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觀測(cè)簡(jiǎn)史自古以來(lái)，人們就將恒星組成圖形，這是約翰·赫維留在1690年描繪的獅子座。人類對(duì)恒星的觀測(cè)歷史悠久。古埃及以天狼星在東方地平線的出現(xiàn)，預(yù)示尼羅河泛濫的日子。中國(guó)商朝就設(shè)立專門(mén)官員觀測(cè)大火在東方的出現(xiàn)，確定歲首的時(shí)刻，與作物播種與收割并列在卜辭中。而中國(guó)明朝的航海家們則利用航海九星來(lái)判斷方向。美國(guó)的阿波羅11號(hào)飛船設(shè)有光學(xué)定位儀，利用恒星來(lái)確定位置。肉眼可以看見(jiàn)的獅子座（已添加星座連線）。在歷史上，恒星在世界各地的文明中都曾占有重要的地位，它們被作為宗教上的實(shí)踐并用于天文導(dǎo)航上指示方向。許多古代的天文學(xué)家都相信恒星被固定在永恒的天球上（球形的天空），并且永遠(yuǎn)不會(huì)變化。經(jīng)由相約成俗，天文學(xué)家將一群一群的恒星集合組成星座，并且用它們來(lái)追蹤行星在天空中的運(yùn)動(dòng)和臆測(cè)太陽(yáng)的位置。太陽(yáng)在星空背景（和地平線）被用來(lái)創(chuàng)造了歷法，可以用來(lái)實(shí)踐農(nóng)業(yè)的調(diào)控。現(xiàn)在幾乎全球都在使用的格里歷就是依據(jù)最靠近地球的...

碎裂恒星經(jīng)常被發(fā)現(xiàn)是成群的，而且看似同一個(gè)時(shí)間形成的，也就是所知道的星團(tuán)。這可以被解釋為當(dāng)云氣收縮時(shí)他的密度是不均勻的。事實(shí)上，第一個(gè)指出這一點(diǎn)的是理查德·拉森，當(dāng)恒星在巨分子云內(nèi)形成時(shí)，可以全面的觀察到在云氣內(nèi)所有尺度上的湍流速度都增加了。這些湍流的速度壓縮氣體產(chǎn)生震波，通常會(huì)在巨分子云尺度和密度的廣大范圍內(nèi)引發(fā)絲狀和團(tuán)塊的結(jié)構(gòu)。這個(gè)過(guò)程被稱為湍流碎裂。一些團(tuán)塊結(jié)構(gòu)超過(guò)了金斯質(zhì)量并且重心變得不穩(wěn)定，可能會(huì)在被分顆成單一或多星的系統(tǒng)。無(wú)論原因?yàn)楹?，云氣因碎裂而變得較小，密度較高的區(qū)域可能會(huì)持續(xù)再成為更小的區(qū)域，結(jié)果是成為原恒團(tuán)。這與星團(tuán)是普遍存在的觀測(cè)現(xiàn)象一致。來(lái)自重力能量的加熱當(dāng)云氣繼續(xù)收縮時(shí)，它的溫度會(huì)增加。這不是核反應(yīng)造成的，只是重力能量轉(zhuǎn)換成的熱動(dòng)能。當(dāng)微粒（原子或分子）因?yàn)樵谑湛s的碎片中而減少至質(zhì)量中心的距離時(shí)，就會(huì)導(dǎo)致重力能量的減少。但是因?yàn)榭偰芰康氖睾?，因此伴隨著重力能量的減...

固有名稱大多數(shù)肉眼可見(jiàn)明亮的恒星都有傳統(tǒng)的名稱，有許多都源自阿拉伯語(yǔ)，但也有少數(shù)源自拉丁文的。參考恒星專有名稱，其中列出了一部分的名稱。但是這些名稱，無(wú)論中外都仍然有些問(wèn)題存在：拼字法通常沒(méi)有標(biāo)準(zhǔn)化：仙女座γ的拼法就有Almach、Almaach、Almack、Alamak。許多恒星有一個(gè)以上常用的名字：英仙座α有Mirfak、Algenib、Alcheb等不同的名稱；船帆座γ稱為Regor或SuhailalMuhlif；大熊座η稱為Alkaid或Benetnasch；北冕座α稱為Gemma或Alphecca；仙女座α稱為Alpheratz或Sirrah。由于古老的星表不夠精確，有些星不能確定屬于哪個(gè)星座。因此有些名字不知道是哪顆星的。例如：Alniyat和Chara。有些在不同星座的恒星有著相同的名字。例如：Algenib可以是英仙座α和飛馬座γ；Gienah出現(xiàn)在天鵝座與烏鴉座；Aln...

早期的理論和企圖事實(shí)上，因?yàn)楹阈且暡罘浅Ｐ?，因此一直未能觀測(cè)到(直到19世紀(jì))，并在近代史中被作為反對(duì)日心說(shuō)的科學(xué)論據(jù)。很明顯的，如果星星的距離夠遠(yuǎn)，從歐幾里得的幾何學(xué)是無(wú)法察覺(jué)的，但由于種種的原因，使這種巨大的距離難以置信：其中之一是為了使缺乏視差的恒星能夠相容，土星軌道和第八領(lǐng)域(恒星)之間必須有巨大而不太可能存在的空隙，使得第谷成為哥白尼日心說(shuō)的主要反對(duì)者。詹姆斯·布拉德雷在1729年首度嘗試測(cè)量恒星視差。他以望遠(yuǎn)鏡證明恒星的運(yùn)動(dòng)是太微不足道的，但他發(fā)現(xiàn)了光行差、地軸的章動(dòng)、和編輯了3222顆恒星的星表。19世紀(jì)和20世紀(jì)白塞爾的量日儀。恒星視差最常使用周年視差來(lái)測(cè)量，定義是從地球和太陽(yáng)看見(jiàn)的恒星位置在角度上的差異，也就是一顆恒星在地球繞太陽(yáng)軌道平均半徑對(duì)角上的差別。1秒差距(3.26光年)的定義是周年視差為1角秒的距離。周年視差一般是觀察在一年的不同時(shí)間里，通過(guò)地球在軌道上移動(dòng)測(cè)量...

X射線聯(lián)星系統(tǒng)中的觀察質(zhì)量當(dāng)物質(zhì)從黑洞的伴星轉(zhuǎn)移至黑洞時(shí)，在聯(lián)星系統(tǒng)中的黑洞是可以觀測(cè)到的。掉落至致密伴星的質(zhì)量釋放出的能量是如此的巨大，使物質(zhì)的溫度升高至數(shù)億度的高溫并輻射出X射線；因此可以用X射線觀察黑洞，而伴星可以用光學(xué)望遠(yuǎn)鏡觀察。從黑洞和中子星釋放出來(lái)的能量有相同的數(shù)量級(jí)，使黑洞和中子星經(jīng)常難以區(qū)分。但是，中子星還有其他的特性。它們顯示出微差自轉(zhuǎn)，并且有磁場(chǎng)和呈現(xiàn)局部的爆炸現(xiàn)象（熱核爆炸）。每當(dāng)這些特性被觀測(cè)到，就可以判斷密接聯(lián)星的伴星是中子星。推導(dǎo)出的質(zhì)量來(lái)自對(duì)致密X射線源的觀測(cè)（結(jié)合X射線和可見(jiàn)光的資料），所有被辨認(rèn)出為中子星的質(zhì)量都在3-5倍的太陽(yáng)質(zhì)量，致密伴星的質(zhì)量在5倍太陽(yáng)質(zhì)量以上的系統(tǒng)都未顯露出中子星的特征。結(jié)合這些事實(shí)，致密伴星的質(zhì)量在5倍太陽(yáng)質(zhì)量以上的越來(lái)越可能是黑洞。值得注意的是，黑洞存在的證據(jù)不僅是從地球上觀測(cè)到的，也來(lái)自理論：在如此的聯(lián)星系統(tǒng)中，除了黑洞之外，...