太陽週期
|alt=折線圖顯示歷史上的太陽黑子數計數、蒙德與道爾頓極小值，以及現代極大值。]] 太陽週期也稱為太陽磁活動週期、太陽黑子週期或施瓦貝週期，是太陽活動週期性11年的變化，以觀察到的太陽表面的太陽黑子數量變化來衡量。在一個太陽週期的期間內，太陽輻射的水平與太陽物質的拋射、太陽黑子、太陽閃焰和冕環的數量與大小，都會從活動最小期同步波動到活動最大期，再回到活動最小期。 太陽的磁場在每個太陽週期中都會翻轉，翻轉發生在太陽週期接近極大期時。 經…
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恆星質量流失
恆星質量流失（）是在一些大質量恆星上觀測到的現象，在此一事件的發生機制會造成恆星大部分的質量被拋射出去；或是在聯星系統中的一顆恆星質量逐漸流失至它的伴星或是星際空間中。 原因 有多項因素可以造成巨星的質量大量流失，下面列出其中的一些： 聯星伴星的重力吸引， 日冕物質拋射 － 典型的事件， 提升到紅巨星或紅超巨星的狀態。 重力的質量流失 對在封閉軌道中的聯星，往往會因為潮汐力的作用使靠近質量中心的恆星，產生足夠的的拉力將氣體從另一顆恆星拉…
快速電波爆發
快速射电暴（，缩写为）是一种宇宙学起源的高能天体物理现象，呈現瞬態電波脈衝，僅維持數毫秒的爆發。辐射流量密度一般在50\,\mathrm{mJy}－100\,\mathrm{Jy}之间。电波穿越電漿过程中发生色散，造成脉冲高频成分和低频成分之间有時間延遲\Delta t，它與頻散量\mathrm{DM}相關。快速電波爆發的色散量远超出银河系的色散量，表明其具有銀河系外的起源。 命名方式 快速電波爆發的名字是依據錄得訊號的時間日期，以"Y…
伽玛射线暴
生命歷程藝術示意圖。恆星內部的輕元素核聚變成為重元素，當這一過程無法再抵抗重力時，恆星會驟然坍縮，形成黑洞，並沿著旋轉軸噴發大量能量，是為伽瑪射線暴。]] 伽瑪射線暴（，縮寫GRB），又稱伽瑪暴，是宇宙中自大爆炸以來能量和光度都最高的電磁脈衝事件。爆發可持續十毫秒至數小時。最初的伽瑪射線閃光過後，還會留下時間更長、波長更長的「餘輝」（X光、紫外光、可見光、紅外光、微波乃至無線電波）。 當一顆大質量恆星到達生命晚期時，會內爆形成中子星或黑…
SN 1972E
{{Supernova |constellation=半人马座 |name=SN 1972E |type=Ia型 | host = NGC 5253 | ra = | dec = 。该星发现时的亮度刚好达到最大值约为8.49，位于NGC 5253中心以西约56角秒、以南约85角秒处。其位置处于星系的边缘，便于观测，最大限度地减少背景天体的干扰对于南半球的观测者来说，这颗超新星的位置非常理想，同时北半球的天文台也能进行较好的观测。人们曾尝…
日震學
日震學（）是研究波振盪，特別是聲波壓力，在太陽上的傳播。不同於地球的地震波，太陽的波幾乎沒有剪力的成份 (S波)。太陽壓力波被認為是接近太陽表面的對流層中的湍流生成的。有些頻率被建設性的干涉放大，換言之，太陽振盪的環像是一個鐘，聲波傳輸到太陽更表面的光球層，這是從太陽中心的核融合輻射出的能量經由吸收生成可見光，離開太陽表面的區域。這些振盪幾乎在任何時間序列的太陽影像上都能檢測得到，但觀測到最好的影像是測量都卜勒位移的光球吸收譜線。經由太…
超級閃焰
超級閃焰是在像我們太陽的恆星上可以觀察到的非常強烈的爆炸，它所產生的能量是典型太陽閃焰的百萬倍或更高的水準。有人認為這種噴發可能是恆星磁場與一顆行星，推斷類似於木星，的磁場交互作用產生的。 超級焰星 ,已經發現的焰星有9顆，有些與我們的太陽相似。這種閃焰釋放出的能量是太陽最大的日冕物質拋射能量的100倍至1000萬倍。 詳情 超級閃焰會使恆星的亮度增加為正常亮度的20倍，而光度增加1000倍，它們可能最少持續幾個小時到一個星期。如果太陽…
超新星
（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。|244x244px]] 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，并可能持续几周至几个月甚至幾年才会逐渐衰减。而在此期间，一颗超新星所释放的辐射能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸可以将其大部分甚至几乎所有物质以接近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…
超巨星
超巨星是質量、體積最大，且光度最亮的恆星，絕對星等在-3～-8等之間，溫度範圍從3,450K至20,000K不等，盤據在赫羅圖頂端位置的區域。 定義 超巨星這個頭銜，適用於恆星，但是沒有一個具體的定義。最初，埃納·赫茨普龍只提出巨星這個類型，但很明顯的，它們在赫羅圖中落在兩個不同的區域。一個區域包含更大、更亮，光譜類型從A到M的恆星﹐稱為巨星。其次，雖然它們都沒有可測量的視差，但很明顯的，這些恆星中的一些體積確實比較大和比較明亮，很快的…
磁星
中的强大磁星。]] 磁星是一種具有極强磁場的中子星（〜109至 1011 T，〜1013至1015 G）。磁場衰變為高能量電磁輻射，特別是 X射線和伽馬射線的發射提供動力。 1992年，和於提出磁星的存在。他們的提案試圖解釋瞬態伽馬射線源的性質，現在被稱為軟伽瑪射線重複爆發源（SGRs，soft gamma repeaters）。在接下來的十年裏，磁星假說被廣泛接受，並被擴展到解釋異常X射線脈衝星。截至2021年7月，確認的磁星已知有2…
白矮星
拍攝的天狼星A和B。天狼星B是一顆白矮星，可以看到位在非常明亮的天狼星A左下方。]] 白矮星，也稱為簡併矮星，是一種主要由電子簡併物質構成的恆星核殘骸。白矮星具有非常高的密度：它的質量與太陽相當，體積與地球相近。白矮星沒有核融合來產生能量，微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射。異常昏暗的白矮星在1910年首次被確定。通常，這種白矮星主要由碳和氧組成，稱為碳氧白矮星（CO white dwarf）。如果初始質量介於6至9（太陽質量)之間，核心…
太阳黑子
太陽黑子（，亦稱日斑）是太陽光球上的臨時現象，它們在可見光下呈現比周圍區域黑暗的斑點。它們是由高密度的磁性活動抑制了對流的激烈活動造成的，在表面形成溫度降低的區域。雖然它們的溫度仍然大約有3000-4500K，但是與周圍5,780K的物質對比之下，使它們清楚的顯視為黑點，因為黑體（光球非常近似於黑體）的熱強度（I）與溫度（T）的四次方成正比。如果將黑子與周圍的光球隔離開來，黑子會比一個電弧更為明亮。當它們在太陽表面橫越移動時，會膨脹和收…
超峰
仙后座HT的光變曲線，顯示食和大熊座SU型變星的超峰。]] 超峰是天文學中激變變星系統的週期性亮度變化，其週期只在軌道週期的百分之幾以內變動。 歷史 超峰首次出現在大熊座SU，這是矮新星的一個子類。有時，聯星系統發生超級爆發，這是由吸積率增加引起異於常態的強烈爆發（亮度增加） }}
脉冲星
的脈動循環，由费米伽玛射线空间望远镜的大面積望遠鏡接收到的光子建立模式。]] 脉冲星（），又稱波霎，是高度磁化的旋转致密星（通常是中子星，但也有白矮星），其磁极发出电磁辐射束。 仅当发射光束指向地球时才可以观察到此辐射（类似于仅当将光指向观察者的方向时才可以看到灯塔的方式），并且该辐射是发射的脉冲形式的原因。 中子星非常密集，具有短的规则旋转周期。 对于单个脉冲星，这会在脉冲之间产生非常精确的间隔，范围从毫秒到秒。 脉冲星是超高能宇宙射…
棕矮星
系統，以紅外線拍攝的CFBDSIR 1458+10，顯示是由兩顆棕矮星組成的聯星系統。]] 棕矮星（Brown dwarfs）是質量介於最重的氣態巨行星和最輕的恆星之間的一種次恆星。具體而言，其是一种質量介於13—75或83倍木星質量（质量上限受金属丰度影响，因此有波动，由于褐矮星和小质量红矮星都完全对流，其金属丰度过低反而导致更容易散热，这样核心更容易坍缩导致电子简并态且难以升温，提高成为红矮星的门槛，因此可以认为最大质量的低金属丰度…
特超巨星
與大犬座VY的比較。特超巨星是目前所知最大的恆星。]] 特超巨星（Hypergiant）是一种恒星，具有极高质量与光度，在耶基斯光譜分類中，光度属于 0（即数字 zero），位处赫罗图最上方，其质量流失非常大。 特徵 尽管存在更精确的定义，但特超巨星通常指称一种结构最为松散的大质量恒星。在 1956 年，天文学家 Feast 与 Thackeray 提出采用超超巨星（即 super-supergiant）这一名词描述绝对星等高于 MV …
日冕巨量噴發
期间，其速度高达2930km/s，由STEREO-A记录下来。]] 下可見的日冕物質巨量噴發。]] 日冕巨量噴發（，縮寫：CME）是太陽從日冕釋放大量電漿和磁場進入日球層的現象。日冕巨量噴發通常與太陽耀斑和其他形式的太陽活動有關，但尚未建立能解釋和理解這些關係且能被廣泛接受的理論。 如果CME進入行星際空間，它就被稱為行星際日冕巨量噴發（ ICME）。ICMEs能够到達地球磁層並與之碰撞，在那裡它們可以引起磁暴、極光；在極少數情况下還會…
快蓝光学暂现源
在天文学中，快蓝光学暂现源（，縮寫作）是一种类似于超新星和伽马射线爆发的爆炸性瞬变事件，具有高光学亮度和演化速率快的特点，其释放的能量主要集中在短波长的蓝色波段。 目前，此类爆炸的起源尚不明确，不过这类事件在宇宙中的出现概率极低，不超过核心坍缩型超新星爆炸频率的0.1%。这类瞬变源最初是由大规模巡天研究在宇宙尺度的距离上发现的， 但近年来，在邻近宇宙中也发现了少量此类瞬变源，最著名的例子是“奶牛”（AT 2018cow）事件 。 天文学…
後共有包層聯星
是一個可疑的後共有包層聯星。被吞噬的伴星引發了氣體外流，形成了ALMA所看到的星雲。]] 。中間：同伴被吞沒；核心和伴星在一個共有包層內相互盤旋。底部：包層被彈出，形成一個PCEB或兩顆恆星合併。]] 後共有包層聯星（，PCEB） 前激變變星是由白矮星或熱次矮星和主序星或棕矮星組成的聯星系統。這顆恆星或棕矮星與處於紅巨星階段的白矮星祖先共享一個共有的包層。 在這種情況下，恆星或棕矮星在包層內運行時會失去角動量，最終使主序星和白矮星在短週…
軟X射線暫現源
軟X射線暫現源（，縮寫：SXT）是某種類型的緻密天體和某種類型的正常低質量天體（即質量僅為太陽質量分數的天體）。這些天體顯示出低能量級別，或軟X射線輻射，但有時會經由正常恆星向緻密的伴星輸出質量而改變。實際上，緻密天體"吞噬"正常恆星和輻射出X射線，是此一過程的最佳寫照。 軟X射線暫現源半人馬座 X-4和天鷹座 X-1是日本的白鳥衛星最先發現的。 典型的SXT通常非常微弱，或甚至無法觀測到，它們在X射線和可見光波長的視星等大約是20等，…