恆星運動學

恆星運動學是研究恆星的運動但無須瞭解它們如何獲得運動原因的學門。這不同於恆星動力學，它必須考慮到引力的效應。一顆恆星相對於太陽的運動，可以提供有用的資訊，包括恆星的來源和年齡，以及所繞行星系的結構和演化。

在天文學，已經廣泛的接受恆星誕生於被稱為恆星育嬰室的分子雲內。在這樣的雲氣內形成的恆星會組成有數打至數千顆恆星的疏散星團。這種星團會隨著時間而潰散，分離的恆星將聚集成為另一種稱為星協的恆星集團。如果這些殘餘的恆星通過一些相干的組合在星系中共同漂流，它們就會被稱為移動星群。

目录

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  1 空間速度
  


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  2 高速星
  
  
  
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    2.1 速逃星
    
  
  
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    2.2 暈星
    
  
  
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    2.3 超高速星
    
    
    
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      2.3.1 產生的方法
      
    
    
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      2.3.2 超高速星列表
      
    
    
    
    
  
  
  
  


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  3 運動群
  
  
  
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    3.1 星協
    
    
    
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      3.1.1 類型
      
    
    
    
    
  
  
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    3.2 移動星群
    
  
  
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    3.3 星流
    
  
  
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    3.4 已知的動力群
    
  
  
  
  


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  4 相關條目
  


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  5 參考資料
  


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  6 延伸讀物
  


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  7 外部連結
  

空間速度

恆星的運動速度向著太陽接近或遠離的分量稱為徑向速度，可以從頻譜的都卜勒效應測量出來。橫向，或是自行則必須對更遙遠的背景天體進行一系列的位置觀測才能測定。一旦一顆恆星的距離經由其它的天體測量方法得到，例如視差，就可以計算出空間的速度^[1]。這是恆星相對於太陽或本地靜止標準(LSR，local standard of rest)的真實運動。後者通常是定位於太陽環繞銀河系中心的圓形軌道上現在的太陽位置，這也意味著與鄰近的恆星只有最低的速度散佈^[2] 太陽相對於本地靜止標準的運動被稱為本動太陽運動(peculiar solar motion)。

在銀河系的銀道座標系的空間速度分量通常以U、V和W標示，單位為km/s，U向著銀河中心的方向為正直，V朝向銀河自轉的方向為正值，W指向銀河北極的方向為正值^[3]。太陽相對於本地靜止標準的本動太陽運動是U = 10.00 ± 0.36km/s，V = 5.23 ± 0.62km/s和W = 7.17 ± 0.38km/s^[4]。

銀河系內的恆星依據它們的金屬量或原子序大於氦原子的比例被分成兩個星族。多數鄰近的恆星，都被發現是星族一，高金屬量的恆星通常速度較低、年齡較老，屬於星族二的恆星。後者有著傾斜於銀河平面的橢圓軌道繞著銀河中心運轉^[5]。此外，比較鄰近恆星的運動學，也導出了星協的標識，這些都可能是起源於同一個巨分子雲的恆星，分享了共同運動彙聚點的恆星集團^[6]。

在銀河系內，有三個主要的恆星運動學成分：盤面、暈和核球或棒。這些集團與恆星在星系中的星族、在運動和化學成分上的關係，和指出不同的形成機制息息相關。暈可能可以進一步的區分為內暈和外暈，內暈有著順行的淨轉動，外暈的淨運動是逆行的^[7]。

高速星

根據定義，速逃星是移動速度，相對於在太陽附近的恆星的平均速度，在任何時間都超過65km/s至100km/s的恆星。有時也被定義為相對於周圍的星際介質的速度是超音速。高速星的三種類型分別是：速逃星、暈星、和超高速星。

速逃星

這4顆速逃星如犁田般的通過密集的星際氣體區域產生弓形波和伴隨著明亮氣體的尾跡。美國國家航空暨太空總署使用哈伯太空望遠鏡的先進巡天相機在2005年10月至2006年8月發現14顆年輕速逃星。

速逃星是相對於環繞在周圍的星際物質，以異常高的速度在空間中運動的恆星。速逃星的自行通常能確切的指出他來自哪一個星協，在他被擲出之前，它們是同一個集團的成員。

有兩種可能的機制能產生速逃星：

• 第一種方案是，兩個聯星系統近距離的接觸，可能導致這兩個系統的瓦解， 其中可能有一顆恆星以高速脫離。


• 第二個方案是，在多星系統中有一顆超新星爆炸，可能導致殘餘的成員以高速脫離。

這兩種機制在理論上都有可能，天文物理學家比較偏愛超新星的假說，因為實際上的可能性較高。

一組速逃星的例子是御夫座AE、白羊座53和天鴿座μ，它們都以超過100km/s的速度奔離(相較之下，太陽在銀河系中相對於鄰近空間的速度只有20km/s)。回溯它們的運動路徑，大約在2百萬年前它們都很靠近獵戶座大星雲。相信巴納德環是這次超新星的殘骸和推出其它恆星的發源地。

另一個例子是X射線天體的船帆座X-1，數位攝影的計數顯示存在著一個典型的超音速雙曲線激震波。

暈星

参见：銀冕和星系暈

银晕星是很老的恆星，不會與太陽或鄰近太陽也在圓軌道上繞著銀河中心的其它恆星共享運動狀態。換言之，它們在橢圓的軌道上運動，因此經常位於銀河盤面之外。雖然它們位於銀河系中的軌道速度不會比太陽快，但是路徑的不同導致它們在太陽系附近有著相對來說較高的速度。

典型的例子是暈星會以陡峭的角度穿越銀河盤面。在最靠近的45顆恆星中有一顆稱為卡普坦的恆星，是晕星在太陽附近的一個例子。它被觀測到的徑向速度是 -245km/s，在空間中的速度分量是U = 19km/s，V = -288km/s，和W = -52km/s。

超高速星

超高速星(HVSs)，少數人稱之為流放星^[8]，是速度超過該星系引力所能約束的逃逸速度的恆星。星系中恆星的速度一般都在100km/s的數量級上，而超高速星(尤其是位於被認為是"產生"超高速星的星系中心附近)的速度在1000km/s的數量級，

J. Hills在1988年就已經預測超高速星的存在^[9]，但到2005年，哈佛-史密松天體物理中心的Warren Brown和夥伴們才發現第一顆超高速星^[10]。現在，已經發現了十顆，其中還有一顆（HE 0437-5439）原本认为是來自大麥哲倫星系，而不是銀河系^[11]。但对它的自行运动进行研究后测定该恒星被驱逐弹出的起始点位于银河系内核^[12]。目前發現的超高速星距離都在50,000秒差距之外，並且未受到來自星系的束縛。

估計在我們的銀河系應該有約1,000顆的超高速星，而銀河系至少有1,000億顆的恆星，所以這是非常低的比例。

產生的方法

超高速星產生的主要方法通常被總結如下：相信它們是起源於與銀河系中心的超大質量黑洞密切接觸的聯星。兩個夥伴中的一顆被黑洞捕獲，而另一顆就轉而獲得高速度。同時，值得注意的是捕獲並不意味著被吞噬掉。已知的超高速星都是質量至少數倍於太陽的主序星。

在阿根廷的科爾多瓦天文臺有一個小組相信我們看見的超高速星是我們的銀河系和一個環繞的矮星系碰撞與合併所造成的。這個矮星系曾經環繞我們的銀河系，並穿越銀河系的中心。當這個矮星系接近銀河系中心的黑洞時，經歷了激烈的引力拖曳。這次的拖曳激發了其中的一些恆星，使它們從矮星系的引力中解除了束縛，成為被拋入太空中的恆星^[13]。

有些中子星被推斷有著相似的速度在運行，但是它們與超高速星形成的拋射機制和視覺效果都沒有關聯。中子星是超新星爆炸的殘骸，它們極端的高速度可能來自於超新星暴炸時的非對稱性。中子星 RX J0822-4300^[14]在2007年被錢卓X射線天文台測量到的速度高達1,300Km/s(光速的0.54%)，就被認為是這樣造成的。

超高速星列表

• HVS 1 - (SDSS J090744.99+024506.8) (a.k.a. 被驅逐的恆星) – 被發現的第一顆超高速星^[10]。


• HVS 2 - (SDSS J093320.86+441705.4) 或 (US 708)


• HVS 3 - (HE 0437-5439)


• HVS 4 - (SDSS J091301.00+305120.0)


• HVS 5 - (SDSS J091759.42+672238.7)


• HVS 6 - (SDSS J110557.45+093439.5)


• HVS 7 - (SDSS J113312.12+010824.9)


• HVS 8 - (SDSS J094214.04+200322.1)


• HVS 9 - (SDSS J102137.08-005234.8)


• HVS 10 - (SDSS J120337.85+180250.4)

運動群

在空間中有著相似的運動和年齡的一組恆星稱為運動群^[15]大部分的恆星誕生於被稱為恆星苗圃的分子雲內。在這樣的雲氣中形成的恆星受到重力的約束構成疏散星團，包含數打至數千顆年齡和組成都相似的恆星。這些星團隨著時間逐漸潰散，成群的恆星從星團中逃逸，彼此不再互相的約束對方，便成為星協。隨著這些恆星年齡的增長和散開，這些星協不再是顯而易見時，它們就成為運動群。

如果恆星是運動群的成員，天文學家是可以測量出來的，因為它們有著相同的年齡、金屬量和運動(徑向速度和自行)。雖然後來它們被潮汐力分散開來，但是運動群的成員在同一個星雲內相近的地區和相同的時間形成，它們會共享相同的特性^[16]。

星協

星協是有著共同的起源，雖然已經不再被彼此間的引力束縛，但仍在空間中一起運動，結構非常鬆散的恆星集團。星協的辨識通常以共同的運動向量和年齡為主，但是通過化學成分的鑑定也是常用來辨識星協成員的因素。

星協最早是在1947年被亞美尼亞的天文學家維克托·安巴楚勉發現的^[17]。傳統的命名法是使用它們所在位置相關的星座縮寫或星座；星協的類型，有時也會加上數字的識別碼。

類型

Viktor Ambartsumian最初的目錄只根據星協中恆星的屬性將星協分成兩群：OB和T^[17]，第三種R是稍後在Sidney van den Bergh建議下才加入的，是被反射星雲照亮的星協^[18]。OB、T、和R星協形成一系列年輕的恆星族群，但目前還不清楚這是不是一個演化的序列，或者只是代表一些形成上的因素^[19]。有些集團同時顯示出OB和T關聯的屬性，所以在分類上不是很明確的區分。

年輕的星協，包含10-100顆光譜分類為O和B的大質量恆星，會被稱為OB星協。這些被認為(相信)是在巨分子雲內相同的小區域內形成的。一旦周圍的氣體和塵埃被吹走，殘留下的恆星因為不受約束漸開始相互的疏遠^[20]。相信在銀河系內所有的恆星，大多數是在OB星協中形成的^[20]。O型恆星是短命的，大約數百萬年後就會成為超新星。結果是，OB星協通常也只有數百萬年或更短的壽命。在星協內的O-B恆星在一千萬年內就會耗盡它們的核燃料(相較於現在的太陽大約已經50億歲了)。

依巴谷衛星提供了位置在離太陽650秒差距距離內12個OB星協的測量 ^[21]。距離最近的OB星協是天蝎-半人馬星協，與太陽的距離只有400光年^[22]。

在大麥哲倫星系和仙女座大星系也都發現了OB星協。這些星協非常的鬆散，直徑跨越了1,500光年^[23]。

年輕的恆星集團可以包含大量嬰兒期的金牛T星，這些恆星還在進入主序帶的過程中。這些疏鬆的群體可以包含上千顆的金牛T星，被稱為T星協。最靠近的T星協例子是金牛-御夫T星協，語太陽的距離只有140秒差距 ^[24]。其他T星協的例子還包括南冕座RT星協、豺狼座T星協、蝘蜓座T星協和船帆座T星協。T星協常常被發現在他門形成的分子雲附近，有些，但不是都這樣，還會有O-B型的恆星。總結運動群成員的特點：它們有相同的年齡和起源、相同的化學組成，和在運動的向量和速度上有相同的振幅和方 向。

恆星照亮反射星雲的星協稱為R星協，這是 Sidney van den Bergh在發現這些星雲中的恆星分布不均勻之後建議的^[18]。這些年輕的恆星群包含的主序星沒有足夠的質量，吹散形成它們的恆星際雲^[19]，這使得天文學家檢測到的是它們周圍暗雲的屬性。因為R星協比OB星協更多，可以用它們來追蹤星系的螺旋臂結構^[25]。R星協的一個例子是麒麟座R2，與太陽的距離是830 ± 50 秒差距^[19]

大熊座移動星群是星協的一個例子(除了天樞和搖光之外，北斗七星的其它恆星都屬於這個群的一部分)。

移動星群

如果在星系中飄流的星協殘餘已經在某種程度上融合在其中，這就會被稱為移動星群。移動星群可能很老，像是HR 1614，已經有20億年了；也可能很年輕，像是劍魚座AB移動星群，只有五千萬年。

對移動星群的研究始於1960年代的Olin Eggen^[26]。距離最近的年輕移動星群的清單已經由López-Santiago 等人編輯完成^[15]。最接近的是大熊座移動星群，成員包括在北緯60°的北斗星星群，和距離相隔異常遙遠，在南緯70°的南三角座 。

星流

主条目：星流

星流是在軌道上環繞星系的星協，它們曾經是球狀星團或是矮星系，但現在已經被潮汐力的拉扯，沿著軌道伸展或分開。

已知的動力群

一些動力群包括^[15]：

• 本地星協 (昴宿移動星群)


• 劍魚座AB移動星群


• 英仙座α移動星群


• 繪架座β移動星群


• 北河二移動星群


• 南冕座星協


• 鹿豹座η星協


• 武仙座星流


• 畢宿星流


• 
  IC 2391超星系團


• MBM 12星協


• 杜鵑-時鐘座星協


• 長蛇座TW星協


• 大熊座移動星群


• 武仙座ζ移動星群

相關條目

• 天體測量學


• 蓋亞任務


• 依巴谷衛星


• 多體問題

參考資料

1. 
   ^ Stellar Motions (Extension). Australia Telescope Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 2005-08-18 [2008-11-19]. 
   


2. 
   ^ Fich, Michel; Tremaine, Scott. The mass of the Galaxy. Annual review of astronomy and astrophysics. 1991, 29: 409–445. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002205. 
   


3. 
   ^ Johnson, Dean R. H.; Soderblom, David R. Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group. Astronomical Journal. 1987, 93 (2): 864–867. doi:10.1086/114370. 
   


4. 
   ^ Dehnen, Walter; Binney, James J. Local stellar kinematics from HIPPARCOS data. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1999, 298: 387–394 [2008-11-21]. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x. 
   


5. 
   ^ Johnson, Hugh M. The Kinematics and Evolution of Population I Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1957, 69 (406): 54. doi:10.1086/127012. 
   


6. 
   ^ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. The Formation of Star Clusters. American Scientist. 1999, 86 (3): 264 [2006-08-23]. doi:10.1511/1998.3.264. 
   


7. 
   ^ Carollo, Daniela; 等. Two stellar components in the halo of the Milky Way. Nature. 2007-12-13, 450 (7172): 1020–1025. PMID 18075581. doi:10.1038/nature06460.  引文格式1维护：显式使用等标签 (link)
   


8. 
   ^ "Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever". Space Daily. 2006-01-27 [2009-09-24]. 
   


9. 
   ^ Hills, J. G. Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole. Nature. 1988, 331: 687–689. doi:10.1038/331687a0. 
   


10. 
    ^ ^10.010.1 Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.; Kurtz, Michael J. Discovery of an Unbound Hypervelocity Star in the Milky Way Halo. Astrophysical Journal. 2005, 622: L33–L36. doi:10.1086/429378.  引文使用过时参数coauthors (帮助)
    


11. 
    ^ Edelmann, H.; Napiwotzki, R.; Heber, U.; Christlieb, N.; Reimers, D. HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star. Astrophysical Journal. 2005, 634: L181–L184. doi:10.1086/498940.  引文使用过时参数coauthors (帮助)
    


12. 
    ^ A GALACTIC ORIGIN FOR HE 0437–5439, THE HYPERVELOCITY STAR NEAR THE LARGE MAGELLANIC CLOUD by Warren R. Brown, Jay Anderson, Oleg Y. Gnedin, Howard E. Bond, Margaret J. Geller, Scott J. Kenyon and Mario Livio, 天文物理期刊, July 19, 2010.
    


13. 
    ^ Maggie McKee. Milky Way's fastest stars may be immigrants.. New Scientist. 4 October 2008 [2010-04-24]. （原始内容存档于2008-10-17）. 
    


14. 
    ^ Watzke, Megan. Chandra discovers cosmic cannonball. Newswise. 28 November 2007. 
    


15. 
    ^ ^15.015.115.2 López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, M. J. The Nearest Young Moving Groups. The Astrophysical Journal. June 2006, 643 (2): 1160–1165. Bibcode:2006ApJ...643.1160L. doi:10.1086/503183. 
    


16. 
    ^ Johnston, Kathryn V. Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo. Bulletin of the American Astronomical Society. 1995, 27: 1370 [2008-08-10]. 
    


17. 
    ^ ^17.017.1 Israelian, Garik. Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996. Bulletin of the American Astronomical Society. 1997, 29 (4): 1466–1467 [2008-12-05]. 
    


18. 
    ^ ^18.018.1 Herbst, W. R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae. Astronomical Journal. 1976, 80: 212–226. doi:10.1086/111734. 
    


19. 
    ^ ^19.019.119.2 Herbst, W.; Racine, R. R associations. V. MON R2.. Astronomical Journal. 1976, 81: 840. doi:10.1086/111963. 
    


20. 
    ^ ^20.020.1 OB Associations. The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. 2000-04-06 [2006-06-08]. 
    


21. 
    ^ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations. The Astronomical Journal. 1999, 117 (1): 354–399. doi:10.1086/300682. 
    


22. 
    ^ Maíz-Apellániz, Jesús. The Origin of the Local Bubble. The Astrophysical Journal. 2001, 560: L83–L86. doi:10.1086/324016. 
    


23. 
    ^ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. The Formation of Star Clusters. American Scientist. 1999, 86 (3): 264 [2006-08-23]. doi:10.1511/1998.3.264. 
    


24. 
    ^ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga. Astronomy and Astrophysics. 1999, 325: 613–622. 
    


25. 
    ^ Herbst, W. R-associations III. Local optical spiral structure. Astronomical Journal. 1975, 80: 503. doi:10.1086/111771. 
    


26. 
    ^ Eggen, O.J. Moving Groups of Stars. Galactic structure, ed. Adriaan Blaauw and Maarten Schmidt. University of Chicago Press, Chicago, p.111 (1965). (ADS entry [1])
    

延伸讀物

• 
  Majewski, Steven R. Stellar Motions. University of Virginia. 2006 [2008-02-25]. （原始内容存档于2012年1月25日）. 
  


• 
  The Space Velocity and its Components. University of Tennessee. [2008-02-25]. 
  


• Blaauw A., Morgan W.W. (1954), The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula, Astrophysical Journal, v.119, p.625


• Hoogerwerf R., de Bruijne J.H.J., de Zeeuw P.T. (2000), The Origin of Runaway Stars, Astrophysical Journal, v. 544, p.L133

外部連結

• ESO press release about runaway stars


• Entry in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight


• A Successful Targeted Search for Hypervelocity Stars


• Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever


• An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star


• Entry in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight


• 
  Hypervelocity stars. I. The spectroscopic survey^{[永久失效連結]} information on HV 6 & HV 7


• 
  Young stellar kinematic groups, David Montes, Departamento de Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid.

查 论 编 恆星 演化 恒星形成 前主序星 主序星 水平分支 漸近巨星分支 上翻 不穩定帶 紅群聚 PG 1159星 米拉变星 行星狀星雲 原行星雲 发光红新星 高光度藍變星 沃爾夫-拉葉星 假超新星 超新星 極超新星 赫羅圖 双色图 原恆星 分子雲 电离氢区 包克雲球 初期恆星體 HH天体 林忠四郎軌跡 林忠四郎極限 亨耶跡 猎户型变星 金牛T星 猎户FU型变星 赫比格Ae/Be星 光度分类 次矮星 矮星 藍 橙 紅 棕 黃 次巨星 巨星 紅 蓝 亮巨星 超巨星 藍 紅 黃 特超巨星 黃 蓝离散星 光谱分类 O B A F G K M Be OB B型次矮星 L星 特殊恒星 金属线星 Ap和Bp星 快速振盪Ap星 钡星 碳星 CH星 极端氦星 牧夫λ 鉛星 汞-锰星 S-型星 壳层星 锝星 残骸 白矮星 黑矮星 氦行星 中子星 脉冲星 磁星 恒星黑洞 致密星 夸克星 奇特星 恒星核心: 波江座EF B 纯理论恒星 暗物质星 类星 索恩－祖特阔夫天体 鐵星 核合成 氦核作用 3氦过程 质子-质子链反应 氦闪 碳氮氧循环 锂燃烧 碳燃烧 氖燃烧 氧燃烧 硅燃烧 S-过程 R-过程 核融合体 新星 新星遗迹 结构 核心 对流层 微湍流（英语：Microturbulence） 大气层 辐射层 光球层 色球层 星斑 冕 星风 星风泡 星震学 爱丁顿光度 开尔文-亥姆霍兹机制 特徵 命名 动力学 有效温度 运动学 磁场 视星等 绝对星等 质量 金属量 自转 UBV色 变星 恒星系统 双星 密接联星 共有包层 聚星 吸积盘 行星系 太阳系 地球视角 北极星 拱极星 星等 消光 双色图 视向速度 自行 视差 测光标准星 恒星列表 普通星名表（英语：List of proper names of stars） 阿拉伯星名表（英语：List of Arabic star names） 中西星名对照表 星座恒星 巨大质量恒星 最小质量恒星 巨大恒星 恒星光度 恒星亮度 临近恒星 棕矮星 行星状星云 超新星 超新星候选 变星 以人名命名的恒星 恒星天文学年表 相关条目 亚恒星 棕矮星 次棕矮星 行星 星团 疏散星团 球状星团 星系 銀河年 超星系团 日震学 客星 星座 星群 引力 星系际恒星 紅外暗雲 恒星分类 共享资源 恒星主题页 天文学主题页 恒星专题

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