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36 关系: 基普·索恩，同位素，天蝎座，天文物理期刊，寶瓶座，寶瓶座U，小麦哲伦星系，中子星，人马座，引力波探测器，北冕座R型變星，皇家天文學會月報，球狀星團，秒差距，紅巨星，紅超巨星，熱力學溫標，聯星，超新星，黑洞，阻力，赤纬，赤经，赫兹，脉冲星，重力波 (相對論)，HV 2112，Rp-過程，X射線爆發源，恒星，恆星核合成，核聚变，歐本海默極限，氢，沃爾夫–拉葉星，漸近巨星分支。
- 1977年科學
- 中子星
- 假想恆星
- 恒星演化
- 紅巨星
基普·索恩
基普·斯蒂芬·索恩（Kip Stephen Thorne， ）是美国理论物理学家，主要贡献是在引力物理和天体物理学领域。索恩和英国物理学家斯蒂芬·霍金，以及美国天文学家、科普作家、科幻小说作家卡尔·萨根保持了长期的好友和同事关系。2009年以前一直担任加州理工学院费曼理论物理学教授，是当今世界上研究在天体物理学領域的广义相对论理論與實驗的领导者之一。 2017年，索恩因对LIGO探测器及引力波探测的决定性贡献而与莱纳·魏斯及巴里·巴里什共同获得诺贝尔物理学奖。.
同位素
同位素（Isotope）是某種特定化學元素之下的不同種類，同一種元素下的所有同位素都具有相同原子序數，質子數目相同，但中子數目卻不同。這些同位素在化學元素週期表中佔有同一個位置，因此得名。 例如氫元素中氘和氚，它們原子核中都有1個質子，但是它們的原子核中分別有0個中子、1個中子及2個中子，所以它們互為同位素。.
天蝎座
天蝎座（Scorpius，天文符号：♏），是一个位于南天球的黄道带星座之一，面积496.78平方度，占全天面积的1.204%，在全天88个星座中，面积排行第三十三。每年6月3日子夜天蝎座中心经过上中天。天蝎座中亮于5.5等的恒星有62颗，最亮星为心宿二（天蝎座α），视星等为0.96，是全天第十五亮星。.
天文物理期刊
天文物理期刊（The Astrophysical Journal）是在天文学及天体物理学領域重要的研究期刊，于1895年創刊，至2008年底都由美國芝加哥大學出版社發行；2009年1月起改由英國物理學會出版社發行。編輯部附屬美國天文學會之下，每月出版三冊，刊載的內容主要為最新的天文物理發展、發現、及学说。.
寶瓶座
宝瓶座（Aquarius，天文符号：♒）黃道帶星座之一，面积979.85平方度，占全天面积的2.375%，在全天88个星座中，面积排行第十位。宝瓶座中亮于5.5等的恒星有56颗，最亮星为虛宿一（宝瓶座β），视星等为2.90。每年8月25日子夜宝瓶座中心经过上中天。 寶瓶座在日本被称为水瓶座（みずがめ座）.
寶瓶座U
寶瓶座U（U Aquarii、U Aqr）是位於寶瓶座的一顆恆星，屬於北冕座R型變星。該恆星的視星等在10.6到15.9之間變化。有觀測證據顯示寶瓶座U可能是尚未被證實存在的索恩－祖特阔夫天体。.
小麦哲伦星系
小麥哲倫星系（SMC）是一個環繞著銀河系的矮星系，擁有數億顆的恆星 。 推測小麥哲倫星系原本是棒旋星系，因為受到銀河系的擾動才成為不規則星系 ，但在核心仍殘留著棒狀的結構。 在20萬光年距離上的小麥哲倫星系是最靠近銀河系的鄰居之一，也是裸眼能看見的最遙遠天體之一。 他位於杜鵑座，在夜空中看似模糊的光斑，大小約為3゜，由於平均的赤緯是 -73゜，所以只能在南半球和北半球的低緯度地區看見。他看似銀河系被分割的一個片段，由於表面光度很低，要在黑暗的環境下才能看得清楚。 他與在東方20゜的大麥哲倫星系成為一對，都是本星系群的成員。.
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）。.
人马座
人马座（Sagittarius，天文符号：♐），又稱射手座，是一个南天黄道带星座，面积867.43平方度，占全天面积的2.103%，在全天88个星座中，面积排行第十五。人马座中亮于5.5等的恒星有65颗，最亮星为箕宿三（人马座ε），视星等为1.85。每年7月7日子夜人马座中心经过上中天。.
引力波探测器
引力波探测器（Gravitational-wave observatory）是引力波天文学中用于探测引力波的装置。重力波是加速中的質量在時空中所產生的漣漪。阿爾伯特·愛因斯坦在1916年首次提出引力波的概念。通過探測重力波，可以對廣義相對論進行實驗驗證。常用的探測器有棒状探测器和激光干涉儀等，這些探測器的主要運作原理是測量重力波通過時對兩個相隔遙遠位置之間距離的影響。1960年代起，多個重力波探測器陸續被建造與啟用，並在探測器靈敏度上有不斷的進步。現今，這些探測器已具備探測銀河系以內與以外的重力波源的功能，是重力波天文學的主要探測工具。 有一些實驗已經給出引力波存在的間接證據，例如，赫爾斯－泰勒脈衝雙星的軌道衰減符合廣義相對論預測的因引力波發射而導致的能量減損。拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒因這項研究獲得了1993年諾貝爾物理學獎。 2016年，LIGO科學團隊與VIRGO團隊共同宣布，在2015年9月14日测量到在距离地球13亿光年处的两个黑洞合并所發射出的引力波信号。之後，又陸續探測到多次重力波事件。.
北冕座R型變星
北冕座R型變星（縮寫為RCB）是一種爆發型變星，這種恆星的光度變化有兩種模式，一個低振幅的脈動（十分之幾星等）和一個不規則而無法預知的1-9等級的暗淡。它的原型星是英國的業餘天文學家愛德華·皮戈特在1795年發現的北冕座R，他首度觀察到這顆星神秘的變暗。從此迄今，只確定了大約100顆的RCB變星，使這種變星成為非常罕見的變星。 這種變暗是是由凝聚的碳煤煙造成的，當可見光的亮度衰減時，以紅外線測量的亮度並沒有隨之減少。北冕座R型變星通常是超巨星，恆星光譜的類型是F和G（習慣上稱之為黃色）與典型的CN分子帶特徵。RCB星的大氣層缺乏氫，氫相對於氦和其他化學元素的豐度由千分之一降至百萬分之一，而宇宙中氫和氦的比例是3：1。.
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 。.
球狀星團
球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像衛星的恆星集團。球狀星團因為被重力緊緊束縛，使得恆星高度的向中心集中，因此外觀呈球形。 球狀星團被發現多在星系的暈之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星團擁有更多的恆星，但球狀星團的數量相較疏散星團相對的稀少，在銀河系內迄今只發現大約150個至158個。在銀河系內也許還有10- 20個或更多個尚未被發現。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距（大約130,000光年）或更遠的距離。越大的星系擁有越多：以仙女座星系為例，可能有500個球狀星團。有些巨大的橢圓星系，特別是位於星系團中心的，像是M87，有多達13,000個球狀星團。 在本星系群擁有足夠質量的星系，都有關聯性的球狀星團，並且幾乎每個曾經探測過的大質量星系都被發現擁有球狀星團的系統。人馬座矮橢球星系和有 爭議的大犬座矮星系似乎正在將它們的球狀星團（像是帕羅馬12）捐贈給銀河系。這表明這個星系的許多球狀星團在之前是如何取得的。 雖然這些球狀團看起來包含一些最初在銀河系產生的恆星，但它們的起源和在銀河系演化中扮演的角色仍不清楚。球狀星團看起來和矮橢圓星系有著顯著的不同，它是母星系形成恆星時的一部分，而不是一個獨立的星系。然而，由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。.
秒差距
差距（parsec，符號為pc）是一個宇宙距離尺度，用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離，但於2015年時被重新定義為一個精確值，為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年（31兆公里或19兆英里）。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年，由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即天文單位，或大約公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.
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。.
紅超巨星
紅超巨星（RSG）是恆星的恆星光譜分類的約克光譜分類（光度分類）中的第一級，超巨星中的一種。雖然它們的質量不是最大的，但體積卻是宇宙中最大的恆星。 質量超過10個太陽質量的恆星，在燃燒完核心的氫元素，進入燃燒氦元素的階段之後，將成為紅超巨星。這些恆星的表面溫度很低（3500-4500 K），但有極大的半徑。已知在銀河系內最大的四顆紅超巨星是仙王座μ、人馬座KW、仙王座V354和天鵝座KY，它們的半徑都在太陽的1,500倍以上（大約是7天文單位，或是地球至太陽距離的7倍）。大部分紅巨星的半徑是太陽的200至800倍，已經足以到達並超越地球到太陽的距離。 這些巨大的恆星比起"熱真空"－沒有明確邊界的光球，只是單純的滲入星際空間內－還是非常小。它們有緩慢、密集的恆星風，而且如果核心的反應因為任何原因減緩（例如在殼層中燃燒的轉變），它們可能縮小成為藍超巨星。藍超巨星有較快速但是疏落的恆星風，能造成在紅超巨星階段已經被釋出的物質被壓迫進入擴展的殼層內 許多紅超巨星的質量都允許它們核心的最終產物是鐵元素，在接近生命期的結束時，它們將發展出來的元素會越來越重，而越重的元素也越接近核心。 相對來說，紅超巨星的階段很短暫，持續的時間只有數十萬至數百萬年。大多數大質量的紅超巨星會發展成為沃爾夫-拉葉星，而質量稍低的紅超巨星會以類似II型超新星結束它們的生命。 參宿四和心宿二是紅超巨星最著名的例子。.
熱力學溫標
#重定向 热力学温标.
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。.
查看 索恩－祖特阔夫天体和聯星
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。.
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」。.
查看 索恩－祖特阔夫天体和黑洞
阻力
阻力（又称後曳力或流體阻力）是物體在流體中相對運動所產生與運動方向相反的力。 對於一個在流體中移動的物體，阻力為周圍流體對物體施力，在移動方向的反方向上分量的總和。而施力和移動方向垂直的分量一般則視為升力。因此阻力和物體移動方向恰好相反，像飛機前進時會產生推力來克服阻力的影響。 在航天动力学中，大氣阻力可以視為太空飛行器在發射時的低效率，其影響則是在發射時需要額外的能量，不過在返回軌道時大氣阻力有助於太空飛行器減速，可減少減速額外需要的能量，不過大氣阻力產生的熱量甚至可以將物體熔化。.
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赤纬
赤纬（英文Declination；縮寫為Dec；符號為δ）是天文学中赤道座標系統中的两个坐标数据之一，另一个坐标数据是赤经。赤纬与地球上的纬度相似，是纬度在天球上的投影。赤纬的单位是度，更小的单位是“角分”和“角秒”，天赤道为0度，天北半球的赤纬度数为正数，天南半球的赤纬的度数为负数。天北极为+90°，天南极为-90°。值得注意的是正号也必须标明。 例如，织女星的确切赤纬（曆元2000.0）为+38°47'01"。 在观测者天顶的赤纬与該觀測地的纬度相同。.
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赤经
赤經（英文Right ascension；縮寫為RA；符號為α）是天文學使用在天球赤道座標系統內的座標值之一，通过天球两极并与天赤道垂直，另一個座標值是赤緯。.
查看 索恩－祖特阔夫天体和赤经
赫兹
赫兹（符号：Hz）是频率的国际单位制单位，表示内周期性事件发生的次数。赫兹是以首个用实验验证电磁波存在的科学家海因里希·赫兹命名的，常用于描述正弦波、乐音、无线电通讯以及计算机时钟频率等。.
查看 索恩－祖特阔夫天体和赫兹
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。.
重力波 (相對論)
在廣義相對論裡，重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時，會在池塘表面產生漣漪，從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時，會在時空產生漣漪，從帶質量物體位置向外傳播，這時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了引力相互作用的傳播速度為光速，因此會產生重力波的現象。相反地說，牛頓重力理論中的交互作用是以無限的速度傳播，所以在這一理論下並不存在重力波。 由於重力波與物質彼此之間的相互作用非常微弱，重力波很不容易被傳播途中的物質所改變，因此重力波是優良的信息載子，能夠從宇宙遙遠的那一端真實地傳遞寶貴信息過來給人們觀測。重力波天文學是觀測天文學的一門新興分支。重力波天文學利用重力波來對於劇烈天文事件所製成的重力波波源進行數據收集，例如，像白矮星、中子星與黑洞一類的星體所組成的聯星，另外，超新星與大爆炸也是劇烈天文事件所製成的重力波波源。原則而言，天文學者可以利用重力波觀測到超新星的核心，或者大爆炸的最初幾分之一秒，利用電磁波無法觀測到這些重要天文事件。 阿爾伯特·愛因斯坦根據廣義相對論於1916年預言了重力波的存在。1974年，拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現赫爾斯－泰勒脈衝雙星。這雙星系統在互相公轉時，由於不斷發射重力波而失去能量，因此逐漸相互靠近，這現象為重力波的存在提供了首個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象，如簡稱LIGO的激光干涉重力波天文台。2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊共同宣布，人类於2015年9月14日首次直接探测到重力波，其源自於双黑洞合併。之後，又陸續多次探測到重力波事件，特別是於2017年8月17日首次探測到源自於雙中子星合併的重力波事件GW170817。除了LIGO以外，另外還有幾所重力波天文台正在建造。2017年，萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功探測到重力波，而獲得諾貝爾物理學獎。.
HV 2112
HV 2112是一顆位於小麦哲伦星系的紅超巨星。該恆星被認為是可能性極高的索恩－祖特阔夫天体候選者。.
Rp-過程
rp-過程（快質子捕獲過程）包括一連串的質子被種核捕獲形成重元素。。這是結合S-過程和R-過程的核合成過程，也許要對當前宇宙許多世代的重元素形成負起責任。然而，他有與其他被提及的過程有所不同而值得特別注意，因為它發生在穩定而富含質子的一側，相對的另一邊則是穩定但富含中子。Rp-過程的終點（他能製造的最重元素）雖然還不能確定，但是目前的研究顯示在中子星內不可能比碲更重。雖然更輕的，而且穩定的碲同位素也可以經由α衰變形成，但Rp-過程受到α衰變的抑制，使得終點被限制在105Te，這是被觀測到能進行α衰變的最輕原子核。.
X射線爆發源
X射線爆發源是一種會呈現週期性快速增加光度（通常是10或更高因次），且其峰值出現在電磁頻譜之X射線的X射線聯星。這種天文物理的系統是由吸積的緻密天體（通常是中子星，偶爾是黑洞）和一顆捐助者的主序星組成。捐助者的物質會落到中子星的表面並累積在那兒一陣子，直到氫融合成氦，並產生X射線。 擔任捐助者的主序星在分類上既可以是高質量恆星（超過10太陽質量（））也可以是低質量恆星（少於1 ），構成的聯星系統縮寫為分別為HMXB和LMXB。X射線爆發源的觀測不同於來自其它X射線瞬變源（像是X射線脈衝星和軟X射線暫現源），表現出急遽的上升時間（1-10秒），然後是軟化的光譜（低溫的黑體特性）。個別爆發能量的特徵是全通量1039–40爾格。相對於穩定吸積的中子星常態光度是1037爾格。.
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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恆星核合成
恆星核合成 是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆炸期間產生氫、氦、鋰之後，恆星核合成就一直持續地創造重元素。這原本是一個高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的協定。它解釋了宇宙中元素的豐度為何會隨著時間而增長，以及為什麼某些元素及其同位素會比其它的元素更豐富。這個理論最初是由弗雷德霍伊爾（Fred Hoyle）in在1946年提出，然後在1954年精煉 。進一步的發展，特別是對重元素中比鐵重的元素經由中子捕獲的核合成，在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957年提出了著名的元素合成理論（即著名的B2FH論文） ，成為天文物理學史上最受人引用的論文之一。 恆星演化是因它們的組成（元素的豐度）在生命歷程中的改變。首先是氫燃燒（主序星），然後是氦燃燒（紅巨星），並逐漸燃燒更重的元素。然而，因為這些重元素都包含在恆星內部，這本身並沒有明顯的改變宇宙中元素的豐度。在它們生命的後期，低質量的恆星將通過恆星風慢慢地彈出它們的大氣層，形成行星狀星雲；而質量更高的恆星將通過超新星的突發性災難事件來噴發質量。超新星核合成這個名詞被用來描述大質量恆星（12－35倍太陽質量）在演化和爆炸前所創造的元素。這些大質量恆星從碳（）到鎳（）的各種新同位素的最主要來源。 進一步的燃燒序列是由重力坍縮和其相應的加熱驅動的，導致重元素的碳、氧和矽燃燒。然而，大多數原子量範圍在 （從矽到鎳）核合成的重元素都是由恆星上層崩潰到核心，造成一個壓縮衝擊波反彈向外形成的。短暫的衝擊波升高了大約50%的溫度，從而引起了大約1秒鐘的劇烈燃燒。在大質量恆星最後的燃燒稱為超新星核合成或是"爆炸核合成"，是恆星產生重元素的最後一個時期。 促進核合成理論發展的因素是發現宇宙中化學元素的豐度。對具體描述的需要已經受到太陽系化學同位素相對豐度的啟發。當繪製在以元素的原子數為函數的圖表上時，這些豐度有一個參差不齊的鋸齒狀形狀，而變化的因素數以萬計（參見核合成#歷史）。這表明這個自然的過程不是隨機的。第二個啟發是在20世紀了解恆星的核合成發生過程，它被認識到太陽的長壽，和從核融合反應釋放出來的能量是光與熱的來源 。.
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.
歐本海默極限
奥本海默極限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。罗伯特·奥本海默和乔治·沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在1.5至3倍太阳质量之间。对于质量小于此极限的中子星，支持星体的内部压力来自中子与中子之间的强相互作用以及中子本身的量子简并压力；而对于质量大于此极限的中子星会在自身引力的作用下崩溃，从而坍缩为一个黑洞，理论上在其他途径的内部压力支持下还可能成为其他形式的星体（例如在夸克简并压力的支持下坍缩为夸克星）。但由于对这些理论上的夸克简并物质了解相对中子简并物质更少，一般天体物理学家相信，除非有实际观测的反例证实，中子星在超过这一极限时都会直接坍缩为黑洞。 一个由恒星坍缩成的黑洞必须具有大于托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的质量。理论预言由于恒星演化中的质量损失，一个具有太阳那样金属量的孤立恒星坍缩而成的黑洞应该具有不超过10倍左右的太阳质量, S.
氢
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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沃爾夫–拉葉星
沃爾夫–拉葉星（Wolf-Rayet stars），是一種在正在演化的大质量恒星，质量通常为太陽質量的8-25倍，但直径并不大，一般是太阳的1.5-4倍。大多数WR星是经历了红超巨星阶段的后期恒星，已经损失了一半以上的质量。但也有一部分恒星是即将演化到超巨星阶段的早期恒星，例如R136a1，这类WR星一般谱型较晚，但是光度、质量、半径均远远超过演化后期的WR星，它们一般重达太阳的60倍以上，大20倍，更比太阳亮百万倍，属于宇宙中最亮的恒星。WR星因其自身強勁的恒星風（300～2000公里/每秒），导致恒星質量的高速流失。太陽每年流失自身質量的10-14倍，但沃爾夫–拉葉星每年可流失自身质量的10-5倍。沃爾夫–拉葉星非常熾熱，呈深蓝色，表面溫度範圍由50,000至200,000 KSander, A.; Hamann, W.
漸近巨星分支
AGB恆星在天文物理上是非常重要的，因為它們能產生大量的塵粒，並且也是成為行星狀星雲的前兆。 漸近巨星分支是赫羅圖上低質量至中質量恆星在演化時聚集的區域。在恆星演化周期中，這是所有中低質量恆星(0.6-10太陽質量)末期階段的生活。 在觀測上，一顆漸近巨星分支(AGB)恆星看起來像是一顆紅巨星。它的內部構造特點是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有大量與一般正常恆星類似的物質組成的外殼。.
另见
1977年科學
中子星
- CXOU J061705.3+222127
- GW170817
- RX J1856.5-3754
- XTE J1739-285
- X射線爆發源
- 中子星
- 千新星
- 半人马座X-3
- 圓規座X-1
- 天蝎座X-1
- 天體震動
- 引力坍缩
- 索恩-祖特阔夫天体
- 船帆座KQ
- 船帆座X-1
- 英仙座X
- 錢德拉塞卡極限
假想恆星
恒星演化
- OH/IR星
- 上翻
- 不穩定帶
- 主序星
- 亨耶跡
- 光侵蝕
- 克赫歷程
- 原行星雲
- 双色图
- 回力棒星雲
- 太阳系的形成与演化
- 恆星演化
- 恆星誕生線
- 星周包層
- 星系的形成和演化
- 林極限
- 極超新星
- 標準太陽模型
- 櫻井之星
- 氦閃
- 獵戶FU型變星
- 白矮星
- 碳閃
- 紅群聚
- 索恩-祖特阔夫天体
- 藍矮星 (紅矮星階段)
- 行星状星云
- 質光關係
- 赫斯圖
- 赫氏空隙
- 赫羅圖
- 超新星
- 電子簡併壓力
- 黑矮星