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新星

指数 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。.

77 关系: 加州理工學院双子座DM天琴座HR天蝎座V1280天鷹座V500天鹰座V604天鹅座V476天鵝座V1500天津四太阳质量宇宙巨蛇座FH中子星主序星仙后座仙女座星系御夫座T化學元素北冕座T國立天文台公里矮新星碳氮氧循環第谷·布拉赫简并态物质紅巨星美国变星观测者协会羅盤座T絕對星等熱力學溫標熱失控狐狸座NQ狐狸座QU盾牌座V373發光紅新星白矮星蟹狀星雲莫斯科蝎虎座CP蝎虎座DI蝎虎座DK视星等超巨星超新星麒麟座BT船尾座CP船帆座V382银河系...英仙座GK蛇夫座RS蛇夫座V849造父变星Ia超新星SN 1572恒星核聚变標準燭光武仙座DQ武仙座V446武仙座V533武仙座V838洛希極限激變變星星云星系新星遗迹拉丁语2013年半人马座新星2013年海豚座新星 扩展索引 (27 更多) »

加州理工學院

#重定向 加利福尼亞理工學院.

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双子座DM

双子座DM(DM Geminorum)也被称为1903年双子座新星(Nova Geminorum 1903)是一颗位于双子座的新星,1903年爆发。爆发时最亮视星等为4.8,在爆发后17天亮度即下降3等,现在它的亮度仅有16.5等。 双子座DM是由英国天文学家赫伯特·特纳发现的。.

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天琴座HR

天琴座HR(HR Lyrae),也称1919年天琴座新星,是一颗位于天琴座的新星,1919年爆发。爆发时最亮视星等为6.5等。.

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天蝎座V1280

天蝎座V1280(V1280 Scorpii)也被称为2007年天蝎座新星(Nova Scorpii 2007)是一颗位于天蝎座的新星,位于球状星团M62的南面,由日本天文爱好者中村佑二和樱井幸夫各自在2007年2月4日独立发现,发现时亮度为9等。 2月17日到达最亮视星等3.9。.

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天鷹座V500

#重定向 天鹰座V500.

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天鹰座V604

天鹰座V604(V604 Aquilae)也被称为1905年天鹰座新星(Nova Aquilae 1905)是一颗位于天鹰座的新星,1905年爆发。爆发时最亮视星等为7.6。.

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天鹅座V476

天鹅座V476(V476 Cygni)也被称为1920年天鹅座新星(Nova Cygni 1920)是一颗位于天鹅座的新星,1920年爆发。爆发时最亮视星等为2.0。现在它的亮度为17.09等。.

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天鵝座V1500

天鵝座V1500或1975年天鵝座新星是在1975年出現在天鵝座的一顆明亮新星,於8月29日被發現,次日光度增至2.0等,然後在3天內降低3等,在45天內總共降低7等。它是20世紀變光最快、光度變化最大的新星,且是20世紀第二亮的新星,只有1942船尾座新星比他亮。 根據光度變化的資料分析,這是一顆武仙座AM型的變星,是第13顆被確認的此類變星。主星是一顆有強大磁場的白矮星,阻止了吸積盤的形成,並以與公轉周期相似的週期自轉。天鵝座V1500的軌道週期約3.3小時,是此類型中第二長的。.

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天津四

天津四(英語:Deneb)即天鵝座α星(α Cygni),在星官天津中排名第4,是天鵝座最明亮的一顆恆星,亮度在全天空排名第十九位。天津四是一顆藍白色的超巨星,它的視星等為1.25等,也是已知最明亮的恆星之一。天津四與位於天鷹座的河鼓二(牛郎星),及天琴座的織女星,組成著名的「夏季大三角」。.

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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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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。.

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巨蛇座FH

巨蛇座FH(FH Serpentis)也被称为1970年巨蛇座新星(Nova Serpentis 1970)是一颗位于巨蛇座的新星,1970年爆发。爆发后最亮视星等为4.4。.

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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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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。.

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仙后座

仙后座,北天星座,北半球一整年都可以看到它,不过最佳观测季节是秋季(10月-11月)。它代表著埃塞俄比亞皇后卡西歐佩亞(Cassiopeia)。仙后座是國際天文學聯合會88個現代星座之一,也是古希臘天文學家托勒密列出的48個星座其中之一。 仙后座是一個易認的星座,其五顆最亮星組成一個非常獨特的W形或M形(随观看季节有关)。由於它與北極星距離並不遠,在高緯度地區這星座整晚都不會落下,而且跟北斗七星相對,是拱極星座也是指極星座之一。.

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仙女座星系

仙女座星系(Andromeda Galaxy,國際音標為:,也稱為梅西爾31、星表编号为M31和NGC 224,在舊文獻中曾經稱為仙女座星雲)是一個螺旋星系,距離地球大約250萬光年,是除麦哲伦云(地球所在的银河系的伴星系)以外最近的星系。位於仙女座的方向上,是人類肉眼可見(3.4等星)最遠的深空天體。 仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系,直径约20万光年,外表颇似银河系。本星系群的成員有仙女星系、銀河系、三角座星系,還有大約50個小星系。但根據改進的測量技術和最近研究的數據結果,科學家現在相信銀河系有許多的暗物質,並且可能是在這個集團中質量最大的。 然而,史匹哲太空望遠鏡最近的觀測顯示仙女座星系有將近一兆(1012)顆恆星,數量遠比我們的銀河系為多。在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50%,大約是7.1M☉.

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御夫座T

御夫座T(T Aurigae)也被称为1892年御夫座新星(Nova Aurigae 1892)是一颗位于御夫座的新星,1892年爆发。爆发时最亮视星等为3.8,在爆发后100天亮度即下降大约3等,现在它的亮度仅有15等。 御夫座T是由英国天文学家托马斯·大卫·安德森发现,他在1901年发现另一颗新星飞马座GK。.

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化學元素

化學元素指自然界中一百多种基本的金属和非金属物质,同一種化學元素是由相同的原子組成,也就是其原子中的每一核子具有同样数量的質子,用一般的化学方法不能使之分解,并且能构成一切物质。一些常見元素的例子有氫、氮和碳。 原子序數大於82的元素(即鉛之後的元素)沒有穩定的同位素,會進行放射衰變。另外,第43和第61種元素(即锝和鉕)沒有穩定的同位素,會進行衰變。可是,即使是原子序數大於94,沒有穩定原子核的元素,有些仍可能存在在自然界中,如鈾、釷、钚等天然放射性核素。 所有化學物質都包含元素,即任何物質都包含元素,隨著人工的核反應,會發現更多的新元素。 1923年,国际原子量委员会作出决定:化学元素是根据原子核电荷的多少对原子进行分类的一种方法,把核电荷数相同的一类原子称为一种元素。 2012年,總共有118種元素被發現,其中地球上有94種。.

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北冕座T

北冕座T(T CrB)非正式的称为“博雷兹星(the Blaze Star),是北冕座的一颗再发新星。通常视星等为10,但在1866年和1946年曾经有过两次爆发,视星等达到了2.0。.

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國立天文台

國立天文台(;National Astronomical Observatory of Japan,縮寫為NAOJ)是日本的國家天文研究機構之一,係文部科學省管理的旗下之「」,成立於1988年,是由數個分布於日本各地的公立天文研究機構,加上兩處位於海外的天文觀測設施所組成,總部位於東京都三鷹市。.

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公里

--亦稱--( → kilometre、),是一种長度計量單位,等於一千米,是國際單位制之一,符號为km。.

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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:.

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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。.

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碳氮氧循環

碳氮氧循環(CNO cycle),有時也稱為貝斯-魏茨澤克-循環(Bethe-Weizsäcker-cycle),是恆星將氫轉換成氦的兩種過程之一,另一種過程是質子-質子鏈反應。 在質量像太陽或更小些的恆星中,質子-質子鏈反應是產生能量的主要過程,太陽只有1.7%的4氦核是經由碳氮氧循環的過程產生的,但是理論上的模型顯示更重的恆星是以碳氮氧循環為產生能量的主要來源。碳氮氧循環的過程是由卡尔·冯·魏茨泽克和漢斯·貝特 在1938年和1939年各別獨立提出的。 碳氮氧循環的主要反應如下"Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537: 這個循環的淨效應是4個質子成為一個α粒子、2個正電子(和電子湮滅,以γ射線的形式釋放出能量)和2個攜帶著部分能量逃逸出恆星的微中子。碳、氮、和氧核在循環中擔任催化劑並且再生。 有一個較小分支的反應,在太陽核心中發生的只佔了0.04%的量,最後的產物不是12碳和4氦,而是16氧和一個光子,取代進行的過程如下: 同樣的,碳、氮、和氧在主要的分支,而在較小分支上的氟也僅僅是穩定狀態的催化劑,不會在恆星內累積。 碳氮氧循環的主要分支稱為碳氮氧-I,小的分支稱為碳氮氧-II,在更重的恆星內還有碳氮氧-III和碳氮氧-IV兩個次要的主分支,它們開始於碳氮氧-II反應的最後階段,結果是以18氧和γ射線取代原本的14氮和氦核: 和 氧氟循環: 此處,所有參與反應的"催化劑"(碳、氮、氧的核)數量都是守恆的,而在恆星演化中核的相對比例是會改變的。無論最初的結構是如何,當這個循環在平衡狀態下,12碳/13碳核的比例是3.5,而14氮成為數量最多的核。在恆星的演化中,對流會將碳氮氧循環的產物從恆星的內部帶到表面並混合,改變觀測到的恆星成分。在紅巨星,相較於主序星,能觀測到較低比例的12碳/13碳和12碳/14氮,這些都可以證明核融合在恆星內部進行能量的世代交替。.

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第谷·布拉赫

谷·布拉赫(Tycho Brahe,),丹麥貴族,天文學家兼占星術士和煉金術士。他最著名的助手是克卜勒。.

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简并态物质

簡併態物質 在物理是一種自由的集團、非互動的顆粒,由量子力學的效應決定它的壓力和其它物理特徵。它類比於古典力學中的理想氣體,但簡併態物質是離經叛道的理想氣體,它有極高的密度(在緻密星),或存在於實驗室的極低溫度下see http://apod.nasa.gov/apod/ap100228.htmlAndrew G. Truscott, Kevin E. Strecker, William I. McAlexander, Guthrie Partridge, and Randall G. Hulet, "Observation of Fermi Pressure in a Gas of Trapped Atoms", Science, 2 March 2001。它一般發生在諸如電子、中子、質子和費米子等物質粒子,分別被稱為電子簡併物質、中子簡併物質、等等。在混合的粒子,像是在白矮星或金屬內的離子和電子,電子可能成簡併態,而離子不是。 以量子力學描述,自由粒子的體積受限於一定的體積內,可以是一組不連續的能量,稱為量子態。包立不相容原理限制了相同的費米子不能佔據相同的量子狀態。最低的總能量(當粒子的熱能量可以忽略不計)是所有最低能量的量子狀態都被填滿,這種狀態稱為完全簡併。這種壓力(稱為簡併壓力或費米壓力)即使在絕對零度時依然不為零。增加粒子或是壓縮體積都會強迫粒子進入能階的量子狀態。這需要一個壓縮力,並表現為抗壓力。主要特徵是這種簡併壓力並不取決於溫度,而只和費米子的密度有關。它使高密度星的平衡狀態與恆星的熱結構無關。 簡併態物質也稱為費米氣體或簡併氣體,而速度接近光速的費米子(其粒子能量大於靜止質量能量)的簡併態稱為相對論性簡併態物質。 拉爾夫·福勒在1926年首度描述離子和電子混合的簡併態物質,觀測顯示白矮星的電子是在高密度的狀態(遵守費米-狄拉克統計,尚未使用到簡併態這個術語),其壓力高於離子的粒子壓力。.

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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。.

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美国变星观测者协会

自从1911年成立以来, 美国变星观测者协会 (American Association of Variable Star Observers, AAVSO) 已经整理,收集,评价,测量,出版和储存了大量由天文爱好者做出的变星观测结果,并且让这些观测数据能够被职业天文学家,研究者和教育者利用。这些数据绘制成的光变曲线则描述了一个恒星的亮度变化与时间的关系。 由于职业天文学家没有足够的时间和资源来监视每一顆变星,因此天文学也便成为了少数几个爱好者就能够对科学研究做出贡献的科学之一。 AAVSO的国际数据库中现有超过一千两百万颗变星并可追溯到100年前的记录。 它每年接收着超过五十万份来自大约2000位职业和业余观测者的观测报告,其数据常常被科学期刊采用。 在专业研究之外,AAVSO同样活跃于教育和公众科学普及方面。 他们例行公事地主办公众科学研讨会并且与业余天文学家一同发表论文与报告。在20世纪90年代,AAVSO发展了天文学动手课程,现在以变星天文学的名称为人所知。 (由国家科学基金会(NSF)资助)。 在2009年,AAVSO获得了来自NSF的为其3年的八十万美元赞助来运作Citizen Sky普及项目, 这是一个职业天文学家与业余天文学家在2009-2011年间合作观测柱一的光变的计划。 AAVSO当前的领导是阿恩·亨登。而前任领导则是为AAVSO工作了数十年,于2004年三月由于白血病去世的珍妮特·马太。 AAVSO在创立之后在1911-1956年位于哈佛大学天文台内,然后移动到剑桥附近,此后,在1985年AAVSO购买了它的首幢建筑物 - 克林顿 B. 福特天文学数据与研究中心。 在2007年,AASVO购买了天空与望远镜杂志腾出的房屋与基地,并搬迁至此。.

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羅盤座T

羅盤座T是位於羅盤座的一個聯星系統,距離地球大約4,783秒差距(15,600光年),由一顆與太陽相似的恆星和白矮星組成。由於白矮星強大的引力作用,它將伴星的物質牽引過來,導致表面發生周期性的熱核爆炸(因而成為新星。 通常這個系統的視星等是15.5等,但是在1890年、1902年、1920年、1944年、和1966年發生爆炸時的最大視星等大約是7.0等。證據顯示儘管羅盤座T經歷了數次的新星爆發,但質量持續的在增加中,並且已經接近錢卓極限。當一顆白矮星達到這個質量限制時,它將塌陷成為Ia超新星。但是,在與科學美國人的Sion博士聯繫後,他說天文學上在新聞發布中所謂的“很快(soon)”,意味著“我們推導出羅盤座T的白矮星,還要上百万甚至上千萬年才會達到錢卓極限”,介時他已遠離太陽系,因此對太陽系的影響很小。 由於相對的距離較近,有些言論認為羅盤座T成為超新星時對地球會有很大的影響。接收到的伽馬射線將相當於太陽耀斑在所有波長輻射的1,000倍,並且會嚴重的破壞臭氧層;X射線也會抵達地球,並不會低於單一太陽耀斑的平均值。但是,Sion博士的計算受到Alex Fillipenko教授的挑戰,他說Sion博士對羅盤座T成為超新星時可能造成的損害計算是錯的。他使用更為致命的伽馬射線暴(GRB)在距離地球1,000秒差距的距離上來計算,而不是一顆超新星,但羅盤座T不會成為GRB。另一位專家的計算認為,"一顆超新星要再接近地球到原來十分之一的距離上才會造成前述的災害"。.

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絕對星等

在天文學上,絕對星等(Absolute magnitude,M)是指把天體放在指定的距離时(10秒差距)天体所呈现出的视星等(Apparent magnitude,m)。此方法可把天體的光度在不受距離的影響下,作出客觀的比較。.

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熱力學溫標

#重定向 热力学温标.

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熱失控

熱失控(thermal runaway,又譯:熱跑脫)所指的情況是,當溫度增高時引發的變化使溫度更進一步的增高,產生惡性循環,因而導致某一種破壞性的結果。這是一種正回饋。.

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狐狸座NQ

座NQ(NQ Vulpeculae)是一颗位于狐狸座的新星,1976年爆发。爆发时最亮视星等为6等(10月21日)。.

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狐狸座QU

座QU(QU Vulpeculae)是一颗位于狐狸座的新星,1984年爆发。爆发时最亮视星等为5.2。.

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盾牌座V373

座V373(V373 Scuti)是一颗位于盾牌座的新星,1975年爆发。爆发时最亮视星等为6。.

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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.

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蟹狀星雲

蟹状星云(M1,NGC 1952或金牛座 A)是位于金牛座ζ星(天關)东北面的一个超新星残骸和脉冲风星云。蟹状星云距地球约6,500光年(2,000秒差距),直径达11光年(3.4秒差距),并以每秒约1,500公里的速度膨胀。它是银河系英仙臂的一部分。 该星云由约翰·贝维斯于1731年发现,它对应于中国、阿拉伯和日本天文学家於公元1054年记录的一次超新星爆发(编号SN 1054,中国称天关客星)。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星,它的直径约28–30公里,每秒自转30.2次,并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首顆被确认为历史上超新星爆发遗迹的天体。 蟹状星云的X射线和γ射线辐射能量超过30 keV,最高可达10 TeV,而且非常稳定,因此天文学家将蟹状星云看成是宇宙中最稳定的高能辐射源之一,并将其作为一种标准来测量宇宙其他輻射源的能量。此星云是一个很好的辐射源,通过其他天体的掩星可以研究它與其他的天體。20世纪50和60年代时,天文学家曾借助穿过日冕的蟹状星云辐射对太阳日冕进行密度和成分测定。2003年,土卫六阻挡了蟹状星云的X射线辐射,天文学家借此机会测量土卫六的大气层的厚度。.

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莫斯科

莫斯科(a)是俄羅斯首都與最大都市、以及莫斯科州首府,為俄羅斯全國政治、经济、科学、文化及交通的中心。面積2,510平方公里,與莫斯科州和卡盧加州接壤。城区人口约1200万,是欧洲人口第二多的城市,仅次于伊斯坦布尔,佔俄羅斯總人口的1/10。 莫斯科沿莫斯科河而建,由1147年的莫斯科大公時代開始,在沙皇俄国、蘇聯及今日的俄羅斯聯邦時代,都一直擔任著國家首都的角色。它是歷史悠久的克里姆林宮所在地,並做為上述政權的總部,是俄羅斯數個被列入世界遺產的建築群之一。.

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蝎虎座CP

蝎虎座CP(CP Lacertae)也被称为1936年蝎虎座新星(Nova Lacertae 1936)是一颗位于蝎虎座的新星,1936年爆发。爆发时最亮视星等为2.1,它的亮度在9天下降了3等。 它是被幾位觀測者獨立發現的,包括在美國的Leslie Peltier和在義大利的E.

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蝎虎座DI

蝎虎座DI(DI Lacertae),也称1910年蝎虎座新星,是一颗位于蝎虎座的新星,1910年爆发。爆发时最亮视星等为4.6等,之后37天下降3等,现在的亮度为14等。 蝎虎座DI是由英国天文学家Thomas Henry Espinell Compton Espin首先观测并报告的。.

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蝎虎座DK

蝎虎座DK(DK Lacertae),也称1950年蝎虎座新星,是一颗位于蝎虎座的新星,1950年爆发。爆发时最亮视星等为5.0等。.

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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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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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麒麟座BT

麒麟座BT(BT Monocerotis),也称1939年麒麟座新星(Nova Monocerotis 1939),是一颗位于麒麟座的新星,1939年爆发,由美国天文学家弗雷德·惠普尔在当年12月23日发现。爆发时最亮视星等为4.5等,之后亮度在36天下降了3等,它爆发时的光变曲线有一段长的平台期。 在麒麟座BT爆发前30年中拍摄的照相底片都可以显示它的存在。在1933年以前,麒麟座BT的平均视星等为15.52等,亮度变化为1.2等。这个亮度一直稳定持续到爆发之前,当时亮度变化为0.9等,在爆发前并没有亮度增加的迹象。 麒麟座BT是一个互相作用的联星系统,包括一颗白矮星和一颗恒星光谱为G8V型的主序星。两颗恒星的公转周期为0.33381379天, 倾角为88.2°,其互相绕行轨道几乎在地球观察者视线方向,彼此掩食,因此组成食双星。 新星爆发被认为是白矮星吸积主序星伴星的物质而产生。 目前尚未确定白矮星是否有由吸积物质组成的吸积盘。物质从这个双星系统喷出的视向速度为450km/s,而如果物质流是从两级喷出,速度可达3,200km/s。.

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船尾座CP

船尾座CP(CP Puppis)也被称为1942年船尾座新星(Nova Puppis 1942)是一颗位于船尾座的明亮新星,1942年爆发。它的前身星的视星等为17等,爆发后最亮视星等达到–0.2等,之后亮度迅速下降,6.5天即下降了3个星等,是目前已知变暗速度最快的新星之一。14年后,新星爆发时抛射的壳层气体被发现,这可以帮助天文学家计算它的准确距离。2000年的一项研究在校正可能的误差后,认为它距离地球3,720光年(1,140秒差距)。 新星爆发是由于白矮星不断吸积伴星(低质量主序星比较常见)的物质而产生的,船尾座CP也不例外。这个密近联星系统的轨道周期为1.47小时,这是已知经典新星中轨道周期最短的联星系统之一。不寻常的是,联星系统的白矮星可能拥有磁场。系统的其他特性目前仍然不能确定,不过对其辐射出的X射线进行观测提示白矮星的质量超过太阳质量的1.1倍。.

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船帆座V382

船帆座V382(V382 Velorum)是一颗位于船帆座的新星,1999年爆发。爆发时最亮视星等为2.6。由巴西的一位天文爱好者首先报告发现。.

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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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锂(Lithium)是一种化学元素,其化学符号Li,原子序数为3,三个电子中两个分布在K层,另一个在L层。锂是碱金属中最轻的一种。锂常呈+1或0氧化态,是否有-1氧化态則尚未得到证实。但是锂和它的化合物并不像其他的碱金属那么典型,因为锂的电荷密度很大并且有稳定的氦型双电子层,使得锂容易极化其他的分子或离子,自己却不容易受到极化。这一点就影响到它和它的化合物的稳定性刘翊纶任德厚《无机化学丛书》第一卷 北京:科学出版社289-354页1984年。锂的英文名称来源于希腊文lithos,意为“石头”。其中文名则来源于“Lithos”的第一个音节发音“里”,因为是金属,在左方加上部首“钅”。.

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镁(Magnesium)是一种化学元素,它的化学符号是Mg,它的原子序数是12,是一種银白色的碱土金属。鎂是在地球的地殼中第八豐富的元素,約佔2%的質量,亦是宇宙中第九多元素。.

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英仙座GK

英仙座GK(GK Persei)也被称为1901年英仙座新星(Nova Persei 1901)是一颗位于英仙座的明亮新星,1901年爆发,爆发后最亮视星等为0.2,这是20世纪发现的第一颗新星,也是现代发现的最亮新星,直到1918年才被天鹰座V603打破。它由苏格兰牧师托马斯·大卫·安德森在2月21日发现。.

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蛇夫座RS

蛇夫座RS(RS Oph)是在蛇夫座距離地球大約5,000光年的一顆新星,它在寧靜階段的視星等大約12.5等,曾在1898年、1933年、1958年、1967年、1985、2006年爆發,平均亮度達到5等。大約每20年,從紅巨星吸積在白矮星的材料就足以在表面產生熱核爆炸。白矮星在紅巨星擴張的大氣層內循著軌道運行,以吸積盤集聚紅巨星的大氣至白矮星。.

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蛇夫座V849

蛇夫座V849(V849 Ophiuchi)也被称为1919年蛇夫座新星(Nova Ophiuchi 1919)是一颗位于蛇夫座的新星,1919年爆发。爆发时最亮视星等为7.4。.

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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).

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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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SN 1572

SN 1572,又名“第谷超新星”,“仙后座B”,是一顆於仙后座出現的超新星,也是少數能以肉眼看見的超新星之一。它於1572年11月11日由丹麦天文学家第谷·布拉赫首度觀測,當時它比金星光亮,隨著光度轉暗,至兩年後的1574年3月,它已經無法再以肉眼看到。仙后座还有另外一颗著名的超新星遗迹:仙后座A。 第谷·布拉赫可能不是这个超新星的首位发现者,倒可能是Wolfgang Schuler ,后者于1572年11月6日首次发现它。意大利天文学家Francesco Maurolico也可能先于第谷·布拉赫发现它。 作为一个暗淡的星云,这个超新星遗址于二十世纪六十年代被科学家用帕洛马天文台的望远镜观察到;之后,为倫琴衛星 (ROSAT) 的望远镜所拍摄到。这个超新星可能属于Ia超新星:它原本是一颗白矮星,因为从伴星取得物质,使质量超过钱德拉塞卡极限,从而发生爆发,也可能是两颗白矮星并合而产生。Ia型超新星爆发后不会留下中子星或者黑洞,因此最后将不会产生像蟹状星云那样的脉冲风星云。SN 1572的冲击波目前仍以大约每秒数千公里的速度向外扩张。.

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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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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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標準燭光

標準燭光是天文學中已經知道光度的天體,而在宇宙學和星系天文學中獲得距離的幾種重要方法都是以標準燭光做基礎的。比較已知的光度(或是它的對應函數的數值,絕對星等)和他的觀測亮度(視星等),距離可以經由下面的公式計算而得: 此處的D是距離,kpc是千秒差距(103 秒差距), m是視星等,M是絕對星等(兩者均處於靜止的狀態下)。 (這與天體的距離模數是緊密相關的。) 標準燭光有下列這些類型:.

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武仙座DQ

武仙座DQ(或武仙座新星 1934)是一顆在1934年於武仙座爆發的明亮慢新星,它的視星等曾達到1.5等。 座標:.

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武仙座V446

武仙座V446(V446 Herculis)是一颗位于武仙座的新星,1960年爆发。爆发时最亮视星等为2.8。由挪威天文学家在1960年3月7日首先报告发现。.

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武仙座V533

武仙座V533(V533 Herculis)是一颗位于武仙座的新星,1963年爆发。爆发时最亮视星等为3等。.

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武仙座V838

武仙座V838(V838 Herculis)是一颗位于武仙座的新星,1991年爆发。爆发时最亮视星等为5.0。.

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氫是一種化學元素,其化學符號為H,原子序為1。氫的原子量為,是元素週期表中最輕的元素。單原子氫(H)是宇宙中最常見的化學物質,佔重子總質量的75%。等離子態的氫是主序星的主要成份。氫的最常見同位素是「氕」(此名稱甚少使用,符號為1H),含1個質子,不含中子;天然氫還含極少量的同位素「氘」(2H),含1個質子和1個中子。 氫原子最早在宇宙復合階段出現並遍佈全宇宙。在標準溫度和壓力之下,氫形成雙原子分子(分子式為H2),呈無色、無臭、無味非金屬氣體,不具毒性,高度易燃。氫很容易和大部份非金屬元素形成共價鍵,所以地球上大部份的氫都以分子的形態存在,比如水和有機化合物等。氫在酸鹼反應中尤其重要,因為在這類反應中各種分子須互相交換質子。在離子化合物中,氫原子可以獲得一個電子成為氫陰離子(H−),或失去一個電子成為氫陽離子(H+)。雖然在一般寫法中,氫陽離子就是質子,但在實際化合物中,氫陽離子的實際結構是更為複雜的。氫原子是唯一一個有薛定諤方程式解析解的原子,所以對氫原子模型的研究在量子力學的發展過程中起到了關鍵的作用。 16世紀,人們通過混合金屬和強酸,首次製備出氫氣。1766至1781年,亨利·卡文迪什第一次發現氫氣是一種獨立的物質,燃燒後會產生水。安東萬-羅倫·德·拉瓦節根據這一性質,將其命名為「Hydrogen」,在希臘文中意為「生成水的物質」。19世纪50年代,英国医生合信编写《博物新编》(1855年)时,把元素名翻译为“轻气”,成為今天中文「氫」字的來源。 氫氣的工業生產主要使用天然氣的蒸汽重整過程,或通過能源消耗更高的水電解反應。大部份的氫氣都在生產地點直接使用,主要應用包括化石燃料處理(如裂化反應)和氨生產(一般用於化肥工業)。在冶金學上,氫氣會對許多金屬造成氫脆現象,使運輸管和儲存罐的設計更加複雜。.

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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%。.

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氧(IUPAC名:Oxygen)是一種化學元素,符號為O,原子序為8,在元素週期表中屬於氧族。氧屬於非金屬,是具有高反應性的氧化劑,能夠與大部分元素以及其他化合物形成氧化物。氧在宇宙中的總質量在所有元素中位列第三,僅居氫和氦之下。Emsley 2001, p.297在標準溫度和壓力下,兩個氧原子会自然鍵合,形成無色無味的氧氣,即雙原子氧()。氧氣是地球大氣層的主要成分之一,在體積上佔20.8%。地球地殼中近一半的質量都是由氧和氧化物所組成。 氧是細胞呼吸作用中重要的元素。在生物體中,主要有機分子,如蛋白質、核酸、碳水化合物和脂肪等,還有組成動物外殼、牙齒和骨骼的無機化合物,都含有氧原子。生物體絕大部分的質量都由含氧原子的水組成。光合作用利用陽光的能量把水和二氧化碳轉化為氧氣。氧氣的化學反應性強,容易與其他元素結合,所以大氣層中的氧氣成分只能通過生物的光合作用持續補充。臭氧()是氧元素的另一種同素異構體,能夠較好地吸收中紫外線輻射。位於高海拔的臭氧層有助阻擋紫外線,從而保護生物圈。不過,在地表上的臭氧屬於污染物,為霧霾的副產品之一。在低地球軌道高度的單原子氧足以對航天器造成腐蝕。 卡爾·威廉·舍勒於1773年或之前在烏普薩拉最早發現氧元素。約瑟夫·普利斯特里亦於1774年在威爾特郡獨立發現氧,因為其成果的發表日期較舍勒早,所以一般被譽為氧的發現者。1777年,安東萬-羅倫·德·拉瓦節進行了一系列有關氧的實驗,推翻了當時用於解釋燃燒和腐蝕的燃素說。他也提出了氧的現用IUPAC名稱「oxygen」,源自希臘語中的「ὀξύς」(oxys,尖銳,指酸)和「-γενής」(-genes,產生者)。這是因為命名之時,人們曾以為所有酸都必須含有氧。許多化學詞彙都在清末傳入中國,其中原法文元素名「oxygène」被譯為「養」,後譯為「氱」,最終演變為今天的中文名「氧」。 氧的應用包括暖氣、內燃機、鋼鐵、塑料和布料的生產、金屬氣焊和氣割、火箭推進劑、及航空器、潛艇、載人航天器和潛水所用的生命保障系統。.

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氮是一种化学元素,其化学符号为N;原子序数是7。在自然界中氮单质最普遍的形态是氮气,这是一种在标准状况下无色无味无臭的雙原子气体分子,由于化学性质稳定而不容易发生化學反应。氮气是地球大气中含量最多的气体,佔總體積的78.09%。1772年在苏格兰爱丁堡,由丹尼尔·卢瑟福分離空氣後发现。氮属于氮族元素中的一种。 氮是宇宙中常見的元素,在銀河系及太陽系的豐度排第七名。其生成的原因推測是由於超新星中碳和氫產生的核融合。由於氮元素及其和氫、氧形成的常见化合物都极易揮發,因此在內太陽系中的類地行星中氮元素較不常見。不過和地球一样,其他行星及其卫星的大氣層中,气态的氮及其化合物很常见。 很多工业上很重要的化合物(比如氨、硝酸、用作推进剂或炸药的有机硝酸盐以及氰化物)都含有氮原子。氮原子之间具有非常牢固的化学键,无论是在工业中或是在生物体內,将转化为有用的含氮化合物都是很不容易的。相应的,当含氮化合物燃烧,爆炸或分解时会产生氮气,并通常可以释放大量有用的能量。合成产生的氨和硝酸盐是关键的工业化肥料,而硝酸盐肥料是引起水系统富营养化的关键污染物。 含氮化合物除了作为肥料和能量储存的功用之外还有其他多种用途。氮是克維拉纤维和氰基丙烯酸酯强力胶水等多种材料的组成部分。在各种药学药品的大类中(包括抗生素)都含有氮元素。许多药物都是天然含氮信号分子的类似物或前体药物。比如,有机硝酸盐硝酸甘油和硝普钠在体内代谢产生一氧化氮以控制血压。植物中的生物鹼(经常是防卫性化合物)根据定义是含有氮的,许多知名的含氮药物(比如咖啡因和吗啡)是生物碱或是合成的天然产物类似物,像许多植物生物碱一样用作于动物体内的神经传导物质的接收器上(例如合成苯丙胺)。 氮主要存在于所有的有机体的氨基酸(以及蛋白质)和核酸(DNA和RNA)之中。人类身体中的3%的重量都是氮元素构成的,其含量仅次于氧元素、碳元素和氢元素。氮循环是指氮元素从空气进入生物圈和有机化合物中然后再返回大气的转移过程。.

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氖(舊譯作氝,訛作氞)是一种化学元素,它的化学符号是Ne,它的原子序数是10,是一种无色的稀有气体,把它放电时呈橙红色。氖最常用在霓红灯之中。空气中含有少量氖。.

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洛希極限

洛希極限(Roche limit)是一個天體自身的重力与第二個天體造成的潮汐力相等时的距離。當两个天體的距離少於洛希極限,天體就會傾向碎散,繼而成為第二個天體的環。它以首位計算這個極限的人愛德華·洛希命名。 洛希極限常用于行星和环绕它的衛星。有些天然和人工的衛星,儘管它們在它們所環繞的星體的洛希極限內,卻不至成碎片,因為它們除了引力外,還受到其他的力。木衛十六和土衛十八是其中的例子,它們和所環繞的星體的距離少於流體洛希極限。它們仍未成為碎片是因為有彈性,加上它們並非完全流體。在這個情況,在衛星表面的物件有可能被潮汐力扯離衛星,要視乎物件在衛星表面哪部分——潮汐力在兩個天體中心之間的直線最強。 一些內部引力較弱的物體,例如彗星,可能在經過洛希極限內時化成碎片。蘇梅克-列維9號彗星就是好例子。它在1992年經過木星時分成碎片,1994年落在木星上。 現時所知的行星環都在洛希極限之內。.

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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。.

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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。.

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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。.

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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。.

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拉丁语

拉丁语(lingua latīna,),羅馬帝國的奧古斯都皇帝時期使用的書面語稱為「古典拉丁語」,屬於印欧语系意大利語族。是最早在拉提姆地区(今意大利的拉齐奥区)和罗马帝国使用。虽然现在拉丁语通常被认为是一种死语言,但仍有少数基督宗教神职人员及学者可以流利使用拉丁语。罗马天主教传统上用拉丁语作为正式會議的语言和礼拜仪式用的语言。此外,许多西方国家的大学仍然提供有关拉丁语的课程。 在英语和其他西方语言创造新词的过程中,拉丁语一直得以使用。拉丁语及其后代罗曼诸语是意大利语族中仅存的一支。通过对早期意大利遗留文献的研究,可以证实其他意大利语族分支的存在,之后这些分支在罗马共和国时期逐步被拉丁语同化。拉丁语的亲属语言包括法利斯克语、奥斯坎语和翁布里亚语。但是,威尼托语可能是一个例外。在罗马时代,作为威尼斯居民的语言,威尼托语得以和拉丁语并列使用。 拉丁语是一种高度屈折的语言。它有三种不同的性,名词有七格,动词有四种词性变化、六种时态、六种人称、三种语气、三种语态、两种体、两个数。七格当中有一格是方位格,通常只和方位名词一起使用。呼格与主格高度相似,因此拉丁语一般只有五个不同的格。不同的作者在行文中可能使用五到七种格。形容词与副词类似,按照格、性、数曲折变化。虽然拉丁语中有指示代词指代远近,它却没有冠词。后来拉丁语通过不同的方式简化词尾的曲折变化,形成了罗曼语族。 拉丁语與希腊语同為影響歐美學術與宗教最深的语言。在中世纪,拉丁语是当时欧洲不同国家交流的媒介语,也是研究科学、哲学和神學所必须的语言。直到近代,通晓拉丁语曾是研究任何人文学科教育的前提条件;直到20世纪,拉丁语的研究才逐渐衰落,重点转移到对當代语言的研究。.

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2013年半人马座新星

2013年半人马座新星(Nova Centauri 2013),在发现时被称为PNV J13544700-5909080,变星命名法又成为半人马座V1369,是一颗位于半人马座的新星,由澳洲天文爱好者John Seach在2013年12月2日发现。新星发现时的视星等是5.5等, 於12月14日达到最亮的峰值3.3等,是21世纪发现的最明亮新星。.

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2013年海豚座新星

#重定向 海豚座V339.

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