比浏览器更快的访问！
36 关系: 參宿四，参宿，天鵝座α型變星，天津四，天文單位，太阳质量，太陽，巨大質量恆星列表，巨大恆星列表，主序星，干涉 (物理学)，亮星星表，依巴谷星表，周邊昏暗，光學頻譜，光度，獵戶座，獵戶座OB1星協，獵戶腰帶，纽约，纽约州，角直徑，视星等，误差范围，藍超巨星，自行，色指數，HD星表，IC 2118，SAO星表，SIMBAD，恒星光谱，恆星亮度列表，每日一天文圖，日本历史，拜耳命名法。
參宿四
参宿四（Betelgeuse），也就是拜耳命名法中著名的獵戶座α（α Orionis或α Ori），是全天第九亮星，也是獵戶座第二亮星，只比鄰近的参宿七（獵戶座β）暗淡一點。它有著明顯紅色的半規則變星，視星等在0.2至1.2等之間變化著，是變光幅度最大的一等星。這顆恆星標示著冬季大三角的頂點和冬季六邊形的中心。 在分類上，参宿四是一顆紅超巨星，並且是已知最大和最亮的恆星之一。如果它位於太陽系的中心，它的表面會超越小行星帶，並可能抵達並超越木星的軌道，完全地席捲掉水星、金星、地球和火星。但是，在上個世紀對参宿四的距離估計從180光年至1,300光年不等，因此對其直徑、光度和質量的估計是很難被證實的。目前認為参宿四的距離大約是640光年，平均的絕對星等是-6.05。 而事实上，有关参宿四的质量始终有争议，有的资料显示它的质量不过太阳的14至15倍，但也有的资料认为它的质量达到太阳的18至19倍甚至20倍的，而这种质量的不确定性，正是由于测量距离的不确定性造成的。 在1920年，参宿四是第一顆被測出角直徑的恆星（除太陽之外）。從此以後，研究人員不斷使用不同的技術參數和望遠鏡測量這顆巨星的大小，而且經常產生衝突的結果。目前估計這顆恆星的視直徑在0.043～0.056角秒，作為一個移動的目標，参宿四似乎周期性的改變它的形狀。由於周邊昏暗、光度變化（變星脈動理論）、和角直徑隨著波長改變，這顆恆星仍然充滿了令人費解的謎。参宿四有一些複雜的、不對稱的包層，引起巨大的質量流失，涉及從表面向外排出的龐大冠羽狀氣體，使事情變得更為複雜。甚至有證據指出在它的氣體包層內有伴星環繞著，可能加劇了這顆恆星古怪的行為。 天文學家認為参宿四的年齡只有1,000萬年，但是因為質量大而演化得很快。它被認為是來自獵戶座OB1星協的奔逃星，還包含在獵戶腰帶的参宿一、参宿二、和参宿三等0和B型晚期恆星的集團。以現行恆星演化的晚期階段，預料参宿四在未來的數百萬年將爆炸成為II型超新星，並變成一顆中子星。.
参宿
參宿（），參水猿，二十八宿之一，西方七宿第七宿。“參”字本來的意思是三，指參宿中央三星，代表三將軍。中央三星南面是伐三星，代表邊境胡人。參宿西南角有一玉井，正南面的是軍井。軍井以南是屏風，屏風東面是廁，廁南面是屎。.
天鵝座α型變星
天鵝座α型變星是顯示出非徑向脈動的變星，意味著當恆星表面有些地方收縮時，而同時也有些地方是擴張的。它們是光譜類型B或A的超巨星，亮度變化在0.1視星等，並與脈動相關聯，而由於和多脈動週期的節拍相關聯，因而通常是不規則變星。脈衝週期通常有幾天到幾個星期的周期。 這種變星的原型是天津四（天鵝座α），顯示的亮度在1.21 和 +1.29 之間波動。眾所周知很多在早期的超巨星都有小幅快速的變動，但之前它們未被歸為一類，直到1985年的變星總表第四版才收錄為變星的一種，縮寫的字母為ACYG（Alpha Cygni variable stars）。許多高光度藍變星（LBVs）在它們平靜（熱）階段顯示出天鵝座α型變星的型態，但在這種情況下一般仍使用LBV的分類。 克裡斯托費爾（Christoffel Waelkens）和他的同事在1998年的研究，分析依巴谷衛星的資料，發現了大量（32）此類變星。.
新！!: 參宿七和天鵝座α型變星 · 查看更多 »
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」。.
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。.
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.
巨大質量恆星列表
這是一份有關巨大質量恆星的列表，依太陽質量的多寡排列（1太陽質量.
新！!: 參宿七和巨大質量恆星列表 · 查看更多 »
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。.
新！!: 參宿七和巨大恆星列表 · 查看更多 »
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。.
干涉 (物理学)
干涉（interference）在物理学中，指的是兩列或两列以上的波在空间中重疊時发生叠加，从而形成新波形的現象。 例如采用分束器将一束单色光束分成两束后，再让它们在空间中的某个区域内重叠，将会发现在重叠区域内的光强并不是均匀分布的：其明暗程度随其在空间中位置的不同而变化，最亮的地方超过了原先两束光的光强之和，而最暗的地方光强有可能为零，这种光强的重新分布被称作“干涉条纹”。在历史上，干涉现象及其相关实验是证明光的波动性的重要依据 ，但光的这种干涉性质直到十九世纪初才逐渐被人们发现，主要原因是相干光源的不易获得。 为了获得可以观测到可见光干涉的相干光源，人们发明制造了各种产生相干光的光学器件以及干涉仪，这些干涉仪在当时都具有非常高的测量精度：阿尔伯特·迈克耳孙就借助迈克耳孙干涉仪完成了著名的迈克耳孙－莫雷实验，得到了以太风观测的零结果。迈克耳孙也利用此干涉仪測得的精確長度，並因此獲得了1907年的諾貝爾物理學獎。而在二十世纪六十年代之后，激光这一高强度相干光源的发明使光学干涉测量技术得到了前所未有的广泛应用，在各种精密测量中都能见到激光干涉仪的身影。现在人们知道，两束电磁波的干涉是彼此振动的电场强度矢量叠加的结果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的几率幅叠加的结果。.
新！!: 參宿七和干涉 (物理学) · 查看更多 »
亮星星表
亮星星表，也称为亮星耶鲁星表（Yale Catalogue of Bright Stars）或耶鲁亮星星表（Yale Bright Star Catalogue），是一个列举了视星等超过6.5的恒星的星表。它几乎涵盖了地球上肉眼能看到的所有恒星。现在可以通过数种方法在线查看它的第五版。第一版於1930年出版，由于该星表的前身是由哈佛大学天文台於1908年出版的哈佛恒星测光表修订版（Harvard Revised Photometry）的原因，尽管耶鲁亮星星表的缩写为BS或YBS，但从该星表引用的恒星名都以HR开头。耶鲁亮星星表包含了9110个天体，其中9096个为恒星，9个为新星或超新星，4个为非恒星。这四个非恒星分别为球状星团杜鹃座47(HR 95)、NGC 2808 (HR 3671)、疏散星团NGC 2281 (HR 2496) 和M67 (HR 3515)。 自從1930年第一版問世之後，星表中的天體數量就固定了，1940年第二版、1964年第三版及1982年的第四版都只對內容加以修訂，並增加註解中的資料。1983年出版了增補版，收錄了2603顆亮度高於7.1等的恆星，其中也包括哈佛恒星测光表修订版中原已收錄的500多顆。1991年出版的第5版已改為網路版，可以在網路上查閱。這個版本的註釋就被大量的擴充，其份量已經比星表本身略為多了一些。.
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。.
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：.
光學頻譜
光学频谱，简称光谱，是复色光通过色散系统（如光栅、棱镜）进行分光后，依照光的波长（或频率）的大小顺次排列形成的图案。光谱中的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的唯一部分，在这个波长范围内的电磁辐射被称作可见光。光谱并没有包含人類大脑視覺所能区别的所有颜色，譬如褐色和粉红色，其原因是粉红色并不是由单色组成，而是由多种色彩组成的。参见颜色。.
光度
光度在科學的不同領域中有不同的意義。.
獵戶座
獵戶座（Orion）是一個非常顯著的星座，也許是夜空中最出名的一個。全世界的人都能看到它那些分佈在天赤道上耀眼的星，也是各地人都認得的星座，也因此獵戶座一直有著「星座之王」的美譽，形如獵人俄里翁站在波江座的河岸，身旁有他的兩頭獵犬大犬座和小犬座，與他一起追逐著金牛座。一些其他的獵物如天兔座都在他的附近。.
獵戶座OB1星協
獵戶座OB1星協是一個包含數打光譜類型為0和B型的熱巨星集團。星協是由數千顆低質量恆星，和一定數量的原恆星 (規模較小但重要的)。它是巨大的獵戶座分子雲團的一部分。由於相對的接近和複雜性，使他成為受到最密切研究的OB星協。 獵戶座OB1星協包含以下這些成員：.
新！!: 參宿七和獵戶座OB1星協 · 查看更多 »
獵戶腰帶
獵戶腰帶是在獵戶座內的一個星群，它包含獵戶ζ（Alnitak）、獵戶ε（Alnilam）、和獵戶δ（Mintaka）三顆亮星。尋找獵戶座的腰帶是在夜空中定出獵戶座位置最簡單的方法。在每年一月中旬的晚間9點鐘左右，獵戶座通過子午線之際，是最容易找到獵戶座腰帶的時間。 同樣的這三顆星在拉丁美洲被稱為三位瑪麗雅，它們也被作為北半球冬夜的標誌，這時的太陽位在一年中最低（最南方）的位置。 理查德·欣克利·阿倫列出了許多獵戶腰帶的口語名稱：在英語中包括雅各杵或權杖（Jacob's Rod or Staff）、彼得的桿子（Peter's Staff）、金手臂（the Golden Yard-arm）、the L、或Ell、Ell和Yard、the Yard-stick、和the Yard-wand、the Ellwand、Our Lady's Wand、the Magi、the Three Kings、the Three Marys、或最簡單的舊稱為三顆星（the Three Stars）。 Job 38:31 (King James Version) asks "Canst thou bind the sweet influences of Pleiades, or loose the bands of Orion?".
纽约
纽约（New York）是位於美國紐約州的城市，為美国人口最多的城市、紐約都會區的核心、以及世界最大的城市之一，是对全球的经济、商业、金融、媒体、政治、教育和娱乐具有极大影响力的国际大都会。纽约还是聯合國總部所在地，因此紐約也被认为是世界外交的中心。纽约还被称为「世界文化之都.
纽约州
纽约州（State of New York），暱稱帝國州（Empire State），是美国东北部的一个州，首府是奧爾巴尼，由上州、紐約市及郊縣（下州）所組成。 纽约州西部及北部与加拿大接壤，东邻马萨诸塞州、康涅狄格州、佛蒙特州（即“新英格兰三州”）和大西洋，南接宾夕法尼亚州和新泽西州，西北部連接五大湖之一的安大略湖。通常人们说起纽约州时不能像称呼美国绝大多数州那样省略最后的“州”（State）字，因为简单地说纽约多指纽约市。.
角直徑
角直徑是以角度做測量單位時，從一個特定的位置上觀察一個物體所得到的「視直徑」。視直徑只是被觀測的物體在垂直觀測者視線方向中心的平面上產生的透視投影的直徑。由於它是在觀測者的角度下按比例的縮影，因此與物體真實的直徑會有所不同。但對一個在遙遠距離上的盤狀天體，視直徑和實直徑是相同的。.
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。.
误差范围
误差范围表达了统计结果中的随机波动的大小。这可以视为同样的问卷调查进行多次，其报告的百分比的变化的衡量。误差范围越大，该调查得到的百分比接近“真实”值（也就是在整个样本空间中的百分比）的可能性越低。 误差范围可以通过一次抽样调查得到的每个数字进行计算，除非所进行的是一次非概率抽样。对于以百分比表达的结果，经常可以计算一个最大误差范围，它适用于该调查的所有结果（至少所有基于整个采样的结果）。有时最大误差范围可以直接从采样的大小（回答问卷者的数量）计算。 误差范围通常在三个可信度上给出；99%，95%和90%。99%这个级别是最保守的，而90%的级别是最不保守的。95%的级别最为常用。如果可信度为95％，则整个样本空间的“真实”百分比有95％的可能处于一个问卷的结果的误差范围内。等价的说，误差范围就是95％可信区间的半径。 注意误差范围只考虑随机采样误差。它不考虑潜在的其它误差源，例如问题中的偏向性，没有被调查到的群体所带来的偏差，拒绝回答或者撒谎的人带来的误差，错误记数或者计算带来的偏差，等等。 \approx 1.29/\sqrt\, These formulae only apply if the survey used a simple random sample.
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。.
自行
自行是恆星相對於太陽系的質量中心，隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變，它的測量是以角秒/年為單位（3600角秒才等同於角度的1度）。反之，徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度，隨著時間推展的變化率，通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質（即恆星的內稟性質），因為它包含了太陽系本身運動的元素在內。由於光速是有限的，遙遠恆星的真實速度很難觀測得到，觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。 自行的測量需要排除下列會影響觀測天體位置座標值的因素，這些因素主要有：.
色指數
色指數是天文學中利用顏色來顯示恆星表面溫度的一個純量。要測量出這個指數，觀測者需要使用兩種不同的濾鏡，U和B或B和V，依序測出目標物的光度。這是一套很常用的通帶或濾鏡測光系統，U是對紫外線靈敏的濾鏡，B是對藍光靈敏的濾鏡，V是對黃綠色的可見光靈敏的濾鏡（參考UBV系統）。使用不同濾鏡測得的光度差分別稱為U-B或B-V的色指數，數值越小，恆星的顏色越接近藍色；反之，色指數越大，顏色越紅（或溫度越低）。 這是一系列以對數顯示的結果，明亮的天體呈現的數值比暗淡的天體為小（可以為負值）。在比較上，淡黃色的太陽B-V色指數為0.656±0.005，藍色的參宿七B-V的數值為-0.03（參宿七的B星等為0.09，V星等為0.12，B-V.
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.
IC 2118
IC 2118，由於它的形狀，也稱為女巫星雲或巫頭星雲（Witch Head Nebula），是個極為微弱的反射星雲，相信是古代的超新星殘骸或排出的氣體被附近的超巨星，獵戶座的參宿七所照亮。它的位置在波江座，距離地球大約900光年。天然的塵埃微粒反射藍光的能力比紅光強，這是女巫星雲呈現藍色的原因。對IC 2118的電波觀測顯示在這個星雲中的分子雲與恆星形成的部分有實質一氧化碳排放的指標。事實上，在這個星雲的內部深處已經發現一些主序前星和一些經典的金牛T星 。 IC 2118的分子雲可能與獵戶-波江氣泡的外緣並列著。這是由獵戶座 OB1星協的大質量恆星產生吹出的一個巨大的氫分子雲超級殼。由於這個超級殼擴展進入星際物質，產生了有利於恆星形成的條件，而IC 2118就座落在這樣的環境內。恆星風的吹拂使這個亮星雲呈現彗星狀的外貌，強烈的支持與獵戶座OB1星協中明亮的大質量恆星的關聯性。IC 2118星雲像彗星狀的頭指向東北方星協的事實，是對這種關聯性最有力的支撐。.
新！!: 參宿七和IC 2118 · 查看更多 »
SAO星表
SAO星表（The Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog / 史密松天体物理台星表）是一个天体测量星表，在1966年由史密松天体物理台出版，共包含258,997颗恒星。该星表由之前的一些星表编纂而成，但仅收录9.0等以上且已经精确测量过自行的恒星。SAO星表里的星名由字母SAO开头接着数字序号表示，恒星以赤纬分区，每10度为一区，共分为18区，在每一区中的恒星依照赤经位置来排序。SAO星表较大的变动是增加了一些HD星表没有的资料：恒星的自行，因为这是很有用的资料；与HD星表和巡天星表序号的交互参照，在最后的一版中仍然被保留着。.
SIMBAD
SIMBAD（Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data）是由法國數據資料中心負責和維護的一個天文資料庫，其設置的功能在確認、測量太陽系外天體和收錄相關文獻。 SIMBAD是由恆星確認目錄（Catalog of Stellar Identifications，CSI）和恆星指引書目合併創造出來的。在1979年前，它們只存在於默冬電腦中心。然後，它們額外的從其他目錄和學術文獻擴大了資料來源。在1981年首度提供了網上互動式版本，舊式被稱為V2的版本。V3的版本使用C語言開發，在斯特拉斯堡天文台的UNIX電腦工作站上執行。2006年秋季，在資料庫中看見釋出完全由JAVA（電腦程式語言）撰寫和支援的軟體的V4版本，現在儲存在PostgreSQL。 截至2011年10月11日，SIMBAD以15,224,536個不同的名稱，以及257,763 參考書目和8,313,370書目引文。 小行星(4692)，，被命名為(4692) SIMBAD。.
新！!: 參宿七和SIMBAD · 查看更多 »
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.
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：.
新！!: 參宿七和恆星亮度列表 · 查看更多 »
每日一天文圖
每日一天文圖（Astronomy Picture of the Day，APOD）網站是美國國家航空暨太空總署與密西根科技大學（MTU）提供的服務，經由網站，每天提供一張我們宇宙不同的影像或圖片，並由專業的天文學家寫上一份扼要的說明為其特色。照片呈現時不需要特別注明確實的拍攝日期，圖像有時也會重複。但是，圖片和描述經常與天文或太空探測的時事有關，圖像可以是一張相片、在不同波長下拍攝的假色圖，或是藝術家的構想。從1995年6月16日起的第一張開始，過去的影像都被APOD儲存著。美國國家航空暨太空總署、國家科學基金會和密西根科技大學都主動的支持這個網站。圖樣的作者是自然人或不屬於美國國家航空暨太空總署，因此APOD的影樣不同於美國國家航空暨太空總署其它的影像集，經常只是擁有版權的。在台灣的國立成功大學物理系取得正體中文版的翻譯授權，每日進行翻譯工作。.
新！!: 參宿七和每日一天文圖 · 查看更多 »
日本历史
日本歷史、日本史是指日本或日本列島內的歷史。 根據民間傳說，日本於公元前660年2月11日建國。日本在公元4世紀出現首個統一政權大和國，其後於大化革新後確立天皇體制，引入唐朝文化。12世紀末，日本開始六百多年的幕府時代，期間曾經歷一個半世紀的戰國時代，以及由豐臣秀吉領導的文祿慶長之役。17世紀初，江戶幕府實行鎖國政策二百多年。 1854年黑船事件後，日本國內有志之士提出「尊王攘夷」等號召，江戶幕府在壓力下，被迫將政權還給明治天皇。1867年，明治天皇整頓內政，富國強兵，一戰後短暫經歷大正民主時期，到1930年代落入軍部控制，實行軍國主義，但於1945年被盟國擊敗後宣布投降。日本在恢復主權後經濟高速增長，躋身先進國家之列，直至1990年代，泡沫經濟破灭。.
拜耳命名法
拜耳命名法（Bayer designation）是一種恆星命名法，它以一個希臘字母做前導，後面伴隨著拉丁文所有格的星座名稱。拜耳命名的原始清單載有的恆星共有1,564顆。 德國天文學家約翰·拜耳於1603年在他的星圖《測天圖》（Uranometria）中，首先有系統的為許多亮星命名。拜耳在他的星圖上，使用小寫的希臘字母，像是α、β、γ、等等為前導，分配給星座中的每一顆星，再與恆星所在星座的拉丁文所有格結合，組成恆星的名字（參見所有格的星座列表，在中文則是字母跟隨在星座名稱之後）。例如，畢宿五命名為金牛座α，它的意思就是在金牛座排序為第一顆的恆星。 單一個星座可能包含50顆甚至更多的恆星，但是希臘字母只有24個，當這些字母用完之後，拜耳開始使用小寫的拉丁字母：因此便會有船底座s和半人馬座d等名稱。在星星數量極多的星座內，拜耳最終使用到大寫的拉丁字母，像是天蝎座G和船帆座N。拜耳使用的最後一個大寫字母是Q。.
