shintaro-ozaki/entity-explanation huggingface dataset:
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 物理性質

綜合紅外線史匹哲太空望遠鏡、 赫歇爾太空望遠鏡、和哈伯太空望遠鏡（HST）的觀測，可以估計系統成員的大小，從而提供天體體積密度範圍的可能值。"倫波"主星的直徑（有效系統尺寸）目前估計為393.1+25.2−26.8 km。在2006年的觀測（當時該系統被認為是聯星）獲得非常低的密度估計，值為0.3-0.8 g/cm3；這將需要異常高的50-75% 孔隙率，且要假設岩石和冰的混合物相等。2009年，HST直接測量了系統所有三個成員的可見光通量，使平均密度提高為0.532+0.317−0.211 g/cm3，證實了先前的結論，即該物體可能是瓦礫堆。在2012年，當來自赫歇爾的新資訊可用時，密度被上修為0.64+0.15−0.11 g/cm3。對於1-2 g/cm3範圍內的孔隙率在36-68%之內，再次確認該物體是一個瓦礫堆。倫波在可見光有非常紅的光譜斜率和近紅外中的平坦光譜。在2 微米波長附近還有一個弱吸收特徵，可能是由水冰引起的。再現近紅外光譜資料的最佳模型包括托林、結晶水冰和蛇紋石基團做為表面材料。這些結果適用於系統所有三個成員的集成頻譜。
Title: 小行星47171 (47171 Lempo)
Section: 勘探

倫波系統由於其不尋常的配置，已被考慮在未來前往勘探。倫波被建議做為 新視野2 的目標，一個與其同名的探測計畫，將飛越木星、天王星和高達4顆古柏帶天體。
Title: 2M1207b (2M1207b)
Section: abstract

2M1207b是一顆圍繞棕矮星2M1207的太陽系外行星，距離地球大約為170光年，位於半人馬座。2M1207b也是第一顆以直接攝影法發現的系外行星，是由Gael Chauvin所領導的歐洲南天天文台觀測團隊在2004年9月於智利使用帕瑞納天文台的甚大望遠鏡所發現的。它的質量估計約為3到10倍的木星質量，與恆星的距離約為41天文單位，相當於太陽與冥王星之間的距離，公轉週期估計約為1,700年。天文學家Wladimir Lyra建議將2M1207b命名為勒拿。2M1207b是一顆非常炙熱的氣體行星，表面溫度平均為1,600K（攝氏1,300度），大部份是因為重力收縮所致。它的質量正好低於可以進行氫核融合反應成為褐矮星的極限（大約為13倍木星質量）。2M1207b與恆星的距離約為40天文單位，相當於太陽與冥王星間的平均距離。紅外線探測顯示2M1207b的大氣層存在水分子。這一顆行星被認為無法支持生命存在，無論是在地表或是在附近任何衛星上。
Title: 2M1207b (2M1207b)
Section: 發現、辨認及性質

2M1207b在夜空中比它的母星還要暗淡100倍 。2M1207b在2004年首次被甚大望遠鏡所發現，被認為是「黯淡的紅色斑點」。在早期的觀測中，它被認為僅是一個雙星系統。但是哈伯太空望遠鏡及甚大望遠鏡後續的觀測顯示2M1207b與2M1207的移動有一致性，所以它必然是一個聯星系統。初步的光度測定顯示2M1207b距離地球大約70秒差距。美國天文學家Eric Mamajek在2005年12月公佈更精確的結果：53 ± 6秒差距，這是根據移動星團法所得出的結果 。天文學家最近根據三角視差法的測量結果確認移動星團法先前測定的準確性，並得知2M1207b距離地球52.75+1.04−1.00秒差距（172 ± 3光年）。目前天文學家對於2M1207b的溫度、質量及大小仍然是無法確定。雖然太空望遠鏡的觀測結果相當一致，顯示2M1207b的表面溫度約1600 ± 100K，質量則是8 ± 2倍木星質量。雖然根據模型推估的結果這樣的天體所具有的光度應該比目前觀測到的光度還要高出10倍。因為如此，所以天文學家認為2M1207b實際的溫度及質量應該更低。而另一種推論則認為2M1207b周圍的黯淡塵埃及氣體盤造成它的亮度下降。而天文學家Mamajek與麥可·梅耶（Michael Meyer）則認為2M1207b的體積其實比目前估計的數據還要小的多，但是因為不久之前遭受天體撞擊而散發許多熱量。 雖然2M1207b的質量不足以進行氫核融合反應（質量需要達到木星質量的13倍），但是2M1207b的照片仍然受到廣泛的注意，因為它是第一顆經由直接攝影法發現的行星，雖然也產生2M1207b是否是一顆行星的爭議。一些行星定義規定一顆行星必須經由相同的方式形成，就像太陽系的行星一樣都是從原行星盤所形成。根據這些定義，2M1207b如果是從恆星引力坍縮後產生的氣體星雲所形成的話，它應該被分類為次棕矮星而非行星。位於豺狼座的豺狼座GQb也有同樣的爭議，而它首次被直接拍攝到是在2004年。另一方面，蝘蜓座110913-773444可能是一顆星際行星，也可能是一顆次棕矮星。它的發現也讓天文學家對於恆星、棕矮星及行星之間的差異產生疑問。國際天文學聯合會工作團隊在2006年形容2M1207b是「一顆疑似環繞棕矮星的行星質量天體」。
Title: 小行星174567 (174567 Varda)
Section: abstract

（174567） 瓦爾妲 （2003 MW12）是一颗海王星外天体，绝对星等为3.4。它很有可能成为一颗矮行星。它由杰弗里·A·拉森于2003年6月21日通过太空监视望远镜发现。它目前距离太阳47.5天文单位，将于2096年11月到达近日点。它在14次冲时已被观测到58次，最早的照片可追溯到1980年。迈克尔·E·布朗自动更新的网站将它列为很有可能的矮行星，但它的直径至今还没有测得。
Title: 小行星174567 (174567 Varda)
Section: 命名

該小行星以J·R·R·托爾金作品《精靈寶鑽》中的人物瓦爾妲命名。
Title: 小行星174567 (174567 Varda)
Section: 卫星

天文学家于2009年发现瓦爾妲至少拥有1颗卫星：这颗卫星以J·R·R·托爾金作品中邁雅之首，瓦爾妲的婢女伊爾瑪瑞命名。如果假设其密度和反照率与瓦爾妲相同，那它的直径约为350千米（即瓦爾妲的50%），占系统质量的8%，或2×1019 千克。伊爾瑪瑞离瓦爾妲非常近，轨道半长轴仅为4809±39 千米（12倍瓦爾妲半径），轨道周期为5.75天。
Title: 光神星 (66 Maja)
Section: abstract

光神星（66 Maja；/ˈmeɪə/）是一颗来自小行星带中心区域的碳质背景小行星，直径约71公里。1861年4月9日，美国天文学家贺拉斯·塔特尔在美国马萨诸塞州剑桥市的哈佛大学天文台发现了它。这颗小行星以希腊神话中的迈亚（Maia）命名。
Title: 光神星 (66 Maja)
Section: 轨道与分类

光神星是一颗来自主带背景星群的非小行星族小行星。它位于中央小行星带绕太阳运行，轨道距离为2.2至3.1天文单位（AU），每4年4个月（1,571天；半长轴为2.65AU）公转一周。其轨道偏心率为0.17，相对于黄道的轨道倾角为3°。该天体的观测弧始于哈佛天文台，在正式发现该天体后的第二天夜晚。
Title: 光神星 (66 Maja)
Section: 物理特性

在托伦分类法中，光神星属于一颗碳质C-型小行星，而在SMASS分类法中，它属于碳质小行星的“含水”亚型（Ch）。
Title: 光神星 (66 Maja)
Section: 物理特性
Subsection: 自转周期和自转轴

自1988年以来，人们通过光度观测获得了几份光神星的旋转光变曲线。法国业余天文学家莫里斯·奥德热昂（Maurice Audejean）和热罗姆·卡隆（Jérôme Caron）在2011年2月对最佳光变曲线进行了分析，得出其自转周期为9.73509小时，亮度幅度为0.25星等（U=3）。2016年，基于多个光度数据库来源推导出了一份模型化的光变曲线，得出的恒星自转周期为9.73570小时，两个自转轴在黄道坐标分别为（49.0°, −70.0°）和（225.0°, −68.0°）。
Title: 光神星 (66 Maja)
Section: 物理特性
Subsection: 直径和反照率

根据红外天文卫星IRAS、日本AKARI卫星以及美国宇航局广域红外巡天探测器（NEOWISE任务）的测量结果，光神星的直径在62.87至82.28公里之间，其表面反照率在0.03至0.0759之间。小行星光变曲线协作链接（Collaborative Asteroid Lightcurve Link）采用了IRAS得到的结果，即反照率为0.0618，基于绝对星等为9.36，直径为71.82公里。
Title: 光神星 (66 Maja)
Section: 命名

这颗小行星由哈佛大学前校长J.昆西以希腊神话中的昴星团七姐妹之一的迈亚（Maia）的名字命名。迈亚是赫尔墨斯（墨丘利）的母亲，阿特拉斯和普勒俄涅的女儿。官方的命名引文出现在保罗·赫尔盖特1955年撰写的《小行星的名称》（H 10）中。小行星130、233和1051也以神话中的昴星团七姐妹命名。1861年，发现这些小行星的天文台台长乔治·菲利普斯·邦德曾提出了一个小小的担忧，因为这些名字已经用于金牛座昴星团中一些最明亮的恒星：迈亚、厄勒克特拉、阿斯忒罗普以及梅洛普。
Title: 光神星 (66 Maja)
Section: 航天器访问

目前，尚无任何航天器造访过光神星。截至1988年，卡西尼-惠更斯号航天器的任务规划中曾包括在1997年3月离开内太阳系时飞越光神星。然而由于发啥计划的延误，卡西尼-惠更斯号的发射时间从1996年4月推迟到1997年10月，因而没有机会靠近光神星。卡西尼-惠更斯号于2000年1月23日飞掠了小行星2685。
Title: 澳女星 (63 Ausonia)
Section: abstract

澳女星（Ausonia）是第63颗被人类发现的小行星，于1861年2月10日发现。澳女星的直径为103.1千米，质量为1.1×1018千克，公转周期为1354.023天。
Title: 2012_VP113 (2012 VP113)
Section: abstract

2012 VP113是一顆海王星外天體。天文學家於2014年3月26日宣布發現2012 VP113。2012 VP113的絕對星等（H）為4.1等，所以它可能是一顆矮行星。它的大小預計為塞德娜的一半，大約與雨神星相當。發現2012 VP113團隊暱稱這顆天體為“副總統”（VP）或「拜登」，因為發現當時的美國副總統為喬·拜登。2012 VP113表面被認為是具有粉紅色的色調，來自於輻射對於冷凍水、甲烷和二氧化碳產生化學作用變化。這種顏色來自於巨大氣體區域，而不是傳統的柯伊柏帶（多數為暗紅色天體）。
Title: 2012_VP113 (2012 VP113)
Section: 發現過程

2012年11月5日，2012 VP113首次被天文學家發現，當時天文學家使用美國國家光學天文台托洛洛山美洲際天文台4米口徑的維克托·M·布蘭科望遠鏡（Víctor M. Blanco Telescope）觀測天空。天文學家之後利用智利拉斯坎帕納斯天文台卡內基科學機構6.5米口徑的麥哲倫望遠鏡被確定其軌道及表面特性。天文學家公佈2012 VP113發現消息前，只通過托洛洛山美洲際天文台（807）和拉斯坎帕納斯天文台（304）追蹤過該天體。2012 VP113的觀測弧約1年。
Title: 2012_VP113 (2012 VP113)
Section: 軌道

2012 VP113擁有在所有太阳系已知天体中最远的近日點。2012 VP113在1979年左右通過近日點，距離太陽為80天文單位，它目前距離太陽為83天文單位。其余只有四個太陽系天體已知有超過47天文單位以上的近日點：小行星90377（76 AU）、2004 XR190（51 AU）、2010 GB174（48 AU）與2004 VN112（47 AU）。近日點位於50-75天文單位的天體似乎不容易被天文學家觀測到。2012 VP113可能是一顆假設的內奧爾特雲成員。它的近日點、近心點幅角與位置類似塞德娜。事實上，所有已知半長軸超過150天文單位、近日點位於海王星以外的天體，近心點幅角都聚集於340°附近。這種現象可能表示這些天體的形成機制類似。2012 VP113的近日點距離為何位於柯伊伯帶以外目前仍然未知。它的軌道特點（類似塞德娜）都被解釋為可能是由一顆恆星或一顆幾百地球質量的類海王星行星於距離太陽數百個天文單位的位置經過所造成的。2012 VP113甚至可能是被捕獲的太陽系外行星。然而，天文學家認為2012 VP113更有可能的是多個疏散星團（太陽在其中形成）交互作用所造成的。
Title: 2012_VP113 (2012 VP113)
Section: 参见

太阳系天体半径列表
Title: 小行星55565 ((55565) 2002 AW197)
Section: abstract

小行星55565（(55565) 2002 AW197）是外海王星天體（TNO），它在2002年被米高·E·布朗等人發現，被分類為QB1天體。它是矮行星候選者，並且它的位置靠近古柏斷崖。
Title: 小行星55565 ((55565) 2002 AW197)
Section: 尺寸

由史匹哲太空望遠鏡觀測的熱輻射估計的直徑是700±50公里，反照率大約是0.17±0.03.。
Title: 小行星55565 ((55565) 2002 AW197)
Section: 尺寸
Subsection: 表面

ESO分析光譜顯示出偏向紅色並且沒有水冰的跡象 (對照夸奧爾也是偏紅的)，建議有有機物質 (參見顏色和對光譜類型的比較。)
Title: 司赋星 (22 Kalliope)
Section: abstract

司赋星（22 Kalliope，/kəˈlaɪ.əpi/；kə-LY-ə-pee）是一颗大型M-型小行星，位于小行星带，由约翰·罗素·欣德于1852年11月16日发现。它以希腊史诗缪斯卡利俄佩的名字命名。它的轨道上有一颗小卫星，名为赋卫一。
Title: 司赋星 (22 Kalliope)
Section: 发现与命名

司赋星于1852年11月16日由英國人约翰·罗素·欣德於倫敦發現。这颗小行星是以希臘神話中掌管詩歌的缪斯卡利俄佩來命名的。中國首次出現這顆小行星的中文譯名是由偉烈亞力和李善蘭翻譯約翰·赫歇爾的《談天》（Outlines of Astronomy），原文1859年由上海墨海書館刊行，當時的譯名是「詩女星」。
Title: 司赋星 (22 Kalliope)
Section: 物理特征

司赋星直径约为166公里，形状略微拉长，并且稍微有点不对称，这一点通过欧洲南方天文台的甚大望远镜拍摄的解析图像得到了证实。这一直径数据是通过观测司赋星与其卫星赋卫一的相互食掩星现象而得，比IRAS观测计算出的直径小了8%。司赋星的光谱呈M型，这表明其表面可能部分由铁镍金属组成。这颗小行星的密度约为3.4克/立方厘米。由于司赋星很可能是一堆碎石，考虑到可能存在20–40%的孔隙率，其物质密度为4.2至5.8克/立方厘米之间，这意味着司赋星很可能是由金属和硅酸盐混合物所构成。然而，光谱研究显示了司赋星存在水合矿物和硅酸盐的证据，这表明其表面成分更像是石质的。司赋星的雷达反照率也较低，这与纯金属表面并不一致。对光变曲线的分析表明，司赋星的极点最有可能指向黄道坐标（β, λ）=（−23°, 20°），误差为10°，这使得司赋星的轴倾斜角为103°。
Title: 司赋星 (22 Kalliope)
Section: 卫星

司赋星已知有一颗天然卫星，称为赋卫一。这颗卫星直径约卫28直径公里，本身可以说是一颗相当大的小行星。它环绕司赋星中心的距离约为1100公里，相当于司赋星半径的约13.2倍。赋卫一于2001年8月29日由讓-呂克·馬戈和米高·E·布朗发现，而由威廉·默林（William Merline）领导的另一个团队也在3天后独立发现了这颗卫星。
Title: 司赋星 (22 Kalliope)
Section: 首次恒星掩星

2006年11月7日，根据贝蒂尔（Berthier）等人仅提前一天的预测，由日本观测者组成的团队成功观测到小行星卫星赋卫一的首次掩星现象。贝蒂尔等人使用地面望远镜自适应光学系统对司赋星双星系统进行超过5年的常规观测。此次观测得到的赋卫一的弦长为估算这颗卫星大小提供了独特的机会，估计其直径为28公里左右。
Title: 克卜勒16b (Kepler-16b)
Section: abstract

克卜勒16b（Kepler-16b）是一個環繞食雙星的太陽系外行星，體積相當於土星。其組成成分可能是岩石和氣體各半。這是首個確認的环联星运转行星，公轉週期229日。
Title: 克卜勒16b (Kepler-16b)
Section: 簡介

該行星是由NASA的克卜勒太空望遠鏡發現。科學家發現到該行星通過聯星系統的其中一顆恆星前方，使其光度降低，但另一顆恆星光度卻未降低的情況，因而發現了它。更進一步來說，該行星的凌日狀況允許科學家以極高精確度計算開普勒16系統中天體質量。發現該行星團隊的主持人，任職於加州山景城SETI中心的勞倫斯·多伊，形容其精確度是「我相信這是太陽系外測量精度最高的」（I believe this is the best-measured planet outside the solar system.）。例如該恆星半徑的誤差值只有0.3%，直到2011年9月都是比其他系外行星誤差少。克卜勒16b是相當特殊的系統，因為該行星的軌道位於聯星系形成行星的軌道下限之內。麻省理工學院的行星科學家薩拉·西格（Sara Seager）表示，在聯星系統中要有行星存在，行星軌道半徑必須是兩顆星距離的七倍以上才能形成穩定系統；但開普勒16b的軌道半徑只有該推測距離的一半。該行星因為其表面溫度大約在-100到-70 °C之間，可能不適合生命生存。從地球上觀察，開普勒16b最快將在2014年對其中一顆恆星產生凌日現象，而在2018年對另一顆較亮恆星也發生凌日；之後直到2042年都無法以凌日法觀察它。
Title: 克卜勒16b (Kepler-16b)
Section: 名稱

在公布這項發現的論文中，發現它的團隊表示，根據慣例，應該稱呼它 Kepler-16 (AB)-b，或者是在沒有歧義時只加上 “b”。太陽系外行星百科將它稱為 Kepler-16 (AB) b。SIMBAD資料庫稱呼它為 Kepler-16 (AB)-b。發現它的科學家非正式地以電影《星際大戰》中的虛擬行星塔图因稱呼開普勒16b 。《星際大戰四部曲:曙光乍現》中，塔圖因上兩個太陽同時落下的場景相當有名。而工業光魔的視覺特效總監，曾為多部電影製作特效的约翰·诺尔則說「再一次地，我們看到科學事實比小說更怪異」。
Title: 土卫二十七 (Skathi (moon))
Section: abstract

土衛二十七又稱為「斯卡特西」（Skathi，发音为/ˈskɑːði/ SKAH-dhee)，是土星的一顆衛星。它是布雷特·J·格拉德曼、Kavelaars, 等人在2000年發現的，臨時的標示為S/2000 S 8。土衛二十七的直徑大約是8公里，自轉週期為11.10 ± 0.02小時，以1567萬6000公里的平均距離，725.784天的周期， 149°的黃道傾角 (對土星赤道傾斜150°)，在逆行方向上以0.246的離心率繞著土星公轉。Skadi的名稱有許多的來源，這是2003年最初宣布的名稱；但是IAU的行星系統命名工作小組 (WGPSN)在2005年早期果斷的使用挪威拼法的音譯來替代。傳統的拼法是Skaði，字母Ð (eth)和原來的形式Skadi在圖形上是非常相似的。 土衛二十七可能是菲比在太陽系歷史中一次巨大撞擊產生的碎片。它的名稱源自北歐神話，Skaði是巨女，她是華納神族的神尼奧爾德之妻。
Title: 義神星 (5 Astraea)
Section: abstract

義神星（5 Astraea），平均直徑119千米，由卡尔·路德维希·亨克於1845年12月8日發現，是第五顆被發現的小行星。
Title: 義神星 (5 Astraea)
Section: 發現和命名

早期發現的小行星大多以希臘神話中的女神來命名，阿斯特莉亞為宙斯與忒弥斯所生的正義女神。中文譯為義神星。亨克是個任職於郵局的業餘天文愛好者，他在尋找灶神星時發現了義神星，這發現更令他獲普魯士國王腓特烈·威廉四世頒贈獎金。他後來再發現小行星6。
Title: 義神星 (5 Astraea)
Section: 特徵

義神星是顆頗大的小行星，它的反照率甚高，其成分可能是鎳－鐵與硅酸鎂及硅酸鐵的混合物。測光發現它是逆向自轉。義神星沒有太大的特色，然而它是自發現首四顆小行星38年後再發現的小行星，打破了當時認為太陽系只有四顆小行星的說法。
Title: 小行星884 (884 Priamus)
Section: abstract

小行星884（英語：884 Priamus）是一颗围绕太阳公转的小行星。1917年9月22日，馬克斯·沃夫在海德堡描述了此天体。它是一颗特洛伊小行星，它與木星共用軌道，并位于拉格朗日点L5。小行星884的命名来自于特洛伊戰爭時的特洛伊王普里阿摩斯。这颗小行星的绝对星等为8.81等。
Title: 小行星884 (884 Priamus)
Section: 相关條目

小行星列表/10001-11000
Title: 小行星449 (449 Hamburga)
Section: abstract

小行星449（英語：449 Hamburga）是一颗围绕太阳公转的小行星。1899年10月31日，马克斯·沃夫、阿诺德·施瓦斯曼在海德堡描述了此天体。小行星449以德国北部港口城市汉堡命名。这颗小行星的绝对星等为9.47等。
Title: 小行星449 (449 Hamburga)
Section: 相关條目

小行星列表/10001-11000
Title: 小行星229762 (229762 Gǃkúnǁʼhòmdímà)
Section: abstract

(229762) 雹神星（Gǃkúnǁʼhòmdímà [ˌɡuːnhoʊmˈdiːmə]聆听 （页面存档备份，存于互联网档案馆） ），也写作(229762) 2007 UK126，是一个黄道离散天体（SDO），绝对星等为3.4，这表明它是最大的矮行星候选者之一。截止2011年8月，迈克尔·E·布朗将它列为很有可能的矮行星。雹神星的离心率为0.49，说明它曾受引力摄动而形成偏心轨道。它将于大约2046年到达近日点。它在九次冲时共被观测到58次，最早的照片可追溯到1982年。雹神星以纳米比亚的萨恩人神话中的土豚少女贡孔迪玛（Gǃkúnǁ’hòmdímà）命名。贡孔迪玛为美丽的少女，亦以巨蟒或大象的形象出现，她保护她的人民，并以刺条（gǁámígǁàmì）、冰雹雨云，和魔法羚羊角圭库（gǃò’éǃhú）惩罚作恶者。雹神星的卫星为雹卫一（Gǃò’é ǃHú [ˌɡoʊ.eɪˈhuː] 或 [ˌɡoʊ.eɪˈkuː]聆听 （页面存档备份，存于互联网档案馆）），是最红的海王星外天体之一。
Title: 海后星 (29 Amphitrite)
Section: abstract

海后星（29 Amphitrite）是最大的S-型小行星之一，直径约200公里（120英里） ，可能是继司法星、婚神星、虹神星和大力神星之后的第五大小行星。
Title: 海后星 (29 Amphitrite)
Section: 发现

海后星由阿尔伯特·马尔特于1854年3月1日在伦敦摄政公园的私人南别墅天文台发现。这是马尔特发现的唯一一颗小行星。天文台的拥有者乔治·毕晓普（George Bishop）为这颗小行星命名，取自希腊神话中的海洋女神安菲特里忒的名字命名。这颗小行星的历史符号是贝壳和星星；在Unicode 17.0 中，它的编码为U+1CECF 𜻏 ()。
Title: 海后星 (29 Amphitrite)
Section: 物理特征

海后星轨道比其他较大的小行星更接近圆形，倾斜度也较小。事实上，它是迄今为止发现的所有小行星中轨道最圆的。正因因此，海后星的亮度从未像虹神星或韶神星那样明亮，尤其是因为它比这些小行星离太阳更远。在有利的冲日条件下，海后星的星等可达到 +8.6 左右，但通常接近双筒望远镜的可见极限，约为+9.5等。詹姆斯·贝尔（James Baer）和史蒂芬·R·切斯利（Steven R. Chesley）在2007年的研究估计海后星的质量为1.9 ×1019千克。而来自贝尔最新的研究估计它的质量为1.18 ×1019千克。根据爱德华·F·特德斯科收集的光变曲线数据，海后星可能存在一颗卫星。1988年，人们利用毛纳基山天文台的UH88望远镜搜寻这颗小行星周围的卫星或尘埃，但一无所获。
Title: 小行星1867 (1867 Deiphobus)
Section: abstract

小行星1867又名1867 得伊福玻斯（英語：1867 Deiphobus）是一颗围绕太阳公转的小行星。1971年3月3日，C. U. Cesco在圣胡安省发现了此天体。这颗小行星的绝对星等为1.119643104115908等。小行星1867以希臘神話的人物得伊福玻斯命名。
Title: 小行星1867 (1867 Deiphobus)
Section: 木星的特洛伊小行星

 624 赫克特 (L4) 617 帕特羅克洛斯 (L5)911 阿伽门农 (L4) 588 阿基里斯 (L4) 3451 曼托尔 (L5) 3317 帕里斯 (L5) 1867 得伊福玻斯 (L5) 1172 艾尼亞斯 (L5) 1437 狄俄墨德斯 (L4) 1143 奥德修斯  (L4)
Title: 林神星 (87 Sylvia)
Section: abstract

林神星（87 Sylvia），直徑280千米，由諾曼·羅伯特·普森於1866年5月16日發現。它亦是第一顆被發現擁有超過一顆衛星的小行星。
Title: 林神星 (87 Sylvia)
Section: 命名

早期發現的小行星大多冠以女性化的名字，雷亞·西爾維亞為羅馬神話中一個住在森林中的半人半神，她兩個兒子後來創建了羅馬。中文譯作林神星。普森從約翰·赫歇爾提供給他的名字清單中選了這個名字。
Title: 林神星 (87 Sylvia)
Section: 發現

由诺曼·罗伯特·普森于1866年5月16日发现。
Title: 林神星 (87 Sylvia)
Section: 特徵

林神星最特別的地方，在於它擁有兩顆小衛星。第一顆衛星林衛一（(87) Sylvia I Romulus）於2001年發現，直徑約18千米，以87.6小時為週期繞林神星公轉。第二顆衛星林衛二（(87) Sylvia II Remus）於2005年3月由柏克萊加州大學的Franck Marchis、巴黎天文台的Pascal Deschamp、Daniel Hestroffer及Jerome Berthier利用歐洲南方天文台的Yepun望遠鏡拍攝得到，它的直徑只有7千米，公轉週期只有33小時。巧合的是，由於傳說中西爾維亞有兩個兒子，因此這兩顆衛星便被命名為瑞摩斯（Remus）及羅穆盧斯（Romulus），即羅馬的創建者。天文學家利用兩顆衛星來計算林神星的密度，發現林神星的密度只有1.2克／立方厘米。只此它有可能只是碎石堆成、內部空隙甚多的小行星。這種小行星多為碰撞後的碎片重新因引力聚合而成，兩顆細小衛星也是其中的碎片。
Title: 司石星 (71 Niobe)
Section: abstract

司石星（71 Niobe）是第71颗被人类发现的小行星，于1861年8月13日发现。司石星的直径为83.4千米，质量为6.1×1017千克，公转周期为1670.455天。司石星以希臘神話的人物尼俄伯命名。
Title: 小行星55637 ((55637) 2002 UX25)
Section: abstract

小行星55637（也可以寫成(55637) 2002 UX25）是在2002年10月30日由太空监视计划發現的一顆大外海王星天體。他的大小類似2002 TX300或伐罗那的尺寸，是一顆经典柯伊伯带天体（QB1天體，KBO）。
Title: 小行星55637 ((55637) 2002 UX25)
Section: 亮度和顏色

目視星等的變化以14.38或16.78小時為週期 (依據單一或雙重尖峰曲線)。儘管有著相似的軌道要素，不同於孿生的2002 TX300，它的顏色比伐樓拿偏紅。
Title: 小行星55637 ((55637) 2002 UX25)
Section: 衛星

已知(55637) 2002 UX25有一顆衛星。
Title: 小行星55637 ((55637) 2002 UX25)
Section: 衛星
Subsection: 衛星

2002 UX25衛星的發現發表在2007年2月22日的IAUC 8812，軌道也已經確定。衛星被發現時距離主星約0.16角秒，星等相差0.25等。假設兩者有相同的反照率，則直徑應該是205± 55公里。
Title: 2005_YU55 ((308635) 2005 YU55)
Section: abstract

2005 YU55是一颗阿波罗型小行星，呈球状，直径约400米，在2005年12月28日由亚利桑那大学杜斯肯月球与行星实验室发现。2011年11月8日，它将近距离掠过地球，最靠近地球时的距离为324,600公里，差不多相当于地月距离的85%。 它是继2010 XC15（1976年在50%的地月距离掠过地球，绝对星等21.4）后，已知近距离掠过地球的小行星中绝对星等最亮的一颗。
Title: 2005_YU55 ((308635) 2005 YU55)
Section: 撞击危险估计

2005 YU55曾经被列入对地球有潜在威胁的小行星之列。2010年2月它在杜林危险指数被评为1级，表明这颗近地天体经预测不会对地球构成不寻常的危险。2011年4月19日，阿雷西博射电望远镜对2005 YU55进行精确的观测，将小行星的轨道不确定度减少50%。 观测数据显示在100年内，这颗小行星都不会撞上地球。2010年4月22日它被排除出对地球有潜在威胁的小行星之列，杜林危险指数也降到最低的0级。2011年11月8日协调世界时23:28，2005 YU55将在距离地球324,600公里的上空（地月距离的85%，0.00217AU）近距离掠过地球。 2011年11月9日协调世界时07:13，这颗小行星将在距离月球表面0.00160AU（239,000公里）的上空近距离掠过月球。 在这次掠地事件中，2005 YU55的视星等最亮时为11等，有经验的观测者使用物镜放大倍率为80毫米或更大的高端双筒望远镜即可观测到。下一次类似2005 YU55直径的小行星近距离掠过地球将发生在2028年。 小行星153814（2001 WN5）将在距离地球表面0.00166AU（248,000千米）的地方掠过地球。 在未来1000年内，类似2005 YU55大小的小行星撞击地球的机率约为1%。
Title: 2005_YU55 ((308635) 2005 YU55)
Section: 研究

在小行星接近地球的2011年11月，科学家使用金石深空通讯体系、超长基线阵列和绿岸射电望远镜在射电波段对其进行研究。11月10日，赫歇尔太空望远镜对它进行远红外线波段测量，以确定它的温度和组成。根据美国地球物理学家H. Jay Melosh的预测，如果小行星2005 YU55撞击地球，将会产生一个6.3千米宽、518米深的撞击坑，并引发一次震级为七级地震。
Title: 2005_YU55 ((308635) 2005 YU55)
Section: 未来轨道预测

2029年1月19日，2005 YU55将在距离金星0.0019AU（280,000千米）的距离掠过金星。 它的轨道也将会受到金星引力的影响而改变，改变的程度将会决定它在2041年掠过地球时距离地球表面的距离，范围在0.002AU（300,000公里）至0.3AU之间。 根据目前的估算，2005 YU55将在2041年11月12日在距离地球0.1AU的位置经过地球。
Title: 2005_YU55 ((308635) 2005 YU55)
Section: 另见

2011 MD、2011 CQ1：同样在2011年近距离掠过地球的小行星。值得关注的小行星列表#曾经非常接近地球的小行星 其他接近地球的小行星巴勒莫撞击危险指数杜林危险指数
Title: 土卫三十二 (Methone (moon))
Section: abstract

土卫三十二(墨托涅，Methone，希腊文：Μεθωνη)是环绕土星运行的一颗卫星，运行轨道位于土卫一与土卫二之间。
Title: 土卫三十二 (Methone (moon))
Section: 發現

土卫三十二由卡西尼图像團隊（Cassini Imaging Team）于2004年6月发现，先前临时编号为S/2004 S 1。
Title: 土卫三十二 (Methone (moon))
Section: 命名

它以希腊神话中巨人阿尔库俄纽斯的女儿、阿尔库俄尼得斯（Alkyonides）七姐妹之一的墨托涅命名。土卫三十二受到比它大得多的土卫一产生的轨道共振影响，运行时扰动很大，也使它的密切轨道变化明显。
Title: 土卫三十二 (Methone (moon))
Section: 表面特征

土卫三十二外观呈卵形，外表光滑，没有撞击坑。原因可能是其由极轻的物质组成，由于其较为蓬松，在很大的时间尺度上可以流动，从而消除撞击坑的痕迹。甚至土星辐射带中的电子可能使得其表面的冰晶带电漂浮，增加其移动能力。
Title: 土卫三十二 (Methone (moon))
Section: 相关条目

土星的卫星
Title: 小行星1685 (1685 Toro)
Section: abstract

(1685) 托羅是一顆與地球以8：5和與金星以13：5共振軌道環繞太陽的阿波羅型小行星。由於這種不尋常的軌道，它有時也被稱為地球的第二顆衛星。托羅是在1948年被卡爾·A.維他南在利克天文台發現的。它是被發現的第三顆阿波羅型小行星，名稱是用來向天文學家Samuel Herrick.的妻子，拜突利亞·托羅表達敬意。  Herrick曾經研究這顆小行星的軌道，並且要求繼(1580) 拜突利亞之後採用這個名字。依據軌道路徑，(1685) 托羅是夕拉科加隕石來源的最佳候選者，這是所知唯一一顆曾經擊傷人的隕石，它於1954年11月30日在阿拉巴馬州的夕拉科加擊傷婦人安·霍奇斯。
Title: 小行星5535 (5535 Annefrank)
Section: abstract

小行星5535是一颗位于小行星主带内侧的奥古斯塔族小行星。它是在1942年由德国天文学家卡尔·雷恩缪斯发现，但一直没有命名，直到1995年才以死在纳粹德国集中营犹太人、著名的安妮日记作者安妮·法兰克命名。2002年11月2日，执行维尔特二号彗星探测任务的星尘号曾经顺道造访过这颗小行星，最近距离只有3079千米。星尘号拍摄的照片显示小行星5535的大小为6.6×5.0×3.4千米，是之前估计的两倍，形状像一个三棱镜，表面有几个明显的陨石坑。根据照片计算出其反照率在0.18–0.24之间。对小行星5535的初步分析显示它有可能是一颗相接双星，这个结构使其形成三棱镜形状，但这个解释并不是唯一的，对于它的形状也有其他可能的解释。后来地面对小行星5535进行光学曲线观测，试图计算出它的自转周期。最后得出的结果是小行星5535的自转周期可能为0.5、0.63或0.95天，其中，0.63天和观测数据最为拟合。光学曲线还表明，小行星5535并非是朗伯漫反射体，这意味者它的表面特征如环形山或巨石的阴影都对它的亮度做出贡献，而并非只有大小。
Title: 小行星5535 (5535 Annefrank)
Section: 参见

小行星列表/5001-6000S-型小行星
Title: TRAPPIST-1d (TRAPPIST-1d)
Section: abstract

TRAPPIST-1d是一顆環繞極低溫紅矮星TRAPPIST-1的太陽系外行星，距離地球約40光年，在天球上位於寶瓶座。
Title: TRAPPIST-1d (TRAPPIST-1d)
Section: 適居性

在TRAPPIST-1行星系統的形成期間，其中的行星可能在系統的前適居帶中發生液態水流失的狀況。取決於最原始形成時的條件，TRAPPIST-1d可能是該系統中唯一仍有足夠液態水存在的行星。估計系統中另兩顆行星TRAPPIST-1b和TRAPPIST-1c可能失去了相當於地球海洋水量四倍的水。
Title: 小行星323 (323 Brucia)
Section: abstract

小行星323（英語：323 Brucia）是一颗围绕太阳公转的小行星。1891年12月22日，马克斯·沃夫在海德堡描述了此天体。小行星323同时也是一颗火星轨道穿越小行星。小行星323是马克斯·沃夫发现的首颗小行星，同时也是天文学史上第一颗通过摄影法发现的小行星。小行星以美国天文慈善家凯萨琳·伍尔夫·布鲁斯命名。这颗小行星的绝对星等为9.73等。
Title: 小行星323 (323 Brucia)
Section: 相关條目

小行星列表/10001-11000
Title: 旅神星 (144 Vibilia)
Section: abstract

旅神星（144 Vibilia）是第144颗被人类发现的小行星，于1875年6月3日发现。旅神星的直径为141.8千米，质量为3.0×1018千克，公转周期为1579.562天。旅神星以羅馬神話的旅行女神維比利亞命名。
Title: 小行星375 (375 Ursula)
Section: abstract

小行星375（英語：375 Ursula）是一颗围绕太阳公转的小行星。1893年9月18日，奧古斯特·卡洛斯在尼斯描述了此天体。小行星375的命名依据不详。1984年11月15日对小行星375掩星的观测显示它是一个六轴天体，直径约为 216±10 千米。这颗小行星的绝对星等为7.47等。
Title: 小行星375 (375 Ursula)
Section: 相关條目

小行星列表/10001-11000
Title: 小行星944 (944 Hidalgo)
Section: abstract

小行星944希达尔戈（Hidalgo）于1920年10月31日发现，命名Hidalgo来自米格尔·希达尔戈·伊·科斯蒂利亚。
Title: 小行星944 (944 Hidalgo)
Section: 概述

小行星(944) 希达尔戈理论上应属于半人马小行星，因为这类天体轨道处在木星和海王星之间。尽管希达尔戈有超过木星的半长轴，小行星中心（MPC）并没有把它列为半人马的一员。(944) 希达尔戈的偏心率为0.66，近日点为1.95个天文单位，在小行星带的内缘，远日点为9.54个天文单位，在土星的轨道外。因为其轨道与彗星轨道类似，一些天文学家怀疑它可能是一颗彗星。 希达尔戈的轨道倾角为43°，使得这颗小行星可以非常接近木星。1922年，小行星(944) 希达尔戈接近木星时，距木星仅有0.89个天文单位。 它的直径估计为38公里。
Title: 小行星1865 (1865 Cerberus)
Section: abstract

小行星1865（英語：1865 Cerberus）是一颗围绕太阳公转的小行星。1971年10月26日，L. Kohoutek在汉堡发现了此天体。这颗小行星的绝对星等为325.2320680814133等。小行星1865以希臘神話的地獄三頭犬刻耳柏洛斯命名。
Title: 司瑟星 (33 Polyhymnia)
Section: abstract

司瑟星（英語：33 Polyhymnia）是一颗太阳系主小行星带中的一颗小行星，由法国天文学家让·沙科纳克于1854年10月28日发现，并以希腊神话中的圣歌缪斯波吕许谟尼亚命名。该小行星的轨道具有较高的偏心率，最小轨道交会距离为0.91天文单位，视星等最高可达10等。司瑟星的轨道与木星呈22:9的平均运动共振状态，且其自转周期约为18.608小时。但对其的密度研究却地出不切实际的结论。
Title: 司瑟星 (33 Polyhymnia)
Section: 发现和命名

司瑟星由法国天文学家让·沙科纳克在1854年10月28日发现，并以希腊神话中圣歌缪斯之一的波吕许谟尼亚的名字命名。
Title: 司瑟星 (33 Polyhymnia)
Section: 物理特性
Subsection: 自转周期和自转轴

2008年，新墨西哥州拉斯克鲁塞斯的奥根梅萨天文台对司瑟星进行光度观测，得出的光变曲线周期为18.609 ± 0.002小时，亮度变化为0.15 ± 0.02星等。该结果与1980年进行的一项研究一致。2011年，研究人员通过额外的观测重新检验了这些结果，得出了修正的估计值为18.608 ± 0.001小时，亮度变化0.18 ± 0.02星等。2020年，对2008年至2019年司瑟星光度数据的分析，确定了更精确的自转周期为18.60888±0.00029 小时。同时，还确定了司瑟星的两个可能的北极方向，两个解都表明相对于黄道的轴倾角为151–155°（黄纬–61°至–65°）。
Title: 司瑟星 (33 Polyhymnia)
Section: 物理特性
Subsection: 轨道

由于偏心率较高（0.338），司瑟星可以接近地球（最小轨道交叉距离为0.91天文单位），其天空视星等可达到10级。司瑟星的轨道与木星处于22:9的平均运动共振状态。计算得出的这颗小行星的李雅普诺夫时间为10,000年，表明它处于一个混沌轨道，并且由于行星的引力摄动，其轨道会随时间随机变化。从1854年到1969年间对司瑟星位置的测量用于确定木星对其的引力影响，得出木星相对于太阳的反质量比为1,047.341 ± 0.011。
Title: 司瑟星 (33 Polyhymnia)
Section: 物理特性
Subsection: 成分

1995年和2002年进行的可见光光谱分析表明，司瑟星是一颗S-型小行星，这意味着它主要由岩质硅酸盐组成。 具体来说，司瑟星的光谱在0.67微米波长处表现出一个吸收带，这表明其表面有橄榄石和辉石，类似于Q-型小行星。由于司瑟星同时具备S-型和Q-型小行星的特征，因此根据SMASS分类法，它被进一步归类为Sq型小行星。1985年，射电望远镜曾利用雷达对司瑟星进行了研究。
Title: 司瑟星 (33 Polyhymnia)
Section: 质量和密度的研究

伯努瓦·卡里（Benoît Carry）在2012年的一项研究中，基于司瑟星对其他太阳系天体的引力影响估计其质量为(6.20±0.74)×1018 千克。然而，考虑到司瑟星的直径为54 km（34 mi），这一质量意味着其密度高达75.28±9.71 克/立方厘米。如此高的密度是不现实的，因此卡里认为司瑟星的质量和密度估计不可靠。卡里的研究中还测量了其他几颗与司瑟星直径相似的小行星的密度，结果这些小行星也被发现有着极高的密度。由于司瑟星体积较小，其对其他天体的引力影响极难探测，可能导致质量和密度估计值极为不准确。例如，直径68 km（42 mi）的小行星675在卡里的研究中，最初测量的密度为73.99±15.05 克/立方厘米，但2019年改进的轨道计算表明，其实际密度要低得多，仅为3.99±1.94 克/立方厘米。自卡里的研究以来，还没有其他经过同行评审的研究尝试确定司瑟星的质量和密度。然而在2023年，研究员范丽对司瑟星与其他小行星的近距离接触进行了初步分析，并确定了较低的质量，为(1.03±0.40)×1018 千克。根据司瑟星的直径，这一质量估计表明密度为7.5±3.6 克/立方厘米或12.4 克/立方厘米，基于掩星观测得出的直径为64 ± 6 km（39.8 ± 3.7 mi），基于红外测得出的直径54 km（34 mi）。2023年，研究人员埃文·拉福吉（Evan LaForge）、威尔·普莱斯（Will Price）和约翰·拉菲尔斯基（Johann Rafelski）推测，如果对司瑟星的极高密度推测是正确的，且超重元素能够足够稳定，那么司瑟星星可能由原子序数为164附近的高密度超重元素组成。然而，如上所述，司瑟星的密度很可能没有这么高。
Title: 仙女座υb (Upsilon Andromedae b)
Section: abstract

仙女座υ星b，也被称为仙女座υ星Ab（以区别于其母星仙女座υ的伴星仙女座υ星B），是一颗位于仙女座，距离地球约44光年的系外行星。其母星仙女座υ是一颗太阳相似体。该行星的轨道周期大约为5地球日。1996年6月，傑佛瑞·馬西和保罗·巴特勒发现该行星，它是首批被发现的热木星之一。仙女座υ星b还是仙女座υ行星系统中最靠近母星的行星。
Title: 仙女座υb (Upsilon Andromedae b)
Section: 发现

和大多数已发现的系外行星一样，仙女座υ星b是通过探测其母星的视向速度的变化的方法得以发现的，而视向速度的变化则是需要测定仙女座υ光谱的多普勒频移。1997年1月，科学家对外公布了该发现成果，随之一同发布的还有巨蟹座55b和牧夫座τ星b的发现。如同第一颗在正常恒星周围发现的系外行星——飞马座51b一般，仙女座υ星b的轨道十分接近于其母星，该距离较之水星与太阳的距离更短。该行星的轨道周期为4.617地球日，其轨道半长轴为0.0595天文单位。由于视向速度法存在的局限性，科学家只能够依据该行星的轨道倾角测定其的质量下限，该数值为木星质量的68.7%。不过，最近科学家发现该行星的轨道倾角大于30°，这意味着其真实质量将介于0.687——1.37MJ之间。科学家猜测该行星系统中的各行星可能并不处于同一平面上；仙女座υc和仙女座υd的相互倾角为35°。
Title: 仙女座υb (Upsilon Andromedae b)
Section: 物理特性

基于该行星质量较大的情况，科学家认为仙女座υ星b可能是一颗类木行星，其上并不存在固体表面。由于迄今只能间接地观测到该行星，所以还无法得知其半径和物质构成的情况。斯皮策空间望远镜对该行星的温度进行了测定，发现其不同的两个半球的温差达到了1400℃：较冷的一个半球的温度大约在-20～230℃之间，较热的一个半球的温度达到了1400-1650℃。有观点认为这种剧烈的温差是由于该行星已经处于潮汐锁定状态，它永远都以同一面面向其母星。基于该行星的物质构成类似于木星，且其环境接近于化学平衡的假定，萨达斯基预测仙女座υ星b的上层大气中存在着由硅和铁构成的反射性云层。不过在该行星上，该云层却起到了吸收恒星辐射的作用；在该云层和覆盖于地幔之上的高温、高压气体之间，存在着一层温度较低的气体平流层。该行星最外层覆盖着一层暗色、不透明、高温的云层，由钒和铁的氧化物构成，但是也不排除类似索林之类的化合物的存在。该行星四周不大可能存在大型的卫星，因为潮汐引力将会将其抛离轨道，或者在（相对于该行星演化的漫长时间的）一个很短的时间段内将其摧毁。该行星和飞马座51b均被认为是Planetpol直接成像计划的最佳候选对象。
Title: 仙女座υb (Upsilon Andromedae b)
Section: 对其母星的影响

仙女座υ星b可能是导致其母星日益增强的色球活动的主要因素之一。观测表明在仙女座υ球面上与行星轨道成169°交角的位置上存在着一个“热点”。这可能是恒星与行星磁场的交互作用的结果。类似的作用机制还包括猎犬座 RS变星联星系统内的相互作用以及木星与木卫一的相互作用。
Title: HD_149026b (HD 149026 b)
Section: abstract

HD 149026 b，七公增十七b  (Smertrios)是一個環繞著武仙座恆星HD 149026，七公增十七的太陽系外行星，屬於氣體行星，距離地球267光年，表面溫度高達2,300 K。值得注意的是它在凌星現象被觀測到後所測定的相對於質量和輸入熱量較小的半徑，這暗示它有異常大的行星核。
Title: HD_149026b (HD 149026 b)
Section: 發現

HD 149026 b由 N2K Consortium 發現於2005年，該團隊以高度成熟的偵測法都卜勒光譜學搜尋類似飛馬座51b的極接近母恆星的行星。天文學家並使用凱克天文台和昴星团望远镜研究母恆星的光譜。當母恆星光譜中由行星造成的都卜勒效應被發現後，在費爾伯恩天文台的天文學家以凌星法觀測該恆星，最終發現當行星從母恆星前方通過時會使母恆星亮度小幅降低（約0.003等），確認了行星的存在。雖然凌星造成的恆星光度下降程度不高，但足以讓業餘天文學家偵測到其變化，並且讓業餘天文學家有機會對天文發現做出重大貢獻。事實上，一位業餘天文學家朗·比辛格（Ron Bissinger）在正式宣布發現的前一天觀測到了該行星的部分凌星現象。
Title: HD_149026b (HD 149026 b)
Section: 軌道

HD 149026 b的軌道可能是圓形的（誤差範圍在一個標準差內）。
Title: HD_149026b (HD 149026 b)
Section: 行星狀態

HD 149026 b環繞母恆星的軌道是所謂的「烈焰軌道」（Torch orbit），它的軌道週期低於3個地球日。該行星的質量為木星的0.36倍或地球的114倍，仍高於土星。它的表面溫度原始假設球面反照率0.3的估計值為1540 K，高於HD 209458 b預測的1400 K，因此被歸類為「冥府行星」。天文學家接著比較行星凌星前和凌星中在波長8 μm 的行星和恆星合併輻射強度變化直接量測出它的晝半球亮溫為2,300 ± 200 K，這大約是矽的沸點，並高於鐵的熔點。天文學家至今尚未直接量測HD 149026 b的反照率，而最初步估計值來自薩達斯基太陽系外行星分類法中第四和第五型推測反照率的平均。該行星表面的極高溫度迫使天文學家放棄了原始的推算；並且現在推測它必定幾乎吸收了所有來自恆星的輻射，也就是說它的有效反照率和HD 209458 b一樣幾乎為0。而大多數的輻射能吸收發生在大氣層頂。在大氣層頂和核心外圍的高溫高壓氣體之間有天文學家曾預測有較低溫的平流層存在，但至今尚未被觀測到。並且大氣層組成成分中一氧化碳和二氧化碳可能相當大量。HD 149026 b外圍不透明的暗色高溫雲經常被認為是釩和鈦的氧化物，不過托林等其他化合物仍無法排除其可能性。HD 149026 b和母恆星的半徑比是0.05158 +/- 0.00077，目前對HD 149026 b半徑估計精確度限制是「恆星半徑的不確定性」和恆星半徑的量測被恆星表面上狀態影響。即使考慮到半徑不確定性，HD 149026 b的半徑只有木星的四分之三或土星的83%。HD 149026 b的體積偏低代表它是體積類似土星的行星中第一顆根據其質量和溫度可知其密度異常大的行星。因此HD 149026 b可能有一個由比氫和氦重的元素組成的異常大的行星核：最初理論模型指出核心質量約地球70倍，更精確模型則是80到110倍地球質量。結果是HD 149026 b最後被判定是「超級海王星」，類似外太陽系中核心質量為主，外層主要是冰的巨行星，雖然目前仍無法得知HD 149026 b的核心主要是冰或岩石。 Robert Naeye 在《天空與望遠鏡雜誌》中發表文章宣稱「HD 149026 b的重元素（比氫和氦重的元素）含量與太陽系中所有行星和小行星重元素總和相當，甚至更高」。除了半徑不確定性以外，HD 149026 b的潮汐加熱過程也必須被考量。如果它目前的軌道是圓形的，並且是從更加橢圓形的軌道演變而來，那多餘的熱量將會使行星的半徑大於模型的預期半徑，從而加大其核心半徑。Naeye 更進一步推測，HD 149026 b核心上的重力高達10 g（地球表面重力10倍）。
Title: HD_149026b (HD 149026 b)
Section: 理論意義

HD 149026 b的發現讓天文學家指出這證明了當前流行的太陽星雲吸積模型的其中一部分證據，也就是行星形成自較小天體的吸積。在這個模型中，巨行星胚胎增長到一定質量後就可以吸積獲得厚層的氫和氦外層。不過該模型的反對者強調只有一個如此較高密度的氣體巨行星並無法證明該模型。事實上，這樣巨大的核心甚至難以核心使用吸積模型解釋。一個可能性是因為HD 149026 b距離母恆星很近，因此不像木星能有效清除行星系統中的其他岩石質天體。相反地，大量重元素向行星墜落使行星形成極大的核心。對母恆星徑向速度的精密量測讓天文學家有機會偵測到行星經過自轉中的恆星表面前方時造成恆星光球譜線位移的罗斯特-麦克劳克林效应。這個效應讓天文學家得以量測行星軌道面和恆星赤道面交角。HD 149026 b以該效應量測的交角值+11° ± 14°。這反過來表明行星的形成可以是平和的，並且可能會和原行星盤相互反應。而更大的交角可能代表行星形成其間曾經和其他原行星之間激烈反應。直到2008年8月該角度值仍是典型的交角量測結果。
Title: 韶神星 (6 Hebe)
Section: abstract

韶神星（6 Hebe）是小行星帶中較大的小行星，而且有可能是H球粒隕石的母天體，H球粒隕石佔所有墜落地球隕石中40%之多。
Title: 韶神星 (6 Hebe)
Section: 發現

韶神星是第六顆被發現的小行星，由德國天文學家卡尔·路德维希·亨克於1847年7月1日發現，亦是他繼義神星後發現的小行星。
Title: 韶神星 (6 Hebe)
Section: 命名

Hebe這個名字是由高斯提出的，这是希臘神話中宙斯与赫拉所生的青春女神赫柏的名字。中文則譯作韶神星，其中的“韶”解作青春。
Title: 韶神星 (6 Hebe)
Section: 特徵

測光觀測表明，韶神星的外形頗多棱角，可能擁有幾個巨形隕石坑[4]。韶神星為順向自轉的小行星，自轉軸傾角約為42°(約有10°的誤差)韶神星甚為光亮，假如它是H球粒隕石母天體的推測正確，那麼表面成分應該是硅酸鹽顆粒岩石混合鎳-鐵合金，而其形成過程如下：巨大撞擊令表面富鐵的H球粒隕石熔化。這些較重的金屬沉澱在熔岩湖底，形成一在硅酸鹽下的金屬層。其後的大型撞擊將這些層撞碎、混合。較小型但密集的撞擊使較脆弱的石塊完全粉碎，使表面的金屬比例逐漸增加，直至現時的40%。
Title: 韶神星 (6 Hebe)
Section: 主要隕石來源

韶神星有可能是H球粒隕石及IIE鐵隕石的母天體，若然屬實，它可能是40%墜落地球隕石的來源。以下是一些有關証據（由Michael J. Gaffey及Sarah L. Gilbert提出[6]）：韶神星的光譜與60%的H球粒隕石及40%的IIE鐵隕石吻合。IIE鐵隕石並不常見，可能源自撞擊導致的熔融，而非一顆已分化的小行星核心碎片。由於IIE鐵隕石及H球粒隕石具有類似的痕量礦物及氧同位素比例，因此它們可能來自相同的母天體。具有與普通球粒隕石（包括H球粒隕石，佔所有隕石的85%）相同光譜的小行星極為罕見。韶神星的軌道使它很容易將碎片送到與地球相交的軌道上。較低速(280米/秒)的拋射物便能進入位於2.5天文單位的3:1Kirkwood gap的混沌區域，及位於2.426天文單位的secular resonance區域，傾角為14-16°。分析地球流星物質來源後發現，由於韶神星的位置與相對較大的體積，因此是最有可能的來源[7]，如果它也不是H球粒陨石的来源，那么谁又把这种陨石运到他身上呢?
Title: 韶神星 (6 Hebe)
Section: Jebe

1977年3月5日，韶神星在3等星天囷八（即鯨魚座γ）前掠過，美國天文學家Paul D. Maley觀測了這次掩星現象，並發現恆星出現二次減光，他認為第二次減光是由韶神星的衛星引起的，他更為這顆衛星起了個Jebe的綽號。（見Heebie Jeebies），但此發現並沒有得到其他觀測証實。
Title: 沃神星 (135 Hertha)
Section: abstract

沃神星（135 Hertha）是第135颗被人类发现的小行星，于1874年2月18日发现。沃神星的直径为79.2千米，质量为5.2×1017千克，公转周期为1382.136天。沃神星以北歐神話的女神赫塔命名。
Title: TRAPPIST-1b (TRAPPIST-1b)
Section: abstract

TRAPPIST-1b是一颗主要由岩石组成的系外行星，围绕超冷矮星TRAPPIST-1运行，距离地球40.7光年(12.5秒差距) ，位于宝瓶座。这颗行星是利用凌日方法探测到的，当行星从主恒星前面经过时，它会使主恒星的光线变暗。它的发现最初于2016年5月2日公布 ，后来的研究能够改进它的物理参数。这颗行星的质量约为地球的137% ，体积比地球大约39% ，因此它的密度与地球非常相似。它是围绕 TRAPPIST-1运行的七颗行星中最内侧的一颗，所有这些行星都是类地行星，但是由于太靠近它的恒星而不在宜居带。詹姆斯·韦伯空间望远镜在2023年宣布的观测结果表明，它没有任何显著的大气层。它的反照率很低，使它的颜色很深。