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加州理工
#重定向 加利福尼亞理工學院.
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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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太陽
#重定向 太阳.
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。.
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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伯克利
伯克利（Berkeley），或譯貝克萊、貝克利或柏克萊，可以指：.
利克天文台
利克天文台（Lick Observatory）位于美国加利福尼亚州圣荷西市的东部，汉密尔顿山的山顶上，海拔4209英呎，由聖塔克魯茲加利福尼亞大學管理。 利克天文台是世界上首个建于山顶的永久性台址，使用美国富豪詹姆斯·利克的遗产，建造于1876年至1887年间。1887年，利克的遗体安葬在口径36英寸（91厘米）的折射望远镜的基座下面，这台望远镜被命名为詹姆斯·利克望远镜。1888年1月3日，利克望远镜开光，是当时世界上最大的折射望远镜。直到1897年这一纪录才被叶凯士天文台打破。1888年4月，利克天文台移交给加利福尼亚大学董事会管辖，成为世界上首个建于山顶的永久天文台。首任台长是爱德华·霍顿。1898年，詹姆斯·基勒担任天文台的第二任台长。 随着圣荷西的日益繁华，光污染逐渐开始对天文台的观测工作造成影响。1980年代，圣荷西的路灯全部改用低压钠灯，这种灯的灯光容易用望远镜上的滤光片去除。为了感谢圣荷西在降低光害方面所做的努力，利克天文台发现的第6216号小行星命名为“圣荷西”。 利克天文台的主要观测设备有：.
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光變曲線
光度曲線是天文學上表示天體相對於時間的亮度變化圖形，是時間的函數，通常會顯示出一種特定的頻率間隔或是帶狀。光度曲線會呈現週期性，像是食雙星、造父變星和其他的各種變星，或是非週期性的，像是新星、激變變星、超新星或微透鏡事件，的光度曲線。研究光度曲線，並配合其他的觀測，能獲得重要的訊息，像是導致這種過程的物理機制，或是制約這種行為的物理理論。.
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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：.
红外线
红外线（Infrared，简称IR）是波长介乎微波与可见光之间的电磁波，其波長在760奈米（nm）至1毫米（mm）之間，是波長比紅光長的非可見光，對應頻率約是在430 THz到300 GHz的範圍內。室溫下物體所發出的熱輻射多都在此波段。 红外线是在1800年由天文學家威廉·赫歇爾發現，他發現有一種頻率低于紅色光的輻射，雖然用肉眼看不見，但仍能使被照射物體表面的溫度上昇。太陽的能量中約有超過一半的能量是以红外线的方式進入地球，地球吸收及發射紅外線輻射的平衡對其氣候有關鍵性的影響。 當分子改變其旋轉或振動的運動方式時，就會吸收或發射紅外線。由紅外線的能量可以找出分子的振動模態及其偶極矩的變化，因此在研究分子對稱性及其能態時，紅外線是理想的頻率範圍。紅外線光譜學研究在紅外線範圍內的光子吸收及發射。 红外线可用在軍事、工業、科學及醫學的應用中。紅外線夜視裝置利用即時的近紅外線影像，可以在不被查覺的情形下在夜間觀察人或是動物。紅外線天文學利用有感測器的望遠鏡穿透太空的星塵（例如分子雲），檢測像是行星等星體，以及檢測早期宇宙留下的紅移星體。紅外線熱顯像相機可以檢測隔絕系統的熱損失，觀查皮膚中血液流動的變化，以及電子設備的過熱。红外线穿透云雾的能力比可见光强，像紅外線導引常用在飛彈的導航、熱成像儀及夜視鏡可以用在不同的應用上、红外天文学及遠紅外線天文學可在天文學中應用红外线的技術。.
熱力學溫標
#重定向 热力学温标.
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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.
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。.
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。.
麒麟座V838
麒麟座V838（V838 Monocerotis、V838 Mon）是位在麒麟座的一顆紅色變星，距離太陽約20,000光年（6 kpc）；它可能是已知最大的恆星之一，該恆星在2002年經歷了一次爆發事件並被觀測到。一開始相信這是一次新星爆發，但在之後發現並非如此。爆發的原因至今不明，但有數個理論已經提出，其中包含恆星死亡的過程、聯星合併或吞噬行星。.
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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。.
自然雜誌
《自然杂志》（Chinese Journal of Nature），创刊于1978年5月，现由上海大学主办，上海市教育委员会主管。是中国一本内容涵盖自然科学各个领域的学术性和知识性、动态性相结合的综合刊物, 是自然科学总论类国家中文核心期刊, 是中国科学技术信息研究所审定的中国科技论文统计源期刊。 办刊宗旨是：介绍自然科学领域各学科和工程技术方面的最新成就和发展，传播自然科学知识，支持有创见的新思想与新学说，开展学术交流与争鸣，以帮助读者拓宽知识面，提高科学素养。“沟通不同学科、不同专业的桥梁（钱伟长语）”。 读者对象是: 广大科技工作者、大专院校师生、中学教师及自然科学爱好者。.
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M85
M85（也稱為NGC 4382）是一個位於后髮座的透鏡狀星系，是由皮埃爾·梅香（Pierre Méchain）於1781年所發現，為室女座星系團的成員。1960年12月30日有一顆超新星（1960R）被發現，亮度達到11.7等。.
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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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）。.
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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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。.
