道垂直，另一個座標值是赤緯。.
赫兹
赫兹（符号：Hz）是频率的国际单位制单位，表示内周期性事件发生的次数。赫兹是以首个用实验验证电磁波存在的科学家海因里希·赫兹命名的，常用于描述正弦波、乐音、无线电通讯以及计算机时钟频率等。.
閣樓 (雜誌)
《閣樓》（英文：Penthouse）是由鮑伯·古喬內（Bob Guccione）創辦的男性雜誌，結合了城市生活方式和輕度情色畫布。至1990年代，《閣樓》的風格由樂而不淫轉為露骨。《閣樓》由Penthouse Media Group, Inc.擁有，而其母公司為（早前因美國破產法第11章而改組的）Penthouse International Inc.。雖然鮑勃·古乔內是美國人，不過《閣樓》卻先在1965年於英國發售，再在1969年於美國發售。 2016年1月，《閣樓》雜誌宣布，由於最高峰時500萬冊，但基於受互聯網發展逐漸式微，因此轉為網上刊載，而原美國紐約的發行部終止運作，轉為於母公司交友網絡公司（FriendFinder）位於洛杉磯的總部互聯網基地運作，結束了51年印刷發行。不過，總經理凱利·荷蘭（Kelly Holland）很快否定了這一決定，並承諾保留這本雜誌的印刷版本。.
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開氏度
#重定向 开尔文.
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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。.
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钱德拉X射线天文台
钱德拉X射线天文台（Chandra X-ray Observatory，缩写为CXO），是美国宇航局（NASA）于1999年发射的一颗X射线天文卫星，以美国籍印度物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡命名，為大型轨道天文台计划的第三颗卫星，目的是观测天体的X射线辐射。其特点是兼具极高的空间分辨率和谱分辨率，被认为是X射线天文学上具有里程碑意义的空间望远镜，标志着X射线天文学从测光时代进入了光谱时代。.
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铁
铁是一种化学元素，它的化学符号是Fe，它的原子序数是26，它的相对原子质量是56。它是过渡金属的一种。铁是最常用的金属，是地球外核及內核的主要成份，是地殼上豐度第四高的元素和第二高的金屬。鐵常出現在类地行星中，因為鐵是高質量恆星核融合後的產物，鎳-56是放熱核融合反應的最後一個產物，之後會衰變成最常見的鐵同位素。 铁和其他8族元素相同，其氧化態範圍很廣，由−2到+6，但其中+2和+3是最常見的氧化態。在流星体及低氧的環境下，鐵會以单质的形式存在，但是鐵很容易和氧氣和水反應。鐵的表面是有光澤的銀灰色，但在空氣中鐵會反應生成水合的氧化鐵，一般稱為铁锈。許多金屬在氧化後會形成钝化的氧化層，保護內部的金屬不被氧化，但氧化鐵的密度較鐵要低，因此氧化鐵會剝落，無法保護內部的鐵不受腐蝕。.
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。.
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重力昏暗
重力昏暗，也相對的被稱為重力增亮，是一顆恆星快速自轉使它的形狀成為扁橢球體時，例如獅子座的軒轅十四，造成的一種天文現象。 當恆星成為扁橢球體，它的赤道直徑會遠大於極直徑。結果是極區有較大的表面重力、溫度和亮度。因此，極區是重力增亮，而赤道呈現重力昏暗。 恆星成為扁橢球體 (並且因而產生重力昏暗) 是因為自轉產生的離心力 (慣性力) 在恆星上創造了向外的額外力量。離心力以數學表示為： 此處m是質量 (在本例中是恆星的小體積元素)， \Omega是角速度，和 \rho是與自轉軸的距離。以恆星為例，\rho的值在赤道最大，並且在極點最小。這意味著在赤道相較於極點有著較大的離心力。離心力將質量推離自轉軸，其結果是整體的氣體壓力在赤道減少。這會造成在赤道的氣體密度減少，並且溫度也較低。.
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致密星
致密星是白矮星、中子星、奇特星、黑洞等一类致密天体的总称，它们与正常星的主要区别是不再有核燃料进行聚变反应，热压力不足以与自身的引力保持平衡，因而塌缩成尺度非常小、密度非常大的天体。致密星通常是恒星演化末期的终结形态，恒星演化为何种致密星主要取决于恒星的质量。一般来說，质量在1倍至6倍太阳质量的恒星最终演化成白矮星，并伴随有质量损失，其外壳向外抛出，形成行星状星云。质量为3至8倍太阳质量的恒星演化成中子星，更大质量的恒星则坍缩成黑洞。.
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里卡尔多·贾科尼
里卡尔多·贾科尼（Riccardo Giacconi，），约翰霍普金斯大学教授，意大利裔美国天文学家，因在X射线天文学方面的先驱性贡献而获得2002年的诺贝尔物理学奖。.
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電子伏特
電子伏特（electron Volt），簡稱電子伏，符号为eV，是能量的單位。代表一個電子（所帶電量為1.6×10-19庫侖）经过1伏特的電位差加速后所獲得的动能。電子伏与SI制的能量单位焦耳（J）的换算关系是.
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電磁波
#重定向 电磁辐射.
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通量
通量，或稱流束是通過一個表面或一個物質的量，是一个物理学概念。在热学和流体力学领域中，是指在单位时间内通过单位面积的流量，它是一个向量；在电磁学领域中，是指在单位面积上垂直于其表面的磁场或电场的强度，它是一个标量。.
進動
進動（precession）是自轉物體之自轉軸又繞著另一軸旋轉的現象，又可稱作旋進。在天文學上，又稱為「歲差現象」。 常見的例子為陀螺。當其自轉軸的軸線不再呈鉛直時，即自转轴与对称轴不重合不平行时，會發現自轉軸會沿著鉛直線作旋轉，此即「旋進」現象。另外的例子是地球的自轉。 對於量子物體如粒子，其帶有自旋特徵，常將之類比於陀螺自轉的例子。然而實際上自旋是一個內稟性質，並不是真正的自轉。粒子在標準的量子力學處理上是視為點粒子，無法說出一個點是怎樣自轉。若要將粒子視為帶質量球狀物體來計算，以電子來說，會發現球表面轉速超過光速，違反狹義相對論的說法。 自旋的進動現象主要出現在核磁共振與磁振造影上。其中的例子包括了穩定態自由旋進（進動）造影。 進動是轉動中的物體自轉軸的指向變化。在物理學中，有兩種類型的進動，自由力矩和誘導力矩，此處對後者的討論會比較詳細。在某些文章中，"進動"可能會提到地球經驗的歲差，這是進動在天文觀測上造成的效應，或是物體在軌道上的進動。.
H-α
H-α，在天文學和物理學上是氫的一條具體可見的紅色發射譜線，波長為6562.8 Å。依據原子的波耳模型，電子是存在於量子化能階的軌道上繞著原子的原子核。這些能階以主量子數 n.
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HD星表
HD星表（The Henry Draper Catalogue，缩写为HD，亨利·德雷伯星表）是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表，首版在1918年至1924年间出版，它给出了225,300颗恒星的光谱分类，涵盖了全天最暗达到照相星等为9等的恒星（大部分是北天的恒星），历元为1900.0。最初的HD星表包含的星主要是亮于9等的星，随后的增版增加了在某些天区的暗星。, HyperSky documentation, Willmann-Bell, Inc., 1996.
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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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掩星
掩星是一種天文現象，指一個天體在另一個天體與觀測者之間通過而產生的遮蔽現象。一般而言，掩蔽者較被掩者的視面積要大。（若相反者則稱為“凌”，如金星凌日，“凌”有以小欺大的意思。）有天文愛好者認為日食也是月掩星的一種。.
恒星光谱
在天文學，恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度範圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。 恒星光谱分类 20世纪初，美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类，结果发现它们与颜色也有关系.
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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。.
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格林尼治皇家天文台
格林威治皇家天文台（Royal Observatory, Greenwich），舊稱皇家格林威治天文台（Royal Greenwich Observatory，簡稱RGO），是英國國王查理二世於1675年在倫敦格林威治建造的一個综合性天文台，在8月10日安放了奠基石，同時國王也創建了皇家天文學家的職位（第一位擔任此職的是約翰·弗蘭斯蒂德），以擔任天文台的台長和"致力於以最忱治的關心和努力校正天體運動的星表，和恆星的位置，以便能正確的定出經度，使導航成為完美的藝術"。天文台座落於格林威治公園俯瞰著倫敦泰晤士河的一座小山上。.
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欧洲空间局
欧洲空间局（Agence spatiale européenne，缩写：ASE； European Space Agency，缩写：ESA）是由欧洲数国政府組成的的國際空间探测和开发组织，总部设在法国首都巴黎。欧洲空间局负责亞利安4号和亞利安5号火箭运载火箭的研制与开发。 欧洲空间局的前身，--（European Space Research Organization，ESRO）经过1962年6月14日签署的一项协议，于1964年3月20日建立。如今它仍旧是ESA的一部分，称为欧洲空间研究与技术中心，位于荷兰诺德韦克。 ESA目前共有19个成员国：奥地利、比利时、捷克、丹麦、芬兰、法国、德国、希腊、爱尔兰、意大利、卢森堡、荷兰、挪威、葡萄牙、西班牙、瑞典、瑞士、羅馬尼亞以及英国；另外，加拿大是ESA的準成員國（Associate Member）。法国是其主要贡献者（参见法國國家太空研究中心）。目前，ESA与欧盟没有关系。歐盟轄下另有歐盟衛星中心（European Union Satellite Centre）。 ESA共有约2200名工作人员。其2011年的预算约为40亿欧元。 ESA的发射中心（欧洲航天发射中心）位于南美洲北部大西洋海岸的法属圭亚那，占地约90600平方公里，属法國國家太空研究中心领导，主要负责科学卫星、应用卫星和探空火箭的发射以及与此有关的一些运载火箭的试验和发射。由于此地靠近赤道，对火箭发射具有很大益处：纬度低，从发射点到入轨点的航程大大缩短，三子级不必二次启动；相同发射方位角的轨道倾角小，远地点变轨所需要的能量小，增加了同步轨道的有效载荷；向北和向东的海面上有一个很宽的发射弧度；人口、交通、气象条件理想等。目前，航天中心有阿里安第一、第二、第三发射场，是欧洲航天活动的主要基地。控制中心則位於德國的達姆施塔特。.
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氦
氦（Helium，舊譯作氜）是一种化学元素，其化学符号是He，原子序数是2，是一种无色的惰性气体，放电时发橙红色的光。在常温下，氦是一种极轻的无色、无臭、无味的单原子气体。氦在空氣中含量較少，但在宇宙中是第二豐富的元素，在银河系佔24％。.
沃爾夫-拉葉星
#重定向 沃爾夫–拉葉星.
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波长
波长是一個物理學的名詞，指在某一固定的頻率裡，沿着波的传播方向、在波的图形中，離平衡位置的「位移」與「時間」皆相同的两个质点之间的最短距离。在物理學，波長普遍使用希臘字母λ來表示。.
波恩星表
波恩星表（Durchmusterung或Bonner Durchmusterung），又名波恩星图，是德国天文学家阿格兰德于1859年到1862年在波恩天文台出版的一套四卷本的星表，缩写为BD，包含了324,189颗恒星，采用1850.0历元，赤纬范围从+90°到-2°，极限星等为9-10等，是在照相术发明以前编纂的最完整的一份星表。1863年根据波恩星表发表了波恩巡天星图。 由于波恩天文台位于北半球，无法完整观测到南半球的天空，1892年阿根廷的科尔多瓦天文台发表了科尔多瓦巡天星表（Cordoba Durchmusterung），简称CD，使用目视方法，将波恩星表扩展至赤纬-23°，共收录了58万多颗恒星。1896年在南非好望角完成的好望角照相星表（简称CPD）扩展至南天极，共有45万多颗恒星。 波恩星表收录了恒星的光谱资料。在亨利·德雷伯星表中找不到的恒星，天文学家会优先使用波恩星表中的编号。 Category:星表.
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洛希瓣
洛希瓣是包圍在恆星周圍的空間，在這個範圍內的物質會受到該天體的引力約束而在軌道上環繞著。如果恆星膨脹至洛希瓣的範圍之外，這些物質將會擺脫掉恆星引力的束縛。如果這顆恆星是聯星系統，則這些物質會經由內拉格朗日點落入伴星的範圍內。等位面的臨界引力邊界形狀類似淚滴形，淚滴形的尖端指向另一顆伴星（尖端位於系統的拉格朗日點）。它不同於洛希極限，後者是僅由引力維繫在一起的物質受到潮汐力作用開始崩解的距離；它也與洛希球不同，那是在一個天體周圍的空間，在受到另一個它所環繞的更巨大天體的攝動時，仍能維持小天體的軌道穩定，接近球形的引力球。洛希瓣、洛希極限和洛希球都是以法國天文學家愛德華·洛希的名字命名的。.
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消光
消光（Extinction）是天文學中觀測者用來描述被觀測的天體發射的光線被路途中的物質（氣體和塵埃）吸收和散射的狀態。對地面的觀測者而言，消光來自於星際物質（ISM）和地球大氣層，他也可能來自於被觀測天體周圍的星周塵。大氣層的消光在一些波段（X射線、紫外線和紅外線）上非常強烈，必須進入太空才能觀測。在可見光的波段上，藍色遠比紅色被稀釋的強烈，結果是天體會比預期的偏紅，星際消光也會使天體紅化 （不要與紅移混淆）。.
潮汐力
潮汐力或引潮力是萬有引力的效果，它使得潮汐發生。它源於在一個星體的直徑上各點的引力場不相等。 當一個天體甲受到天體乙的引力的影響，力場在甲面對乙跟背向乙的表面的作用，有很大差異。這使得甲出現很大應變，甚至會化成碎片（參見洛希極限）。除非引力場完全相等，否則這些應變還是會出現。 潮汐力會改變天體的形狀而不改變其體積。地球的每部分都受到月球的引力影響而加速，在地球的觀察者因此看到海洋內的水不斷重新分布。 當天體受潮汐力而自轉，內部摩擦力會令其旋轉動能化為內能，內能繼而轉成熱。若天體相當接近系統內質量最大的天體，自轉的天體便會以同一面朝質量最大的天體公轉，即潮汐鎖定，例如月球和地球。.
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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。.
新墨西哥州
新墨西哥州（納瓦霍語：Yootó Hahoodzo；New Mexico；Nuevo México）是美國西南方的一州，它曾是墨西哥的一省。該州有許多西班牙裔的居民，亦有不少的美國原住民。因此具有相當獨特的文化。它也是美國唯一官方州名有兩個語言的州份。該州郵政簡寫為NM，它的首府是聖菲。.
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