圆偏振
矢量的旋转方向取决于观察者的视角。如果从波源的角度定义，此波为右旋/顺时针圆偏振；如果从接收者的角度定义，则此波为左旋/逆时针圆偏振。]] 在电动力学中，电磁波的圆偏振是一种偏振状态，其中波的电磁场在每个点上具有恒定的幅度，并在垂直于波传播方向的平面内以恒定速率旋转。 在电动力学中，电场的强度和方向由其电场矢量定义。对于圆偏振波，电场矢量的尖端在空间中的某一点上，随着光在时间和空间中的传播，与光的相位相关。在任何时刻，波的电场矢量都指向…
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光變曲線
的觀測為基礎繪製的小行星201 Penelope光度曲線，顯示出一個以上完整的自轉週期，至少是3.7474小時。]] 光變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，的光變曲線。研究光變曲線，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…
太阳系的形成与演化
的艺术想象图]] 太陽系的形成和演化始於46億年前一片巨大分子云中一小塊的引力坍缩。大多坍缩的质量集中在中心，形成了太阳，其余部分摊平並形成了一个原行星盤，继而形成了行星、卫星、陨星和其他小型的太阳系天体系统。这被稱為星云假说的广泛接受模型，最早是由18世纪的伊曼纽·斯威登堡、伊曼努尔·康德和拉普拉斯侯爵皮耶-西蒙提出。其随后的发展與天文学、物理学、地质学和行星学等多种科学领域相互交织。自1950年代太空时代降臨，以及1990年代太阳系…
恒星
的一個恆星形成區]] ]] 恆星（）是一种能发光发热的球形天体。它主要由等离子体组成，在自引力的作用下凝聚在一起。太阳就是一颗恒星，并且是距离地球最近的恒星。在地球的夜空上也可以看见其他恒星，但由于距离非常遥远，这些恒星看似在天幕上恒定不动。中文的「恆星」一詞即由此得名，對應英文的「fixed star」（固定的星星）。該詞可追溯至明末清初西方天文學傳入中國時，由利瑪竇等人所翻譯的西文天文書中所採用之術語。他们根據中國古代宇宙論中對星體…
迴轉年代學
迴轉年代學（Gyrochronology）是以恆星自轉週期預測類似太陽的低質量恆星年齡方式。該詞由來於希臘語的 gyros, chronos 和 logos 的組合，意思分別是「旋轉，年齡和研究」。這個詞是於2003年由西德尼·巴恩斯提出以描述由恆星自轉研究其年齡的方式 }} 延伸閱讀 外部連結 [http://www.astrobio.net/pressrelease/2315/gyrochronology Gyrochronolog…
恆星演化
和巨星的階段，直到在右上角將外層拋離，形成行星狀星雲。]] 恆星演化是恆星隨著時間的推移而變化的過程。根據恆星的質量，它的壽命可以從質量最大恆星的幾百萬年到質量最小恆星的萬億年，這是比宇宙年齡還要長許多的時間。這張表格顯示恆星壽命與其質量的關聯性。 所有的恆星都誕生於氣體和塵埃雲，也就是通常所說的星雲或分子雲。纖維狀結構遍布在分子雲中，致密纖維狀結構會碎裂成星前雲核，也就是恒星的前身。纖維狀結構的具體碎裂模式與其對周圍氣體的吸積、幾何彎…
恒星光谱
恆星光譜是恆星的電磁輻射通過稜鏡或衍射光栅分裂而成光譜。天文學中的恒星分类就是根據恒星光譜特徵进行的分類，所以也叫恒星光谱分类。光谱通常呈現出像彩虹般的連續光譜，但也會穿插著譜線。每條譜線標示出特定的化學元素或分子，譜線的強度指示該元素或分子的豐度。对恒星光谱的研究属于天體光譜學的内容。 现代恒星分类大多采用摩根-肯納分類法（MK），这是一个温度-光度二元分类系统，即同时依据温度高低和光度大小来将恒星进行分类，并以簡單的代碼表示。恒星光…
恆星大氣層
的日全食。]] 恆星大氣層是恆星的最外層區域，位置在核心、輻射層和對流層之上，依照獨特的特徵可以分為數層： 光球層是大氣層的最底層，也是我們能觀察到的大氣層中溫度最低的一層。來自恆星的光經由這一層從穿越更高的數層後，由恆星的表面逃逸入太空。太陽的光球層溫度為5700K到5,780 K范围，星斑是光球層上受到磁場擾亂而溫度較低的區域。 在這之上就是恆星大氣層的外圍部份，是由非常稀薄但極端高溫(百萬K)的電漿構成的星冕，過渡區和星冕是在主序…
恆星形成
恆星的形成是分子雲的高密度區坍缩成為球形并尽而形成等離子态恒星的過程。在这过程中，一般会经历原恒星和前主序星阶段。这两个阶段也被称为初期恒星体。作為天文物理的一個分支，恆星形成的研究主要是作為前導的星際物質和分子雲到恆星形成過程，但也涉及行星形成的过程。恆星形成的理論，不僅是一顆單獨恆星的形成，還必須統計聯星和初始质量函数。 理論概說 依據目前的恆星形成理論，分子雲的核心（特別是高密度區）會因為重力不穩定，由片段的碎片開始崩潰（一般稱為…
星风
中的物质相撞，形成了明亮的弧状弓形激波。]] 星风（Stellar wind）是从恒星高层大气持续向外喷发的气流。虽然星风的分布通常并非完美的球面对称，但与年轻恒星特有的双极外流相比，它的准直度（定向性）较低，呈现出更为发散的状态。 不同类型的恒星，其星风的物理特征也各不相同。 处于演化末期的后主序星（包括红巨星、超巨星以及渐近巨星分支星），通常会通过星风抛射出大量物质。这类星风速度较慢（约 10 km/s），但物质流失率极大（每年流失…
恆星動力學
恆星動力學是天文物理的一個分支，以統計學的方法介紹恆星在它們共同重力下的集體運動。但重力的長距離效應和恆星系統緩慢的弛豫，阻礙了統計物理方法的使用。一顆恆星在星系或球狀星團內的運動，主要受到其它恆星的平均分布和恆星距離的影響，和最鄰近的恆星少量的影響。 如果物質的分布是理想化的平滑，恆星的弛豫過程是傾向於每顆恆星有著各別的運動軌跡的。2-體弛豫被限制在一顆恆星和另一顆恆星之間的交互作用下，而"劇變弛豫"是大型恆星集團系統集體變異所造成的…
金屬量
，在球狀星團中的恒星主要是貧金屬的第二星族。]] 金属丰度是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恒星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“金屬”，因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。） 。例如，碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”，但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金属丰度也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，它幾乎…
自行
自行是恆星相對於太陽系的質量中心，隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變，它的測量是以角秒/年為單位（3600角秒等同於角度的1度）。反之，徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度，隨著時間推展的變化率，通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質（即恆星的內稟性質），因為它包含了太陽系本身運動的元素在內。由於光速是有限的，遙遠恆星的真實速度很難觀測得到，觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。 自行的測量需要排除下列會影響…
肯尼克特-施密特定律
在天文学中，肯尼克特-施密特定律（或简称“施密特定律”）是在给定区域关于气体密度和恒星形成率之间的一经验性的关系。这一关系首先由马尔滕·施密特于1959年的一篇文章中提出。文章中表示恒星形成速率的表面密度和本地气体表面密度呈正幂指数n关系。。最近，他又研究了大约100个近邻星系中气体密度和恒星形成率的关系，估计幂指数n=1.4 \pm 0.15。 * }}
热时标
热时标（），又称开尔文-亥姆霍兹时标（），是衡量恒星寿命的时标。定义为恒星所有引力势能从其表面散失掉所需要的时间。可以由下式表达： t_{KH} = \frac{GM^2}{RL} 式中，M为恒星的质量，R为恒星的半径，L为恒星的光度。 理论推导 通过量纲分析，球体的总引力势能的绝对值约为： |E_{p}| \approx \frac{GM^2}{R} 假设恒星的光度为L，由定义，可以给出： t_{KH} = \frac{L} = \f…
恆星核合成
恆星核融合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，重元素就一直经由恆星核融合产生。该理论原为高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的证实。它解釋了宇宙中元素的豐度的增长与時間的关系，以及不同元素及其同位素的豐度的不同的原因。這個理論最初是由弗雷德·霍伊爾在1946年提出。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…
中子星碰撞
碰撞而發生的重力波（GW170817）事件（影片00:23處，藝術家想像）。併合也被認為會產生複數的千新星。 已知的碰撞 2017年8月17日，雷射干涉重力波天文台（LIGO）和室女座干涉儀（VIRGO）觀察到一起重力波事件，代號為GW170817，發生緣由為位於長蛇座NGC 4993內的兩顆中子星的合併。GW170817亦似乎與短（≈2秒長）伽瑪射線暴GRB 170817A有關，其在GW信號發生後1.7秒被檢測，並在約11小時後找到中…
星際天體
是第二個已確認的星際物體，於2019年底在遙遠星系旁拍攝。]] 星際天體（Interstellar object）是指在星际空间中不受恆星引力束縛的天體，包括小行星、彗星、星際行星等，但不包括恆星。此術語也可應用於暫時接近恆星軌道上的物體，例如某些小行星和彗星（包括系外彗星 最早發現的星際物體是星際行星，這些行星被從原來的恆星系統中彈射出來（例如OTS 44或蝘蜓座110913-773444），但它們很難與次棕矮星區分開來，後者是在星際…
影响球体
影响球体是围绕超大质量黑洞的一个区域，在这个区域，黑洞的重力势能统治着宿主星系的重力势能。影响球体的半径的半径称为“（重力）影响半径”。 影响球体的半径通常有两种定义。第一种是由公式： r_h = \frac{GM_{\rm BH}}{\sigma^2} 给出的。其中MBH是黑洞的半径，σ是宿主星系核球部分的恒星的速度离散，G是万有引力常数。 第二种定义是：恒星的封闭质量等于MBH的两倍，即： M_\star(r. 哪种定义是最接近的取…
理论天体物理学
理论天体物理学是使用基于物理和化学原理的分析和计算模型来描述和解释天体和天文现象，是天体物理学的一个重要分支。