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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。.
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压强
生在兩個物體接觸表面、垂直於該表面的作用力，亦可稱為壓力。通常來說，在液壓、氣動或大氣層等領域中提到的「壓力」指的實際上是壓强，即在数值上等於接觸表面上每單位面積所受壓力。 壓強是分布在特定作用面上之力與該面積的比值。換句話說，是作用在與物體表面垂直方向上的每單位面積的力的大小。計式壓強是相較於該地之大氣壓的壓強。雖然壓強可用任意之力單位與面積單位進行測量，但是壓強的國際標準單位（每單位平方公尺的牛頓）也被稱作帕斯卡。 一般以英文字母「p」表示。压力與力和--積的關係如下： 其中.
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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。.
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卷舌三
卷舌三，即英仙座ξ（Xi Persei，ξ Per），是一個位於英仙座的恆星。它的固有名 Menkib（或 Menchib、Menkhib）來自阿拉伯語，意思是昴宿星團的肩膀。卷舌三的視星等為+4.042，屬於光譜類型 O7.5III 的藍巨星，距離地球約1800光年。.
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司怪三
司怪三（猎户座χ2）是一颗位于猎户座的B型超巨星（一说为特超巨星）。它的视星等约为4.646。该星非常沉重而且明亮，距离远至5000光年因此只是一个5等星。实际上该星要比太阳重42倍，总亮度超过太阳的40万倍。该星的大小为0.3天文单位，大约相当于太阳的60-65倍。数百万年后该星即将爆发为一个超新星。.
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參宿一
参宿一（ζ Ori/ 猎户座ζ）是猎户座的一颗三合星，距离太阳系800光年，俗名Alnitak（阿拉伯语：النطاق an-niṭāq）。它与参宿三（猎户座δ）、参宿二（猎户座ε）一起组成猎户的腰带，参宿一位于最左边。 参宿一的主星是一颗炽热的的蓝超巨星，绝对星等为-5.25，是夜空中最亮的O型恒星，视星等为1.70。其有两颗蓝色的4等伴星。它们是猎户座OB1星团的成员。.
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參宿二
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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大麦哲伦星系
大麥哲倫星系又称大麦哲伦云（Large Magellanic Cloud，簡寫為LMC），是一個環繞著太陽所在的銀河系運轉的星系，距離約為50,000秒差距（～160,000光年），直徑大約是銀河系的1/20，恆星數量約為1/10（大約是100億顆恆星）。虽然比大多數星系為大，但在讨论银河系的时候也会被当做矮星系。 大麦哲伦星系的形态类似不规则星系，但似乎有一些螺旋結構的痕跡。有些推測認為大麦哲伦星系以前是棒旋星系，受到銀河系的重力擾動才成為不規則星系，因此在中央仍保有短棒的結構。在NASA銀河系外資料庫中依據哈伯星系分類為Irr/SB(s)m。 大麦哲伦星系是本星系群中第四大的星系，其餘三個依序為仙女座星系（M31）、銀河系及三角座星系（M33）。 在南半球的夜空中，大麦哲伦星系是一個昏暗的天體，跨立在山案座和劍魚座兩個星座的邊界之間。它的名稱來自航海家斐迪南·麥哲倫，在他繞行地球一週的遠航中觀察了它與小麥哲倫星系（SMC）。（其實早在約西元964年，波斯天文学家阿布德·热哈曼·阿尔苏飞就已經在恆星之書（Book of Fixed Stars）中記錄了這兩個星系)。.
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天社一
天社一（γ Vel/船帆座γ）是船帆座中最明亮的一顆星，視星等為+1.7，也是夜空中最明亮的恆星之一。它的英文名Suhail也常混指船帆座Lambda，同时也有一个更加常用的现代名Regor，源于阿波罗1号宇航员维吉尔·格里森对它的同事——宇航员罗杰·查菲（Roger Chaffee）名字的倒拼玩笑。它因其璀璨的光谱（有大量明亮的发射谱线，而不像普通恒星那样有许多吸收谱线）而获得“南天光谱之钻”称号。 天社一至少是由6顆恆星所組成的。最明亮的成員是船帆座γ星A，是一对由光譜為O9型的藍超巨星（質量為30M☉）與一顆大质量的沃爾夫-拉葉星（10M☉，原始恒星约为40M☉）所組成的分光双星。它们相距约1天文单位（AU），互绕周期约78.5天。另一個成員船帆座γ星B則是一顆藍白色的B型巨星，视星等 +4.2，离分光双星有41.2",因此用普通的双筒望远镜就能分开。 天社一还有数颗暗伴星。天社一C离A星62.3"，是颗视星等+8.5的A型星。离A星93.5"处还有第2对双星——天社一D和E，其中D星视星等+9.4，也是颗A型星；E星离D星1.8",视星等仅为13等。.
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天津增九
天鵝座P （天鵝座 34），中文名天津增九，是在天鵝座的一顆變星。它是一顆超巨星的高光度藍變星，恆星光譜分類為B1la+，是在銀河中最亮的恆星之一。這顆恆星與地球的距離在5000至6000光年。在它的視星等於16世紀突然增亮至3等星之前，沒有人知道這顆恆星。他在1600年8月8日首度被荷蘭天文學家、數學家和地球儀製造者Willem Janszoon Blaeu觀測到。6年之後，這顆星的光度緩緩減弱，在1626年降至肉眼可見的亮度之下，在1655年又再度變亮，但是在1662年又變暗。在1665年發生另一次的爆發，之後就是無數次的波動。從1715年起，天鵝座 P維持在5等星的亮度，並且只有微小的變動。目前，它的光度是+4.8± 0.5。 由於它穩定的性質，天鵝座 P有時被稱為永久新星；但是，它的行為已經不再被認為會涉及真新星的過程。 像天鵝座 P這樣的高光度藍變星是非常罕見和短命的，只出現在星系內恆星劇烈生成的恆星高密度區。LBV的質量是如此的巨大（質量通常是太陽的50倍，而光度明亮數萬倍），使得它們的核燃料消耗得非常快。在閃耀了數百萬年後（相對的太陽可以照耀數十億年），它們爆發成為超新星。最近出現的一顆超新星SN 2006gy ，前身就是一顆與天鵝座 P相似的LBV，只是它存在於遙遠的星系。 天鵝座 P的名稱也是光譜特徵的一種類型，在其譜線中同時有著吸收線和發射線，這顯示有一個正在膨脹的氣體外殼正遠離恆星中。相對於靜止譜線的波長，發射瓣有紅移，而吸收瓣有藍移。這種型態被用在許多類型恆星風的研究上，它們往往也是辨認高光度藍變星的指標.
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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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太阳
太陽或日是位於太陽系中心的恆星，它幾乎是熱電漿與磁場交織著的一個理想球體。其直徑大約是1,392,000（1.392）公里，相當於地球直徑的109倍；質量大約是2千克（地球的333,000倍），約佔太陽系總質量的99.86% ，同時也是27,173,913.04347826（約2697.3萬）倍的月球質量。 从化學組成来看，太陽質量的大約四分之三是氫，剩下的幾乎都是氦，包括氧、碳、氖、鐵和其他的重元素質量少於2% 。 太陽的恆星光譜分類為G型主序星（G2V）。雖然它以肉眼來看是白色的，但因為在可见光的頻譜中以黃綠色的部分最為強烈，從地球表面觀看時，大氣層的散射使天空成為藍色，所以它呈現黃色，因而被非正式地稱為“黃矮星” 。 光譜分類標示中的G2表示其表面溫度大約是5778K（5505°C），V则表示太陽像其他大多數的恆星一樣，是一顆主序星，它的能量來自於氫融合成氦的核融合反應。太陽的核心每秒鐘聚变6.2億噸的氫。太陽一度被天文學家認為是一顆微小平凡的恆星，但因為銀河系內大部分的恆星都是紅矮星，現在認為太陽比85%的恆星都要明亮。太陽的絕對星等是 +4.83，但是由于其非常靠近地球，因此从地球上看来，它是天空中最亮的天體，視星等達到−26.74。太陽高溫的日冕持續的向太空中拓展，創造的太陽風延伸到100天文單位遠的日球層頂。這個太陽風形成的“氣泡”稱為太陽圈，是太陽系中最大的連續結構。 太陽目前正在穿越銀河系內部邊緣獵戶臂的本地泡區中的本星際雲。在距離地球17光年的距離內有50顆最鄰近的恆星系（最接近的一顆是紅矮星，被稱為比鄰星，距太阳大約4.2光年），太陽的質量在這些恆星中排在第四。 太陽在距離銀河中心24,000至26,000光年的距離上繞著銀河公轉，從銀河北極鳥瞰，太陽沿順時針軌道運行，大約2.25億至2.5億年遶行一周。由於銀河系在宇宙微波背景輻射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向長蛇座的方向運動，这两个速度合成之后，太陽相對於CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或獅子座的方向運動。 地球圍繞太陽公轉的軌道是橢圓形的，每年1月離太陽最近（稱為近日點），7月最遠（稱為遠日點），平均距離是1.496億公里（天文学上稱這個距離為1天文單位） 。以平均距離算，光從太陽到地球大約需要经过8分19秒。太陽光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长 ，也支配了地球的氣候和天氣。人类從史前時代就一直認為太陽對地球有巨大影響，有許多文化將太陽當成神来崇拜。人类對太陽的正確科學認識進展得很慢，直到19世紀初期，傑出的科學家才對太陽的物質組成和能量來源有了一點認識。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太陽活动机制方面的未解之謎等待着人们来破解。 現今，太陽自恆星育嬰室誕生以來已經45億歲了，而現有的燃料預計還可以燃燒50億年之久。.
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太阳系
太陽系Capitalization of the name varies.
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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.
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尾宿三
天蝎座 ζ1（ζ1 Sco）是一个在天蝎座的B型特超巨星。它的视星等在4.66-4.86间变化。该星是天蝎座OB1和NGC 6231疏散星团的成员，又称“北珠宝盒星团”。大约有70倍太阳质量，它也是银河系已知最明亮恒星之一，估计辐射热光度大约85万倍太阳，半径超过太阳的100倍。 这个超巨星的恒星风以每年1.55 × 10−6太阳质量的速度抛出物质，或是大约每64万年1太阳质量。 天蝎座 ζ1与天蝎座 ζ2形成光学双星，两星物理上并不组成双星系统。ζ2距离只有155光年，实际上远暗于ζ1。ζ2的橙色调可以和ζ1区分，特别是长时间曝光的摄影。.
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少衛 (右垣)
少衛 (右垣)也称鹿豹座α、紫微右垣六，又名BD+66 358，HD 30614、SAO 13298、HR 1542，是鹿豹座的一颗恒星，视星等为4.29，位于銀經144.07，銀緯14.04，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。这颗恒星虽然目视亮度不高，但实际上是一个极其明亮的超巨星，距离远至7000光年。其绝对目视星等为-7.4，考虑到该星为温度极高的O型星，其总辐射能量会大大超过可见光波段的能量，其绝对热星等估算约为-10.2星等，即总光度为太阳的98万倍 之多。该星的质量在2002年时有文献估算约为25-30倍，但是随着该星距离的重新测定，该星的质量也被重新估算，现今估计这颗超巨星约有太阳的55-60倍重，大小则有太阳的46倍.该星非常年轻，年龄不超过800万年，但由于质量巨大已经离开了主星序，朝着LBV方向演化。该星最终将以超新星爆发结束自己的一生。.
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巨大恆星列表
以下為已知體積最大的恆星列表，其排序比較的依據是太陽半徑（696,392公里）。然而已知恆星大小的確實排序尚未消楚，也尚未妥善定義。原因有 雙星有時會分開處理，有時會被視為單一系統； 估計恆星大小，不同的測量法會得到不同的結果； 部份恆星的測量結果並不準確； 大部分恆星的距離未能確定，因此其大小亦未能確定； 大部分恆星均有大氣層，而這些大氣層會導致測量結果被高估； 有理論指出銀河系中並沒有半徑大於太陽1500倍的恆星； 一個關於麥哲倫雲的調查發現星雲共有44個半徑大於太陽700倍的紅巨星，這顯示還有很多巨大恆星未被發現。.
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三角座星系
三角座星系是位於三角座，距離地球大約300萬光年的一個螺旋星系。它被編入梅西爾 33或NGC 598。三角座星系繼仙女座星系和銀河系之後，是本星系群第三大的星系。它是長久以來以肉眼可以看見的最遙遠天體。 這個星系是本星系群中最小的螺旋星系，並且因為與仙女座星系的有交互作用、速度，與在夜空中互相靠近而被認為是仙女座星系的一個衛星星系。.
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仙后座6
#重定向 王良增一.
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仙王座19
仙王座19(天钩增十一)，又名BD+61 2246，HD 209975、SAO 19849、HR 8428，是仙王座的一颗恒星，视星等为5.11，位于銀經104.87，銀緯5.39，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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仙王座VV
仙王座 VV星是一個位於仙王座的雙星系統，分別由一顆紅特超巨星及一顆藍主序星組成，這兩顆星各自填滿了彼此的洛希瓣。這個雙星系統距離地球約2,400光年Size, mass and luminosity estimates are all considerably uncertain due to insufficient knowledge of the Cephei star system: Professor Kaler writes "in truth we really do not know".
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弧矢增二十二
弧矢增二十二（船尾座ζ，ζ Pup）是船尾座的一顆恆星。它的固有名稱是Naos（，源自希臘的ναύς "ship"）和Suhail Hadar（阿拉伯文的 سهيل هدار，可能是「非常明亮的」）。 它的光譜分類是O5Ibf，使它是非常熱的恆星，而且是肉眼能夠看見的O型恆星之一。它曾被認為是距離地球超過400秒差距的船帆座複合體古姆星雲的一部分，但是2008年依巴谷的資料給出的距離只有 ± 4%。它的表面溫度是42,000K，目前的質量約為40太陽質量，半徑是太陽半徑的14倍，但是這些數值有著高度的不確定性。較早的資料認為它的距離更遠，数值相對也更大，而且有些新計算的值也超過前述數值的兩倍。 弧矢增二十二是極端藍的超巨星，也是銀河系內最明亮的恆星之一。視覺上，它的能量是太陽的12,500倍以上，是一顆非常藍的恆星，大部分的輻射集中在紫外線，因此它的熱光度超過太陽的500,000倍。從地球上看到它的視星等在亮度上排名上是第62名。 弧矢增二十二，是典型的O型星，它有著值得注意的強烈恆星風，並且在過去十年獲得越來越多的關注。它的恆星風速度估計是2,500公里/秒，每年抛射掉的質量超過百萬分之一，或是在可以比較的時間週期內排放掉十萬分之一太陽質量。這種質量拋射的證據在非可見光的波長上，像是電波和X射線是非常明確的。.
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引力
重力（Gravitation或Gravity），是指具有质量的物体之间相互吸引的作用，也是物体重量的来源。 引力与电磁力、弱相互作用力及强相互作用力一起构成自然界的四大基本相互作用。在这四种基本相互作用中，引力是最弱的一种，但同时也是一种长程有效作用力。在现代物理学中，引力一般由广义相对论来精确描述，认为引力反映了物体的惯性在弯曲时空中的表现。而经典力学中的牛顿万有引力定律则是对引力在通常物理条件下的极好的近似描述。 在地球上，地球对地面附近物体的万有引力赋予了物体的重量，并使物体落向地面。在宇宙中，引力让物质聚集而形成天体，同时也让天体之间相互吸引，形成按照轨道运转的天体系统。此外，月球以及太陽对地球上海水的引力，形成了地球上的潮汐。.
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开普勒定律
开普勒定律是开普勒所发现、关于行星运动的定律。他於1609年在他出版的《新天文学》科學雜誌上发表了关于行星运动的两条定律，又於1618年，发现了第三条定律。 开普勒幸运地得到了著名丹麦天文学家第谷·布拉赫所观察与收集、且非常精确的天文資料。大约于1605年，根据布拉赫的行星位置資料，开普勒发现行星的移动遵守著三条相当简单的定律。同年年底，他撰寫完成了發表文稿。但是，直到1609年，才在《新天文学》科學雜誌發表，這是因為布拉赫的觀察數據屬於他的繼承人，不能隨便讓別人使用，因此產生的一些法律糾紛造成了延遲。 在天文学与物理学上、开普勒的定律给予亚里士多德派与托勒密派极大的挑战。他主张地球是不斷地移动的；行星轨道不是圓形（epicycle）的，而是椭圆形的；行星公转的速度不等恒。这些论点，大大地动摇了当时的天文学与物理学。经过了几乎一個世纪披星戴月，废寝忘食的研究，物理学家终于能够運用物理理论解释其中的奧秘。艾萨克·牛顿應用他的第二定律和万有引力定律，在数学上严格地証明了开普勒定律，也让人们了解了其中的物理意义。.
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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。.
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徑向速度
视向速度是物體朝向視線方向的速度。一個物體的光線在徑向速度上會受多普勒效应的支配，退行的物體光波長將增加（紅移），而接近的物體光波長將減少（藍移）。 恆星的徑向速度，能夠經由高解析的光譜精確的測量，並且和在實驗室內測出的已知譜線波長做比較。在習慣上，正的徑向速度表示物體在退行，如果是負值，物體則是在接近。 在許多聯星中，軌道運動通常都會造成每秒數公里的徑向速度改變量。這些恆星譜線的變化肇因於都卜勒效應，因此她們被稱為光譜聯星。研究徑向速度可以估計恆星的質量和一些軌道要素，像是離心率、半長軸。同樣的方法也被用在發現環繞恆星的行星上，在這種方法下測量的運動可以確定行星的軌道週期，而位移量的大小可以用來計算行星的質量。.
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圓拱星團
圓拱星團是銀河系中已知密度最高的星團，位於人馬座，與銀河系的中心大約只有100光年的距離。 由於這個區域的塵埃在光學的波段上有極為嚴重的消光，這個星團在視線上是被遮蔽的，只能利用X射線、紅外線和無線電的波段來觀察。 這個星團的半徑大約是1光年，擁有150顆或更多的年輕與非常高溫，比我們的太陽重且大許多倍的恆星。這樣的恆星僅需要幾百萬年就會耗盡它們的氫燃料，因此都具有非常明亮的光度。 這個星團也有因為恆星高速向外吹送的恆星風互相撞擊產生的震波形成的高溫氣體。 這個星團和五胞胎星團，同樣在這個區域的另一個大質量的年輕星團，估計的年齡在200萬至400萬年之間。 這個星團中質量最大的恆星估計已經成為超新星，形成中子星或是黑洞，或著被已知隱藏在銀心的黑洞以潮汐力扯開了。.
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光年
光年（light-year）是長度單位之一，指光在真空中一年時間內傳播的距離，大約9.46兆千米（9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中，是用來量長度很長的距離，如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒，一秒差距等於3.26光年，一天文單位為149,597,870,700公尺，一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如，世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速（2004年11月16日，美國航空航天局（NASA）的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時），依照這樣的速度，飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時，這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號（2011年8月5日發射升空），最高速度為73.61千米/秒（即約26萬5000千米/小時），這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.
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光度
光度在科學的不同領域中有不同的意義。.
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四渎增一
四渎增一（麒麟座15、麒麟座S），又名BD+10 1220，HD 47839、SAO 114258、HR 2456，是麒麟座的一颗恒星，视星等为4.66，位于銀經202.94，銀緯2.2，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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BAT99-116
BAT99-116(也被称为Melnick 34或Mk34)是一颗拥有极高质量和光度的沃尔夫-拉叶星，它位于大麦哲伦星系的剑鱼座30复合体(也被称为蜘蛛星云：NGC 2070)内靠近超星团R136的位置。.
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BI 253
BI 253是一個大麥哲倫星系內的O型主序星，是已知光譜形式最早期的恆星之一，光譜類型 O2V(f*)，被認為是 O2 型恆星的標準形式。該恆星被列為速逃星，光譜法觀測發現它的運動速度超過100 km/sec。.
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皇家天文學會月報
皇家天文學會月報（Monthly Notices of the Royal Astronomical Society，MNRAS）是世界上最主要的天文學和天文物理學領域同行評審的學術期刊之一。出刊於1827年，發表作為天文等相關領域原創研究的論文或事件通報。另外，該期刊實際上並非每月出刊，所發表的文章也不僅限於英國皇家天文學會的訊息 。.
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矩尺座μ
矩尺座μ，又名CD-4310900，HD 149038、SAO 226900、HR 6155，是矩尺座的一颗藍超巨星，视星等为4.94，絕對星等-5.86，光度是太陽的21萬倍。位于銀經339.38，銀緯2.51，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。 該恆星和參宿二的光譜被認為是B0藍超巨星的範例，不過它的質量較參宿二低，是34倍太陽質量。而這兩顆恆星和天津四一樣屬於天鵝座α型變星。一般認為它可能在數百萬年後成為紅超巨星，最後以II型超新星結束生命。.
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王良增一
仙后座6，又名BD+61 2533，HD 223385、SAO 20869、HR 9018，是仙后座的一颗恒星，视星等为5.43，位于銀經115.71，銀緯0.22，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。該恆星是一顆光譜類型 A 型的超巨星或特超巨星，質量是太陽的25倍。.
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獵戶座θ1C
獵戶座θ1C（θ1 Orionis C）是位於獵戶座星雲內的疏散星團，獵戶四邊形星團中的一員。這顆恆星C是在這個星團心臟4顆中質量最大也最亮的一顆。它是O型主序星，並且有幾顆B型主序星的伴星。它的高光度和距離（大約1,500光年）使他的視星等為5.1等。 獵戶座θ1包含數顆恆星，主要是由梯形星團彼此相距約1弧分的4顆恆星組成。 獵戶座θ2是距離更遠的一個恆星集團，有三顆主要的恆星和幾顆微弱的伴星，與獵戶座θ1相距1-2弧。 獵戶座θ1C本身就是兩顆大質量恆星，C1和C2，再加上一顆看似逃逸，但非常靠近的微弱伴星的聯星系統。 獵戶座θ1C1負責生成大部分的紫外線，並使獵戶座大星雲緩慢的電離（或許是光致蒸發）。這些紫外線也是獵戶座星雲被照亮和發光的主要原因。這顆恆星吹出強烈的恆星風，強度超過太陽風數十萬倍，氣體向外吹送的速度在1,000 km/s。.
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理論
論（Theory），又稱學說或學說理論，指人類對自然、社會現象，按照已有的實證知識、經驗、事實、法則、認知以及經過驗證的假說，經由一般化與演繹推理等等的方法，進行合乎邏輯的推論性總結。 接近科学的学说是科学的，反之则是违背科学的或者说伪科学；任何自然科学的产生，源自对自然现象观察。 人類藉由觀察實際存在的現象或邏輯推論，而得到某種學說。任何學說在未經社會實踐或科學試驗證明以前，只能屬於假說。如果假說能藉由大量可重現的觀察與實驗而驗證，並為眾多科學家認定，這項假說就可被稱為科学理論。.
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維斯特盧2
維斯特盧2是一個隱蔽、朦朧的大質量恆星集團，估計它的年齡只有100或200萬歲。它包含一些非常熱、非常亮且質量是所知最大的恆星。這個集團包含十數顆O型星，其中至少有三對是食聯星、許多主序前星和兩顆沃夫–瑞葉星：聯星WR20a和單星WR20b，它們的光譜都是WN6ha。它們很可能不是真的沃夫–瑞葉星，也就是說它們只是像太陽一樣，有燃燒氫的核心。只是因為有著大質量的流失率，使它們看起來像沃夫–瑞葉星。 最近顯示出在這個星團的核心有幾顆非常罕見的高溫恆星例子 (Rauw et al. 2007, A&A, 463, 981)。這個黃色的斑點在星團中心右下方，就在星團之外30弧秒 (大約 凸出1.1秒差距) 之處，發現一顆食聯星WR20a。 正如其名，維斯特盧2是在1960年代由本特·維斯特盧發現的星團 (Westerlund 1961, PASP, 73, 51 and 1968, ApJ, 154, L67 see http://vizier.u-strasbg.fr/cgi-bin/Dic-Simbad?Cl%20Westerlund)，但是它所包含的恆星在過去幾年才被確認 (Moffat et al. 1991, AJ, 102, 642; Rauw et al. 2007, A&A, 463, 981)。當時也知道WR20a的存在 (The 1966, CoBos, 35, 1)，但是在2004年才被比利時的團隊發現它是聯星。.
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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。.
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螣蛇十二
螣蛇十二，又稱為仙后座ρ（Rho Cassiopeiae）是一顆黃特超巨星，位於仙后座。即使距離地球11650光年，仍然可以用肉眼觀測到它（南半球不可見），因為它的亮度為太陽的35~65萬倍。螣蛇十二的直徑為太陽的450倍（6.3億公里），絕對星等為−7.5等，為已知最明亮的恆星之一。雖然它與太陽的表面溫度相仿，不過適居區却距離恆星遠達450天文單位。黃特超巨星是相當稀少的一種恆星，在銀河系中目前只發現7顆，不過在仙后座中另有一顆黃特超巨星仙后座V509。螣蛇十二沒有伴星，且屬於半規則變星。.
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聚星
聚星需要由三顆或更多恆星在地球的角度上顯得非常接近對方。這種接近可能只是表面上看來接近，這時聚星便是視覺上的；又或者它們實際上地接近並以引力吸引著對方，這時聚星便是物理上的。, A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (July 1997), pp.
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聯星
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。.
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蝎虎座10
#重定向 车府增十一.
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食雙星
英仙座β星（大陵五），较亮者为主星、较暗者为伴星 食双星（），亦称食变星、光度双星、光变双星、交食双星，是指互相绕行轨道几乎在与观察者视线平面的平行方向、会彼此掩食而造成亮度发生周期性变化的双星系统。交食双星系统由两颗子星组成，一颗较亮的主星与一颗较暗的伴星，在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会彼此掩食（一颗子星从另一颗子星前面通过，如同月亮掩食太阳）而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星系统。 阿拉伯人很早就发现英仙座β星（大陵五）恒星亮度有周期性的变化，当时的天文学理论认为恒星亮度永恒不变，于是用鬼魔来解释亮度变化的现象，为之起名，“魔星”（），意即“食尸鬼”。1783年5月，年仅18岁的荷兰裔英国天文学者约翰·古德利克（）在英国皇家学会发表了英仙座β星亮度光变的交食双星理论。他经过长期的观测，发现英仙座β星的亮度降到原亮度的三分之一时开始增亮，恢复到原亮度后又开始变暗，如此周而复始。他求出英仙座β星的亮度光变周期为2天20小时49分09秒（现代实际值为2天20小时48分56.5秒），并提出亮度光变是由亮度较暗的伴星交食于亮度较高的主星与观察者视线平面的平行方向的前面而造成的。.
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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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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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鹿豹座α
#重定向 少衛 (右垣).
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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」。.
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车府增十一
蝎虎座10（10 Lac），中國傳統名稱车府增十一，是蝎虎座的一颗恒星，视星等为4.88，位于銀經96.65，銀緯-16.98。蝎虎座10距離地球約，是蝎虎座OB1（Lacerta OB1）星協的成員。蝎虎座10是高溫且大質量的O型主序星，光譜型O9V。它可能是仙王座β型變星。.
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能量
在物理學中，能量（古希臘語中 ἐνέργεια energeia 意指「活動、操作」）是一個間接觀察到的物理量。它往往被視為某一個物理系統對其他的物理系統做功的能力。由於功被定義為力作用一段距離，因此能量總是等同於沿著一定的長度阻擋某作用力的能力。 一個物體所含的總能量奠基於其質量，能量如同質量一般，不會無中生有或無故消失。能量就像質量一樣，是一個純量。在國際單位制（SI）中，能量的單位是焦耳，但是在有些領域中會習慣使用其他單位如千瓦·時和千卡，這些也是功的單位。 A系統可以藉由簡單的物質轉移將能量傳輸到B系統（因為物質的質量等效於能量）。然而，如果能量不是藉由物質轉移而傳輸能量，而是由其他方法轉移能量，將會使B系統產生變化，因為A系統對B系統作了功。這功表現的效果如同於一個力沿一定的距離作用在接收能量的系統裡。舉例來說，A系統可以藉由轉移（輻射）電磁能量到B系統，而這會在吸收輻射能量的粒子上產生力。同樣的，一個系統可能藉由碰撞轉移能量，而這種情況下被碰撞的物體會在一段距離內受力並獲得運動的能量，稱為動能。熱可以藉由輻射能轉移，或者直接藉由系統間粒子的碰撞而以微觀粒子之動能的形式傳遞。 能量可以不表現為物質、動能或是電磁能的方式儲存在一個系統中。當粒子在與其有交互作用的力場中受外力移動一段距離，此粒子移動到這個場的新位置所需的能量便如此的被儲存了。當然粒子必須藉由外力才能保持在新位置上，否則其所處在的場會藉由釋放儲存能量的方式，讓粒子回到原來的狀態。這種藉由粒子在力場中改變位置而儲存的能量就稱為位能。一個簡單的例子就是在重力場中往上提升一個物體到某一高度所需要做的功就是位能。 任何形式的能量可以轉換成另一種形式。舉例來說，當物體在力場中，因力場作用而移動時，位能可以轉化成動能。當能量是屬於非熱能的形式時，它轉化成其他種類能量的效率可以很高甚至達百分之百，如沿光滑斜面下滑的物體，或者新物質粒子的產生。然而如果以熱能的形式存在，則在轉換成另一種型態時，就如同熱力學第二定律所描述的，總會有轉換效率的限制。 在所有能量轉換的過程中，總能量保持不變，原因在於總系統的能量是在各系統間做轉移，當某個系統損失能量，必定會有另一個系統得到這損失的能量，導致失去和獲得達成平衡，所以總能量不改變。這個能量守恆定律，是十九世紀初時提出，並應用於任何一個孤立系統。(其後雖有質能轉換方程式的發現，但根據該方程式，亦可以把質量視為能量的另一存在形式，所以此定律可說依舊成立)根據諾特定理，能量守恆是由於物理定律不會隨時間改變而得到的自然結果。 雖然一個系統的總能量，不會隨著時間改變，但其能量的值，可能會因為參考系而有所不同。例如一個坐在飛機裡的乘客，相對於飛機其動能為零；但是相對於地球來說，動能卻不為零。.
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船尾座ζ
#重定向 弧矢增二十二.
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船底座AG
船底座AG（AG Carinae, AG Car）是船底座的一顆恆星。該恆星屬高光度藍變星，且是銀河系中光度最高的恆星之一。因為距離地球高達 20000 光年，且發出的可見光受到宇宙塵埃阻擋，無法用肉眼觀察。其視星等在 5.7 到 9.0 等之間變化。船底座AG被一個巨大的行星狀星雲包圍，而該星雲就是恆星本身強力的恆星風將恆星的物質噴向太空而形成。該恆星可能處於自O型藍超巨星轉變至沃爾夫-拉葉星的階段。.
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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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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%。.
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英仙座ξ
英仙座ξ，又名BD+35 775，HD 24912、SAO 56856、HR 1228，是英仙座的一颗恒星，视星等为4.04，位于銀經160.37，銀緯-13.11，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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HD 269810
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HD 37974
HD 37974，或稱為R126，是NASA的史匹哲太空望遠鏡在銀河系附近的大麥哲倫星系中確認的兩顆特超巨星其中一顆（另一顆是R66或HDE 268835）。這兩顆恆星旁都有規模極大的星周盤存在，因此有人假設可能有行星正在形成。.
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HD 5980
HD 5980，是位于小麦哲伦星系的疏散星团和弥漫星云NGC 346中的一个双星系统，是目前已知光度最亮的恒星之一。其中， HD 5980 A可能是一颗高光度蓝变星，质量大约为40-60个太阳质量。 而HD 5980 B是一颗沃尔夫–拉叶星，约有30个太阳质量。.
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HD 92740
HD 92740，又名CP-59 2450，SAO 238353、HR 4188，是一颗恒星，视星等为6.42，位于銀經287.17，銀緯-0.85，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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HD 93129A
HD 93129A是在銀河系內最明亮的恆星之一。這是非常年輕的藍特超巨星，是一顆O-型的特超巨星，位於明亮的星雲NGC 3372內，距離地球大約7,500光年。這個星雲內還隱藏著其它明亮的超巨星，像是海山二。 HD 93129A實際上是聯星中較亮的一顆，它較暗的伴星－也是一顆O3Ia的超巨星（HD 93129B）－整體的質量超過200太陽質量。.
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HD 93205
HD 93205或稱為船底座V560（V560 Carinae）是一個位於船底座星雲內的船底座聯星。該聯星系統包含兩個大質量的O型恆星，軌道週期6日。質量較高的成員星光譜型 O3V，大約45倍太陽質量，質量較低者大約是太陽質量的20倍，光譜型 O8V。 在HD 93205的鄰近區域有數顆銀河系中質量極大與光度極高的數顆恆星，例如海山二、HD 93250和聯星HD 93129。.
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HD 93250
HD 93250是一顆藍色的O型巨星，位於船底座星雲中，質量是太陽的118倍，年齡只有約40000年。它是船底座星雲內的光譜O型恆星中最強的X射線源。.
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HD 97950
HD 97950是位在船底座的一個多重星系統，該系統中心是四顆編號為 A1-A3 和 B 的恆星，以及其他 5 顆恆星。該系統有時候被認為是星團。.
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LH54-425
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M33 X-7
M33 X-7是三角座星系中一个包含黑洞的双星系统。这个系统由一个大恒星质量黑洞和伴星组成。M33 X-7是已知次大的恒星质量黑洞，估计质量在为太阳质量的15.7 倍。这个系统的总质量估计为 85.7左右太阳质量，这使得它成为最大规模的黑洞双星系统。http://chandra.harvard.edu/press/07_releases/press_101707.html.
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NGC 3603
NGC 3603是銀河在船底座旋臂中的一個疏散星團，與太陽系的距離為20,000光年。 一個多世紀以來，NGC 3603一直受到密集的研究，因為他是很靠近我們的一個星爆區域，有著低視覺消光、亮度和密實度的獨特組合。 它是約翰·赫歇爾在訪問南非時於1834年3月14日發現的，他的註記說這是一個非常顯著的天體……可能是一個球狀星團。它在1847年出版的南非好望角天文觀測結果中被標示為星雲3334。在1864年皇家學會出版的星雲和星團總表中是2354號。之後他被J. L. E. Dreyer收錄到NGC中成為NGC 3603。.
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NGC 3603-A1
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NGC 6357
NGC 6357是在天蝎座鄰近NGC 6334的一個瀰漫星雲。 由於這個星雲的外觀，的科學家稱它為戰爭與和平星雲。 他們說在紅外線的影像中，明亮的西側像一隻鴿子，而東側看起來像是骷顱。這個星雲包含許多有黑暗的盤面遮蔽的原恆星，和被仍在擴張的繭包覆著的年輕恆星。.
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NGC 7538
NGC 7538位於仙王座，鄰近更有名的氣泡星雲，距離地球大約9,100光年。它是迄今發現原恆星最大的家，大小約是我們太陽系的300倍。它位於銀河的英仙臂，並且可能是仙后座OB2複合體的一部分。它是活躍的恆星形成區，包括幾個明亮的近紅外和遠紅外源。.
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QPM-241
QPM-241是位於人马座的一顆沃爾夫-拉葉星。它是五合星团中第二亮的恆星，是太陽光度的450萬倍，是目前所發現最亮的恆星之一。.
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R136
R136也稱為RMC 136，是一個超星團，靠近劍魚座30複合體(也稱為蜘蛛星雲)的中心，位於大麥哲倫雲內。它是一個年輕的星團，擁有年齡只有1-2百萬年的巨星和超巨星，主要恆星的光譜類型都是O3，有39顆已經證實是O3-型恆星。此外，還有幾顆被證實是沃夫-瑞葉星。.
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R136a1
R136a1是一顆藍特超巨星，是目前在巨大質量恆星列表中已知質量最大的恆星。這顆恆星的質量是由謝菲爾德大學的天文學家測量的，估計是265太陽質量 。這顆恆星也列名在恆星光度列表中，光度是太陽的870萬倍。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星雲中，是靠近劍魚座30複合體的R136超星團中的成員。.
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R136b
R136b是在大麥哲倫星系的一顆沃夫-瑞葉星，是著名的R136超星團的成员。它是已知的最庞大和最明亮的恒星之一。它是在蜘蛛星云NGC2070疏散星团中心的茂密的R136疏散星团中被发现的。.
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Sher 25
Sher 25 是一個年老的藍色超巨星，距離地球約 20,000 光年，位於銀河系中疏散星團 NGC 3603 中的电离氢区。該恆星的光譜類型 B1.5Iab，屬於藍超巨星，視星等 12.2。在天球上屬於船底座，位置是赤經，赤緯。 一般認為 Sher 25 即將變成超新星，而且其爆炸模式會相當類似大麥哲倫星系中的 SN 1987A，將會有環狀結構環繞爆炸中心，且兩極會有噴發物。Sher 25 的質量為太陽的 60 倍，在爆炸後一般認為會留下黑洞。表面溫度高達 30,000 K。.
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Var 83
Var 83是一颗位于三角座三角座星系（M33）的高光度蓝变星。它的热星等为±2,200,000太阳光度，绝对星等-11.1，是目前已知光度最亮的恒星之一。.
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VFTS 102
VFTS 102是一顆位於大麥哲倫星系內恆星形成區域蜘蛛星雲中的恆星。.
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VFTS 352
VFTS 352是一個位於大麥哲倫星系蜘蛛星雲內的密接聯星，距離地球約。該聯星系是至今質量最大，並且光譜型是最早期型的密接聯星 。.
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VFTS 682
VFTS 682是一颗位于大麦哲伦星系的沃尔夫–拉叶星。它位于著名的蜘蛛星云附近，距离超星团R136东北约90光年（29秒差距）。VFTS 682是一个孤立的恒星，而不像之前发现类似的超级恒星一样是位于星团的中心。.
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WR 102ka
WR 102ka，又称为牡丹星云恒星或牡丹恒星，是一颗位于人马座的恒星，质量为150太阳质量。它是一颗特超巨星，属于沃尔夫–拉叶星。 它是银河系已知亮度最亮的恒星之一，目前被认为是银河系已知第二亮恒星, Astronews, 16, NASA Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Kalifornien, USA, 15, Scinexx/Springer, 30。.
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恒星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.
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恆星亮度列表
亮星之所以亮是因为它们的光度较高且/或离地球距离较近。以下是在可见光波段从地球看起来视星等亮于+2.5的恒星列表。由于随着视星等的增加，可观测恒星的数目将大大增加，因此此处只列出前100颗。实际上，整个天空亮过视星等+11的恒星几乎都记录在案了，对更暗天体的探索也在持续之中。 相較之下，太陽系中非恆星的天體最亮光度在視星等+2.50等以下有月球（-12.7）、金星（-4.6）、木星（-2.9）、火星（-2.9）、水星（-1.9）、土星（-0.2）。 以下列表中的恆星視星等無法準確判定有如下原因：.
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恆星光度列表
下面的恆星列表是依據恆星的絕對熱星等增加（發光度減弱）的順序排列。絕對星等是恆星在距離地球10秒差距所呈現的視星等。絕對熱星等是測量恆星的發光度–一顆恆星每秒鐘所輻射的總能量。 這個表并不十分完整，因為一顆恆星的距離如果遠到我們看不到它，我們就無從得知它的發光度。 一些參考資料所給的恆星發光度非常的不一樣（不同的順序或不同的恆星），這些恆星的不同數據資料有些不見得是不可靠，而是注意的和分析時注重的物理資訊不同和有實際上的困難。 要注意的是即使是最明亮的恆星（比太陽明亮四千萬倍）仍然不如像是類星體，目前已經發現了數百個，這種銀河系外的天體明亮。現在所知最亮的類星體是在室女座的3C 273，它的平均視星等是12.8等（使用望遠鏡才能看見），但是絕對星等是-26.7等。如果它在距離地球10秒差距的位置上，看起來將如同太陽（視星等-26.8）一般的明亮，因此類星體的發光度是太陽的2兆（1012）倍，或是像我們銀河系這樣的巨型星系總亮度的100倍。然而也發現類星體的光度在不同的時間週期內也不一樣。 根據伽馬射線的觀察，一顆被稱為SGR 1806-20的磁星（中子星的一種類型），曾經在2004年12月27日將極端強烈的爆發傳達到地球。它是來自太陽系外對我們的行星造成最明亮的衝擊事件。如果伽馬射線能夠看見，它的光度將達到−29，會比我們的太陽還要明亮（如同雨燕衛星所觀測到的）。 在1998年偵測到的伽馬射線暴GRB 971214在當時被認為是宇宙間最巨大的能量事件，等同於數百顆超新星釋出的能量。稍後的研究指出因為幾何的關係射向地球的能量或許相當於一顆超新星將環繞在周圍氣體的總能量集成光束射向地球。.
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恆星距離列表
#重定向 鄰近恆星列表.
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恆星演化
恆星演化是恆星在生命過程中所經歷急遽變化的序列。恆星依據質量，一生的範圍從質量最大的恆星只有幾百萬年，到質量最小的恆星比宇宙年齡還要長的數兆年。右方的表顯示質量和恆星壽命的關聯性。所有的恆星都從通常被稱為星雲或分子雲的氣體和塵埃坍縮中誕生。在幾百萬年的過程中，原恆星達到平衡的狀態，安頓下來成為所謂的主序星。 恆星大部分的生命期都在以核融合產生能量的狀態。最初，主序星在核心將氫融合成氦來產生能量，然後，氦原子核在核心中佔了優勢。像太陽這樣的恆星會從核心開始以一層一層的球殼將氫融合成氦。這個過程會使恆星的大小逐漸增加，通過次巨星的階段，直到達到紅巨星的狀態。質量不少於太陽一半的恆星也可以經由將核心的氢融合成氦來產生能量，質量更重的恆星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恆星用盡了核心的燃料之後，其核心會塌縮成為緻密的白矮星，並且外層會被驅離成為行星狀星雲。質量大約是太陽的10倍或更重的恆星，在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端，恆星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱，然後成為低質量的白矮星The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp.
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核聚变
--，是将两个较轻的核结合而形成一个较重的核和一个很轻的核（或粒子）的一种核反应形式。在此过程中，物质没有守恒，因为有一部分正在聚变的原子核的物质被转化为光子（能量）。核聚变是给活跃的或“主序的”恆星提供能量的过程。 两个较轻的核在融合过程中产生质量亏损而释放出巨大的能量，两个轻核在发生聚变时因它们都带正电荷而彼此排斥，然而两个能量足够高的核迎面相遇，它们就能相当紧密地聚集在一起，以致核力能够克服库仑斥力而发生核反应，这个反应叫做核聚变。 舉個例子：两个質量小的原子，比方說兩個氚，在一定条件下（如超高温和高压），會发生原子核互相聚合作用，生成中子和氦-4，并伴随着巨大的能量释放。 原子核中蕴藏巨大的能量。根据质能方程E.
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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。.
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最小質量恆星列表
這是一份有關最小質量恆星的列表，依木星質量與太陽質量的多寡來依序排列。 恆星質量是恆星最重要的一個要素。質量加上化學成分能確定一顆恆星的光度、實際上的大小和最後的命運。列在表上的恆星質量都小於1倍太陽質量，包括棕矮星與紅矮星。研究顯示大於13倍木星質量的天體會發生氘核聚變，而大於65倍木星質量的天體會產生鋰聚變，因此恆星的質量不會低於13倍木星質量。棕矮星是類恆星天體的一種，它們是所謂「失敗的恆星」（Failed Star），由於質量不足，不能像正常恆星那樣通過氫核聚變維持光度，無法成為主序星。但它們的內部及表面均呈對流狀態，不同的化學物質並不會在內部分層存在。研究表明褐矮星為處於13倍木星質量與75－80倍木星質量之間的天體。.
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星风
星風（Stellar Wind）是恒星表面发出的物质流，是恒星质量流失的一种途徑。星風在所有恆星中都普遍存在，但速度和强度有很大差别。 太阳发出的星風通常称为太阳风，速度大约为每秒200-300公里。从冕洞吹出的太阳风速度则要快一些，大约每秒700公里。太阳通过星風损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量，在一生中通过星風大约会损失掉0.01%的质量，因此星風对其恆星演化的影响可以忽略不计。红巨星星風的速度较低，大约为每秒20-60公里。但是由于其星風的密度很大，并且红巨星的表面积很大，由于星風造成的质量损失可以达到每年10-8-10-5倍太阳质量。恒星的质量越小，星風损失质量的速率越小，对于太阳这样的中小质量恒星的演化过程来说，星風造成的质量损失可以忽略不计。而对于大质量恒星，如沃尔夫-拉叶星，星風造成的质量损失率很大，在其一生中质量会发生明显的变化，星風对其演化过程具有很重要的影响。 一般认为，在太阳这样的质量较小、温度较低的恒星中，星風是由于温度很高的冕层发生压力扩张造成的。对于质量较大、较“热”的恒星，冕层的温度和恒星表面差不多，这时星風主要是由辐射压驱动的。.
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海山二
海山二（Eta Carinae）是位于船底座的一個恆星系統（赤經10 h 45.1 m、赤緯−59°41m），距離太陽大約7,500至8,000光年，在北緯27°以北的地區难以看見，而在南緯30°是一顆拱極星。這個系統至少有兩顆恆星，其中一顆是位於恆星生命早期階段，質量大約是太陽150倍的高光度藍變星（LBV），並且至少已經流失30個太陽質量。雖然它被認為還有一顆質量約為太陽30倍的沃夫–瑞葉星環繞著它較大的伴星，但海山二周圍有巨大厚重的紅色星雲，因而很難直接的發現。它總體的光度大約是太陽的590萬倍，而系統的質量估計超過150倍太陽質量 。由於它的質量和生命階段，預期在天文學上不久的將來，它將爆炸成為一顆極超新星，目前的估計是從現在開始的10,000年至20,000年。 在中國，它屬於近南極星區的星官海山，除了海山二之外，屬於這個星官的恆星還有半人馬座λ、、、船帆座μ和蒼蠅座λ 。.
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普拉斯基特星
普拉斯基特星 (正式的名稱是麒麟座HR 2422或HR 2422)是一顆距離大約6,600光年遠的光譜聯星。它是已知質量最大的聯星之一，總質量大約是太陽的100倍。 實際上，它常久以來都被認為是已知質量最大的聯星系，但是在2008年，有團體認為過去被認為是質量最大的單獨恆星之一的海山二，可能是聯星系。 它的名稱得自於在1922年發現他是聯星的加拿大天文學家約翰·史丹利·普拉斯基特，在他的兒子哈利·漢姆雷·普拉斯基特協助下進行觀測的。這顆恆星位於麒麟座，視星等是6.05等。 因為它可能是已知質量最大的恆星之一，因此有時被稱為普拉斯基特星。.
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