**提示**：此条目的主题不是**類星**。 
藝術家想像中的類星體ULAS J1120+0641與被喧染的吸積盤。這是一個非常遙遠的類星體，由一個質量是太陽20億倍的黑洞所驅動。創建者：ESO/M. Kornmesser
**類星體** （英語：quasar，/ˈkweɪzɑːr/，也以**QSO**或**quasi-stellar object**為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墜落，能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到，發現它可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大：最強大的類星體的光度超過1041 瓦特，是銀河系等普通星系的數千倍。"類星體"這個名詞源自於**準恆星狀電波源**（**quasi-stellar***[star-like]* **radio source**）的縮寫，因為在1950年代發現這種天體時，被認定為未知物理源的電波發射源，當在可見光的照相圖中篩檢出來時，它們類似可見光的星狀微弱光點。類星體的高解析影像，特別是哈伯太空望遠鏡，已經證明類星體是發生在星系的中心，一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或合并中的星系。與其它類型的活躍星系核，類星體的觀測性質取決於許多因素，包括黑洞的質量、氣體的吸積率、吸積盤相對於觀測者的方向、存在或沒有噴流、和被氣體和在宿主星系內宇宙塵的消光 (天文學)程度。類星體存在的距離非常廣泛（對應於範圍從Z<0.1至Z>7.0為最遙遠的類星體），類星體發現的調查證明類星體的活動在遙遠的過去更為常見。類星體活躍的高峰時期在宇宙對應於紅移大約2，也就是100億年前。截至2017年，發現已知最遙遠的類星體是ULAS J1342+0928，紅移z=7.54；觀測從這個類星體發出的光，觀測到當時的宇宙年齡只有6.9億歲。這個類星體中的超大質量黑洞是迄今為止發現的最遙遠黑洞。估計它的質量是我們的太陽的8億倍。

詞源
--

"類星體"這個名詞是由華裔美國天文物理學家丘宏義在1964年5月發表在《今日物理學（英语：）》中，描述某些天文學上令人費解的天體時創造的：

> So far, the clumsily long name 'quasi-stellar radio sources' is used to describe these objects. Because the nature of these objects is entirely unknown, it is hard to prepare a short, appropriate nomenclature for them so that their essential properties are obvious from their name. For convenience, the abbreviated form 'quasar' will be used throughout this paper. 
> 到目前為止，因為這些天體的本質是完全未知的，所以很難為它們編寫一個簡短、適當的命名，所以用來描述這種天體的名稱是笨拙又冗長的'quasi-stellar radio sources'（準恆星無線電波源）。為了方便起見，本文將使用縮寫形式的quasar（類星體）。
> 
>

觀測和解釋的歷史
--------

史隆數位巡天的類星體3C 273影像，說明外觀像星狀的天體。
哈伯太空望遠鏡的3C 273影像。右圖，一個日冕儀被用來阻擋類星體的光源，因而更容易探測到周圍的宿主星系。
### 背景

条目：星系 § 與其他星雲的區別
在1917年和1922年間，由於希伯·柯蒂斯、恩斯特·奧匹克和其他人的工作，有些天體（"星雲"）被天文學家看見實際上是像我們銀河系一樣的遙遠星系。但是，當電波天文學在20世紀50年代開啟時，天文學家在星系之間發現少量的異常天體，它們的屬性是難以解釋的。

這些物體在許多頻率上發射大量的輻射，但沒有一個可以在可見光上定出位置，或者在某些情況下只有一個微弱和點狀（英语：）的物體，有點像一顆遙遠的恆星。這些物體的譜線，標示物體組成的化學元素，也非常的奇怪，並且無從解釋。它們中的一些，在可見光的範圍內非常迅速的改變光度，甚至在X射線範圍內能更迅速的變化，暗示它們大小的上限，也許不大於我們自己的太陽系。這意味著有非常高的功率密度。 對這些天體可能是甚麼進行了大量的討論。它們被描述為*"準星"（意思是像星但不是星）"電波來源*"或"準星天體"（QSOs），這個名字反映出當時對這種天體的無知，然後被縮短成"類星體"（"quasar"）。

### 早期的觀測（1960年代之前）

最早的類星體（3C 48和3C 273）是在1950年代後期的全天電波源調查中發現的。它們首先被注意到沒有可見光天體能與些電波源對應。 用小望遠鏡和洛弗爾望遠鏡作為干涉儀，它們被證實有著非常小的視直徑。當天文學家在天空中掃描它們的光學對應體時，有數以百計的這類天體被記錄在劍橋的3C星表。在1963年，艾倫·桑德奇和Thomas A. Matthews（英语：）發表文章證明電波源3C 48有明確的光學對應體。天文學家在電波源的位置發現一顆微弱的藍色恆星，並獲得了他的光譜，其中有許多未知的寬闊發射譜線。反常的頻譜讓天文學家難以解釋。

英澳（英语：）天文學家約翰·博爾頓對類星體做了許多早期的觀測，包括在1962年的突破。另一個電波源3C 273，被預測將被月球掩蔽5次。Cyril Hazard（英语：）和約翰·博爾頓使用帕克斯電波望遠鏡測量了其中一次的掩蔽，讓馬爾滕·施密特找到一個可以和這個電波源對應的可見光源，並且使用帕洛瑪山200吋的海爾望遠鏡取得可見光的光譜。這一光譜顯示了同樣的奇怪發射譜線。施密特證明了這些都是普通的氫譜線，只是被紅移了15.8% －天文學家從未見過的極端紅移。如果這是由於"恆星"的移動造成，那麼3C 273的速度約為每秒47,000公里，遠遠超過任何已知恆星的速度，並違背了任何明顯的解釋。極端的速度也不能說明3C 273巨大的電波發射量。 

雖然，它引發了許多問題，但施密特的發現迅速徹底改革了類星體的觀測。3C 48奇怪的光譜迅速的被施密特、格林斯坦和Oke發現是氫和鎂被紅移37%的譜線。不久之後，1964年有2個以上，1965年有5個以上的類星體光譜被證明是普通的光譜線被極端程度的紅移造成。 

雖然，這些觀測和紅移本身沒有被懷疑，但如何正確的解釋卻引起了爭議。博爾頓建議從類星體發射的輻射，來源是高度紅移的遙遠高速天體的普通光譜線，在當時未被廣泛地接受。

### 物理的理解和發展（1960年代）

条目：紅移、膨脹宇宙（英语：）和宇宙

类星体的命名
------

类星体的命名统一在前面冠以类星体的英文缩写QSO，然后加上类星体在天球上的位置坐标。例如：类星体3C48，位于赤经13h35m, 赤纬 +33度，于是命名为QSO01335+33。

类星体的特征
------

绝大多数类星体都有非常大的红移值（用Z表示）。类星体3C273（QSO1227+02）的Z=0.158，远远超过了一般恒星的红移值。有不少类星体的红移值超过了1，有的甚至达到4以上，至今发现的最远的类星体为ULAS J1120+0641，其红移达到7.1，形成於大爆炸7.5億年後。ULAS J1342+0928形成於大爆炸6.9億年後，是已知最古老的類星體和超大質量黑洞。根据哈伯定律，它们的距离远在几亿到上百亿光年之外。

观测发现，有的类星体在几天到几周之内，光度就有显著变化。因为辐射在星体内部的传播速度不可能快于光速，因此可以判定这些类星体的大小最多只有几"光日"到几"光周"，大的也不过几光年，远远小于一般的星系尺度。

类星体最初是在射电波段发现的，然而它在光学波段、紫外波段、X射线波段都有很强的辐射，射电波段的辐射只是很小的一部分。

根据以上事实可以想到，既然类星体距离我们如此遥远，而亮度看上去又与银河系裡普通的恒星差别不大（例如3C 273的星等为13等），那么它们一定具有相当大的辐射功率。计算表明，类星体的辐射功率远远超过了普通星系，有的竟达到银河系辐射总功率的数万倍。而它们的大小又远比星系小，这就提出了能量疑难，也就是说：尚无法确认类星体的能量机制及其能量来源。

历史上的研究
------

在类星体发现后的二十余年时间里，人们众说纷纭，陆续提出了各种模型，试图解释类星体的能源疑难。比较有代表性的有以下几种：

* 黑洞假说：类星体的中心是一个巨大的黑洞，它不断地吞噬周围的物质，并且辐射出能量。
* 白洞假说：与黑洞一样，白洞同样是广义相对论预言的一类天体。与黑洞不断吞噬物质相反，白洞源源不断的辐射出能量和物质。
* 反物质假说：认为类星体的能量来源于宇宙中的正反物质的湮灭。
* 巨型脉冲星假说：认为类星体是巨型的脉冲星，磁力线的扭结造成能量的喷发。
* 近距离天体假说：认为类星体并非处于遥远的宇宙边缘，而是在银河系边缘高速向外运动的天体，其巨大的红移是由地球相对运动的多普勒效应引起的。
* 超新星連環爆炸假說：認為在起初宇宙的恆星都是些大質量的短壽類型，所以超新星現象很常見，而在星系核部的恆星密度極大，所以在極小的空間內經常性地有超新星爆炸。
* 恆星碰撞爆炸：認為起初宇宙較小時代，星系核的密度極大，所以常發生恆星碰撞爆炸。

目前研究以黑洞說為主流。对类星体的进一步观测发现了一些新的现象，例如光谱中不同元素的谱线红移值并不相同，发射线和吸收线的红移值也不尽相同。

在一些类星体中发现了超光速运动的现象。例如1972年，美国天文学家发现类星体3C120的膨胀速度达到了4倍光速。还有人发现类星体3C273中两团物质的分离速度达到了9倍光速。而类星体3C279（QSO1254-06）内物质的运动速度达到光速的19倍。人们起初认为这对相对论提出了巨大的挑战。最近的研究表明，这些超光速运动现象只是"视超光速"现象，起因于类星体发出的与观测者视线方向夹角很小的亚光速喷流，实际上并没有超过光速。

活动星系核模型
-------

20世纪90年代中期，随着观测技术的提高，类星体的谜团开始逐渐被揭开。其中一个重要的成果是观测到了类星体的「宿主星系」，并且测出了它们的红移值。由于类星体的光芒过于明亮，掩盖了宿主星系相对暗淡的光线，所以宿主星系之前并没有引起人们的注意。直到在望远镜上安装了类似观测太阳大气用的日冕仪一样的仪器，遮挡住类星体明亮的光，才观测到了它们所处的宿主星系。

现在科学界已经达成共识，类星体实际是一类活动星系核（AGN）。而在同一时期，赛弗特星系和蝎虎BL天体也被证实为是活动星系核，一种试图统一射电星系、类星体、赛弗特星系和蝎虎BL天体的活动星系核模型逐渐受到普遍认可。

这个模型认为，在星系的核心位置有一个超大質量黑洞，在黑洞的强大引力作用下，附近的尘埃、气体以及一部分恒星物质围绕在黑洞周围，形成了一个高速旋转的巨大的吸积盘。在吸积盘内侧靠近黑洞视界的地方，物质掉入黑洞里，伴随着巨大的能量辐射，形成了物质喷流。而强大的磁场又约束着这些物质喷流，使它们只能够沿着磁轴的方向，通常是与吸积盘平面相垂直的方向高速喷出。如果这些喷流刚好对着观察者，就观测到了类星体，如果观察者观测活动星系核的视角有所不同，活动星系核则分别表现为射电星系、赛弗特星系和蝎虎BL天体。这样一来，类星体的能量疑难初步得到解决。

类星体与一般的那些"平静"的星系核不同之处在于，类星体是年轻的、活跃的星系核。由类星体具有较大的红移值，距离很遥远这一事实可以推想，我们所看到的类星体实际上是它们许多年以前的样子，而类星体本身很可能是星系演化早期普遍经历的一个阶段。随着星系核心附近"燃料"逐渐耗尽，类星体将会演化成普通的旋涡星系和椭圆星系。

參考資料
----

1. ↑ . ESO Science Release.  [4 July 2011]. （原始内容存档于2020-03-12）.
2. ↑  Wu, Xue-Bing; et al.. Nature. 2015, **518** (7540): 512  [5 March 2017]. Bibcode:2015Natur.518..512W. arXiv:1502.07418 可免费查阅. doi:10.1038/nature14241. （原始内容存档于2017-10-01）.
3. ↑  Bahcall, J. N.; et al.. The Astrophysical Journal. 1997, **479** (2): 642  [5 March 2017]. Bibcode:1997ApJ...479..642B. arXiv:astro-ph/9611163 可免费查阅. doi:10.1086/303926. （原始内容存档于2020-05-03）.
4. ↑  Schmidt, Maarten; Schneider, Donald; Gunn, James.. The Astronomical Journal. 1995, **110**: 68. Bibcode:1995AJ....110...68S. doi:10.1086/117497.
5. ↑  Bañados, Eduardo; et al.. Nature. 6 March 2018, **553** (7689): 7  [6 December 2017]. Bibcode:2018Natur.553..473B. arXiv:1712.01860 可免费查阅. doi:10.1038/nature25180. （原始内容存档于2019-08-30）.  引文格式1维护：显式使用等标签 (link)
6. ↑  Choi, Charles Q.. Space.com. 6 December 2017  [6 December 2017]. （原始内容存档于2017-12-06）.
7. ↑  Landau, Elizabeth; Bañados, Eduardo.. NASA. 6 December 2017  [6 December 2017]. （原始内容存档于2019-02-18）. j
8. ↑ . HubbleSite. 1996-11-19  [2011-07-01]. （原始内容存档于2016-07-06）.
9. ↑ . Neutrino.aquaphoenix.com.  [2011-07-01]. （原始内容存档于2011-07-07）.
10. ↑  Shields, Gregory A.. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1999, **111** (760): 661–678  [3 October 2014]. Bibcode:1999PASP..111..661S. arXiv:astro-ph/9903401 可免费查阅. doi:10.1086/316378. （原始内容存档于2009-09-12）.
11. ↑ . European Space Agency.  [3 October 2014]. （原始内容存档于2019-07-20）.
12. ↑  Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R.. Astrophysical Journal. 1963, **138**: 30–56  [2018-06-18]. Bibcode:1963ApJ...138...30M. doi:10.1086/147615. （原始内容存档于2017-09-26）.
13. ↑  Wallace, Philip Russell.. 1991. ISBN 9789971509293.
14. ↑ . Jodrell Bank Observatory.  [2006-11-23]. （原始内容存档于2011-08-23）.
15. ↑  Schmidt Maarten.. Nature. 1963, **197** (4872): 1040–1040. Bibcode:1963Natur.197.1040S. doi:10.1038/1971040a0.
16. ↑ .  [2018-06-18]. （原始内容存档于2009-09-12）.
17. ↑ .  [2017-12-15]. （原始内容存档于2017-12-06）.
18. ↑  層層透視大宇宙：黑洞秘密（Strip the Cosmos: Secrets of the Black Hole）. 科學頻道. 2014-11-12.

参阅
--

|  |  |
| --- | --- |
|  | 维基共享资源中相关的多媒体资源：**类星体** |

* 微类星体
* 活动星系核
* 射电星系
* 赛弗特星系
* 蝎虎BL天体

外部链接
----

* 至今最遥远的类星体被发现（中文）
* 弗吉尼亚理工关于类星体的FAQ（英文） （页面存档备份，存于）
* APOD的类星体图片（英文） （页面存档备份，存于）
* 哈勃太空望远镜拍摄的类星体和活动星系核图片列表（英文） （页面存档备份，存于）

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * 
* 论
* 编
黑洞 |
| --- |
|  |
| 類型 | 
* 史瓦西
* 维迪雅
* 角動量
* 電荷
* 虚构（英语：）
* 超大質量黑洞
* 原初黑洞

 |  |
|  |
| 尺度 | 
* 微型
* 極值（英语：）
	+ 電子（英语：）
* 恆星質量
* 中等質量
* 超大質量
	+ 特大质量
	+ 類星體
	+ 活动星系核
	+ 耀变体
	+ 超大類星體群
	+ 光學劇變

 |
|  |
| 形成 | 
* 恆星演化
* 坍缩
* 中子
	+ 相關模板
* 致密星
	+ 夸克
	+ 奇異
	+ 先子
	+ Q
* 托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限
	+ 方程
* 白矮星
	+ 相關模板
* 超新星
	+ 相關模板
* 極超新星
* 伽玛射线暴
* 雙黑洞

 |
|  |
| 性質 | 
* 熱力學
* 史瓦西半徑
* M-sigma 關係（英语：）
* 事件視界
* 准周期振动（英语：）
* 光子层（英语：）
* 動圈
	+ 潘羅斯過程
	+ 布蘭德福–日納傑過程
* 霍金輻射
* 邦迪吸积（英语：）
* 義大利麵效應
* 引力透镜
* 佩吉時間

 |
|  |
| 模型 | 
* 引力奇點
	+ 奇點定理（英语：）
* 原初黑洞
* 重力星（英语：）
* 暗星
* 暗能量星
* 黑星（英语：）
* 磁层永坍缩体
* 模糊球（英语：）
* 裸奇異點
* 环奇點（英语：）
* 白洞
* 伊米尔齐参数（英语：）
* M理论范例（英语：）
* 球形闪电（英语：）
* 蟲洞
* 類星（英语：）

 |
|  |
| 爭論問題 | 
* 無毛定理
* 黑洞資訊悖論
	+ 黑洞資訊悖論
* 宇宙审查假说
* 交替模型（英语：）
* 全息原理
* 貝肯斯坦上限
* 黑洞互補理論（英语：）
* 黑洞防火牆
* EREPR等式（英语：）
* 白洞热力学

 |
|  |
| 度規 | 
* 史瓦西
* 克爾
* 萊斯納-諾德斯特洛姆
* 克尔-紐曼

 |
|  |
| 列表 | 
* 黑洞列表
* 最大質量（英语：）
* 类星体列表

 |
|  |
| 相關 | 
* 黑洞物理學年表
* 羅西X射線計時探測器
* 超致密恒星系统（英语：）
* 黑洞飛船（英语：）

 |
|  |
| 值得注意的 | 
* 天鵝座X-1
* XTE J1650-500
* A0620-00
* 人馬座A\*
* 半人馬座A
* PKS 1302-102
* OJ 287
* TON 618
* 武仙座A
* 3C 273
* Q0906+6930
* ULAS J1342+0928
* SMSS J215728.21-360215.1

 |
|  |
| 
* 分类 分类
* 共享资源页面 维基共享

 |

 |

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * 
* 论
* 编
活躍星系与活躍星系核 |
| --- |
|  |
| 
* 类星体
* 西佛星系
* 低电离核区
* 窄线X射线星系
* 微類星體

 | 黑洞-吸积盘模型示意图黑洞-吸积盘模型示意图 |
|  |
| 
* 射电星系
* 耀变体（蝎虎座BL型天体
* 光学剧变类星体）
* 射电噪类星体

 |
|  |
| 
* 星爆星系
* 电离氢星系
* N星系
* 馬克仁星系
* 兹威基星系
* 高偏振類星體
* 低光度活躍星系核
* 熱星体
* 极亮远红外星系

 |

 |

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * 
* 论
* 编
恒星 |
| --- |
|  |
| 演化 | 
* 恆星形成
* 主序前星
* 主序星
* 水平分支 (紅群聚)
* 紅巨星分支
* 漸近巨星分支
* 藍迴圈
* 上翻
* 不穩定帶
* PG 1159星
* 蒭藁變星
* 行星状星云
* 原行星雲
* 亮紅新星
* 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
* 赫比格-哈羅天體
* 林忠四郎軌跡
* 林忠四郎極限
* 亨耶跡
* 獵戶型變星
	+ 金牛T星
	+ 獵戶FU型變星
* 赫比格Ae/Be星

 |
|  |
| 光度分类 | 
* 次矮星
* 主序星
	+ 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
* 藍掉隊星

 |
|  |
| 光谱分类 | 
* O
* B
* A
* F
* G
* K
* M
* Be
* OB
* B型次矮星
* 晚期型星
* 特殊恆星
	+ 金屬線星
	+ Ap和Bp星
		- 快速振盪Ap星
	+ 鋇星
	+ 碳星
	+ CN星
	+ CH星
	+ 極端氦星
	+ 牧夫λ
	+ 鉛星
	+ 汞-錳星
	+ S-型星
	+ 殼層星
	+ 鍀星

 |
|  |
| 残骸 | 
* 白矮星
	+ 氦行星
	+ 黑矮星
* 中子星
	+ 脉冲星
		- X射线
	+ 磁星
* 恆星黑洞
* 致密星
* X射线联星
	+ X射線爆發源

 |
|  |
| 纯理论恒星 | 
* 藍矮星
* 綠色星
* 黑矮星
* 奇特星
	+ 先子星
	+ 普朗克恒星（英语：）
	+ 夸克星
	+ 暗物质星
	+ Q星
* 冰冻恒星（法语：）
* 类星
* 索恩—祖特阔夫天体
* 鐵星

 |
|  |
| 核合成 | 
* 氦核作用
* 3氦過程
* 質子—質子鏈反應
* 氦閃
* 碳氮氧循環
* 鋰燃燒
* 碳燃烧
* 氖燃烧
* 氧燃烧
* 硅燃烧
* S-過程
* R-過程
* 核融合體
* 新星
	+ 新星遗迹

 |
|  |
| 结构 | 
* 核心
* 对流层
	+ 微湍流（英语：）
* 大气层
	+ 輻射層
	+ 光球层
	+ 色球层
	+ 星斑
	+ 冕
* 星风
	+ 星風泡
* 星震學
* 爱丁顿光度
* 开尔文-亥姆霍兹机制

 |
|  |
| 特徵 | 
* 命名
* 动力学
* 有效溫度
* 运动学
* 磁场
* 视星等
* 絕對星等
* 质量
* 金屬量
* 自转
* UBV色
* 變星

 |
|  |
| 恆星系統 | 
* 雙星
	+ 密接聯星
	+ 共有包層
* 聚星
* 吸积盘
* 行星系
* 太阳系

 |
|  |
| 地球视角 | 
* 北极星
* 拱極星
* 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：）
	+ 阿拉伯星名表（英语：）
	+ 中西星名對照表
* 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
* 以人名命名的恆星
* 恆星天文學年表

 |
|  |
| 相关条目 | 
* 亚恒星
	+ 棕矮星
	+ 次棕矮星
	+ 恆行星
* 星团
	+ 疏散星团
	+ 球狀星團
* 星系
* 銀河年
* 超星系團
* 日震學
* 客星
* 星座
* 星群
* 引力
* 星系際恆星
* 紅外暗雲

 |
|  |
| 
* 分类**恒星分类**
* 共享资源页面 **共享资源**
* 主题**恒星主题页**
* 主题**天文学主题页**
* 专题 **恒星专题**

 |

 |

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| 

|  |  |
| --- | --- |
| 规范控制 編輯維基數據鏈接 | 
* BNE: XX553307
* BNF: cb11977608d (data)
* GND: 4136468-5
* J9U: 987007553305005171
* LCCN: sh85109741
* NARA: 10648241
* NDL: 00575124
* NKC: ph122057
* SUDOC: 027815110

 |

 |