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76 关系: 南船座，古德命名法，大陵五型變星，天琴座β型變星，天社增三，天社增二，天社三，天社一，天社二，天社五，天社六，天狗一，天狗二，宇宙距离尺度，亮度，依巴谷星表，光年，Be星，紅巨星，猎犬座α²型变星，聚星，聯星，视星等，變星，船尾座，船帆座，船帆座AH，船帆座FZ，船帆座GX，船帆座GZ，船帆座HW，船帆座HX，船帆座HY，船帆座HZ，船帆座IM，船帆座IP，船帆座IS，船帆座IU，船帆座IV，船帆座IW，船帆座IY，船帆座IZ，船帆座ο，船帆座φ，船帆座KL，船帆座KQ，船帆座KT，船帆座R，船底座，赤纬，... 扩展索引 (26 更多) »
南船座
南船座是南天星座之一，原是最大的星座，但于十八世纪被拆分为四个單獨的星座，分別是船帆座、船底座、船尾座和羅盤座。亮度仅次于天狼星、全天第二的亮星老人星是南船座最亮的主星。.
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古德命名法
古德命名法（Gould designations）是一种星座恒星的命名法，与佛兰斯蒂德命名法类似，以数字和拉丁文所有格的星座名称结合作为恒星命名，在数字编号后加上“G.”(有时也写作“G”)表示这是古德命名法，数字编号从“1”开始，按恒星赤经升序排列。古德命名法中恒星位置所据历元为1875.0，由于岁差恒星的位置已有改变。 古德命名法由美国天文学家本杰明·阿普索普·古尔德于发表于其1879年出版的著作《阿根廷测天图》中http://www.uranometriaargentina.com/,URANOMETRIA ARGENTINA,by Benjamin Apthorp Gould。很多恒星再现在已不再使用古德命名法，但对于没有佛兰斯蒂德命名法的南天肉眼可见恒星，古德命名法由于相对予以星表目录编号的名称更为直观而仍然在使用。.
大陵五型變星
大陵五變星或大陵五型雙星是以英仙座β星（中國星名為大陵五）為代表的一種食变星。 當溫度較低的恆星由較熱的恆星前方經過時，會遮蔽後方恆星部份或全部的光，這是這對聯星光度的主極小，所以由地球觀察到的聯星亮度會下降；但稍後，當較熱的恆星經過過較冷恆星前方時，也會造成光度的下降，稱為第二極小或次極小。 由週期，或兩次主極小的時間間隔，是非常規律的，可以測量出聯星的公轉週期，這個時間就是兩顆星在軌道上互相環繞一周的時間。大部分的大陵五型變星是相當接近的雙星，它們的週期都不長，通常都在幾天之內。以知週期最短的是玉夫座VZ (0.145天)，最長的則是御夫座ε，長達9892天（27年）。 大陵五型聯星系統的伴星是球形或略微橢球形，與所謂的天琴座β變星和大熊座W變星有所不同，這兩種變星的伴星都更為靠近，以致於引力會影響到恆星的外型。 通常，這類型的光度變化在一個視星等左右，已知變化最大的是天鷹座V342，光度變化達到3.4等。伴星可以是任何一種光譜類型，但較明亮的都屬於B、A、F或G型光譜。 大陵五型變星的原型是在1669年被Geminiano Montanari發現的英仙座β星，造成變光的機制則在1782年才被约翰·古德利克正確的予以闡明。 已知的大陵五型變星有數千顆，在2003年版的變星總目錄(gcvs)中已經列出了3,554顆，佔總數的9%，一些有趣的大陵五型變星可以在著名的變星列表中查到。.
天琴座β型變星
天琴β型變星是一種非常靠近的聯星，因為兩顆星的互繞，其中一顆會經過另一顆的前方，因此它們的總光度會週期性的變化。天琴β型變星的兩顆恆星質量都很大（數倍於太陽的質量），都屬於巨星或次巨星。並且兩顆星是如此的靠近，以至於它們的外觀因為強大的重力作用而產生變型：恆星成為橢圓的球體，並且外圍的質量會從其中的一顆恆星流向另外一顆。.
天社增三
HD 78004，即船帆座c（c Velorum），又名CD-46 4883，SAO 220803、HR 3614，是一颗船帆座的恒星，视星等为3.75，位于銀經268.2，銀緯-0.14，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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天社增二
HD 75063，即船帆座a（a Velorum），又名CD-45 4517，SAO 220422、HR 3487，是一颗船帆座的恒星，视星等为3.91，位于銀經265.38，銀緯-1.84，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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天社三
天社三(δ Vel / 船帆座δ)是船帆座的一颗恒星，距地球约79.7光年。天社三有时与船帆座ω和大犬座的恒星合称为“弧矢”，意为“弓和箭”。 天社三由两个双星系统组成。该四颗恒星中最亮的是船帆座A，它是一颗A型的主序白矮星，视星等为+2.02。它的伴星船帆座B星等为+5.1，距船帆座A为2.6弧秒。另一个双星系统在69弧秒之外，由11等的船帆座C和船帆座D组成，二者相距6弧秒。 最近，伽利略號探测器在木星发现天社三是一颗变星。它每45天亮度变化约30%。天社三是已知最亮的食双星（尽管大陵五更加容易观测）。 由于岁差的缘故，天社三将在公元9000年成为南极星。.
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天社一
天社一（γ Vel/船帆座γ）是船帆座中最明亮的一顆星，視星等為+1.7，也是夜空中最明亮的恆星之一。它的英文名Suhail也常混指船帆座Lambda，同时也有一个更加常用的现代名Regor，源于阿波罗1号宇航员维吉尔·格里森对它的同事——宇航员罗杰·查菲（Roger Chaffee）名字的倒拼玩笑。它因其璀璨的光谱（有大量明亮的发射谱线，而不像普通恒星那样有许多吸收谱线）而获得“南天光谱之钻”称号。 天社一至少是由6顆恆星所組成的。最明亮的成員是船帆座γ星A，是一对由光譜為O9型的藍超巨星（質量為30M☉）與一顆大质量的沃爾夫-拉葉星（10M☉，原始恒星约为40M☉）所組成的分光双星。它们相距约1天文单位（AU），互绕周期约78.5天。另一個成員船帆座γ星B則是一顆藍白色的B型巨星，视星等 +4.2，离分光双星有41.2",因此用普通的双筒望远镜就能分开。 天社一还有数颗暗伴星。天社一C离A星62.3"，是颗视星等+8.5的A型星。离A星93.5"处还有第2对双星——天社一D和E，其中D星视星等+9.4，也是颗A型星；E星离D星1.8",视星等仅为13等。.
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天社二
HD 74180，即船帆座b（b Velorum），又名CD-46 4438，SAO 220265、HR 3445，是一颗船帆座的恒星，视星等为3.84，位于銀經265.28，銀緯-2.95，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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天社五
天社五 (κ Vel / 船帆座κ) 是船帆座的双星系统，俗名Markab，也常常写作Markeb，以与类似的星名（如飞马座α）相区分。 天社五是一颗分光双星，被分类为蓝-白亚巨星，视星等+2.47，距地球约539光年。二者绕行周期为116.65天。 该星偏离火星的南天极仅仅几度，所以因此也被称作火星的南极星。由于岁差的原因，在公元9000年左右，它会是距离地球的南天极最近的亮星。.
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天社六
船帆座N，又名CP-56 2270，HD 82668、SAO 237067、HR 3803，是船帆座的一颗恒星，视星等为3.13，位于銀經278.21，銀緯-4.11，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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天狗一
HD 73634，即船帆座e（e Velorum），又名CD-42 4451，SAO 220204、HR 3426，是一颗船帆座的恒星，视星等为4.14，位于銀經262.05，銀緯-1.14，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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天狗二
HD 74772，即船帆座d（d Velorum），又名CD-42 4569，SAO 220371、HR 3477，是一颗船帆座的恒星，视星等为4.07，位于銀經262.54，銀緯0.05，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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宇宙距离尺度
宇宙距離尺度（cosmic distance ladder；亦作銀河系外距離尺度，Extragalactic Distance Scale）是天文學家決定天體距離的一系列方法。要對一個天體進行真正「直接」的距離測量，只有在天體與地球之間夠近的情況下才能做到（距離為1000秒差距）。測量距離更遙遠天體距離的技術是奠基在各種已經用近距離天體測量法校正過其相關性的方法。這幾種方法依賴標準燭光，這是一些光度已知的天體。 出現階梯的類比是因為沒有一種方法或技術可以測量天文學的範圍所遇到的所有距離尺度。相反的，一種方法可以用來測量近距離天體的距離，另一種方法可以測量鄰近的中等距離天體，依此類推。每個階梯的梯級提供的資訊，可以用來確定更高的下一個階梯的梯級。.
亮度
亮度（luminance）是表示人眼对发光体或被照射物体表面的发光或反射光强度实际感受的物理量，亮度和光强这两个量在一般的日常用语中往往被混淆使用。簡而言之，當任兩個物體表面在照相時被拍攝出的最終結果是一樣亮、或被眼睛看起來兩個表面一樣亮，它們就是亮度相同。 国际单位制中规定，「亮度」的符号是B，单位为尼特。.
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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。.
光年
光年（light-year）是長度單位之一，指光在真空中一年時間內傳播的距離，大約9.46兆千米（9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中，是用來量長度很長的距離，如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒，一秒差距等於3.26光年，一天文單位為149,597,870,700公尺，一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如，世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速（2004年11月16日，美國航空航天局（NASA）的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時），依照這樣的速度，飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時，這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號（2011年8月5日發射升空），最高速度為73.61千米/秒（即約26萬5000千米/小時），這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.
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Be星
Be星是光譜中有明顯的氫發射線的B-型恆星，這類恆星的光譜類型通常標示為Be，B表示是B型恆星，e表示是發射光譜，雖然也可能有其它原子的離子發射譜線，但通常都很微弱。觀測上的其他特徵包括光學上的線性偏極化和比一般的B型恆星更強的紅外線輻射，稱為紅外過量。自然的Be星都是暫時性的，Be星通常都可能保持著正常的B型光譜，而且到前為止都是正常的B型星可能成為Be星。 雖然大多數的Be星都是主序星，但它們都是在複雜的族群中被辨識出來的，包括主序前星、超巨星、原行星雲，和其它的天體。它們或許可以再細分為Be超巨星、赫比格Be星、緻密行星狀星雲Be、共生Be星，而這些全部都還是"不明確"的分類。 第一顆被確認的Be星是策(仙后座γ)，在1866年就被安吉洛·西奇觀測到，也是第一顆被發現有發射譜線的恆星。在20世紀初期，瞭解了發射譜線形成的的過程，知道這些譜線來自環繞在周圍的拱星物質，而不是來自恆星本身。現在，所有的觀測特性都可以用恆星拋射出的物質形成的氣體環解釋。紅外過量和偏極化是星光被盤面散射的結果，發射譜線是恆星的紫外線被盤面的氣體吸收之後再輻射出來的。 Be星一般被認為是高速自轉的天體，並且經由干涉儀測量到水委一的自轉扭曲得到證實。雖然，單獨的自轉或許還不足以形成盤面，但是額外的拋射機制是需要的，像是一個磁場或是非徑向的恆星的脈動。Be現象瞬變的本質非常像是過渡到另一種程序的聯接過程，但是細節還有待進一步的研究。 Be星是典型的變星，並且被認為是由於暫時存在的星盤和散射過程造成的仙后γ型變星，或是自然脈動性質造成的波江λ型變星。.
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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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猎犬座α²型变星
座α²变星是变星的一种类型，是恒星光谱B8至A7的主序带星。它们有很强的磁场以及硅、锶、铬的谱线。这类变星因为磁场的变化造成0.01至0.1等级的光度波动，周期从0.5到160天不等。 该类变星以位于猎犬座北部的双星之一猎犬座α²命名。其亮度变化为0.14星等，周期为5.47天。 Category:獵犬座 Category:變星.
聚星
聚星需要由三顆或更多恆星在地球的角度上顯得非常接近對方。這種接近可能只是表面上看來接近，這時聚星便是視覺上的；又或者它們實際上地接近並以引力吸引著對方，這時聚星便是物理上的。, A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (July 1997), pp.
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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。.
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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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變星
變星是指亮度與電磁輻射不穩定的，經常變化並且伴隨著其他物理變化的恆星。 多數恆星在亮度上幾乎都是固定的。以我們的太陽來說，太陽亮度在11年的太陽週期中，只有0.1%變化。然而有許多恆星的亮度確有顯著的變化。這就是我們所說的變星。 變星可以大致分成以下兩種形態：.
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船尾座
船尾座（Puppis），于十八世纪由南船座拆分得来。南船座原是南天星座之一，后被拆分为四个单独的星座，分别是船帆座、船底座、船尾座和罗盘座。.
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船帆座
船帆座（Vela），于十八世纪由南船座拆分得来。南船座原是南天星座之一，后被拆分为四个单独的星座，分别是船帆座、船底座、船尾座和罗盘座。.
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船帆座AH
船帆座AH，又名CD-46 3902，HD 68808、SAO 219587、HR 3232，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.76，位于銀經262.44，銀緯-6.96，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座FZ
船帆座FZ，又名CD-46 4810，HD 77140、SAO 220717、HR 3588，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.18，位于銀經267.71，銀緯-0.9，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座GX
船帆座GX，又名CD-44 5206，HD 79186、SAO 220928、HR 3654，是船帆座的一颗恒星，视星等为5，位于銀經267.36，銀緯2.25，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座GZ
船帆座GZ，又名CP-54 3474，HD 89682、SAO 237916、HR 4063，是船帆座的一颗恒星，视星等为4.57，位于銀經282.28，銀緯1.64，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座HW
船帆座HW，又名CP-53 1796，HD 74071、SAO 236151、HR 3440，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.48，位于銀經270.59，銀緯-7.22，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座HX
船帆座HX，又名CD-47 4251，HD 74455、SAO 220313、HR 3462，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.51，位于銀經266.6，銀緯-3.61，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座HY
船帆座HY，又名CP-52 1607，HD 74560、SAO 236205、HR 3467，是船帆座的一颗恒星，视星等为4.86，位于銀經270.6，銀緯-6.66，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座HZ
船帆座HZ，又名CD-38 4925，HD 75654、SAO 199682、HR 3517，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.39，位于銀經260.46，銀緯3.05，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IM
船帆座IM，又名CD-48 4831，HD 83368、SAO 221339、HR 3831，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.17，位于銀經273.18，銀緯2.52，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IP
船帆座IP，又名CD-50 4420，HD 84400、SAO 237260、HR 3872，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.15，位于銀經275.67，銀緯1.41，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IS
船帆座IS，又名CD-47 3653，HD 68324、SAO 219515、HR 3213，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.23，位于銀經263.33，銀緯-7.98，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IU
船帆座IU，又名CD-42 4875，HD 77320、SAO 220738、HR 3593，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.07，位于銀經264.82，銀緯1.96，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IV
船帆座IV，又名CP-52 2980，HD 86466、SAO 237526、HR 3941，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.12，位于銀經278.2，銀緯1.66，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IW
船帆座IW，又名CD-50 5534，HD 94985、SAO 238622、HR 4274，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.91，位于銀經285.14，銀緯8.11，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IY
船帆座IY，又名CD-44 4951，HD 76566、SAO 220664、HR 3562，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.26，位于銀經265.64，銀緯0.05，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座IZ
船帆座IZ，又名CD-41 4720，HD 77475、SAO 220760、HR 3600，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.55，位于銀經263.95，銀緯2.96，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座ο
船帆座ο，又名CP-52 1583，HD 74195、SAO 236164、HR 3447，是船帆座的一颗恒星，视星等为3.62，位于銀經270.25，銀緯-6.8，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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船帆座φ
船帆座φ，又名CP-53 3075，HD 86440、SAO 237522、HR 3940，是船帆座的一颗恒星，视星等为3.54，位于銀經279.35，銀緯0.11，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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船帆座KL
船帆座KL，又名CD-43 5041，HD 79416、SAO 220952、HR 3661，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.57，位于銀經266.63，銀緯3.3，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座KQ
船帆座KQ，又名CD-41 6220，HD 94660、SAO 222422、HR 4263，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.11，位于銀經280.98，銀緯15.6，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座KT
船帆座KT，又名CP-52 1605，HD 74535、SAO 236202、HR 3466，是船帆座的一颗恒星，视星等为5.52，位于銀經270.58，銀緯-6.67，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
船帆座R
船帆座R，又名CD-51 4471，HD 87816、SAO 237690、HR 3978，是船帆座的一颗恒星，视星等为6.52，位于銀經279.02，銀緯2.84，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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船底座
船底座（Carina IPA:, 意為龍骨）是天舟座的一部份，到十八世紀法國人拉卡伊把天舟座分成三個星座：船底座、船帆座和船尾座，他是在南天的星座，原本是古老的南船座的一部份。他擁有全天第二亮的老人星，和鑲嵌在卡利納星雲（NGC 3372）中的超重巨星海山二（船底座η星）。.
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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。.
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老人星
老人星（α Car / 船底座α）亦叫南極老人星，壽星，是船底座主星，在中国传统天文系统里是位于井宿的老人星官裡唯一肉眼可见的恒星。雖然老人星距離地球超過300光年，不過視星等為−0.72等，是南半球船底座最明亮的恆星，也是全天空中第二亮的恆星，僅次於天狼星。而它實際的絕對星等則為−5.71等。.
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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.
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HD 69194
HD 69194，又名CD-49 3430，SAO 235819、HR 3247，是一颗恒星，视星等为5.51，位于銀經265.6，銀緯-8.65，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
HD 72108
HD 72108，又名CD-47 4004，SAO 219985、HR 3358，是一颗恒星，视星等为5.33，位于銀經265.14，銀緯-5.28，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
HD 73155
HD 73155，又名CD-49 3646，SAO 220138、HR 3407，是一颗恒星，视星等为5.01，位于銀經267.33，銀緯-5.71，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
HD 73526
HD 73526是一颗黄矮星（G6V），位于大约323光年之外的船帆座中。.
HD 73526 b
HD 73526 b是一個位於船帆座的太陽系外行星，距離母恆星約0.66天文單位。該行星的質量高於木星，屬於氣體巨行星。基於該行星軌道和恆星光度，行星所接收的照射量相當於水星照射量的61%。.
HD 73526 c
HD 73526 c是一個位於船帆座的太陽系外行星，距離母恆星約1.05天文單位。基於它的質量，它屬於氣體巨行星。因為它和母恆星的距離和母恆星光度高於太陽，它接受的照射量是金星的84%。 HD 73526 c 和 HD 73526 b 有 2:1 的軌道共振，類似的狀況也發生在格利澤876的行星格利泽876b和格利泽876c。.
HD 74272
HD 74272，又名CD-46 4448，SAO 220284、HR 3452，是一颗恒星，视星等为4.77，位于銀經265.87，銀緯-3.27，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
HD 75289
HD 75289，又名CD-41 4507，SAO 220481、HR 3497，是一颗船帆座的恒星，视星等为6.36，位于銀經262.21，銀緯1.09，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。該恆星是與太陽類似的黃矮星，但質量、表面溫度和光度都稍高於太陽。光譜類型是 G0 V。在幾乎沒有光害的區域可用肉眼看到該恆星，否則必須使用雙筒望遠鏡。 2004年發現它可能有一顆紅矮星伴星。.
HD 75289 b
HD 75289 b是一顆位於船帆座的太陽系外行星，母恆星是HD 75289。該行星的質量下限是木星的一半，並且軌道極為接近圓形，公轉週期3.5日。藉著對該行星的母恆星光度研究，科學家認為行星的反照率一定低於0.12，否則以該行星是氣體巨行星的狀況，它的反射光會被偵測到。 該行星是由日內瓦系外行星搜尋團隊以都卜勒光譜學方式偵測到。.
HD 83443
HD 83443是一颗位于船帆座中的橙矮星，距离太阳系大约142光年。截止2000年，至少有一颗已确认的太阳系外行星围绕其公转。.
HD 83443 b
HD 83443 b是一顆位於船帆座的太陽系外行星，距離地球約142光年。該行星於2000年由米歇爾·麥耶領導的日内瓦系外行星探测小组發現。該行星質量下限和土星相當，並且是已知最接近母恆星的行星之一，和母恆星的距離大約只有日地距離的二十五分之一，公轉週期只有3日。.
HD 85512 b
HD 85512 b是一颗太阳系外行星，是繞行位於船帆座的K型主序星HD 85512（又稱為格利澤 370）轨道上的行星，距离地球约36光年，又稱為格利澤 370b（Gliese 370 b）。因為HD 85512 b的質量至少是地球質量的3.6倍，所以HD 85512 b被認為是一顆超級地球，也是科學家直到目前為止所發現最小的行星之一，正好位於適居帶的邊緣。2011年8月17日發現的HD 85512 b與格利澤581d被認為是適合人類居住的候選行星。.
HD 89998
HD 89998，又名CD-41 5809，SAO 221998、HR 4080，是一颗恒星，视星等为4.83，位于銀經275.25，銀緯13.07，其B1900.0坐标为赤經，赤緯。.
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.
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WASP-19
WASP-19是一個位於船帆座的12.3等恆星。該恆星旁目前已發現一顆距離相當近的凌日熱木星。.
WASP-19b
WASP-19b是一顆位於船帆座的太陽系外行星，它因為是目前已確認公轉週期最短的系外行星而聞名，週期只有0.7888399日或18.932小時。.
掩星
掩星是一種天文現象，指一個天體在另一個天體與觀測者之間通過而產生的遮蔽現象。一般而言，掩蔽者較被掩者的視面積要大。（若相反者則稱為“凌”，如金星凌日，“凌”有以小欺大的意思。）有天文愛好者認為日食也是月掩星的一種。.
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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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星座
弗雷德里克·德·威特在1670年绘制的星座图 星座是指天上一群群的恒星组合。自从古代以来，人类便把三五成群的恒星与他们神话中的人物或器具联系起来，称之为“星座”。星座几乎是所有文明中确定天空方位的手段，在航海领域应用颇广。对星座的划分完全是人为的，不同的文明对于其划分和命名都不尽相同。星座一直没有统一规定的精确边界，直到1930年，國際天文學聯合會为了统一繁杂的星座划分，用精確的邊界把天空分為八十八個正式的星座，使天空多数恆星都屬於某一特定星座。這些正式的星座大多都以中世紀傳下來的古希臘傳統星座為基礎。与此相对地，有一些广泛流传但是沒有被认可为正式星座的星星的组合叫做星群，例如北斗七星（参见恒星统称列表）。 在三維的宇宙中，這些恆星其實相互間不一定有實際的關係，不過其在天球這一個球殼面上的位置相近，而其实它们之间可能相距很远。如果我们身处银河中另一太阳系，我们看到的星空将会完全不同。自古以來，人们对于恆星的排列和形狀很感興趣，並很自然地把一些位置相近的星聯繫起來組成星座。.
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星座恒星列表
了太阳之外，所有的恒星都属于国际天文联合会（IAU）划分的某一个星座。虽然IAU只划分了88个星座，但实际上整个天空被划分为89个不规则的形状，因为巨蛇座被划分为两部分：西边的巨蛇头（Serpens Caput）和东边的巨蛇尾（Serpens Cauda）。 唯一不属于任何星座的恒星是太阳。太阳在一年内沿着黄道穿过13个星座：12个黄道星座和蛇夫座。.
海山增一
海山增一是船帆座中的一个三星系统。由依巴谷卫星测量得到的距地球的距离为87.5光年，26.8秒差距 它在夜空中肉眼可见，视星等达到3.83。 它的主要组成部分是一组联星，轨道周期为10.21 天。联星由两颗F型主序星组成，一颗次巨星和一颗主序星 。 除此之外还有一颗白色A型主序星作为伴星，视星等为5.76。它距离联星0.361角秒，轨道周期为16.651年。.
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海山增二
海山增二（μ Vel / 船帆座μ）是南天星座船帆座的一个双星系统。两星以半长轴1.437角秒，轨道周期116.24年相互绕行。该双星合并视星等2.69，肉眼可以轻易看见。根据视差测量，估计这个系统的距离是117光年。该系统年龄大约3.6亿年。 主星是恒星分类G5III的巨星，视星等2.73。它有107倍太阳光度，13.5太阳半径，2.7太阳质量。在1998年，极紫外探测器观测到很强的闪焰释放出将近等于整个恒星输出的X射线。 较暗的伴星，船帆座μB，是一个恒星分类G2V的主序星，视星等6.0。然而这个分类存在疑问，进一步的分析显示该星可能实际上是F4V或F5V的分类，质量大约是太阳1.3倍。这种恒星通常不会有很明显的磁场活动。.
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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。.