萨哈电离方程
萨哈电离方程（Saha ionization equation），又称为萨哈-朗缪尔方程（Saha-Langmuir equation），用于描述原子的离子化状态与温度和压力之间的关系的表达式，由印度物理学家梅格纳德·萨哈（1920年）和欧文·朗缪尔（1923年）发现。这个方程的一个最重要的应用，是解释恒星的光谱分类。该方程是结合量子力学和统计力学的想法的结果。 推导 对于足够高的温度下的气体，原子之间的碰撞将使某些原子电离。通常束缚于…
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共 30 篇文章
固定的星星
背景上。]] 固定的星星（）在天文學中是固定的發光點，主要是恆星，它們在黑暗夜空的背景中，似乎彼此之間沒有相對移動。這與那些肉眼可見的光，即行星和彗星形成對比，它們似乎在那些「固定的星星」之間緩慢移動。 固定的星星包括除太陽之外，所有發出可見光而肉眼可見的恆星，以及光度微弱的銀河。由於它們用肉眼觀察時看起來像星星，少數可見的單個星雲和其他深空天體也被算在固定的星星中。在最佳條件下，肉眼可以看到大約6,000顆星星。 「固定的星星」一詞是…
太陽系形成與演化假說的歷史
，星雲假說的創始人之一。]] 有關世界起源和命運的假說可以追溯至已知最早的文字記載；然而，幾乎在所有的時代裡都沒有人嘗試將之與「太陽系」的起源理論聯繫在一起，原因只是單純的因為幾乎沒有人知道或是相信太陽系的存在，如同我們現在所理解與認知的太陽系。太陽系形成理論的第一步是一般所接受的日心說，這種模型將太陽放在系統的中心，和將地球放在軌道上繞著太陽轉。這個理論在數千年前就已經醞釀了（阿里斯塔克斯在西元前250年就已經提出），但到了17世紀末…
恆星運動學
恆星運動學是天文學中觀測恆星在空間中運動的運動學測量與研究。 恆星運動學包括量測銀河系及其衛星星系中的恒星速度以及更遙遠星系內部的運動學，但無須瞭解它們如何獲得運動原因的學門。恆星運動學量測銀河系的薄盤、厚盤、核球和等不同的次級結構中的恒星運動，提供了有關我們銀河系形成和演化歷史的重要資訊。運動學的量測還可以是別出一些奇異現象，例如從銀河系逃逸的超高速星。這些現象被解釋為聯星與銀河系中心的超大質量黑洞引力遭遇的結果。 恆星運動學與恆星動…
星暴
的圖片)。]] 星暴是天文學的一個術語，指區域內的恆星形成率高於一般速率。 例如，非常年輕的疏散星團可以是恆星形成率相當高區域的核心，但對天體而言，這是一個普通的情況。然而，整個星系經歷相同的恆星形成率，則可以描述為"星暴"。 安東尼斯塔克和克里斯馬丁在2002年的工作指出，在圍繞著銀河系核心的中心區域，有一片大約400光年的環狀區域，蓄積了數百倍太陽質量的氣體，並且其密度已經達到形成恆星的臨界值。它們預測在2億年內，銀河系的中心會有一…
偶極外向流
是偶極外向流的好例子。影像創建者：NASA、STScI。]] 偶極外向流意指兩股從一顆恆星的兩極持續向外流動的氣體。偶極外向流可能與原恆星（年輕、正在形成的恆星）相關聯，或與演化的後漸近巨星分支（通常是雙極星雲的形式）相關聯。 在年輕恆星的情況，偶極外向流是由高密度、直直的噴流驅動的。 噴流比向外流狹窄，因此很難直接觀察到。然而，超音速激波前緣沿著噴流將周圍的氣體加熱至數千度。這些袖珍的熱氣體輻射出紅外線的波長，因此可以被像英國紅外線望…
恆星結構
結構的說明圖解。]] 質量和年齡不同的恆星，有著不同的內部結構，恆星結構模型敘述恆星的詳細結構，要能預測詳細的光度、分類和演化。 能量轉移 主序星的剖面結構。NASA的圖像]] 恆星以不同的方法將不同的層次的熱量向上層並向外轉移，主要是以對流和輻射轉移，但是在白矮星熱傳導卻非常重要。 在溫度梯度足夠時，對流是能量轉移的主導方式，氣体在一個特定的小包內，如果經由絕熱過程輕微的上升，它便會在恆星內持續的上升。在這種情況下，如果它比周圍的環境…
星族
星族是沃爾特·巴德在1944年對銀河系內的恆星群創建的分類。在巴德文章的摘要中，他認識到揚·歐特在1926年就已經設想過這種類型的分類。 這類恆星很可能存在於非常早期的宇宙中（即高紅移），並可能開始產生比氫更重的化學元素，這是我們所知的行星和生命後期形成所需的。 相關條目 恆星列表 註解 參考資料 進階讀物
恆星自轉
在高速自轉下造成的扁圓形。]] 恆星自轉是恆星相對於軸的角運動，自轉的速率可以從恆星的光譜測量，或是經由表面明顯的特徵運動量測。 恆星自轉產生的離心力可以造成赤道隆起。如果恆星不是固體，便可以用不同的速度轉動，因此恆星赤道和高緯度可以有不同的角速度。自轉速率上的差異在恆星磁場發電機上也許是重要的角色。然而，要很小心的將這種變寬與其它造成譜線變寬的效應分離出來。 徑向速度被觀測到的譜線變寬與自轉軸對估測者的傾斜角度有關，得到的測量值如下式…
恆星磁場
影像。]] 恆星磁場是恆星內部有傳導力的電漿運動產生的磁場。這種運動是經由對流產生的，是一種包含物質有形運動的能量傳輸。地區性的磁場會對電漿產生作用力，在密度沒有可以比較的增益下，有效的增加壓力。因此被磁化的地區相對於其它的電漿上升，直到抵達恆星的光球。這將在恆星的表面創造出星斑和冕圈的相關現象。 測量 恆星的磁場可以利用則曼效應測量。通常，恆星大氣層中的原子會吸收電磁頻譜中特定頻率的能量，在光譜中產生特定的黑暗吸收線。但是，當原子在磁…
星震學
星震學（，來自古希臘文 ，astēr，恆星、, seismos，振動、, -logia，研究。或稱為stellar seismology）是藉由分析恆星震動频谱研究恆星內部結構的學問。在恆星上不同的振動模式會有不同的穿透深度。天文學家利用多普勒效應觀測天體的震動，研究天體的震動可以了解無法被直接觀測到的天體內部結構，例如氦的豐度以及對流區的深度；其原理就像地震學家通過研究地震波來了解地球和其他行星。 振動 星震學家提出在恆星內的振動是因…
氘燃燒
氘燃燒是發生在一些恆星和次恆星天體的核融合反應，其中的氘原子核和質子相結合，形成一個氦-3核融合反應。它發生在質子-質子鏈反應的第二階段，由兩個質子融合形成一個氘原子核，再進一步與另一個質子融合；但也可以是原初的氘燃燒過程。 在原恆星 氘是最容易在原恆星熔融的核心與質子融合的原子核，當原恆星核心的溫度超過10 6K就可以燃燒。這種反應的速率對溫度相當敏感，所以溫度不會上升太多。當核心的氘燃燒停止，只有在能量的傳輸從對流切換成輻射之後，圍…
拉德克利夫波
拉德克利夫波是銀河系中最近的相干氣態結構，點綴著相關的高濃度相互連接的恆星苗圃。它綿延約8,800光年。這個結構沿著銀河臂的軌跡運行，其最近之處（金牛座分子雲）距離太陽約400光年，最遠處（天鵝座X的恆星複合體）距離太陽約5,000光年，總是在獵戶臂（本地臂）內，跨越其長度的約40%，平均寬度的20%。 形成 Image:Orion Arm.JPG|frame|center|附近大約六分之一的銀河系外層的互動地圖，從而清楚地顯示了本地臂…
手持表
手持表（）也稱為工具表或實用表，是二世紀天文學家托勒密在完成《天文學大成》後創建的一組天文表（星曆表）。手持表詳細闡述了《天文學大成》中的天文表，並包括使用說明，但為了便於實際計算，省略了理論注釋。該作品在古典時代晚期以及中東和地中海東部中世紀傳統中被認為具有重要意義。 Rylands圖書館現存最早的手稿可追溯到西元3世紀。托勒密也被認為製作了《》，作為他的天文表輔助工具。 參考資料 參考文獻
蓋亞目錄
蓋亞目錄是使用「蓋亞」太空望遠鏡獲得的結果創建的星表。 目錄分階段發佈，將包含越來越多的資訊；早期釋放的數據也錯過了一些恆星，尤其是位於緻密恆星場中較暗的恆星。每個發佈的數據都可以在「蓋亞」的數據檔案中查核。 蓋亞初始源清單 蓋亞初始源清單（IGSL，Initial Gaia Source List）是為支持「蓋亞任務」而創建的12億個天體的恆星目錄。任務本應完全根據自己的數據提供一份目錄。對於第一個星表，蓋亞DR1，需要一種方法來將觀…
彗星結
中的彗星結。]] 彗星結，也被稱為球狀體，是在附近的行星狀星雲（PNe），包括螺旋星雲（NGC 7293）、環狀星雲（NGC 6720），啞鈴星雲（NGC 6853）、愛斯基摩星雲（ng 2392）和視網膜星雲（IC 4406）中觀察到的結構。它們被認為是行星狀星雲演化的共同特徵，但只能在最近的例子中解析出來。在螺旋星雲中就大約有40,000個彗星結。 在光學波長下，這些結被視為「緻密、多塵的分子球的電離表皮」，形成新月形的頭部，被電離…
恆星碰撞
恆星碰撞指兩顆恆星通過重力作用合併成一個較大天體的過程。天文學家們估計，銀河系內的球狀星團每一萬年可能發生一次這樣的事件。科學家直到最近才有足夠的技術觀察恆星的合併。稠密的星團可以因中介質量黑洞所引發的「失控恆星碰撞」，於短時間內發生一系列的恆星碰撞。 天文學的複雜的天體 宇宙中的任何恆星，無論核融合反應是否仍在進行中，都有可能發生恆星碰撞，這包括白矮星、中子星、黑洞、主序星、巨星和超巨星等等。不同型態的恆星碰撞或合併，結果會形成不同類…
白矮星、中子星和超新星年表
白矮星、中子星和超新星年表 請注意，這份清單主要是知識的發展，但也有一些是超新星的發現。後者單獨的清單，請參閱超新星列表一文。所有的日期都是指這顆超新星在地球上觀測到，或是有足夠強大的望遠鏡可以觀測到其存在的時間。 觀測史 185年：超新星SN 185成為中國天文學家紀錄的第一顆超新星。 1006年：中國天文學家和阿里·伊本·里德旺觀測到人類歷史上最亮（-7.5等）的超新星SN 1006，這顆超新星的位置在豺狼座。 1054年：中國、美…
恆星密度
恆星密度是單位體積內恆星的平均數。它類似於恆星質量密度，即單位體積內的總太陽質量（MSun）。通常，天文學家用來描述恆星密度的體積通常是是秒差距的立方（pc3）。 在太陽鄰域中，這個值可以通過對附近恆星的量測，結合對可能忽略的黯淡恆星數量的估計來確定。太陽附近的真實恆星密度估計為每立方光年0.004顆恆星，或。當與恆星質量的估計相結合時，這產生的質量密度估計為或每立方秒差距0.059太陽質量。密度估計值隨空間變化，密度在銀河平面外的方向…
質光關係
質光關係是天文物理中顯示恆星光度與質量之間關係的方程式。以公式表示的關係是： :\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^a 此處的L⊙和M⊙是太陽的光度和質量，並且1 ⊙ ⊙，並且不適用於紅巨星和白矮星。 總之，不同質量範圍的恆星使用下面的關係式會得到更好的近似值： :\frac{L}{L_{\odot}} \approx .23\left(\frac{M}{M_{\…