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43 关系: 劍魚座AB，势能，原恆星，向心力，多普勒效应，太阳质量，太陽，巨星，中子，中子星，主序星，微引力透镜，徑向速度，光速，織女一，直角，白矮星，聯星，類球面，行星状星云，角速度，譜線，黑洞，軒轅十四，較差自轉，轉軸傾角，迴轉年代學，錢德拉塞卡極限，赤道，脉冲星，離心力，電子簡併壓力，電磁輻射，Ia超新星，VFTS 102，恒星，恆星磁場，杵二 (箕宿)，水委一，潘羅斯過程，星风，星斑，数量级。
劍魚座AB
劍魚座 AB是位於劍魚座的前主序星的四合星，主星是一顆活動週期性增加的閃光星。 主星自轉的速率大約是太陽的50倍，因而有強烈的磁場。它也有多於太陽的黑斑，這可能是造成光度在每個軌道期都會變化的原因。由於磁場的作用，測量這顆恆星在赤道的自轉速率也會隨著時間而改變。 這個系統有三個成員，聯星的劍魚座 AB B以135天文單位的平均距離繞著主星；劍魚座 AB C非常靠近主星，距離只有2.3天文單位，軌道週期11.75年。劍魚座AB C是已發現恆星中質量最小的，估計只有木星的93倍，接近恆星質量的下限 － 75-83木星質量，因此被歸類為棕矮星。剑鱼座 AB B星也是一颗双星，它们的距离更短，只有1AU，相当于太阳与地球之间的距离。 這個系統是劍魚座AB移動星群的成員之一，這是一個由大約30顆有著相近的年齡，和向著相同方向移動的恆星組成，尚不足以成為星協的星群。這些恆星可能都是在同一個巨大分子雲中形成的。.
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势能
势能（Potential Energy），亦稱--，是储存于一物理系统内的一种能量，是一个用来描述物体在保守力场中做功能力大小的物理量。保守力作功与路径无关，故可定义一个仅与位置有关的函数，使得保守力沿任意路径所做的功，可表达为这两点函数值的差，这个函数便是势能。 从物理意义上来说，势能表示了物体在特定位置上所储存的能量，描述了作功能力的大小。在适当的情况下，势能可以转化为诸如动能、内能等其他能量。.
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。.
向心力
在古典力学中，向心力是當物体沿着圓周或者曲線軌道運動時，手指向圆心（圓周率中心）的合外力作用力。“向心力”一词是从这种合外力作用所产生的效果而命名的。這種效果可以由弹力、重力、摩擦力等任何一力而产生，也可以由几个力的合力或其分力提供。 因为圆周运动属于曲线运动，在做圆周运动中的物体也同時會受到與其速度方向不同的合外力作用。对于在做圆周运动的物体，向心力是一種拉力，其方向隨著物體在圆周轨道上的运动而不停改变。此拉力沿着圆周半径指向圆周的中心，所以得名“向心力”。向心力指向圆周中心，且被向心力所控制的物体是沿着切线的方向运动，所以向心力必与受控物体的运动方向垂直，仅产生速度法线方向上的加速度。因此向心力只改变所控物体的运动方向，而不改变运动的速率，即使在非匀速圆周运动中也是如此。非匀速圆周运动中，改变运动速率的切向加速度并非由向心力产生。 向心力的大小与物体的质量（m）、物体运动圆周半径的长度（r）和角速度（ω）有着密切关系。.
多普勒效应
多普勒效应是波源和观察者有相对运动时，观察者接受到波的频率与波源发出的频率並不相同的现象。远方急驶过来的火车鸣笛声变得尖细（即频率变高，波长变短），而离我们而去的火车鸣笛声变得低沉（即频率变低，波长变长），就是多普勒效应的现象，同樣現象也發生在私家車鳴響與火車的敲鐘聲。 这一现象最初是由奥地利物理学家多普勒1842年发现的。荷兰气象学家拜斯·巴洛特在1845年让一队喇叭手站在一辆从荷兰乌德勒支附近疾驶而过的敞篷火车上吹奏，他在站台上测到了音调的改变。这是科学史上最有趣的实验之一。 多普勒效应从19世纪下半叶起就被天文学家用来测量恒星的视向速度。现已被广泛用来佐證观测天体和人造卫星的运动。.
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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。.
太陽
#重定向 太阳.
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.
中子
| magnetic_moment.
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）。.
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。.
微引力透镜
微引力透镜（Gravitational microlensing）是发生在恒星级天体中的引力透镜现象。与发生在星系尺度上的引力透镜现象相比，微引力透镜的源天体质量很小，光的偏转要小得多，通常情况下难以直接观测到微引力透镜所成的像，而只能观察到光度在瞬间增强的现象。银河系存在相当数量的恒星级黑洞、褐矮星、红矮星、白矮星、行星等较暗弱的天体，它们造成的微引力透镜现象能够在短时间内令背景光发生畸变。因此微引力透镜为研究这些天体提供了非常重要的手段。 人们早在20世纪60年代就提出了微引力透镜的概念。20世纪80年代，普林斯顿大学的波兰天文学家玻丹·帕琴斯基（Bohdan Paczyński）讨论了银河系晕中不发光的暗天体作为微引力透镜的可能性，认为它们有很高的機率被观测到。这些天体叫做大质量致密晕天体。1993年，人们在大麦哲伦云中发现了第一个微引力透镜。.
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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。.
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：.
織女一
織女一又稱為織女星或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恆星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恆星，僅次於大角星。它與大角星及天狼星一樣，是非常靠近地球的恆星，距離地球只有25.3光年；它也是太陽附近最明亮的恆星之一。在中國古代的「牛郎織女」神話中，織女為天帝孫女，故亦稱天孫。 天文學家對織女星進行過大量的研究，因此它「無疑是天空中第二重要的恆星，僅次於太陽」。織女星大約在西元前12,000年曾是北半球的極星，但因歲差現象地球自轉軸傾斜，再加上日月對地球各部份的引力並不一致，使地球自轉軸緩慢轉圈，週期約兩萬六千年，稱為歲差現象。，它在13,727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14'。織女星是太陽之外第一顆被人類拍攝下來的恆星，也是第一顆有光譜記錄的恆星。它也是第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一。織女星也曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是UBV測光系統用來定義平均值的恆星之一。在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置見到織女星，因為身為天文學上星等的標準，其視星等被定義為0等，因此天文學家會以織女星作為光度測定的標準。 織女星的年齡只有太陽的十分之一，但是因為它的質量是太陽的2.1倍，因此它的預期壽命也只有太陽的十分之一；這兩顆恆星目前都在接近壽命的中點上。織女星的光譜分類為A0V，其溫度比天狼星的A1V高一點。它仍处於主序星階段，透過把核心內的氫聚變成氦來發光發熱。織女星比氦重（原子序數較大）的元素豐度異常的低，織女星光度有輕微的周期性變化，因此天文學家懷疑它是一顆變星。它的自轉相當快速，赤道自轉速度是每秒274公里。離心力的影響導致恆星的赤道向外突起，溫度的變化通過光球表面在極點達到最大值。地球上的觀測者視線正朝著織女星的極點。天文學家經過測定後，得知織女星每12.5小時自轉一周，整顆恆星呈扁平狀，赤道直徑比兩極大了23%。 天文學家觀測到織女星紅外線輻射超量，顯示織女星似乎有塵埃組成的拱星盤。這些塵粒可能類似於太陽系的柯伊伯带，是岩屑盤中的天體碰撞產生的結果。這些由於塵埃盤造成紅外線輻射超量的恆星被歸類為類織女恆星。織女星盤的分布並不規則，顯示至少有一顆大小類似木星的行星環繞著織女星公轉。.
直角
在幾何學和三角學中，直角，又稱正角，是角度為90度的角。它相對於四分之一個圓周（即四分之一個圓形），因为把圆周对应的圆心角划分为360度，所以直角等于90度，而兩個直角便等於一個平角（180°）。角度比直角小的稱為銳角，比直角大而比平角小的稱為鈍角。 當兩條線的夾角是直角，這兩條線便是互相垂直，是幾何上的一個重要性質。而一個三角形的其中一個內角為90°時，便稱為直角三角形，是應用畢氏定理的先決條件。 如果直線AB為圓形的直徑，那麼取圓上的任何一點C所形成的三角形，∠ACB必為90°，是圓的其中一個性質，名為（半圓上的圓周角）。 在不同的應用上，直角有多種表示：.
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.
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。.
類球面
類球面是一種二次曲面。二維的橢圓有兩個主軸，稱為長軸與短軸。在三維空間裏，將一個橢圓繞著其任何一主軸旋轉，則可得到一個類球面。.
行星状星云
行星狀星雲是恆星演化至老年的紅巨星末期，氣體殼層向外膨脹並被電離，形成擴大中的發射星雲，經常以英文的縮寫"PN"或複數的"PNe"來表示。"行星狀星雲"這個名稱源自1780年代的天文學家威廉·赫歇爾，但並不是個適當的名字，只因為當他通過望遠鏡觀察時，這些天體呈現類似於行星的圓盤狀，但又是霧濛濛的雲氣。因此，他結合"行星"與"星雲"，創造了這個新名詞。赫歇爾的命名雖然不適當，但仍被普遍的採用，並未被替換。相較於恆星長達數十億年歲月的一生，行星狀星雲只能存在數萬年，只是很短暫的現象。 大多數行星狀星雲形成的機制被認為是這樣：在恆星結束生命的末期，也就是紅巨星的階段，恆星外層的氣體殼被強勁的恆星風吹送進太空。紅巨星在大部分的氣體被驅散後，來自高溫的行星狀星雲核心（PNN，planetary nebula nucleus）輻射的紫外線會將被驅散的恆星外層氣體電離。吸收紫外線的高能氣體殼層圍繞著中央的恆星發出朦朧的螢光，使其成為一個色彩鮮豔的行星狀星雲。 行星狀星雲在銀河系演化的化學上扮演關鍵性的角色，將恆星創造的元素擴散成為銀河系星際物質中的元素。在遙遠的星系內也觀察到行星狀星雲，收集它們的資訊有助於了解化學元素的豐度。 近年來，哈伯太空望遠鏡的影像顯示許多行星狀星雲有著極其複雜和各種各樣的形狀。大約只有五分之一呈現球形，而且其中大多數都不是球對稱。產生各種各樣形狀的功能和機制仍都不十分清楚，但是中央的聯星、恆星風和磁場都可能發揮作用。.
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角速度
角速度（Angular velocity）是在物理学中定义为角位移的变化率，描述物体轉動時，在单位时间内转过多少角度以及转动方向的向量，（更准确地说，是贗向量），通常用希腊字母Ω或ω来表示。 在国际单位制中，单位是弧度每秒（rad/s）。在日常生活，通常量度單位時間內的轉動週數，即是每分鐘轉速（rpm），電腦硬盤和汽車引擎轉數就是以rpm來量度，物理學則以rev/min表示每分鐘轉動週數。 角速度的方向垂直于转动平面，可通过右手定则来确定，物體以逆時針方向轉動其角速度為正值，物體以順時針方向轉動其角速度為負值。 角速度量值的大小稱作角速率，通常也是用ω來表示。.
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。.
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」。.
軒轅十四
軒轅十四（α Leo /獅子座α）為星官軒轅的第十四星，是獅子座最明亮的恆星（主星），英文名Regulus，也是全天空二十五顆最明亮的恆星之一，為第21亮的恆星。 軒轅十四是一顆白色主序星，距離地球約77.5光年，是距离地球最近的B型主序星。在地球上看它位于獅子座的「心臟」位置。軒轅十四被認為是最黯淡的1等星，因為排在它之後的弧矢七的視星等為+1.5等，被天文學界視為是一顆2等星。.
較差自轉
較差自轉，又名差動自轉。是指一个天体在自转时不同部位的角速度互不相同的现象。較差自轉在大多数非固体的天体中存在，比如星系、恒星、巨型气体行星等等；太陽系內則在太陽、木星和土星的表面出現。.
轉軸傾角
轉軸傾角是行星的自轉軸相對於軌道平面的傾斜角度，也稱為傾角（obliquity）或軸交角（axial inclination），在天文學，是以自轉軸與穿過行星的中心點並垂直於軌道平面的直線之間所夾的角度來表示與度量。.
迴轉年代學
迴轉年代學（Gyrochronology）是以恆星自轉週期預測類似太陽的低質量恆星年齡方式。該詞由來於希臘語的 gyros, chronos 和 logos 的組合，意思分別是「旋轉，年齡和研究」。這個詞是於2003年由西德尼·巴恩斯提出以描述由恆星自轉研究其年齡的方式，再於2007年藉由經驗進一步擴充其內容。.
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錢德拉塞卡極限
錢德拉塞卡極限（Chandrasekhar Limit），以印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡命名，是無自轉恆星以電子簡併壓力阻擋重力塌縮所能承受的最大質量，這個值大約是1.4倍太陽質量 ，計算的結果會依據原子核的結構和溫度而有些差異, F. X. Timmes, S. E. Woosley, and Thomas A. Weaver, Astrophysical Journal 457 (February 1, 1996), pp.
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赤道
赤道通常指地球表面的点随地球自转产生的轨迹中周长最长的圆周线，长。如果把地球看做一个绝对的球体的话，赤道距离南北两极相等。它把地球分为南北两半球，其以北是北半球，以南是南半球，是划分纬度的基线，赤道的纬度为0°。赤道的78.7%被海洋覆盖，余下的21.3%为陆地。除地球外，其他行星及天体也有类似的赤道。.
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。.
離心力
离心力（centrifugal force）是一种虚拟力或称惯性力，它使旋转的物体远离它的旋转中心。在牛顿力学里，离心力曾被用于表述两个不同的概念：在一个非惯性参考系下观测到的一个惯性力，和向心力的反作用力。在拉格朗日力学下，离心力有时被用来描述在某个广义坐标下的广义力。 在通常语境下，離心力並非真實的存在。它的作用只是为了在旋转参考系（非惯性参考系）下，牛顿运动定律依然能够使用。在惯性参考系下是没有惯性力的，在非惯性参考系下（如旋转参考系）才需要有惯性力，否则牛顿运动定律不能使用。.
電子簡併壓力
電子簡併壓強是由泡利不相容原理產生的力，說明兩個費米子不能同時佔有相同的量子態，這種力量也是物質可以被壓縮的極限。在恆星物理中，這是一個很重要的物理量，因為它造就白矮星的存在。.
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電磁輻射
#重定向 电磁辐射.
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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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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恒星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.
恆星磁場
恆星磁場是恆星內部有傳導力的電漿運動產生的磁場。這種運動是經由對流產生的，是一種包含物質有形運動的能量傳輸。地區性的磁場會對電漿產生作用力，在密度沒有可以比較的增益下，有效的增加壓力。因此被磁化的地區相對於其它的電漿上升，直到抵達恆星的光球。這將在恆星的表面創造出星斑和冕圈的相關現象。.
杵二 (箕宿)
天壇座α (α Ara / α Arae) 是天壇座內第二亮的恆星，它的傳統名稱源自中文普通話的Tchou或Choo，意思是杵(chǔ)。 天壇座α是一顆藍-白的B型主序矮星，距離地球約242光年。它是一顆Be星，光度在+2.79至 +3.13之間變動，平均視星等 +2.84。 有些研究顯示天壇座α是一顆以非常高速度自轉的恆星，在赤道的速度是每秒470公里。.
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水委一
水委一（英語：Achernar）也稱為波江座α星，是波江座最明亮的恆星，也是全天空第九亮的恆星，距離地球約139光年 ，位於波江座的南端。在全天空最明亮的九顆恆星中（天狼、老人、大角、南門二、織女、五車二、參宿七、南河三與水委一），水委一是最炙熱，顏色也是最藍的一顆。.
潘羅斯過程
潘羅斯過程（Penrose process），也稱為潘羅斯機制（Penrose mechanism），是羅傑·潘羅斯推理出的一個過程，可以從轉動的黑洞提取能量。因為轉動的能量在黑洞的位置，不在事件視界內，而是在克爾時空被稱為動圈的區域，在那裡粒子必然如同推進的火車頭一樣，隨著時空一起轉動，因此提取能量是可能的。在動圈內的所有物體都受到轉動時空的拖曳，在這個過程中，一團物質進入黑洞的動圈，而一旦進入動圈，他就會被拆成兩團。這兩團的動量經過重整，所以其中一塊會逃逸到無窮遠，而另一塊穿越事件視界掉落入黑洞。逃逸的物質碎片可能攜帶了比原來進入的質量更多的質能，而進入黑洞的碎片攜帶的是負質能。摘要的說，這個過程使黑洞的角動量減少，並且減少相對應於能量的轉換，因為失去的動量勢必將由能量提取。 這個過程遵循黑洞力學的規律。這些規律是如果過程被反覆的執行，其結果是黑洞最終會失去它所有的角動量，成為非旋轉的史瓦西黑洞。Demetrios Christodoulou計算出經由潘羅斯過程可以提取的能量上限。.
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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。.
星斑
星斑相當於出現在其他恆星上的太陽黑子。太陽黑子因為很小而難以測量其對光度變化的影響，但觀測到的星斑遠比在太陽上的巨大，可以佔據30%觀測到的恆星表面，這相當於太陽黑子的100倍以上。.
数量级
數量級是指數量的尺度或大小的级别，每个级别之间保持固定的比例。通常采用的比例有 10，2，1000，1024， ''e'' （欧拉数，大约等于 2.71828182846 的超越數，即自然對數的底）。 通常情况下，数量级指一系列 10 的冪(次方)，即相邻两个数量级之间的比为 10。例如说两数相差三个数量级，其实就是说一个数比另一个大 1000 倍。本文主要描述十进制下的数量级，并采用科学记数法表示。.
