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恆慕義

**恆慕義**（英語：Arthur William Hummel, Sr.，1884 年 3 月 6 日 —1975 年 3 月 10 日）是一位著名的美國漢學家，早年曾親赴中國進行基督教傳教活動，後在回國主管美國國會圖書館亞洲部。著名的人物傳略辭典《清代名人傳略》便出之其手。他也是美國政府著名外交官、前美國駐華大使恆安石的父親。另外，作為美國亞洲研究協會的創始人和首任會長，他對美國亞洲研究的整體發展也起到了關鍵作用。

## 早年生活

1884 年 3 月 6 日，恆慕義出生於美國密蘇里州沃倫縣的沃倫頓，他的早年生活異常艱辛。他的父親在他和他孿生弟弟出生前兩週已經過世，而在其兄弟兩人正值十二三歲之際，其年僅 37 歲的母親又於 1897 年不幸離世。

其後恆慕義便開始寄居在一位親戚家裡，並在當地完成了高中學業。後於 1905 年恆慕義在 21 歲時畢業於摩根公園學校；繼而在 1905 年免試入讀芝加哥大學，並於 1909 年獲得學士學位，再於 1911 年獲碩士學位，後於 1914 年獲神學學士學位。

在其就讀芝加哥大學期間，他被旨在推動美國大學生赴海外傳教的學生志願運動所吸引，後雖然他不是作為一個傳教士身份出國，但他在 1912 年也毅然選擇遠赴日本任教於神戶市。1913 年夏天和 1914 年期間，恆慕義赴中國探訪了在金陵大學從事歷史和宗教學教育的弟弟威廉・弗雷德里克（William Frederick），自此開始對中國產生興趣。

## 職業生涯

1914 年恆慕義回到了美國並結了婚。是年 11 月，他和新婚不久的妻子作為美國公理會差會傳教士被派遣往中國。初到中國至 1915 年的一段時間裡恆慕義在北京學習漢語，之後他攜妻移居去了山西汾州（今山西汾陽），於 1915 年 9 月 19 日開辦了一所教會學校銘義中學並親任校長，兼授英語；後還在 1920 年 2 月他的妻子生下了兒子，因敬仰中國宋代名人王安石，故為子命名為恆安石。在教學工作之餘，恆慕義對中國的銅幣和地圖產生了濃厚的興趣，於是他開始大量閱讀當地的地方志，還開始收集了大量的中國古錢幣和中國古地圖。在山西居住了十年之後。1924 年恆慕義和妻子又遷居北京，在燕京大學歷史系任教。然而不久後中國爆發了北伐戰爭，迫於無奈恆慕義於 1927 年和當地的外國居民一起輾轉回到了美國。

1927 年在恆慕義回抵美國之後，他在麻薩諸塞州歌珊小住了幾週；不久他受邀到威廉士學院政治協會參與一場討論會，並在會上進行一場中國主題的演講。演講完畢後他意欲歸家，卻遇上葛思德東方圖書館的（Gest Oriental Library）創建人葛思德（Guion M. Gest），後者促請其留下繼續參會。而也因此恆慕義得以在會上遇見了美國國會圖書館地圖部（現改為地理與地圖部）主任科洛內爾・勞倫斯・馬丁（Colonel Lawrence Martin），後者向其模糊地透露國會圖書館有意購買其帶回國的中國古地圖。

同年（1927 年）11 月恆慕義攜帶了部分收藏的地圖和捲軸前往華盛頓，在國會圖書館內受到時館長赫伯特・普特南的引見，後者甚至為其提供職位。12 月他便入職美國國會圖書館。但他仍然表示他並不想長期逗留，只打算暫避禍亂而短暫回美，最遲 1928 年重赴中國，因此只先任職六至八個月。但之後實際他卻持續工作了 27 年直到 1954 年退休為止。

恆慕義於 1928 年創建了國會圖書館中國圖書部，並擔任主任。1930 至 1921 年恆慕義在哥倫比亞大學兼職期間結識了著名的荷蘭學者戴聞達，後者鼓勵恆慕義研究中國當時發生的文化復興運動，後不久恆慕義便撰寫出《近百年來中國史學與古史辨》一文，並以此文申請了荷蘭萊頓大學的博士學位；同年獲得萊頓大學中國史博士學位。二十世紀 30 年代在美國學術團體理事會發起組織下，恆慕義被推舉擔任《清代名人傳略》的主編。

1954 年恆慕義退休之後，仍不斷繼續他的教學工作，直到 1963 年 4 月開始賦閒居家。後於 1975 年 3 月 10 日，他死於馬里蘭州蒙哥馬利縣珊帝泉的朋友家裡。

## 著作

* 《清代名人傳略》，1943 年，美國政府印刷局初版。
* 《超國家的國家主義》

## 參見

* 章學誠

## 參考資料

## 腳註
恆指服務公司

**恒生指數有限公司**（英語：**Hang Seng Indexes Company Limited**），前稱**恒指服務有限公司**，是恒生銀行有限公司（港交所：0011）的全資附屬機構，負責編製及管理恒生指數及一系列其他指數。

## 歷史

**恒生指數有限公司**於 1984 年成立。負責編製、計算及管理恒生指數及一系列其他指數。

1998 年 4 月 20 日推出恒生 100 指數及新恒生 50 中型股指數，5 月推出網頁。2001 年 10 月 3 日推出恒生綜合指數，同日再推出恒生行業分類系統。。2002 年推出恒生流通指數。2003 年起提供恒生一系列指數成交額。2005 年檢討 H 股能否加入為恒生指數成分股，及推出新的剔除停牌成分股之政策。2006 年 6 月 30 日宣佈更改恒生指數加入 H 股後的計算方法及對現有成分股的數目及影響（根據資料，部分恒生指數成分股如匯豐控股（0005.HK、HSBA.L）的比重將會下降，而其他成分股如中國移動（0941.HK）的比重則上升），9 月 11 日推出新的股票停牌處理方法，11 月 27 日推出恒生中國 H 股金融行業指數。
2011 年 9 月 5 日推出，「恒生可持續發展企業基準指數」和「恒生 A 股可持續發展企業基準指數」，成分股分別有 68 隻及 28 隻。
2011 年 9 月 5 日推出，恒生外國公司綜合指數及恒生環球綜合指數，分別反映香港上市的外國公司的表現及整體香港上市公司（包括外國公司）的表現，普拉達（Prada）（1913.HK）、新秀麗（Samsonite）（1910.HK）、嘉能可（Glencore）（0805.HK（已除牌）、GLEN.L））均為恒生綜合指數成分股。2012 年 12 月 10 日推出恆生高股息率指數，指數包括恆生綜合指數及房產基金指數內、50 隻最高淨股息率、並在過去三年均維持派息的大型股及中型股。

## 更改公司名稱

由二零零七年十二月四日起，恒指服務有限公司會將中文
名稱更改為「恒生指數有限公司」；而公司的英文名稱亦從「HSI Services Limited」
更改成「Hang Seng Indexes Company Limited」。

## 服務

負責編製、計算及管理恒生指數及一系列其他股市指數，包括：恒生 AH 指數系列、恒生中國企業指數、恒生中國 H 股金融行業指數、恒生科技指數、恒生綜合指數系列、恒生流通指數系列、恒生神州 50 指數、恒生房地產基金指數、恒生股息累計指數系列及恒生短倉及槓桿指數系列。還會隨著各成分股的市值轉變而作出調整，進行指數檢討及增加或剔除指數成分股。

## 注釋及參考來源

## 參見

* 恒生指數
* 恒生銀行

## 外部連結

* 恒生指數有限公司
* 恒生指數成分股歷來變動
恆指期權

**恒生指數期貨及期權**，是香港恒生指數的股票指數期貨投資產品，同時是香港交易所衍生產品市場內最主要的產品，由恒生指數期貨（簡稱恆指期貨或期指）及恒生指數期權（簡稱恆指期權）組成。恆指期貨及期權均設有標準合約（每點 $50）及小型合約（每點 $10）。

## 歷史

恒生指數期貨於 1986 年 5 月推出，而恒生指數期權則於 1993 年 3 月推出。2000 年 10 月 9 日及 2002 年 11 月 18 日，香港交易所先後推出小型恒生指數期貨合約及小型恒生指數期權，金額均為原合約之兩成。

## 期貨

恆指期貨設有標準合約（每點 $50）及小型合約（每點 $10），最後交易日為該月最後第二個營業日。

## 期權

標準合約設有每月期權（每月倒數第二個營業日到期）及每周期權（每周最後一個營業日到期，一般是星期五）。

小型合約只設有每月期權。

## 規則

每張恒生指數期貨合約價值等於恆生指數之點數乘以 50 港元（例如當恒生指數為 20,000 點時，恒生指數期貨合約價值為一百萬港元），但這並不代表一定要有一百萬港元才能購買恆生指數期貨合約，只需要支付按金（現時大約 12 萬港元）便可購買。每一個點數的升跌代表合約價值 50 港元的升跌。

恒生指數期貨的交易月份分別為現月（又稱即月）、下月及最近的兩個季月；短期期權的合約月份是現月、下兩個月及之後的三個季月；長期期權則是之後的五個 6 月及 12 月合約月份。

結算當月最後第二個股市交易日是為最後交易日，因為結算價以當日每 5 分鐘報價的平均價為準，所以被稱為「期指結算日」。實際的結算工作則於最後交易日之翌日進行。

## 交易時段

由 9:15-12:00 及 下午 1:00-4:30, 由 2013 年 4 月 8 日起，加設期貨夜市，由下午 5 時 15 分至晚上 11 時。從 2017 年 11 月 7 日至 2019 年 6 月 14 日，夜市期貨為下午 5 時 15 分至凌晨 1 時，6 月 17 日起則為下午 5 時 15 分至凌晨 3 時。

## 參見

* 恒生指數
恆指科技

**恒生科技指數**是香港上市的科技股金融指數，反映香港上市的科技公司整體金融表現的指標。該指數由恒生指數有限公司負責計算。指數由三十隻恆指科技成份股的市值計算出來的。恒生科技指數成份股每季進行一次檢討。指數於 2020 年 7 月 27 日啟動。恒生科技指數基點為 2014 年 12 月 31 日，基值 3000 點。

恒生科技指數成立初期，不少媒體以「港版納指」形容恒生科技指數，惟指數啟動後表現欠佳，有網民以「東方垃指」來諷刺此說法。

## 歷史

2021 年，受中國加強網際網路企業影響，恒生科技指數從 2 月 18 日 11001.78 點的歷史高位下跌逾 40%。有基金業人士解釋恒生科技指數的「快速納入機制」容許新上市的公司被納入指數，由於散戶對新上市的公司的情緒較為熾熱，該機制會增加指數波動的風險。截至 2021 年 8 月 18 日，共有 5 隻股票經「快速納入機制」納入指數，分別為京東健康、快手、百度、嗶哩嗶哩和汽車之家，它們的市值在上市後分別下跌了 42%、81.17%、36.55%、36.54% 和 47.38%，拖累恒生科技指數下跌逾 10%。2022 年 2 月 18 日，商湯科技被納入恒生科技指數，比重為 3.94%。2 月 23 日晚，恒生指數公司發表公告將商湯科技的比重將被調整至 0.24%。根據恒生科技指數的計算方法，流通股份市值較大的成份股佔指數比重會較大。恒生指數公司錯誤將商湯科技的流通系數設為 35% 而非 2%，導致商湯科技的比重被高估。受事件影響，追蹤恒生科技指數的基金須賣出商湯科技的股份以反映更新後的比重，2 月 24 日商湯科技下跌 11.65%。

2022 年 10 月 24 日，恒生科技指數首次跌穿基點 3000 點，收報 2801.99 點，跌 299.38 點，跌幅近一成。

## 相關投資標的

截至 2021 年 5 月 7 日，香港有 4 隻與恒生科技指數相關的 ETF 基金，分別為恒生科技 ETF (3032)、南方恒生科技 (3033)、安碩恒生科技 (3067) 和華夏恒生科技 (3088)。另有槓桿 ETFXL 二南方恆科 (7226) 和反向 ETFXI 二南方恆科 (7552)。

2021 年，恒生科技指數期貨的成交量佔香港交易所所有期貨成交量的 3.4%。

2021 年起受中國反壟斷監管等多項因素影響，恒生科技指數節節下跌。2022 年 3 月 14 日，由台灣統一證券發行的「統一恒生科技指數 ETN」（020021）因下跌至觸發強制贖回條件而退市。

2022 年 11 月 28 日，香港交易所推出恒生科技指數期貨期權。

## 成份股挑選準則

恒生科技指數目的為代表最大 30 間與科技主題高度相關的香港上市公司，公司需要與網絡 (包括移動通訊)、金融科技、雲端、電子商貿或數碼其中一項科技主題高度相關。符合要求的公司中市值排名最高的 30 隻證券會被選為成份股。每隻股市的權重上限為 8%，比重會每季作出調整。

## 成份股

以上資料截至 2022 年 3 月 7 日。

### 歷來變動

## 各項紀錄

## 參見

* 恒生指數
* 恒生香港上市生物科技指數

## 注釋

## 參考文獻

## 外部連結

* 恒生科技指數 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆昌

**恆昌**（1753 年 5 月 5 日（乾隆十八年四月初三）—1778 年 3 月 5 日（乾隆四十三年二月初七）），滿洲愛新覺羅氏。順承恭惠郡王勒克德渾後裔，順承恪郡王熙良之孫，順承恭郡王泰斐英阿第四子，第十一任順承郡王（鐵帽子王之一）（1756 年－1778 年）。

乾隆二十一年十月（1756 年）泰斐英阿逝世，恆昌承襲順承郡王爵位。乾隆四十三年（1778 年）逝世。朝廷賜予諡號「慎」。恆昌長子倫柱承襲爵位。

## 家族

* 父：順承恭郡王泰斐英阿
* 母：嫡福晉富察氏
* 妻妾：
  * 嫡福晉靖啟里氏
  * 側福晉李佳氏
  * 庶福晉馬佳氏
* 子：
1. 順承簡郡王倫柱，母庶福晉馬佳氏
2. 二等侍衛、一等輔國將軍倫成，母庶福晉馬佳氏
3. 頭等頂戴、二等輔國將軍倫正，母側福晉李佳氏

## 參考資料

* 《清史稿》 列傳三 諸王二
* 《清史稿》 表二 皇子世表二
恆星亮度列表

**亮星**之所以亮是因為它們的光度較高且 / 或離地球距離較近。以下是在可見光波段從地球看起來視星等亮於 + 4 的恆星列表。由於隨著視星等的增加，可觀測恆星的數目將大大增加。實際上，整個天空亮過視星等 + 11 的恆星幾乎都記錄在案了，對更暗天體的探索也在持續之中。

相較之下，太陽系中非恆星的天體最亮光度在視星等 + 2.50 等以下有月球（-12.7）、金星（-4.6）、木星（-2.9）、火星（-2.9）、水星（-1.9）、土星（-0.2）。

以下列表中的恆星視星等無法準確判定有如下原因：

* 部分多星系統的恆星如果系統內各恆星亮度差在 5 等以內，則單獨列出系統中最亮恆星。部分列表是以多星系統的總光度排名。多星系統總光度的例子有：南門二（-0.27）、五車二（0.08）、十字架二（0.76）。
* 測量結果在統計上有變化。
* 部分恆星是變星。

## 4 等以上的亮星

## 參見

* 恆星列表
* 鄰近恆星列表
* 恆星光度列表
* 巨大恆星列表
* 巨大質量恆星列表

## 參考＆外部連結

* Observer's Handbook, 1991, The Royal Astronomical Society of Canada, From "The Brightest Stars" list
* 26 Brightest Stars, as Seen from the Earth (英文) （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Bright Stars Worth Knowing (英文) （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 亮星中英對照表（香港太空館） （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 224 顆恆星的星名和基本數據（中國科學院自然科學史研究所古天文網上資料庫）
恆星光度列表

下面的恆星列表是依據恆星的絕對熱星等增加（發光度減弱）的順序排列。絕對星等是恆星在距離地球 10 秒差距所呈現的視星等。絕對熱星等是測量恆星的發光度–一顆恆星每秒鐘所輻射的總能量。這個表並不十分完整，因為一顆恆星的距離如果遠到我們看不到它，我們就無從得知它的發光度。一些參考資料所給的恆星發光度_非常_的不一樣（不同的順序或不同的恆星），這些恆星的不同數據資料有些不見得是不可靠，而是注意的和分析時注重的物理資訊不同和有實際上的困難。

**太陽光度 1 百萬倍以上的恆星：**

**一些常見的光度在 1 百萬太陽光度之下的恆星：**

要注意的是即使是最明亮的恆星（比太陽明亮四千萬倍）仍然不如像是類星體，目前已經發現了數百個，這種銀河系外的天體明亮。現在所知最亮的類星體是在室女座的 3C 273，它的平均視星等是 12.8 等（使用望遠鏡才能看見），但是絕對星等是 - 26.7 等。如果它在距離地球 10 秒差距的位置上，看起來將如同太陽（視星等 - 26.8）一般的明亮，因此類星體的發光度是太陽的 2 兆（1012）倍，或是像我們銀河系這樣的巨型星系總亮度的 100 倍。然而也發現類星體的光度在不同的時間週期內也不一樣。

根據伽馬射線的觀察，一顆被稱為 SGR 1806-20 的磁星（中子星的一種類型），曾經在 2004 年 12 月 27 日將極端強烈的爆發傳達到地球。它是來自太陽系外對我們的行星造成最明亮的衝擊事件。如果伽馬射線能夠看見，它的光度將達到−29，會比我們的太陽還要明亮 _（如同雨燕衛星所觀測到的）_ 。

在 1998 年偵測到的伽馬射線暴 GRB 971214 在當時被認為是宇宙間最巨大的能量事件，等同於數百顆超新星釋出的能量。稍後的研究指出因為幾何的關係射向地球的能量或許相當於一顆超新星將環繞在周圍氣體的總能量集成光束射向地球。

## 參見

* 恆星列表
* 巨大恆星列表
* 巨大質量恆星列表
* 恆星亮度列表
* 恆星距離列表
* 伽瑪射線暴
* 類星體

## 參考資料

## 外部連結

* The 150 Most Luminous Stars in the Hipparcos Catalogue （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* About LBV 1806-20 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* The Magnitude system（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* About stellar magnitudes （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Tim Thompson's list of Brightest Star candidates （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆星分子

**恆星分子**（Stellar molecules）是存在恆星內或周圍形成，並在恆星內或環繞在周圍的分子。這種結構可以在溫度很低，可以讓分子形成，否則這顆恆星的物質就被限制為只有原子（化學元素）形成氣體，或非常高溫的電漿。

## 背景

物質由原子（由質子和其他次原子粒子）組成。當環境適當時，原子可以結合在一起成為分子，這促成了研究許多材料的材料科學。但是某些環境，如高溫，不允許原子結合成分子。恆星有很高的溫度，特別是在其內部，因此只有少數分子能在恆星內形成。由於這個原因，一位化學家（研究原子與分子的人）不太需要研究恆星，反而是物理學家需要對恆星有更好的認識。然而，分子在恆星的低豐度並不等於沒有分子，從上世紀 90 年代發表的許多科學論文，顯示恆星中有分子存在的證據。

## 研究和證據

雖然太陽是一顆恆星，它的光球只有約 6,000k 的低溫，因此分子可以形成。依據羅德・霍夫曼所說，恆星噴發物有豐富的分子。在 1995 年，L. Wallace 和其他人在_科學_發表了一篇文章，顯示在出太陽有水的證據；在 2013 年，S. Xu、M. Jura、D. Koster、B. Klein、和 B. Zuckerman 在天文物理期刊給了白矮星的恆星大氣有氫分子的證據。

低溫恆星的光譜有著分子吸收光譜波段的特徵，類似的吸收帶也在太陽上較冷的黑子光譜中被發現。在太陽發現的分子包括 MgH、CaH、FeH、CrH、NaH、OH、VO、和 TiO。

在 2015 年 3 月，NASA 的科學家報告，利用起始的化學品，例如在隕石中發現的嘧啶，當局在外太空環境下的實驗室，首度形成複雜的 DNA 和 RNA 等生命的有機化合物，包括尿嘧啶、胞嘧啶和胸腺。依據科學家的研究，嘧啶，像 多環芳香烴（PAHs）是在宇宙中發現最多、富含碳的化合物，可能是在紅巨星或星際塵埃和氣體雲中形成。

## 參考資料
恆星列表

**恆星列表**一般按星座排列，比較容易搜尋，但重要的亮星也有按星等排列的。只有在天文學學術研究中才會按距離排列，因為沒有精確科學研究的幫助，不會確知其到地球的距離的。

## 參見

* 星座恆星列表
* 中西星名對照表
* 恆星距離列表
* 恆星亮度列表
* 恆星光度列表
* 巨大恆星列表
* 巨大質量恆星列表
* 變星列表
* 確定存在的太陽系外行星列表
* 不確定存在的太陽系外行星列表
* 棕矮星列表
* 以人名命名的恆星
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。
恆星命名

國際天文聯合會（IAU）是國際上認可唯一能為恆星和各類天體分配與指定名稱的機構。在 IAU 成立之前，已經有許多恆星的名字被使用，其他的名字，主要是變星（包括新星、超新星）則一直在增加，但是多數的恆星在被提到時還是沒有名字，只會用星表中的編號來稱呼。

## 固有名稱

大多數肉眼可見明亮的恆星都有傳統的名稱，有許多都源自阿拉伯語，但也有少數源自拉丁文的。參考恆星專有名稱，其中列出了一部分的名稱。

但是這些名稱，無論中外都仍然有些問題存在：

* 拼字法通常沒有標準化：仙女座 γ 的拼法就有 Almach、Almaach、Almack、Alamak。
* 許多恆星有一個以上常用的名字：英仙座 α 有 Mirfak、Algenib、Alcheb 等不同的名稱；船帆座 γ 稱為 Regor 或 Suhail al Muhlif；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。
* 由於古老的星表不夠精確，有些星不能確定屬於哪個星座。因此有些名字不知道是哪顆星的。例如：Alniyat 和 Chara。
* 有些在不同星座的恆星有著相同的名字。例如：Algenib 可以是英仙座 α 和飛馬座 γ；Gienah 出現在天鵝座與烏鴉座；Alnair 是天鶴座 α 也是人馬座 ζ。

實際上，這些傳統的名稱通常只有最亮的幾顆恆星被保留著繼續使用，像天狼星（Sirius）、大角星（Arcturus）、織女星（Vega）等等。還有一些則是一般人比較有興趣的恆星，像是大陵五（Algol）、北極星（Polaris）、蒭藁增二（Mira）。其餘明亮的星主要採用拜耳命名法的名稱。

除了傳統的名稱之外，還有少部分的名稱來自英文。像是巴納德星（Barnard's star），雖然是肉眼看不見的暗星，卻因自行量大而廣為人知（參見以人名命名的恆星）。

## 拜耳字母

約翰・拜耳創建的亮星命名法則，在每一個星座中參考星等，與幾個命名的基本原則，用希臘字母的順序為亮星逐一編號，至今仍普遍被採用。詳見拜耳命名法。

## 佛氏星數

雖然拜耳以希臘字母命名的方法比較受歡迎，但約翰・佛蘭斯蒂德以數字和星座名稱結合的佛氏星數，也依然被廣泛採用。不過因為佛蘭斯蒂德居住在英國，只為大不列顛看得見的星星編號，因此偏向南邊，靠近南極圈的星星都沒有佛氏編號。詳見佛蘭斯蒂德命名法。

## 變星命名法

變星不使用拜耳命名法而另有一套特別的命名法則，以利於快速識別。詳見變星命名。

## 星表序號

在有些場合沒有適當的命名法可以使用，也可以使用星表的序號。有許多著名的星表中給予的恆星編號都會被用在區別恆星的目的上。詳見星表。

## 出售恆星的名字

有許多公司會以紀念的名義來掩蓋出售命名權的不正當目的。這些公司銷售的恆星名字不被天文學家或任何國際科學機構所承認。而且一顆恆星可能會由許多不同的公司出售名字，或由同一家公司多次出售給不同的人。

## 真有其人

極少數的恆星會以人名來命名，通常都是先以非正式的名稱出現與流傳，然後被認同而成為正式的名稱。

## 參考資料
恆星大氣層

**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 範圍，星斑是光球層上受到磁場擾亂而溫度較低的區域。
* 在光球層之上的是色球層，這一層開始時的溫度會下降，然後隨著高度上升逐漸增溫至光球層的 10 倍左右。
* 在色球層之上還有過渡區，在這裡溫度在約 100 公里的距離內迅速的增加至百萬 K。
* 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帶上所有的恆星都有的外觀。但不是所有演化中的恆星都是如此，看起來只有一些巨星和極少數的超巨星才有星冕。在天體物理學中尚待待解決的問題是星冕是如何被加熱到如此高的溫度？答案可能在恆星的磁場上，但確切的機制依然還沒有被清楚了解。

以太陽為例，當日全食之際，太陽的光球層被遮蔽時，大氣層中的其他層次便被顯露出來。在這種情況下，色球層呈現出略帶粉紅色的圓弧，而日冕（太陽的星冕）像裝了一簇纓球的光暈。在食雙星同樣的現象可以讓巨星的色球層可見。

## 參閱

* 塞西莉亞・佩恩 - 加波施金 - 首先提出了當前接受的恆星大氣層組成的天文學家。

## 參考資料
恆星天文學

對恆星和恆星演化的研究是我們瞭解宇宙的基礎，恆星的天文物理學通過對恆星的觀察、研究、測量和理論上的瞭解；還有經由電腦對內部的模擬。

恆星形成發生在塵埃和氣體密集的區域，也就是所謂的巨分子雲。 當平衡被破壞時，雲的碎片在重力作用下坍縮，形成原恆星。一個足夠密集和高熱的核心區域將觸發核融合，然後創造成為一顆主序星。

幾乎所有比氫和氦重的元素都是在恆星內部的核心創造的。

恆星最終的特性主要取決於誕生時的質量。質量越大的恆星，亮度也越大，氫在核心燃燒的速率也越快。經過一段時間，氫燃料完全轉變為氦，於是恆星開始老化。氦的融合需要更高的核心溫度，因此恆星一面擴張它的大小，同時也增高核心的密度，在氦燃料耗盡之前，恆星度過短暫的紅巨星階段。質量越大的恆星在燃料轉變成更重的元素食，經過的各階段的時間會越來越短。

恆星最終的命運取決於它的質量，質量超過 8 倍太陽質量的恆星，核心會坍它成為超新星；而質量較小的恆星會成為行星狀星雲，然後演化成為白矮星 。超新星的殘骸會成為高密度的中子星，如果殘骸的質量大於 3 倍的太陽質量，將成為黑洞。密接聯星將依照更複雜的路徑演化，例如，伴星的質量傳輸給白矮星可能會導致超新星爆炸。行星狀星雲和超新星對星際物質的金屬分配是必需的，沒有它們，所有的新恆星 (包括它們的行星系) 將只能由氫和氦組成。

## 相關條目

* 恆星演化
* 恆星結構

## 參考資料
恆星天文學年表

* 本表為恆星天文學年表，以下譯自英文維基同名條目。

## 18 世紀之前

* 前 134 年 - 喜帕恰斯（Ἳππαρχος）創造恆星的視亮度（光度）的概念，並編制了有 1,025 顆恆星的星圖。
* 1596 年 - 大衛・法比利薩斯注意到米拉的光度變化。
* 1672 年 - Geminiano Montanari 注意到大陵五的光度變化。
* 1686 年 - Gottfried Kirch 注意到天鵝座 χ 的光度變化。

## 18 世紀

* 1718 年 - 愛德蒙・哈雷經由比較希臘時代的天體位置記錄，發現恆星自行。
* 1782 年 - 約翰・古德利克注意到大陵五的光度變化，並推測是食雙星。
* 1784 年 - 約翰・古德利克發現第一顆造父變星（仙王座的造父一）。

## 19 世紀

* 1838 年 - Thomas James Henderson、瓦西里・雅可夫列維奇・斯特魯維和白塞耳測量出恆星的視差。
* 1844 年 - 白塞耳解釋天狼星和南河三的位置擺動是因為有看不見的暗淡伴星。

## 20 世紀

* 1906 年 - 亞瑟・愛丁頓開始用統計學研究恆星的運動。
* 1908 年 - 李維特發現造父變星的周光關係。
* 1910 年 - 赫茲史普和羅素各自研究恆星的光度和光譜的關聯。
* 1924 年 - 亞瑟・愛丁頓發展出主序星的質光關係。
* 1929 年 - 喬治・伽莫夫提出氫的核融合是恆星能量的來源。
* 1938 年 - 漢斯・貝特和 Carl von Weizsacker 詳述恆星內部的 pp 鏈和碳氮氧循環。
* 1939 年 - Rupert Wildt 認為負氫是使恆星變得不透明的重要離子。
* 1952 年 - 沃爾特・巴德區分出造父變星有造父 Ⅰ 和造父 Ⅱ 兩類。
* 1953 年 - 弗雷德・霍伊爾預測碳 12 在恆星內部的高溫下可以經由三氦反應生成。
* 1961 年 - 林忠四郎發表恆星是完全對流體時，演化路徑的林軌跡。
* 1963 年 - 弗雷德・霍伊爾和 William A. Fowler 提出超重質量恆星的想法。
* 1964 年 - 錢德拉塞卡和理察・費曼發展出脈動星在廣義相對論下的理論，並且表示超重質量恆星的不穩定性受到廣義相對論的支配。
* 1967 年 - Eric Becklin 和 Gerry Neugebauer 在 10 微米的波長發現 BN 天體。
恆星密度

**恆星密度**是單位體積內恆星的平均數。它類似於恆星質量密度，即單位體積內的總太陽質量（MSun）。通常，天文學家用來描述恆星密度的體積通常是是秒差距的立方（pc3）。

在太陽鄰域中，這個值可以通過對附近恆星的量測，結合對可能忽略的黯淡恆星數量的估計來確定。太陽附近的真實恆星密度估計為每立方光年 0.004 顆恆星，或 0.14 顆 pc−3。當與恆星質量的估計相結合時，這產生的質量密度估計為 4×10−24 g/cm3 或每立方秒差距 0.059 太陽質量。密度估計值隨空間變化，密度在銀河平面外的方向迅速下降。

銀河系內恆星密度最高的位置是球狀星團的中心核心和內部。球狀星團的典型質量密度是 70 MSun pc−3，約為太陽附近質量密度的 500 倍。在太陽附近，星團的恆星密度必須大於 0.08 MSun pc−3，以避免潮汐破壞。

## 參考資料
恆星形成

**恆星形成**是分子雲的高密度區崩潰成為球形的電漿形成恆星的過程。作為天文物理的一個分支，恆星形成的研究包括作為前導的星際物質和巨分子雲，到恆星形成過程，早期型恆星和行星形成則是直接的成果。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質量函數。

## 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（一般稱為自然的恆星形成，參考金斯不穩定性），或是因為來自超新星的衝激波，或是在附近的其他能量充沛的天文學過程觸發分子雲中的恆星形成（一般稱為觸發的恆星形成）。部分的重力能量在崩潰的過程中會以紅外線的形式損失掉，其餘的則會用於增加天體核心的溫度。累積的部份物質將會形成星周盤，當溫度和密度夠高時，氘的核融合將會被引發，並產生向外的壓力，結果將使崩潰減緩（但不會停止），而由雲氣組合成的物質仍繼續如雨般的落在原恆星上。在這個階段，或許是由落入物質的角動量造成的，將會產生雙極噴流。最後，在核心的氫開始融合成為恆星，這時，還環繞在周圍的物質將開始被驅離。

原恆星的發展在赫羅圖上會遵循林軌跡，原恆星會繼續收縮，直到到達林邊界，然後收縮會以穩定的溫度繼續下去直到凱爾文 - 赫姆霍爾茲時標。質量低於 0.5 太陽質量的恆星將進入主序帶，稍重的原恆星，在林軌跡的終點仍將緩慢的塌縮，追隨著亨耶跡，以接近流體靜力平衡。

這種活動形式會使恆星的質量在大約一個太陽質量的附近。高質量的恆星形成過程，也有類似的演化（發展）時程表，但時間會短許多，而且也還未清楚的被定義出來。恆星後期的發展屬於恆星演化研究的範疇。

## 觀測

恆星形成的關鍵元素只有利用可見光以外波長的觀察才能奏效。分子雲的構造和原恆星的效應都只能在近紅外線的消光圖中被觀察到（在那些區域內單位體積內恆星的數量與附近的區域比較趨近於 0），來自一氧化碳（CO）分子和其他分子的轉動轉換，以及塵埃所釋放出的連續輻射，至少可以在次微米波與無線電兩個波段內被觀察到，來自原恆星和早期恆星的輻射已經在紅外線波段上觀察到。由靜止的雲氣造成的消光是如此的強大，使我們無法在可見光這一部分的光譜上觀察到。實際上遭遇的困難是大氣層在 20 微米制 850 微米幾乎是完全不透明的，只有在 200 微米和 450 微米有狹窄的窗口。在這範圍之外必須使用消除大氣的技術觀測。

單獨的恆星形成可以在我們的星系內直接觀察到，但是在遙遠星系內的恆星形成只有通過獨特的光譜特徵才能檢測出來。

### 值得注意的指標天體

* MWC 349 在 1978 年首度被發現，估計其年齡只有 1,000 歲，但因為位於 10,000 光年的距離上，所以真實的年齡已經達到 11,000 歲。
* VLA 1623 – 第一個 0 級原恆星的樣品，多數嵌入的質量仍在吸積盤上的原恆星。於 1993 年發現，年齡可少於 10,000 歲 [1] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）。
* L1014 – 目前只有最新型的望遠鏡才有能力觀察到的新類型，一個微弱的難以置信的嵌入對象代表的來源。她們的狀態仍未能確定，可能是最年輕的低質量 0 級原恆星，或是質量非常低的發展中的天體（類似棕矮星或甚至是星際行星。）[2] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）。
* IRS 8\* – 於 2006 年 8 月發現，是已知最年輕的主序帶恆星，估計年齡約 350 萬歲 [3]。

## 低質量與高質量恆星的形成

質量不同的恆星形成的歷程被認為是不一樣的。低質量恆星形成的理論，在大量觀測的支持下，建議低質量恆星是轉動的分子雲因密度逐漸升高而造成重力塌縮下形成的。從上面的敘述，氣體和塵埃組成轉動中的分子雲，因塌縮導致吸積盤的形成，經由這個通道質量在中心形成原恆星。但是，質量高於 8 倍太陽質量的恆星形成的歷程目前還不清楚。

質量大的恆星輻射出大量的輻射，會推擠向中心掉落的物質。在過去，輻射壓被認為是足以阻止質量累積成為巨大的原恆星，並能阻止質量高達數十個太陽的恆星形成。最近的理論工作則顯示，產生的噴流和流出物會清理出空洞，因而許多大質量原恆星的輻射壓會逃逸掉而不會阻礙物質經由吸積盤進入中心的原恆星。因此新的理論認為大質量恆星也會經由與低質量恆星相似的歷程形成。

已經有具體的證據顯示有一些大質量的原恆星是被吸積盤包圍著，而其他幾種大質量恆星形成的理論仍有待觀測上的証實。當然，或許最突出的理論是競爭吸積理論，建議大質量的原恆星是以低質量的原恆星當 "種子"，與其他的原恆星競爭者從母分子雲中攫取質量，而不是單純的從局部的區域獲取質量。另一種大質量恆星形成的理論則建議，大質量恆星可能是由兩顆或更多的低質量恆星合併而成的。

## 外部連結

* 恆星形成（英文）

## 參考文獻

## 相關條目

* 行星定義
* 太陽系的形成與演化
恆星徑向速度總目錄

_**恆星徑向速度總目錄**_是一個星表，列出了 15,107 顆恆星的徑向速度。它是由拉爾夫・埃爾默・威爾遜編製，並由卡內基科學研究所在 1953 年出版。許多速度量測是在威爾遜山天文臺進行的。

## 外部連結

* _General Catalogue of Stellar Radial Velocities （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）_ , Carnegie Institution for Science (pdf)

## 參考資料
恆星時角

**恆星時角**（英語：**Sidereal Hour Angle，SHA**）是恆星坐標的一個參量。它表示恆星所在的子午圈相對於觀察者所在子午圈在天赤道上的距離。

## 介紹

**恆星時角**的量度方向為由東向西。從觀測者子午圈開始向西度量，恆星時角的數值從 0h 開始增大到 24h（1h=15°，1m=15′，1s=15″）。

## 公式

 * $SHA(star)=GHA(star)-GHA(aries)$

根據恆星時角可以知道它在天空出現的時間，當時角接近 0 或 24 時它就就位於中天的位置，此時它的高度最高；而它的高度角多大則由另一個坐標參量赤緯決定。

## 參考文獻

* Celestial Navigation Basics （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆星標識目錄

**恆星標識目錄**（ **Catalog of Stellar Identifications**，**CSI**）是一種星表，它被設計與建立成便於在不同星表之間交叉引用。截至 1983 年，它包含了約 44 萬顆恆星的名稱和基本數據，是通過合併史密森尼天體物理天文臺的 SAO 星表、HD 星表、AGK2/3、開普敦攝影星表、開普敦地區目錄、耶魯大學區域目錄、開普敦暗星目錄、和博斯星表。它包含恆星座標、星等、光譜類型、自行以及與前面提到的星表中的名稱的交叉引用。它還提供了許多其他目錄的交叉引用，如與 CSI 相關的目視雙星索引星表。CSI 最終成為 SIMBAD 恆星資料庫的一部分。

## 參考資料
恆星流

**星流**（英語：stellar streams）是沿著一條狹長軌道圍繞星系運動，由眾多恆星組成的鏈狀結構，是球狀星團或者矮星系受到較大星系引力的巨大潮汐作用而逐漸變形、瓦解、撕裂形成的。截至 2007 年，已經在銀河系中發現了十餘個星流，由幾千到幾億顆恆星組成，跨度從數萬光年到數百萬光年不等。一個典型的星流是 1994 年發現的人馬座星流，包含了大約 1 億顆恆星，跨度超過 100 萬光年，發源於人馬座矮橢圓星系。對星流中恆星的速度、位置的分析能夠給出其起源的信息。隨著時間的推移，這些星流會逐漸被銀河系吸收。對星流的研究表明銀河系在形成過程中吸積和吞併了眾多矮星系，改變了對傳統星系形成理論的認識。星流還為研究星系中暗物質的分布提供了有效的途徑。

## 星流列表

## 參考資料
恆星目錄

**恆星列表**一般按星座排列，比較容易搜尋，但重要的亮星也有按星等排列的。只有在天文學學術研究中才會按距離排列，因為沒有精確科學研究的幫助，不會確知其到地球的距離的。

## 參見

* 星座恆星列表
* 中西星名對照表
* 恆星距離列表
* 恆星亮度列表
* 恆星光度列表
* 巨大恆星列表
* 巨大質量恆星列表
* 變星列表
* 確定存在的太陽系外行星列表
* 不確定存在的太陽系外行星列表
* 棕矮星列表
* 以人名命名的恆星
恆星碰撞

**恆星碰撞**指兩顆恆星通過重力作用合併成一個較大天體的過程。天文學家們估計，銀河系內的球狀星團每一萬年可能發生一次這樣的事件。科學家直到最近才有足夠的技術觀察恆星的合併。稠密的星團可以因中介質量黑洞所引發的「失控恆星碰撞」，於短時間內發生一系列的恆星碰撞。

## 天文學的複雜的天體

宇宙中的任何恆星，無論核融合反應是否仍在在進行中，都有可能發生恆星碰撞，這包括白矮星、中子星、黑洞、主序星、巨星和超巨星等等。不同型態的恆星碰撞或合併，結果會形成不同類型、質量、溫度和半徑的恆星。

## 恆星碰撞或合併的類型

### Ia 型超新星

白矮星是低質量恆星的殘骸，如果它與其他的恆星結合成聯星系統，它們可能會形成稱為 Ia 超新星的劇烈恆星爆炸。白矮星可能會吸引主序星或紅巨星伴星的物質，形成吸積盤。當兩顆白矮星的軌道彼此非常靠近時，其軌道能量會以重力波的形式輻射出來，導致雙方向內螺旋運動。 當它們最後結合在一起時，如果質量接近或超過錢德拉塞卡極限，那麼
碳燃燒就會開始進行，使溫度劇增。由於白矮星是簡併物質，在熱壓力和恆星質量之間沒有安全的平衡。因此，失控的融合反應在合併後的恆星內部快速地傳播和加熱，造成超新星爆炸。在幾秒鐘內，白矮星所有的物質都被拋入太空內。

### 中子星碰撞

中子星的碰撞會發生類似 Ia 超新星的事件。當兩顆中子星的軌道彼此密切時，它們會隨著時間螺旋向內推移。當這兩顆中子星相遇，它們的碰撞會形成黑洞（假設它們的質量超過托爾曼﹣歐本海默﹣沃爾科夫極限）。這會在 1 到 2 毫秒的短時間內創造出強磁場，其強度為地球磁場的數萬億倍。天文學家認為這類事件就是某種類型的伽瑪射線暴。哈伯太空望遠鏡拍攝的影像顯示金的產生，以及許多其它更重的金屬，都是來自劇烈的中子星碰撞。對宇宙中所有金含量的統計指出，估計這樣的碰撞每 1 萬至 10 萬年會發生一次。

## 發現

各個時代的天文學家都有提出恆星碰撞的理論，但這要等到新技術的發展之後，才可以得到証明。在 1764 年，查爾斯・梅西耶發現了現在稱為 M30 的星團。20 世紀的天文學家估計，這個星團已經存在 130 億年。後來，哈伯太空望遠鏡能夠解析出 M30 中的一顆顆恆星。經由這種新技術，天文學家發現了一些稱為藍掉隊星的恆星，比星團內的其它恆星都明顯更年輕。天文學家假設這些恆星可能是經由「碰撞」或是「合併」形成的，所以它們有比周圍的其它同伴更多的燃料，可以繼續進行核融合反應。

## 恆星碰撞與太陽系

雖然恆星碰撞可能在銀河系的某些地區頻繁發生，但是在太陽所處的環境附近發生的可能性則非常低。根據計算，在太陽附近的恆星碰撞快率是 10 兆兆年一次。另一恆星與太陽近距離接觸的可能性非常低，其估算公式如下：

　
: _N_ ~ 4.2 · _D_2 Myr−1

當中 _N_ 表示每百萬年接近太陽至太陽半徑 _D_ 之內的恆星，單位為秒差距。地球的平均軌道半徑是 1 天文單位，相當於 4.82 × 10−6 秒差距，可以做為比較。

儘管太陽不會直接發生這樣的事件，但是另一恆星達到 100 光年距離之內，仍有可能導致地球的毀滅。不過，這依然是不太可能的，因為沒有如此接近太陽的恆星集團。

## 參考資料

## 外部連結

* Pau Amaro Seoane MODEST working group 4 "Stellar Collisions". [2013-05-30].
恆星穿越

**恆星穿越**是恆星由望遠鏡的目鏡通過。

精確的觀測恆星穿越在天文學和大地測量學是許多方法的基礎。測量可以用不同的方法進行：

1. 視覺（主要在 1990 年之前）：精確度在 0.1"至 2"（依儀器而異）；用數位鐘計時的精確度大約在 0.05-0.2 秒。
2. 使用 CCD 和電子光學感測器：與上面相同，但時間會比較精確。
3. 半自動儀器：攝影或 "超人測微器"，通常比第一種好 2 倍。
4. 使用掃描器的方法：天文測量衛星，像是依巴谷衛星大約是 0,01"。

## 文獻

* Karl Ramsayer, 1969: _Geodätische Astronomie_, Vol.2a of Handbuch der Vermessungskunde, 900 p., J.B.Metzler-Verlag Stuttgart.
* Ivan I. Mueller, 1969: Spherical and Practical Astronomy as applied to Geodesy, 610 p., Fred.Ungar publ., USA
* IAU Coll.48: _Modern Astrometry_, Egermann, University Vienna.

## 相關條目

* 子午環
* 中量儀 (Passage instrument)
* 經緯儀
* 角測量
* 精確
* 精確和精密
* 儀器誤差
* 角秒
* 密位 (角密耳)
恆星系統

**恆星系統**或**恆星系**是少數幾顆恆星在互繞的軌道上受到引力吸引的約束。受引力約束的一大群恆星通常稱為星團或星系，然而廣義上講，它們也是恆星系統。不要將恆星系統與行星系統相混淆，後者包括行星和類似的天體（如彗星）。

## 聯星系統

由兩顆恆星組成的恆星系統被稱為「聯星」，「聯星系統」或「物理雙星」。如果沒有潮汐效應，沒有來自其它力的擾動，也沒有從一顆恆星到另一顆恆星的質量轉移，這樣的系統是穩定的，並且兩顆恆星都將無限期地以系統的質量中心為焦點，各自在橢圓軌道上運行 _（參見二體問題）_ 。聯星系統的例子有天狼星、南河三和天鵝座 X-1，其中的最後一個可能是由恆星和黑洞組成。

## 聚星系統

**聚星**或**物理聚星**是超過兩顆以上恆星組成的系統。聚星系統如果由三顆恆星組成，就稱為_三合星_、_三重星_或_三元星_；四顆星的系統稱為_四重星_或_四合星_；五顆星組成的稱為_五重星_；六顆星組成的稱為_六重星_；七顆星組成的稱為_七重星_，依此類推。這些系統都遠小於有 100 至 1,000 顆恆星，動力學系統更複雜的疏散星團。

### 動力學

理論上，模擬一個聚星系統比模擬聯星系統更困難，當_多體問題_的動力系統介入時，可能呈現渾沌的行為。許多小集團的恆星被發現是不穩定的，一旦發生一顆星與另一顆星過度的接近，便會發生加速而會從系統中逃逸掉。如果這個系統出現埃文斯所謂的_階式模型_，還是有可能穩定。在階式模型系統內，恆星被分成兩個小集團，各自在較大的軌道上繞著共同的質心運轉；每個小集團也都是階式模型，意味著小集團又必需再分為更小的次集團，而且一直如此的細分下去。在這樣的情況下，各個恆星的運動將持續的以接近穩定的軌道，遵循克卜勒的軌道繞著系統的質量中心。不同於擁有數量龐大恆星，且動力學系統更為複雜的星系和星團。

### 觀測

許多已知的聚星系統都是三合星；更多星的聚星系統則隨著恆星數量的增加而呈指數性的減少。 例如，在 1999 年修訂的 Tokovinin 目錄中列出的物理聚星，728 個系統中有 551 個是三合星。但是因為選擇效應，我們在這些知識上的統計常是殘缺不全的, §2.。

由於前面提到在動力學上的不穩定，三合星通常都是階式模型：它們包含兩顆靠近的聯星對和一顆距離較遠的伴星。有著更多恆星的聚星系統也都是階式模型。目前所知最多的是六重星系統，例如北河二（雙子座 α），它是一對聯星以更遠的距離繞著另一對各自也是聯星的聯星系統。另一個六顆星的系統是 ADS 9731，它由兩對三合星組成，每一對都是伴隨著一顆單獨恆星在軌道上運轉的光譜聯星。

## 例子

### 聯星

* 天狼星：包含一顆 A - 型主序星和白矮星的聯星。
* 御夫座 ε：一組食雙星。

### 三合星

* 北極星：北極星是一組三合星，主星是靠得很近的一對聯星 — 近得在 2006 年被哈伯太空望遠鏡拍到之前只能從對主星的重力拖曳上察覺到。
* 半人馬座 α：是一組由兩顆黃矮星（半人馬座 αA 和半人馬座 αB）組成的聯星為主的三合星，另一顆遠離的紅矮星就是比鄰星。A 和 B 是物理聯星，在一個最近距離 11 天文單位，最遠距離 36 天文單位的離心軌道上互繞；比鄰星在非常遙遠的距離（～15,000 天文單位）與 A 和 B 互繞著。但是這個距離相較於其他的恆星仍是非常的近，也仍然受到 A 和 B 的引力拘束著。
* HD 188753 是位於天鵝座，距離地球 149 光年遠的三合星系統。這個系統由黃矮星 HD 188753 A、橙矮星 HD 188753 B、和紅矮星 HD 188753 C 組成；B 和 C 成一個集團以 156 天的週期互繞，A 的軌道週期則為 25.7 年。

### 四合星

* 五車二：由距離太陽系約 42 光年的一對紅矮星圍繞的一對巨星。它的視星等大約為 − 0.47，使五車二成為夜空中最亮的星星之一。
* 半人馬 4
* 開陽：曾經是被發現的第一對聯星在 1650 年就被喬瓦尼・巴蒂斯塔・里喬利發現,p. 1。但它在更早期就被貝內代托・卡斯泰利伽利略觀察到。之後，光譜學揭露，開陽 A 和開陽 B 本身也都是聯星。
* HD 98800
* 有行星 PH1 的克卜勒 - 64 系統：2012 年由行星獵人小組發現有行星（該小組是宇宙動物園的一部分)。圍繞四顆恆星中的兩顆恆星運行，是第一顆已知有行星的四重星系統。）
* KOI-2626 是第一個擁有地球大小行星的四重星系統。
* 天廩三（金牛座 ξ）：位於 222 光年外的是一顆光譜食四重星，由三顆藍白 B 型主序星和一顆 F 型星組成。其中兩顆恆星處於近距離軌道，每 7.15 天圍繞對方旋轉一圈，並以 145 天的週期圍繞第三顆恆星運行。第四顆恆星以大約 50 年的週期繞著這三顆恆恆星運行。

### 五重星

* 牛宿一（摩羯座 β）
* 參宿三（獵戶座 δ）
* HD 155448
* KIC 4150611
* 1SWASP J093010.78+533859.5

### 六重星

* 鳥喙四（杜鵑座 β）
* 北河二（雙子座 α））
* HD 139691（ADS 9731）
* 如果輔被認為是開陽的 一部分，則該系統可以視為是六重星系統。

### 七重星

* 天蠍座 ν
* 仙后座 AR

### 八重星

* 策。

## 相關條目

* 太陽系外行星
* 太陽系
* 聚星
* 行星系

## 註解

## 參考資料

## 外部連結

* NASA Astronomy Picture of the Day: Triple star system (11 September 2002)
* NASA Astronomy Picture of the Day: Alpha Centauri system (23 March 2003)
* Alpha Centauri, APOD, 2002 April 25 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* General news on triple star systems, TSN, 2008 April 22 網際網路檔案館的存檔，存檔日期 3 April 2019.
* The Double Star Library 網際網路檔案館的存檔，存檔日期 15 December 2008. is located at the U.S. Naval Observatory
* Naming New Extrasolar Planets （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）

### 單個試樣

* NASA Astronomy Picture of the Day: Triple star system (11 September 2002)
* NASA Astronomy Picture of the Day: Alpha Centauri system (23 March 2003)
* Alpha Centauri, APOD, 2002 April 25 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆星視差

**恆星視差**是天文學中因為恆星距離產生視差的效應。它是恆星際尺度的視差，經由天文測量學，視差可以直接測量出一顆恆星與地球的準確距離。它曾是天文學辯論了數百年的議題，但是因為太困難了，在 19 世紀初期才取得了最接近幾顆恆星的值。即使在 21 世紀，恆星視差的測量已經達到銀河系的尺度，但大多數的距離測量還是經由紅移的計算或是其它的方法。

視差通常是由地球在軌道上不同的位置，導致觀察到近距離的恆星相對於遙遠的天體移動到不同位置獲得的。經由觀察視差，測量角度和利用三角學，可以測量不同物體在空間中的距離，通常是恆星，但在太空中的其它天體也可以。

因為其它的恆星都非常遙遠，因此測量的角度都非常小，而且需要利用瘦三角形逼近，一個天體的距離 (以秒差距測量) 是視差值 (以角秒測量) 的倒數： $d(\mathrm {pc} )=1/p(\mathrm {arcsec} ).$

例如，比鄰星的距離是 1/0.7687=1.3009 秒差距（4.243 光年）。 天鵝座 61 是第一顆成功測量出恆星視差的恆星，是貝塞耳在 1838 年於柯尼斯堡天文台使用夫琅和費的量日儀測出的。

## 早期的理論和企圖

事實上，因為恆星視差非常小，因此一直未能觀測到 (直到 19 世紀)，並在近代史中被作為反對日心說的科學論據。很明顯的，如果星星的距離夠遠，從歐幾里得的幾何學是無法察覺的，但由於種種的原因，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恆星能夠相容，土星軌道和第八領域 (恆星) 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的主要反對者。

詹姆斯・布拉德雷在 1729 年首度嘗試測量恆星視差。他以望遠鏡證明恆星的運動是太微不足道的，但他發現了光行差、地軸的章動、和編輯了 3222 顆恆星的星表。

## 19 世紀和 20 世紀

恆星視差最常使用周年視差來測量，定義是從地球和太陽看見的恆星位置在角度上的差異，也就是一顆恆星在地球繞太陽軌道平均半徑對角上的差別。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間裡，通過地球在軌道上移動測量的恆星位置。周年視差的測量是第一個可靠的測量最接近的恆星距離的方法。第一次成功測量出的恆星視差是白塞耳在 1838 年使用量日儀測出的天鵝座 61。

由於測量上的困難，在 19 世紀結束時只有大約 60 顆的恆星視差被觀察到，而且多數都是使用動絲測微器。在 20 世紀初期，使用天文照相底片的天文攝影儀加速了這個過程。自動的底片量測和 1960 年代更精密的電腦技術使得星表的比對更有效率。 在 1980 年代，感光耦合元件 (CCD) 取代了照相底片，並且使不確定的因素減少到千分之一角秒。

恆星視差依然是校準其他測量方法的標準 (參見宇宙距離尺度)。基於恆星視差的距離計算需要很精確的測量地球到太陽的距離，現在是以雷達從行星表面的反射為基礎。

在這些計算中所涉及的角度都很小，因此很難衡量。最接近太陽的恆星 (因此這顆恆星有最大的視差)，比鄰星，的視差是 0.7687 ± 0.0003 角秒。這相當於從 5.3 公里之外觀察直徑 2 厘米大小物體的弦所形成的角。

## 太空天文測量學的視差

在 1989 年，依巴谷衛星發射的主要目的就是觀察近距離恆星的視差和自行，這種方法使可測量數量增加了 10 倍。即便如此，依巴谷衛星能測量出視差角的恆星距離也只能達到 1,600 光年，相較於銀河系的直徑只比 1% 多了一點。歐洲太空總署的蓋亞任務，於 2000 年推出，2013 年 3 月發射升空，能夠讓視差角的測量精確度達到 10 微秒 。在 2018 年釋出的資料中，能夠繪製出鄰近地球數萬光年內恆星 (與潛在行星) 的位置圖，將包括 10 億顆恆星的位置、視差、和自行，所有的恆星在紅色和藍色的光度資料都可接受正規的標準誤差。

## 其它基線

太陽在空間中的運動提供了更長的基線，可以增加測量視差的準確性，稱為長期視差。對於銀河盤面中的恆星，這相當於每年平均 4 天文單位的基線，對銀暈中的恆星是每年 40 天文單位。經過數十年，這個基線測量的視差數量極可以高於用傳統的地球 - 太陽距離基線測量視差。不過，因為其它恆星的相對速度是一個未知的不確定值，長期視差也引入了較高的不確定性。當應用在多恆星的樣本時可以減少不確定性，因為精確度反比於樣本數量大小的平方根 。

## 在天文學的其它視差

在天文學上其它項目的視差具有不同的意義，它們有光度視差法、分光視差和力學視差。

## 相關條目

* 自行
* 移動星團法
* 宇宙距離尺度

## 參考資料

## 延伸讀物

* Dyson, F. W. Measurement of the distances of the stars. The Observatory. 1915, **38**: 292. Bibcode:1915Obs....38..292D.
恆星誕生線

**恆星誕生線**是在赫羅圖上預測成為原恆星時，最初的質量－半徑線。在這個階段之前的原恆星仍被深埋在氣體和塵土的雲氣內，因此僅是輻射出紅外線的區域。當演化作用成稀薄的包層時，恆星成為可以看見的前主序帶天體，才能在赫羅圖上佔有一席之地。那些恆星初現位置的集合就稱為恆星誕生線。

它完全都在主序帶的右側。

這個名詞是在 1983 年由史蒂芬 W. 史塔勒首先提出並介紹的。 

恆星誕生線的位置與恆星結構、吸積率、和幾何形狀有關。這意味著，恆星誕生線的位置不能明確的界定，因此在上下文的關聯上，我們甚至可以稱之為**恆星誕生帶**。

## 參考資料
恆星質量

**恆星質量**是天文學家用來描述恆星的質量時所用的一個名詞，它通常是以太陽質量來列舉其它恆星與太陽的質量比較。例如天狼星質量大約是 2.02 太陽質量。恆星的質量會隨著恆星演化而不停的改變，因為恆星風的吹送或脈動的行為而拋出質量，或是從伴星獲得而增加質量。

## 性質

恆星通常是依據它們在演化過程中，當核融合的生命期結束時留存的質量來分類。質量少於 0.5 太陽質量的_非常低質量恆星_，不會進入漸近巨星分支 (AGB) 而會直接演化成白矮星。質量在 1.8-2.2 太陽質量 (獨立的結構) 的_低質量恆星_，會進入 AGB 並在那兒發展出簡併的氦核。_中等質量_經歷氦融合和發展出簡併的碳 - 氧核。_大質量恆星_的質量至少是 7-10 太陽質量，但也可能只有 5-6 太陽質量。這些恆星經歷碳融合，它們的生命將在核心塌縮的超新星爆炸下結束。這種恆星塌縮的結果會形成恆星質量黑洞等級的黑洞。

恆星的質量和半徑的組合，決定了恆星的表面重力。巨星的表面重力比主序星低很多，而簡併是相反的情況，像白矮星就是緻密天體。表面重力會影響恆星的光譜，強重力會造成吸收譜線的擴散。

## 範圍

已知質量最大的恆星之一是海山二，質量大約是太陽質量的 100-150 倍；它的壽命很短，大概最多只有數百萬年。對圓拱星團的研究認為在現今宇宙時代的恆星質量上限大約是 150 個太陽質量。這個限制的原因還不是很清楚，但這有一部分是因為愛丁頓光度，它定義了恆星在不將質量拋射至太空的狀態下，能穿越恆星大氣層的最大光度。然而，一顆在 RMC 136a 星團被稱為 R136a1 的恆星，被測量出質量為 265 個太陽質量，使這個限制出了問題。一個研究確認了 R136 的質量超過了 150 個太陽質量，可以經由大質量恆星的密接聯星系統碰撞和合併，提供一種方法迴避 150 個太陽質量的限制。

大爆炸之後誕生的第一批恆星質量可能都比較大，由於完全沒有比鋰更重的元素存在，可以達到 300 個太陽質量或者更大。這一代超大質量恆星，即第三星族星早已因極短的壽命而盡數滅絕。因此在如今的宇宙中，其存在本身也只是理論。

質量只有木星質量 93 倍的劍魚座 AB C，劍魚座 AB A 的伴星，是以知的恆星中，能在核心進行核融合反應的質量最低的恆星。理論上，與太陽有相似金屬量的恆星，能進行核融合反應的最低質量是 75 倍木星質量。 最近的研究認為，當金屬量很低時，恆星能進行核融合的質量是 8.3% 太陽質量，或是 87 倍木星質量。更小的天體稱為棕矮星，它們介於恆星和氣體巨行星之間的過渡地帶。

## 變化

目前，太陽正經由電磁能量的輻射損失質量，和經由太陽風拋射出物質。它每年大約排出 (2–3)×10-14 太陽質量 (M☉)。當太陽進入紅巨星階段時，損失的速率會增加，當他到達紅巨星分支頂端時會爬升到 (7–9)×10−14 M☉ y−1。在漸近巨星分支時上升至 10−6 M☉ y−1，當太陽演化成行星狀星雲時會達到最大速率的 10−5 to 10−4 M☉ y−1。當太陽成為簡併態的白矮星時，它將已經失去初始質量的 46%。

## 參考資料
恆星質量流失

**恆星質量流失**（Stellar mass loss）是在一些大質量恆星上觀測到的現象，在此一事件的發生機制會造成恆星大部分的質量被拋射出去；或是在聯星系統中的一顆恆星質量逐漸流失至它的伴星或是星際空間中。

## 原因

有多項因素可以造成巨星的質量大量流失，下面列出其中的一些：

* 聯星伴星的重力吸引，
* 日冕物質拋射 － 典型的事件，
* 提升到紅巨星或紅超巨星的狀態。

### 重力的質量流失

對在封閉軌道中的聯星，往往會因為潮汐力的作用使靠近質量中心的恆星，產生足夠的的拉力將氣體從另一顆恆星拉至它的伴星。這種效果在夥伴是白矮星、中子星或黑洞時會特別顯著。

### 質量拋射

某些類別的恆星，特別是質量巨大但膨脹的很大，對外圍上層氣體拘束力微弱的沃夫 - 瑞葉星。通常，像是太陽閃焰和日冕物質拋射的事件都有足夠強大的能量將一些外層的物質拋到太空中。

### 紅巨星質量流失

已經進入紅巨星階段的恆星在質量流失的速率上是惡名昭彰的。如上所述，重力對上層氣體的引力是微弱的，它們很容易因為劇烈的活動事件，像是開始於核心的氦閃，都會讓氣體進入太空中。在紅巨星生命的最後階段中，會帶來驚人的質量流失，恆星失去的外層會形成行星狀星雲。

## 相關條目

* 紅巨星
* 紅超巨星
* 日冕物質拋射
* 氦閃
* second ascension

## 外部連結

* Simulation of a Red Supergiant displaying instability and mass loss

## 參考資料

* Seeds, Michael A., _Astronomy: The Solar System and Beyond_, Brooks/Cole 2005
恆星質量黑洞

**恆星黑洞**（Stellar black hole）是一種大質量恆星（20 倍太陽質量，但其真實質量並未證實，而且也取決於其他變數）**引力坍塌**後所形成的黑洞，可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡，其質量是五至數十倍的太陽質量。目前已知質量最大的恆星黑洞是 15.65±1.45 倍太陽質量。另外，也有証據證明 IC 10 X-1 X-ray 是一個擁有 24 至 33 倍太陽質量的恆星黑洞。

根據廣義相對論，可以存在任何質量的黑洞。質量越少，形成黑洞所需的密度就越高（參看史瓦西半徑）。直至目前為止，還沒有發現任何可以製造少於 1 太陽質量的黑洞方法。但如果它們存在，它們極有可能是微黑洞。

恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星壽終正寢時，即所有能量耗盡後，引力坍塌是無可避免的事態。如果恆星的坍塌質量低於臨介值時，將會生成白矮星或中子星的緻密星。這些星體擁有最大的質量，所以，如果緻密星的質量超過此臨介值時，引力坍塌會繼續，以致出現引力奇異點，形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量，但估計也有 3 倍太陽質量。直至目前為止，質量最小的黑洞大約有 3.8 倍太陽質量。

另外，也有觀察証據證明有兩種質量比恆星黑洞更大的黑洞，它們是中介質量黑洞（位於球狀星團的中心）和超大質量黑洞（位於銀河系和活動星系核的中心）。

一個黑洞最多只能擁有以下三個特性：質量、電荷和角動量（旋轉）。所有自然生成的黑洞都會旋轉，但並沒有確實觀察旋轉狀況。恆星黑洞的旋轉是因為恆星的角動量守恆而造成的。

## X 射線聯星系統中的觀察質量

當物質從黑洞的伴星轉移至黑洞時，在聯星系統中的黑洞是可以觀測到的。掉落至緻密伴星的質量釋放出的能量是如此的巨大，使物質的溫度升高至數億度的高溫並輻射出 X 射線；因此可以用 X 射線觀察黑洞，而伴星可以用光學望遠鏡觀察。從黑洞和中子星釋放出來的能量有相同的數量級，使黑洞和中子星經常難以區分。

但是，中子星還有其他的特性。它們顯示出微差自轉，並且有磁場和呈現局部的爆炸現象（熱核爆炸）。每當這些特性被觀測到，就可以判斷密接聯星的伴星是中子星。

推導出的質量來自對緻密 X 射線源的觀測（結合 X 射線和可見光的資料），所有被辨認出為中子星的質量都在 3-5 倍的太陽質量，緻密伴星的質量在 5 倍太陽質量以上的系統都未顯露出中子星的特徵。結合這些事實，緻密伴星的質量在 5 倍太陽質量以上的越來越可能是黑洞。

值得注意的是，黑洞存在的證據不僅是從地球上觀測到的，也來自理論：在如此的聯星系統中，除了黑洞之外，沒有任何天體可以做為這個緻密伴星的天體。如果能直接觀察到一個微粒（或一個氣泡）墜落進入黑洞的軌道，就可以直接證明黑洞的存在。

## 恆星質量黑洞的候選者

我們的銀河系內有一些恆星質量黑洞的候選者 (BHCs)，它們比銀河中心區的大質量黑洞更靠近我們。這些候選者都是 X 射線聯星系統，緻密伴星經由吸積盤從它的夥伴獲得質量。這些可能黑洞的質量從 3 倍至 12 倍太陽質量。

## 相關條目

恆星質量黑洞候選者：

* 天鵝座 X-1
* LMC X-3
* A 0620-00
* SS 433

## 參考資料

## 外部連結

* Black hole diagrams （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆星距離列表

這份清單包含距離太陽系 6.13 秒差距（20 光年）內所有已知的恆星和棕矮星。除了太陽系之外，目前已知在這個距離內還有 94 個恆星系統。這些系統共包含 103 顆進行氫融合的恆星（其中 80 顆是紅矮星）、21 顆棕矮星和 6 顆白矮星。儘管這些天體相對而言都很接近地球，但是只有 22 顆的視星等小於 6.5 等，這意味著這些天體只有大約 21% 是可以用裸眼看見。除了太陽之外，只有三顆是明亮的 1 等星：南門二（半人馬座 α 星）、天狼星（大犬座 α 星）、和南河三（小犬座 α 星）。這些天體全部都位於銀河系獵戶臂的本地泡。

## 恆星距離表

## 近距離恆星圖

下圖是距離太陽在 14 光年以內的 32 顆恆星位置圖，雙星和三合星會以實際的數量推疊，但真實的位置是以最靠近中心平面的那一顆為準，顏色則與上面的表相對應。

 

## 相關條目

* 距離 20–25 光年的恆星列表
* 距離 25–30 光年的恆星列表
* 鄰近恆星資料
* 小說中的恆星和行星系
* 豪勇七蛟龍 (中子星)
* 遠日點最遠的太陽系天體列表
* 海王星外天體列表
* 星際旅行
* 最近的星系列表
* 鄰近系外行星列表
* 視差
* 近星研究會（RECONS - Research Consortium on Nearby Stars）
* 恆星
  * 恆星列表
  * **恆星距離列表**
  * 恆星亮度列表
  * 恆星光度列表
  * 巨大恆星列表
  * 巨大質量恆星列表
  * List of nearest bright stars

## 參考資料

## 外部連結

* "The 100 nearest star systems" （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, _Research Consortium on Nearby Stars_
* NStars database. Northern Arizona University. [2005-10-24]. （原始內容存檔於 2005-10-30）.
* Nemiroff, R.; Bonnell, J. (編). Map of the 25 nearest star systems. Astronomy Picture of the Day. NASA. March 18, 2001 [2005-10-24].
* Notable Nearby Stars. SolStation. [2005-10-24]. （原始內容存檔於 2016-03-21）.
* Cool stars in the solar Neighbourhood. D. Montes, UCM. [2005-11-14]. （原始內容存檔於 2012-09-29）.
* The dynamics of the closest stars （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Takeda, G.; E. B. Ford; A. Sills; F. A. Rasio; D. A. Fischer; J. A. Valenti. Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets II. Physical Properties of ~ 1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog. California & Carnegie Planet Search. 2006 [2006-10-13]. （原始內容存檔於 2016-03-03）.
* Nearest Stars 3D View （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Table 4 "The Census of Stars and Brown Dwarfs within 8 Parsecs of the Sun" in Kirkpatrick et al. (2012) _Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function_, http://arxiv.org/pdf/1205.2122v1.pdf （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* http://phl.upr.edu/projects/nearby-stars-catalog （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆星雲

**恆星雲**是銀河系內無數微弱星光的恆星所形成的現象。這些恆星離地球很遠，即使用望遠鏡觀測也不能把它們之間分開，因此，星光混成一片，像雲霧一樣。它們不是真的星團，但是以觀測者的觀點寧可稱它們為星團。這些披著雲氣的恆星並不是真的聚集在一起，只是出現在視線相近的方向上。目前最亮的恆星雲在人馬座和盾牌座兩星座之內。

## 參見

* 雙類星體
* 雙星
* 星座
* 星雲
恆星風

**星風**（英語：Stellar Wind）是恆星表面發出的物質流，是恆星質量流失的一種途徑。星風在所有恆星中普遍存在，但速度和強度有很大差異。

太陽發出的星風通常稱為太陽風，速度大約為每秒 200-300 公里，從冕洞吹出的太陽風速度則要快一些，大約每秒 700 公里。太陽通過星風損失質量的速率約為每年 10-14 倍太陽質量，在一生中通過星風大約會損失掉 0.01% 的質量，因此星風對其恆星演化的影響可以忽略不計。紅巨星星風的速度較低，大約為每秒 20-60 公里。但是由於其星風的密度很大，並且紅巨星的表面積很大，所以星風造成的質量損失可以達到每年 10-8-10-5 倍太陽質量。恆星的質量越小，星風損失質量的速率越小，對於太陽這樣的中小質量恆星的演化過程來說，星風造成的質量損失可以忽略不計。而對於大質量恆星，如沃爾夫 - 拉葉星，星風造成的質量損失率很大，在其一生中質量會發生明顯的變化，星風對其演化過程具有很重要的影響。

質量較小、溫度較低的恆星（此如太陽），星風是由於溫度很高的冕層發生壓力擴張造成的。對於質量較大、較「熱」的恆星，冕層的溫度和恆星表面差不多，這時星風主要是由輻射壓驅動的。

## 相關條目

* 太陽風
恆星黑洞

**恆星黑洞**（Stellar black hole）是一種大質量恆星（20 倍太陽質量，但其真實質量並未證實，而且也取決於其他變數）**引力坍塌**後所形成的黑洞，可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡，其質量是五至數十倍的太陽質量。目前已知質量最大的恆星黑洞是 15.65±1.45 倍太陽質量。另外，也有証據證明 IC 10 X-1 X-ray 是一個擁有 24 至 33 倍太陽質量的恆星黑洞。

根據廣義相對論，可以存在任何質量的黑洞。質量越少，形成黑洞所需的密度就越高（參看史瓦西半徑）。直至目前為止，還沒有發現任何可以製造少於 1 太陽質量的黑洞方法。但如果它們存在，它們極有可能是微黑洞。

恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星壽終正寢時，即所有能量耗盡後，引力坍塌是無可避免的事態。如果恆星的坍塌質量低於臨介值時，將會生成白矮星或中子星的緻密星。這些星體擁有最大的質量，所以，如果緻密星的質量超過此臨介值時，引力坍塌會繼續，以致出現引力奇異點，形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量，但估計也有 3 倍太陽質量。直至目前為止，質量最小的黑洞大約有 3.8 倍太陽質量。

另外，也有觀察証據證明有兩種質量比恆星黑洞更大的黑洞，它們是中介質量黑洞（位於球狀星團的中心）和超大質量黑洞（位於銀河系和活動星系核的中心）。

一個黑洞最多只能擁有以下三個特性：質量、電荷和角動量（旋轉）。所有自然生成的黑洞都會旋轉，但並沒有確實觀察旋轉狀況。恆星黑洞的旋轉是因為恆星的角動量守恆而造成的。

## X 射線聯星系統中的觀察質量

當物質從黑洞的伴星轉移至黑洞時，在聯星系統中的黑洞是可以觀測到的。掉落至緻密伴星的質量釋放出的能量是如此的巨大，使物質的溫度升高至數億度的高溫並輻射出 X 射線；因此可以用 X 射線觀察黑洞，而伴星可以用光學望遠鏡觀察。從黑洞和中子星釋放出來的能量有相同的數量級，使黑洞和中子星經常難以區分。

但是，中子星還有其他的特性。它們顯示出微差自轉，並且有磁場和呈現局部的爆炸現象（熱核爆炸）。每當這些特性被觀測到，就可以判斷密接聯星的伴星是中子星。

推導出的質量來自對緻密 X 射線源的觀測（結合 X 射線和可見光的資料），所有被辨認出為中子星的質量都在 3-5 倍的太陽質量，緻密伴星的質量在 5 倍太陽質量以上的系統都未顯露出中子星的特徵。結合這些事實，緻密伴星的質量在 5 倍太陽質量以上的越來越可能是黑洞。

值得注意的是，黑洞存在的證據不僅是從地球上觀測到的，也來自理論：在如此的聯星系統中，除了黑洞之外，沒有任何天體可以做為這個緻密伴星的天體。如果能直接觀察到一個微粒（或一個氣泡）墜落進入黑洞的軌道，就可以直接證明黑洞的存在。

## 恆星質量黑洞的候選者

我們的銀河系內有一些恆星質量黑洞的候選者 (BHCs)，它們比銀河中心區的大質量黑洞更靠近我們。這些候選者都是 X 射線聯星系統，緻密伴星經由吸積盤從它的夥伴獲得質量。這些可能黑洞的質量從 3 倍至 12 倍太陽質量。

## 相關條目

恆星質量黑洞候選者：

* 天鵝座 X-1
* LMC X-3
* A 0620-00
* SS 433

## 參考資料

## 外部連結

* Black hole diagrams （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆春_(大字)

**恆春**，是臺灣屏東縣恆春鎮的一個傳統地域名稱，也是全鎮行政中心所在地，位於該鎮中部。相較於今日行政區，其範圍大致包括城南里西北大半部、城北里東南大半部、城西里東南部、山腳里恆春城內部分。

## 歷史

台灣日治初期，恆春地區為一街庄，稱為「恆春街」，隸屬於宣化里。該街北與網沙庄為鄰，東、南、西三面被山腳庄圍住。

1901 年（日治明治三十四年）11 月，全台設置二十廳，該街隸屬於恆春廳。1909 年（明治四十二年）10 月，合併二十廳為十二廳，該街改隸屬於阿緱廳。1920 年（大正九年），廢十二廳改設五州二廳，該街改制為「恆春」大字，隸屬於高雄州恆春郡恆春街。

戰後恆春街改制為恆春鎮，隸屬於高雄縣，大字亦改制為里。1950 年高、屏分治，恆春鎮改隸屬於屏東縣。

## 聚落

本地區發展較早的聚落為恆春城內聚落，在日治期初期的官方地圖上已有記載。

## 交通

* 縣道 200 號

## 學校

* 恆春國中
* 恆春國小

## 景點

* 猴洞山

## 參考文獻
恆春丸

**恆春丸**（平假名：こうしゅんまる）是大阪商船的客貨船。

## 概要

大阪商船內台航路的客貨船，高雄丸型的二號船。1927 年（昭和 2 年）由橫濱船渠建造完成。服務於高雄─橫濱間，與同型的「高雄丸」相同，以運送台灣香蕉為主。1937 年（昭和 12 年）6 月 6 日在鹿兒島縣臥蛇島南端觸礁沉沒。
恆春公園

**猴洞山**，舊名**饗山**，是位於臺灣屏東縣恆春鎮恆春古城的隆起珊瑚礁，為臺灣清治時期恆春八景之一。

## 歷史

### 清治時期

猴洞山為高 20 公尺的珊瑚礁岩小丘，山上奇岩怪石矗立，周圍廣袤平坦，據稱原有野生猿猴棲息，故名。

在伊能嘉矩收集的汪金明〈恆春縣設置以前恆春地方情況〉手稿記載，此處原為琅嶠下十八番社的血祭地點。該社會將人首放在此丘，請女巫登此丘作饗。

牡丹社事件後，清廷敕令臺灣巡撫沈葆禎建恆春城，並置典史署為縣治所在。當時劉璈與夏獻綸來此探勘築城地點，發現此珊瑚礁岩處在一片平野中間，因此決定將此岩納在城中。風水考量是作為城的主山來引進龍脈。

知縣周有基選此處為恆春八景之一，題刻於三山國王廟旁的岩壁上，其中一句「千秋洞鑑封侯賞」，指的就是此城西隅的猴洞山。文人雅士紛紛到此聚會，加上附近又有三山國王廟、恆春天后宮、龍泉巖及福德祠等廟宇，使該處漸漸成為當時的文教、信仰中心。

《恆春縣志》中對猴洞山如此描述：「猴洞山，舊名做饗山，在縣城西門內，平地矗起，全山皆石。高百尺，周百丈，中斷而陘闊數尺，以板為橋。山之陽，濬兩池，如鳥之展翼。山顛建澄心亭、聽雨山房、瀛洲仙館、小屋數椽，今改為文廟，權供神牌，建櫺星門。」

### 日治時期

1895 年 2 月，乙未戰爭，日本第 2 師團步兵第 4 聯隊第 3 大隊占領恆春，設置本部於猴洞山以備鎮撫地方後，在恆春孔廟旁立碑（今稱「日軍攻陷恆春城紀念碑」），上刻：「明治二十七、八年之役，當大隊受恆春占領之命，二十八年十月三十一日搭勢德、福井兩船，十一月一日上陸車城之南，時賊兵約三百據手恆春，午前十一時開戰，賊兵統砲交發防戰最務而遂不能支，午後二時城全陷，爾後置本部於此廟以經營四方，因勒其大要永傳後世云爾。」

日本人在此成立公園，取名「恆春公園」，除保留原來的孔廟外，淨土真宗本願寺派恆春布教所設立其上。也被旅遊書列為來恆春旅行必去景點以及適合中秋節賞月之處，舉辦過如慶祝日俄戰爭的告捷會場地、歡迎後藤新平的大型慶祝會地點。在該時期，猴洞山的孔廟依然香火鼎盛，《恆春案內誌》作者室伏可堂以「美麗極め」來形容。1935 年，日本政府依《史蹟名勝天然紀念物保存法》，將恆春城列為國指定史蹟及天然物保存名單，加以保護。

蘆溝橋事變隔年，立有藉以募捐的兵器整備紀念之碑。除此碑與上述的日軍攻陷恆春城紀念碑外，還有忠魂碑、日本統治臺灣最南端界碑等。

二次世界大戰時，孔廟於盟軍空襲行動中遭毀。

### 戰後時期

此地曾淪為垃圾場，部分地區亦曾為軍方營區。林金源於擔任鎮長時進行整建規劃工程，並因該地曾立有許多碑牌而將其改名為「**石牌公園**」，為臺灣唯一的市區珊瑚礁公園。但因軍營長期占居於園內，大眾休閒空間大幅縮減，有時還會看到官兵晾曬衣服的情景。

2008 年，該地因《海角七號》成為熱門景點，很多遊客想前來尋訪臺灣最南端界碑，但當地文史工作者念吉成只在忠魂碑右下方找到其殘餘之水泥基樁。現今，該地僅存兵器整備紀念之碑與忠魂碑。

歷任恆春鎮長都想遷走營區，但官方均以無經費、無土地興建新大樓拒絕，直到鎮長葉明順爭取 7000 多萬元，在山腳里尋到一塊公有地代建新大樓，海巡署南區巡防局第六三岸巡大隊才在 2013 年遷走。營區遷走後，屏東縣政府初步計畫將此文化景觀區的範圍劃定為零・六公頃，包含周邊的天后宮、恆春保安宮等廟宇，欲以《文化資產保存法》納入管理，卻引起民代及居民抗議，憂心扼殺周邊的觀光發展。

2015 年，當地城西里長蔡芬芳說此處近年雜木乏人整理、加上設施破損，夜間常成為不肖份子聚集的治安盲點，還擔憂外縣市登革熱疫情發酵，希望鎮公所整理後完整呈現公園原貌，讓更多遊客到訪。

## 參考文獻
恆春公學校

**屏東縣恆春鎮恆春國民小學**，簡稱**恆春國小**，是位於屏東縣恆春鎮北門路的公立國民小學，創立於 1900 年，為屏東縣的百年老校之一。

## 歷史

恆春國小前身為恆春國語傳習所，設立於 1896 年（明治 29 年）7 月 1 日，校址位於恆春城內城隍廟，並設立豬朥束分教場（今滿州國小）。1900 年（明治 33 年）10 月 1 日，廢除恆春國語傳習所，於原址改設為恆春公學校。豬朥束分教場獨立為豬朥束國語傳習所。

1903 年（明治 36 年）9 月 1 日，附設小學科供日本子弟就讀。1904 年 2 月，本校因學生增加而空間不足，在城隍廟後方（東北側）開始興建新校舍。
1905 年（明治 38 年）1 月 15 日，舉行新校舍落成典禮。同年 7 月，附設小學科改為鳳山尋常高等小學校恆春分教場，其後於 1908 年獨立為恆春尋常高等小學校，並於 1911 年遷至舊恆春廳舍倉庫。（該校於 1945 年 2 月遭盟軍炸毀）

1921 年（大正 10 年）4 月，本校改稱為恆春第一公學校，並增設二年制簡易農校。次年 4 月，廢除簡易農校並改設二年制高等科。1923 年（大正 12 年）5 月，設立墾丁寮分教場（今墾丁國小）。

1933 年（昭和 8 年），因校舍不足且校地太小無法興建運動場，故在城南 300 番地（今恆春國中校址）開始興建新校舍及運動場。完工後本校校址遷至該處。1941 年（昭和 16 年），改制為恆春第一國民學校。1943 年（昭和 18 年）4 月，墾丁寮分教場獨立設校。

第二次世界大戰日本戰敗後，國民政府接收臺灣。1945 年 12 月，陳敏夫奉命接收本校並擔任校長。1950 年（民國 39 年）10 月 1 日，改稱為屏東縣恆春國民學校。

1953 年（民國 42 年），恆春初級中學（今屏東縣立恆春國民中學）因需增設高中部而校地不足，與本地交換校地，本校因而遷至該處，即原恆春尋常高等小學校校址。

1968 年（民國 57 年）8 月 1 日實施九年國民教育，校名改為屏東縣立恆春國民小學，以迄於今。

1979 年（民國 68 年），因學生增加而校地不足，政府撥交北門陸軍營地以便興建新校舍。1980 年（民國 69 年），本校遷至完工後的新校舍，即為現址。

## 歷任校長

### 日治時期

日治時期歷任校長如下：

### 民國時期

民國時期歷任校長接任如下：

## 參考文獻

## 外部連結

* 恆春國小官網 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆春兮

**恆春兮**（1971 年 —），本名**鄭志文**，是臺灣聲音藝術工作者，出生於高雄市鼓山區哈瑪星。其錄音作品為以臺語為主之短篇、仿廣播形式作品，內容多為諷刺社會、政治時事，以幽默有趣的方式呈現。

恆春兮本業為機車行老闆，在高雄市前鎮區崗山東街經營「大元機車行」。1995 年起，恆春兮開始參與電台脫口秀節目，首次主持節目為蕃薯之聲地下廣播電台「蕃薯有夠俗」。

恆春兮至今已出版「工商服務」系列等三張唱片，版稅分別捐給慈濟基金會、台東基督教醫院及家扶基金會等公益團體。

## 作品

* 《工商服務第 1 輯》，角頭文化，2001 年 1 月出版。
* 《工商服務第 2 輯》，角頭文化，2002 年 4 月出版。
* 《工商服務第 3 輯》，角頭文化，2004 年 3 月出版。
* 《軍教男兒》（聲音演出、旁白企劃）。

## 外部連結

* YouTube 上的恆春兮頻道
* YouTube 上的恆春兮工商服務官方 MV 播放列表
* 恆春兮：我就是個機車行老闆 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館），中華文化總會《FOUNTAIN 新活水》雜誌，2021 年 12 月 16 日
恆春區

**恆春郡**為台灣日治時期的行政區劃之一。該郡隸屬高雄州。

恆春郡役所設於恆春街。恆春郡管轄恆春街、車城庄、滿州庄及不設街庄的蕃地。恆春郡轄域即今屏東縣恆春鎮、車城鄉、滿州鄉、牡丹鄉等地。

臺灣著名電影《海角七號》在劇中虛擬「恆春郡海角 7 番地」之地名。但事實上恆春郡下之街、庄皆無「海角」大字。

## 統計

## 後續發展

1945 年 3 月重慶國民政府通過之台灣接管計劃綱要地方政制中，將恆春郡與潮州郡合併為恆春縣，為該地方政制的 30 個縣之一。

1945 年 10 月，因台灣省行政長官公署認為該政制不符實際，因此「台灣接管計劃地方政制」並未實施，僅將**州廳－郡－街、庄**改稱**縣－區－鎮、鄉**，恆春郡改制為**恆春區**。1950 年，高雄縣轄恆春區、潮州區、東港區、屏東區與省轄之屏東市合併為屏東縣，並撤銷區署。

## 參考文獻與網站

* 施亞軒，《台灣的行政區變遷》，2003 年，台北，遠足文化出版社。
* 台灣接管綱要專題研究報告 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 內政部
恆春半島

**恆春半島**位於臺灣屏東縣，因恆春鎮得名，是臺灣全島最南處。恆春半島三面環海，西臨臺灣海峽，南為巴士海峽，東鄰太平洋，唯有半島北端是與臺灣本島銜接，故有海洋水氣調節，且半島地形高度多數低於 800 公尺，乃為中央山脈陡降所賜而使海風可輕易越過，特此環境因素有別於臺灣本島。恆春半島亦為旅遊勝地，以墾丁國家公園著稱，但由於該地之地理位置與地形，而常受到颱風與落山風之侵擾。

## 範圍

西以枋寮為界，經林邊溪上游（力里溪至依山），沿著大武山的東坡面（檜木林分布的潛在界限，即中海拔植群的下限）往東，至知本溪順溪至知本。

### 所屬行政區

狹義恆春半島範圍為屏東縣的獅子鄉、枋山鄉、車城鄉、恆春鎮、滿州鄉、牡丹鄉，廣義恆春半島範圍含臺東縣的太麻里鄉、金峰鄉、大武鄉、達仁鄉。

## 地理

**地質**

恆春半島位於菲律賓海板塊與歐亞大陸板塊交界處，處複雜的構造環境，以恆春斷層為界分成兩個地質構造單元：

* 恆春斷層東側之中央山脈： 晚中新世深海濁流沉積岩，石門層為主，上新世 - 更新世之墾丁傾瀉層與恆春石灰岩於其之上。
* 恆春斷層西側的恆春西台地，上新世 - 更新世之淺海環境的砂頁岩與石灰岩，馬鞍山層與現代沖積層為主。

**水文**

## 交通

### 大眾運輸

**航空**

* 恆春航空站（五里亭機場），因為落山風問題而常關閉。

**鐵路**

* 南迴線
* 恆春線（計畫中）

**公路客運：**

* 對外聯絡：負責此區域對外主要的客運服務有屏東客運、高雄客運、國光客運所聯營的公路客運，每天 24 小時提供旅客往返高雄與墾丁之間。
* 區內交通：本區內的交通主要由屏東客運提供服務，其中在恆春站並有墾丁街車，提供遊客往來恆春半島各景點的旅遊服務。

### 道路設施

* 臺 1 線：屏鵝公路（屏東～楓港）
* 臺 9 線：南迴公路
* 臺 26 線：旭海～南田路段尚未通行。
* 縣道 199 號
  * 縣道 199 甲線
* 縣道 200 號
  * 縣道 200 甲線

## 旅遊景點

* 四重溪
* 墾丁國家公園
* 阿朗壹古道
* 旭海溫泉
* 佳樂水
* 港仔大沙漠
* 南仁湖
* 七孔瀑布

## 參考資料

## 外部連結
恆春半插花

**恆春半插花**（學名：_Hemigraphis primulifolia_）是爵床科半柱花屬的植物。分布於台灣島、印度尼西亞、菲律賓等地，目前尚未由人工引種栽培。

## 別名

報春半插花

## 參考文獻
恆春厚殼樹

**恆春厚殼樹**（學名：_**Ehretia resinosa**_），又名**臺灣厚殼樹**，為紫草科厚殼樹屬下的一種落葉小喬木或灌木，分佈於臺灣高雄及恆春半島、菲律賓，木心材入藥有破瘀生新的功效。樹皮則可收斂止瀉。

## 參考文獻

* 台湾厚壳树 _Ehretia resinosa_Hance. 中國植物物種信息數據庫。昆明：中科院昆明植物研究所. [2013-01-17]. （原始內容存檔於 2016-03-05）. （簡體中文）
* 恆春厚殼樹 _Ehretia resinosa_ Hance, 1880. 臺灣物種名錄。臺灣：中央研究院生物多樣性研究中心. [2013-01-24] （中文（臺灣））.

## 擴展閱讀
恆春古城

**恆春縣城**，是位於臺灣屏東縣恆春鎮的一座城池，是清朝在牡丹社事件之後所設的恆春縣縣治所在，始動工興建於光緒元年十月十八日（1875 年 11 月 15 日），光緒五年七月十五日（1879 年 9 月 1 日）落成，是臺灣現存城池之中唯一保存所有城門的一座。

該城的遺跡在日治時期的昭和十年（1935 年）12 月 5 日被指定史蹟名勝天然紀念物之一，戰後則在民國七十四年（1985 年）8 月 19 日公告為臺閩地區二級古蹟，後改為國定古蹟。

## 沿革

恆春地區舊稱琅𤩝，原屬鳳山縣管轄，但實際上鳳山縣對此處的管轄能力有限。羅發號事件與牡丹社事件後，沈葆楨於同治十三年（1874 年）六月奉令來臺處理海防與善後事宜，而在該年十二月初一時他命臺灣道夏獻綸、浙江候補道劉璈前往琅𤩝探查，後來沈葆楨本人也在十二月十三日親自探查，之後在十二月二十三日上奏，其奏摺中提到認為可依照夏、劉之見選定「車城南十五里之猴洞」為縣治，並打算由「素習堪輿家言」的劉璈處理築城事宜，又謹擬縣名為「恆春」。

/ 恆春縣城在隔年，即光緒元年十月十八日（1875 年 11 月 15 日）動工，經費由國庫支應，但仍動員嘉義縣、臺灣縣、鳳山縣的仕紳前往督造，後於光緒五年七月十五日（1879 年 9 月 1 日）落成。

日治時期，恆春縣城在明治四十一年（1908 年）受颱風侵襲而受創，而後在昭和十年（1935 年）12 月 5 日被指定為臺灣史蹟名勝天然紀念物之一。二次大戰中，恆春古城也受戰火波及而受損，之後在民國四十八年（1959 年）碰上地震再次受創；後來又因為開闢道路等因素，使得東門段的城垣在民國五十二年（1963 年）及民國五十七年（1968 年）先後遭拆除。

民國六十八年（1979 年），恆春古城遺跡被列暫定一級古蹟，而屏東縣政府也在同年接受交通部觀光局補助下重建南門城樓；而在民國七十二年（1983 年）又重建東門城樓，但因整建過程中有缺失，民國七十四年（1985 年）公告時降為二級古蹟。而重建的兩個城樓中，東門城樓在民國八十七年（1998 年）因遭白蟻蛀蝕又再次傾圮。

## 風水

《恆春縣志》中記載說恆春古城的四周有山，分別為三臺山、龍鑾山、虎頭山與西屏山，在風水上被視為玄武 (北)、青龍 (東)、白虎 (西)、朱雀 (南)，而三臺山為主山。又城內的猴洞山為龍脈所在，為廟宇集中地。

## 城池設計

* * * *

恆春古城周長有 880 丈（約 2600 公尺），城基厚 2 丈、而外牆高有 1 丈 4 尺 5 寸，內牆則高 1 丈 3 尺 4 寸，牆寬 1 丈 6 尺，設有四門，除南門有「明都門」之稱，其餘三門僅稱東門、北門、西門。城門外有壕溝，於城門處設有橋梁，而各個城門之間設有砲臺。而在城裡有縣署、典史署、文廟、同善公所、天后宮、風神廟、城隍廟、福德祠、三山國王廟、白龍庵、五龍君王廟、觀音廟等設施。又光緒四年（1878 年）知縣黃延昭曾在城內挖掘五口水井，分別位在大街、縣署西轅門、風神廟前、縣署後與南門:77。

古城裡較為熱鬧的地區在西南部，主要街道有縣前街、西門街、打鐵街、南門街、客人街、東門街、北門街與土地公街等等。

 

## 圖片集

* * *

## 註釋

## 參考來源

## 外部連結

* 墾丁國家公園 —— 恆春古城與鵝鑾鼻燈塔 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 【台灣，你好！】空拍鷹眼系列 - 2015/7/28 屏東恆春古城 卷一 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 遊恆春城西門與老街 - 建城往事細說從頭 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆春吻鰕虎

**恆春吻鰕虎**，為條鰭魚綱鰕虎亞目鰕虎科的其中一種

## 分布

本魚僅分布於臺灣恆春地區。

## 特徵

本魚體延長，圓鈍而後方側扁，頭大，吻部寬鈍，雄魚吻部明顯長於雌魚，眼小而高。口裂大，向後斜下延伸至眼前緣垂線下方，體被櫛鱗，頰部及鰓蓋皆裸出，背鰭 2 個，雄魚第一背鰭以第二或第三棘最長，略延長呈絲狀，尾鰭圓形。體色黃棕色或褐色，體側各鱗片基部有一深色斑，雄魚多呈紅褐色，雌魚體側中央，有一列深色點紋，延伸至尾部。雄魚則在頰部及鰓蓋散部暗紅色斑點，尾鰭外緣橘紅色，體長可達 4.5 公分。

## 生態

本魚棲息在石礫底質的河川，屬底棲性魚類，肉食性。

## 經濟利用

可食用或當觀賞魚。

## 參考文獻

* Froese, R. & Pauly, D. (eds.) (2011). _Rhinogobius henchuenensis_. _FishBase_. Version 2011-12.

## 擴展閱讀
恆春地震

**恆春地震**可以指：

1. 1959 年恆春地震
2. 2006 年恆春地震
恆春城

**恆春縣城**，是位於臺灣屏東縣恆春鎮的一座城池，是清朝在牡丹社事件之後所設的恆春縣縣治所在，始動工興建於光緒元年十月十八日（1875 年 11 月 15 日），光緒五年七月十五日（1879 年 9 月 1 日）落成，是臺灣現存城池之中唯一保存所有城門的一座。

該城的遺跡在日治時期的昭和十年（1935 年）12 月 5 日被指定史蹟名勝天然紀念物之一，戰後則在民國七十四年（1985 年）8 月 19 日公告為臺閩地區二級古蹟，後改為國定古蹟。

## 沿革

恆春地區舊稱琅𤩝，原屬鳳山縣管轄，但實際上鳳山縣對此處的管轄能力有限。羅發號事件與牡丹社事件後，沈葆楨於同治十三年（1874 年）六月奉令來臺處理海防與善後事宜，而在該年十二月初一時他命臺灣道夏獻綸、浙江候補道劉璈前往琅𤩝探查，後來沈葆楨本人也在十二月十三日親自探查，之後在十二月二十三日上奏，其奏摺中提到認為可依照夏、劉之見選定「車城南十五里之猴洞」為縣治，並打算由「素習堪輿家言」的劉璈處理築城事宜，又謹擬縣名為「恆春」。

/ 恆春縣城在隔年，即光緒元年十月十八日（1875 年 11 月 15 日）動工，經費由國庫支應，但仍動員嘉義縣、臺灣縣、鳳山縣的仕紳前往督造，後於光緒五年七月十五日（1879 年 9 月 1 日）落成。

日治時期，恆春縣城在明治四十一年（1908 年）受颱風侵襲而受創，而後在昭和十年（1935 年）12 月 5 日被指定為臺灣史蹟名勝天然紀念物之一。二次大戰中，恆春古城也受戰火波及而受損，之後在民國四十八年（1959 年）碰上地震再次受創；後來又因為開闢道路等因素，使得東門段的城垣在民國五十二年（1963 年）及民國五十七年（1968 年）先後遭拆除。

民國六十八年（1979 年），恆春古城遺跡被列暫定一級古蹟，而屏東縣政府也在同年接受交通部觀光局補助下重建南門城樓；而在民國七十二年（1983 年）又重建東門城樓，但因整建過程中有缺失，民國七十四年（1985 年）公告時降為二級古蹟。而重建的兩個城樓中，東門城樓在民國八十七年（1998 年）因遭白蟻蛀蝕又再次傾圮。

## 風水

《恆春縣志》中記載說恆春古城的四周有山，分別為三臺山、龍鑾山、虎頭山與西屏山，在風水上被視為玄武 (北)、青龍 (東)、白虎 (西)、朱雀 (南)，而三臺山為主山。又城內的猴洞山為龍脈所在，為廟宇集中地。

## 城池設計

* * * *

恆春古城周長有 880 丈（約 2600 公尺），城基厚 2 丈、而外牆高有 1 丈 4 尺 5 寸，內牆則高 1 丈 3 尺 4 寸，牆寬 1 丈 6 尺，設有四門，除南門有「明都門」之稱，其餘三門僅稱東門、北門、西門。城門外有壕溝，於城門處設有橋梁，而各個城門之間設有砲臺。而在城裡有縣署、典史署、文廟、同善公所、天后宮、風神廟、城隍廟、福德祠、三山國王廟、白龍庵、五龍君王廟、觀音廟等設施。又光緒四年（1878 年）知縣黃延昭曾在城內挖掘五口水井，分別位在大街、縣署西轅門、風神廟前、縣署後與南門:77。

古城裡較為熱鬧的地區在西南部，主要街道有縣前街、西門街、打鐵街、南門街、客人街、東門街、北門街與土地公街等等。

 

## 圖片集

* * *

## 註釋

## 參考來源

## 外部連結

* 墾丁國家公園 —— 恆春古城與鵝鑾鼻燈塔 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 【台灣，你好！】空拍鷹眼系列 - 2015/7/28 屏東恆春古城 卷一 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 遊恆春城西門與老街 - 建城往事細說從頭 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
恆春大地震

**恆春地震**可以指：

1. 1959 年恆春地震
2. 2006 年恆春地震
恆春大蓼

**屏東鐵線蓮**（學名：_**Clematis akoensis**_）為毛茛科鐵線蓮屬下台灣特有種，分佈於恆春半島及台東縣南部低海拔 800 公尺以下地區，林緣向陽處。其俗名有大渡氏女萎、大渡氏牡丹藤、大渡氏鐵線蓮、恆春大蓼、長萼女萎、阿猴仙人草等。花期為 11 月 - 2 月、果期為 12 - 三月。

## 命名

此種由 Hayata 於 1911 年命名。

種小名 akoensis 為屏東之意，取自屏東市古地名阿猴，該地原為平埔族阿猴社聚落。其他種小名為 akoensis 者尚有屏東鐵莧 (_Acalypha akoensis_)、屏東朝顏 (_Argyreia akoensis_)、屏東木薑子 (_Litsea akoensis_)、內苳子 (_Lindera akoensis_) 等。

學名在台灣曾出現多種異名使用分別為:

_Clematis owatarii_ Hayata, Materials for a flora of Formosa 17. 1911.  (Mat. Fl. Formos.)

_Clematis dolichosepala_ Hayata, Icones Plantarum Formosanarum 3: 1. 1913.  (Icon. Pl. Formos., 台灣植物圖譜)

_Clematis owatarii_ Hayata var. _dolichosepala_ (Hayata) C. H. Hsiao, J. Forst. Chiayi Inst. Agr. 8: 54. 1979.  (嘉義農專學報)

## 形態

在台灣有的鐵線蓮屬中種間鑑定特徵為：攀緣藤本；葉柄基部不癒合亦不膨大；小葉尖端鈍；小葉尖端無尖凸。

### 莖

多年生木質藤本，成熟時呈暗紅色、具溝槽、無毛。

### 葉

羽狀複葉，葉柄卷鬚，小葉 5，有時 3，2.2-7.4 厘米長，1.5-5.4 厘米寬，三角形或闊橢圓形，先端鈍，疏鋸齒緣，稀全緣，光滑，5 出脈。

### 花

聚繖花序，有時單花腋生，花直徑 35-75 毫米，白粉色，萼片常 6；花絲多數，新鮮時藍色。

### 果

果 4.0-4.8 厘米長，瘦果長 5-8 毫米，狹卵形或橢圓形，橫向壓縮，黃棕色或紅棕色，具白色茸毛。

## 園藝

屏東鐵線蓮雖然在野外分布的族群數量不多，但作為台灣原生種鐵線蓮中少數具有藍色花絲的種類，屏東鐵線蓮因此受到廣大園藝栽培者的喜愛，已有種苗業者大量繁殖做為園藝作物販售。

## 參考文獻

## 擴展閱讀
恆春姬春蟬

**恆春姬春蟬**（學名：_**Euterpnosia koshunensis**_）為蟬科姬春蟬屬下的一個種，曾有 5 月於屏東恆春地區出現之紀錄（加藤正世，Kato），公蟬體長約 23 公釐（0.91 英寸），母蟬體長約 17 公釐（0.67 英寸），體態特徵類似太平姬春蟬但體型較小，額唇基具黑色中紋，第 8 腹節具白粉，臺灣特有種。

## 參考來源

**文獻**

* Allen F. Sanborn. _Catalogue of the Cicadoidea (Hemiptera: Auchenorrhyncha)_. Elsevier. 31 October 2013 [2013]. ISBN 978-0-12-416638-7 （英語）.
* 陳振祥。張蕙芬，編. 《台灣賞蟬圖鑑》（A field guide of cicadas in Taiwan）. 臺北市：天下遠見出版. 2007-06-29 [2007]. ISBN 978-986-417-958-9 （中文）. （繁體中文）

**引用**

陳振祥 2007，第 95 頁

 維基共享資源上的相關多媒體資源：恆春姬春蟬
恆春山苦藚

**恆春山苦藚**（學名：_**Pterocypsela × mansuensis**_）為菊科刺果菊屬下的一個種。

## 參考文獻
恆春山茶

**恆春山茶**（學名：_**Camellia hengchunensis**_）為茶科茶屬下的一個種。

## 參考文獻

## 擴展閱讀
恆春工商

**國立恆春高級工商職業學校**（英語：National Heng-Chun Industrial & Commercial Vocational High School），簡稱為**恆春工商**、**恆商**，是一所位於臺灣屏東縣恆春鎮的國立高級中等學校，是臺灣最南端的高中。

## 簡介

該校源於屏東縣立恆春中學（現址為屏東縣立恆春國民中學），1955 年九月台灣省政府教育廳命屏東縣立恆春初級中學（今屏東縣立恆春國民中學）於原校增設高中部一班，為首屆縣立高中伊始。民國 44 年 (1955) 招收高中部新生，47 年 (1958) 第一屆畢業生僅 24 名，當時高中部招生至 56 學年度，前後十三屆的畢業生約六、七百名。

民國 57 年 (1968) 臺灣省政府為配合中央實施九年國民教育之推動，全省增設 11 所高中，恆春工商為屏東縣唯一增設之高中；當年二月，由省立潮州高中校長童家駒先生籌備臺灣省立恆春高級中學，辦事處設於潮州高中，收購土地八甲興建校舍；同年八月學校遷現址（恆南路 38 號），並奉准掛牌名「臺灣省立恆春高級中學」，臺灣省政府教育廳派李鳳書先生任首任遷校校長。

## 歷任校長

### 改制前

### 改制後

* 1968 年：首任校長李鳳書先生。
* 1977 年：第二任校長曾建順先生。
* 1982 年：第三任校長張振業先生。
* 1986 年：第四任校長丁履準先生。
* 1991 年：第五任校長陳芳良先生。
* 1994 年：第六任校長林耕年先生。
* 1996 年：第七任校長邱連治先生。
* 2004 年：第八任校長李恆霖先生。
* 2012 年：第九任校長陳琨義先生。
* 2018 年：第十任校長蔡俊彥先生。

## 校歌

陟彼虎嶺 雲樹蒼蒼 瞻彼瀛海 大風泱泱 
山憑臨海 恆春之鄉 巍巍黌舍 文化梯航 
莘莘學子 弦歌一堂 六藝敷教 四維並張 
篤志力行 進步無疆 還期致用 為國棟梁 

## 教學單位

* 普通科
* 電機科
* 電子科
* 餐飲管理科
* 資料處理科
* 觀光科
* 資訊科
* 餐飲技術科
* 綜合職能科

## 外部連結

* 國立恆春工商網站（繁體中文）
恆春庄

**恆春街**，為 1920 年－1945 年間存在之行政區，轄屬高雄州恆春郡。今屏東縣恆春鎮。

## 街庄原名

原屬

* 宣化里之恆春街、山腳庄、鼻仔頭庄、網紗庄
* 仁壽里之虎頭山庄、貓子坑庄
* 德和里之龍泉水庄、槺榔林庄、大樹房庄、水泉庄、大平頂庄
* 至厚里之鵞鑾鼻庄

## 行政區劃

恆春街轄域內分為**恆春**、**山腳**、**鼻子頭**、**網紗**、**虎頭山**、**貓子坑**、**龍泉水**、**槺榔林**、**大樹房**、**水泉**、**大平頂**、**鵞鑾鼻**十二個大字。

1920 年－1940 年間為恆春庄，1940 年改制為恆春街。

**大平頂**大字下有「上大平頂」、「下大平頂」小字名，**鵞鑾鼻**大字下有「鵞鑾鼻」、「墾丁寮」、「大坂埒」小字名。

## 人口

## 交通

* 恆春飛行場（恆春機場）

## 官公署

* 恆春郡役所
* 恆春街役場
* 恆春測候所（恆春氣象站）
* 恆春郵便局
  * 鵝鑾鼻出張所
* 臺南地方法院恆春出張所
* 臺灣總督府營林所恆春出張所
* 臺灣總督府林業試驗所恆春出張所
* 臺灣總督府農業試驗所恆春種畜支所
* 交通局鵝鑾鼻燈塔
* 交通局鵝鑾鼻無線電信局（1937 年 4 月撤廢）
* 專賣局恆春出張所（1929 年 3 月撤廢）
* 高雄海軍通信隊鵝鑾鼻分遣隊
* 恆春郡公會堂

## 教育

* 恆春尋常高等小學校→恆春國民學校
* 恆春第一公學校→恆春第一國民學校（恆春國小）
* 恆春第一公學校墾丁寮分教場→鵝鑾鼻分教場→恆春第四國民學校（墾丁國小）
* 恆春第二公學校→恆春第二國民學校（水泉國小龍泉分校）
* 恆春第三國民學校（太平國小）

## 產業

* 恆春信用購買販賣利用組合（恆春鎮農會前身）
* 臺灣製糖株式會社恆春製糖所（恆春糖廠）
* 臺灣纖維株式會社恆春出張所
* 恆春電氣株式會社（1940 年併入臺灣電力株式會社）
* 恆春製冰合資會社
* 日本水產株式會社恆春捕鯨場
* 大阪商船株式會社恆春營業所
* 南海自動車株式會社恆春營業所
* 高雄州自動車運輸株式會社恆春營業所
* 台灣運輸株式會社恆春營業所
* 恆春劇場
* 海軍慰安所

## 神社

* 恆春神社
* 鵝鑾鼻社

## 名勝舊跡

* 恆春城
* 恆春公園
* 龜仔用水源地
* 墾丁寮石器時代遺跡
* 貓鼻頭（可遙望七星岩、小琉球嶼）
* 帆船石
* 大坂埒

**天然紀念物**

* 熱帶性海岸原生林（1935 年 12 月指定）
* 毛柿及榕樹林（1937 年 12 月指定）
* 儒艮（1933 年 12 月指定）

## 參考來源
恆春廳

**恆春廳**（日語：恒春庁〔恆春廳〕／こうしゅんちょう _Kōshon chō_ \*/?) 為臺灣日治時期行政區劃之一，設立於 1901 至 1909 年間，其東、西、南三面環海，東北至阿塱衛溪，北至四重溪，廳治設於恆春街，下轄枋山、蚊蟀兩支廳。其範圍為現今的屏東縣恆春鎮、車城鄉、滿州鄉、枋山鄉。

## 沿革

該廳設立於明治三十四年（1901 年）5 月 1 日，是將恆春辦務署從臺南縣分劃出來而成。同年 11 月 11 日臺灣總督府認為「總督府－縣廳－辦務署」的三級制度在行政事務上欠缺靈活，而廢止「三縣四廳」制改為「二十廳」制，恆春廳即為二十廳之一。1904 年 5 月 1 日，恆春廳實施街庄整併，整併為 1 街 31 庄。明治四十二年（1909 年）10 月 25 日，臺灣總督府將原有之二十廳合為十二廳，恆春廳廢止，併入阿緱廳。

## 行政區劃

## 歷任廳長

#### 附註

## 人口

恆春廳於 1905 年底之現住人口計有 19,626 人，其中本島人 19,171 人，內地人 437 人，外國人 18 人。當時人口大於一千人之街庄如下：

* 恆春街：1,329 人
* 大平庄：1,561 人
* 鵝鑾鼻庄：1,221 人
* 射麻裡庄：1,083 人
* 車城庄：1,795 人
* 楓港庄：1,091 人

## 參考來源
恆春撫墾局

**恆春撫墾局**為台灣撫墾局轄下的地方分支單位，成立於 1886 年的台灣清治時期末，為恆春半島地區山地行政的權責機關。另外，局裡設委員、通事、醫生、教讀、剃頭匠等人員。

## 參考文獻

施雅軒，《台灣的行政區變遷》，2003 年，台北，遠足文化公司。
恆春文化中心

**恆春文化中心**是位於屏東縣恆春鎮興建中的藝文場館，由第一階段的民謠館和第二階段的劇場館組成，將成為台灣最南端的文化中心。

## 介紹

文化中心總面積 8650 平方公尺（約為 2616 坪），由劇場館和民謠館組成，由王銘顯建築師事務所和團紀彥建築師合作設計。第一階段的民謠館，為地下 1 層地上 3 層的建築，規劃有民謠展示空間、聲音博物館、民謠傳習教室及 1 萬冊圖書閱覽空間，興建工程已於 2021 年 11 月 18 日舉行動土典禮，預計 2023 年完工。

第二階段的劇場館，為地下 1 層地上 5 層的建築，規劃有 670 個座位演藝廳、200 席視聽會議室和相關演出排練空間，還包含餐廳、商場等商業服務空間。

## 周邊

* 恆春社會福利綜合館

 

 

 

## 參考資料

## 外部連結
恆春斷層

**恆春斷層**（英語：**Hengchun Fault**），屬於逆斷層，呈北北西走向，由屏東縣車城鄉海口向南延伸至恆春鎮南灣，長約 16 公里。

## 概要

恆春半島乃歐亞大陸板塊隱沒至菲律賓海板塊而形成之增積岩體，恆春谷地中有 E 斷層 (恆春斷層) 與 M 斷層兩個主要斷層存在。恆春斷層近恆春谷地東緣，具地形崖特徵，屬逆衝斷層。

## 總結與評估

恆春西台地北段相對於恆春半島的抬升速率大於 10 公厘 / 年，顯示恆春西台地的傾斜作用仍持續中，研判在恆春半島西側海域中應存在一逆移斷層，造成恆春西台地的傾斜，以及恆春谷地的相對下陷。由近期的大地測量資料顯示，恆春斷層兩側位移速率並未有明顯的差異，而近期恆春半島的地表變形則明顯受到 2006 年外海地震的影響。

恆春斷層截切晚期更新世的石灰岩層，暫列第二類活動斷層。

## 參考資料
恆春桑寄生

**恆春桑寄生**（學名：_**Taxillus pseudochinensis**_）為桑寄生科鈍果桑寄生屬下的一個種。

## 參考文獻

## 擴展閱讀
恆春楨楠

**恆春楨楠**（學名：_**Machilus obovatifolia**_）為樟科楠屬下的一個種。

## 參考文獻

## 擴展閱讀
恆春機場

**恆春機場**（IATA 代碼：HCN；ICAO 代碼：RCKW），為臺灣民航機場之一，位於臺灣屏東縣恆春鎮，由交通部民用航空局恆春航空站管理，以飛行國內航線為主，為臺灣本島最南端、亦為最小型的機場。因機場地處恆春古城北方之五里亭，因此也有以地名稱之，名為「**五里亭機場**」。受限落山風等不良條件，自 2015 年起已無任何班機起降。

## 歷史

恆春機場於台灣日治時期稱為「恆春飛行場」，依照中華民國國軍二戰後接受資料為 1943 年 8 月落成啟用，但依據日治時期的《飛行機隊戰闘行動調書》顯示，恆春飛行場應於 1941 年就存在。

2000 年 3 月發包將軍用機場改建為民用機場，2003 年 12 月 29 日竣工，於 2004 年 1 月 12 日啟用。共投資新台幣 6 億多元完成。立榮航空、復興航空、華信航空開辦臺北松山航線，華信航空亦開辦臺中航線。

但是恆春機場原始設計是雙跑道運行，主風向跑道正對落山風，現為陸軍航空特戰指揮部龍勤營區與航空站之聯絡道，當初的雨季風向跑道擴建後為目前使用民航跑道。受地形氣候影響，恆春半島每年 10 月到隔年 4 月盛行落山風，跑道方向導致落山風成為是標準的側風，因交通部民用航空局規定 ATR 機型在本機場最大側風限制為 10KT，冬季常超過標準造成班機無法起降，客人相繼流失。恆春機場平均每年虧損約新台幣 6,000 萬元。華信航空臺中航線在恆春機場一星期內採不定時停飛。2007 年 8 月 10 日復興航空、華信航空停飛臺北航線。2012 年 10 月交通部民用航空局表示，已經考慮將此機場關閉。

2019 年 5 月 28 日，立榮航空正式停飛松山飛往恆春航班，至此恆春機場已完全沒有定期航班飛航。

## 利用情況

恆春機場位於恆春古城北方之五里亭，距墾丁僅十五分鐘車程，以地理位置來說確實可以大幅節省往返墾丁的時間，每週有 2 班次（週二、四）往來台北。然而冬季常因落山風關閉，或改降高雄國際機場，在第二條跑道完工前，實用性很低，且因為使用率過低，被譏為只能養蚊子的「蚊子機場」。近日已有廢除恆春機場的要求。

除定期旅客航線外，自 2006 年 6 月起亦有民間公司開行直升機觀光路線，遊程約十餘分鐘，但已停止此服務。

航空業人士表示，恆春機場因離到場程序需經過第三核能發電廠限航區，萬一起降過程單發失效怕無法避開限航區，為高風險機場，不願意飛行。超輕型飛機業者則估計，恆春機場每年無法正常起降的時間，可能超過半年以上。

若能開闢第二跑道，則可以讓恆春機場實用化，但開闢第二跑道不但經費龐大，而且使用第二跑道起降也有跑道兩頭又面臨山脈造成起降困難的問題。

2004 年台北－恆春航線載客數有 2 萬 3,000 多人次，但之後就一路下滑，2006 年為 1 萬 1,000 多人次，到 2011 年只有 2,448 人次，約開航第 1 年的 1/10。
2014 年台北－恆春航線載客數首次降至千人以下，全年才 768 人次，2014 年 8 月只飛了兩班，載了 21 人次，2014 年 9 月至 2019 年 1 月近 53 個月航班數及載客人數為零。

2017 年 8 月，安捷飛航訓練中心由總機師從台東機場搭載兩名教官，沿著海岸線飛行，在半小時內抵達恆春機場，除了測試越野飛行程序起降，機場塔台及消防人員都配合演練，為近三年來首度有搭載人員的民航訓練機起降。

2020 年 9 月 21 日，屏東縣政府試辦恆春機場包機計畫，由菲律賓白金航空首度試飛。

## 改善計畫

恆春航空站 2014 年一整年載量只有 700 人，環境幾近蚊子館，民航局正進行活化機場計畫，屏東縣政府爭取要將恆春機場升格為國際機場，吸納港、澳及中國、韓國及日本遊客。
目前到墾丁的香港、澳門遊客很多，多是飛抵小港機場，但小港機場有宵禁，因此，縣府將評估恆春機場直飛港、澳的經濟效益，另外，以恆春為軸心，4 小時航程的城市也將進行評估，包括中國大陸的上海及北京、韓國首爾、日本的東京、大阪及神戶。但恆春機場本身已因多次落山風的關係影響國內航班起降，能否開拓國際航線就更是疑問，因此屏東縣政府的評估計畫亦被認為不切實際。

2019 年 3 月 31 日，屏東縣政府追加「恆春航空站改善中長期計畫」，提出四帖長期調理藥方，包含延續國際包機計畫、升格為屏東恆春國際機場、請民航局規劃設計中長期裝設儀器降落系統（ILS）、延長既有跑道、增設側風跑道等，能讓恆春機場起死回生。立委鍾佳濱認為，一是跑道長度延長，能讓不受側風影響的大型飛機起降，二是調整跑道方向避免落山風，但這都得交給專業評估，安全最重要，得先談適航性，也就是硬體條件改變，再來談市場性。

2022 年 7 月 22 日，因恆春直航菲律賓包機計畫受到 COVID-19 疫情影響一直無下文，導致存廢爭議仍舊未歇，屏東縣政府藉此舉辦空中嘉年華，以兩人座輕航機俯瞰恆春半島。

## 交通資訊

* **台鐵恆春線**（規劃中）
  * 五里亭（恆春航空站）

## 參考文獻

* 臺閩地區民航運輸各機場營運量－按機場分（月資料，當月及累月） (PDF). 交通部民用航空局. 2015-07-23 [2015-08-18]. （原始內容 (PDF) 存檔於 2015-09-23）.
* 兩年多沒飛機飛的恆春機場　竟要變國際機場。蘋果日報. 2016-12-24 [2016-12-24]. （原始內容存檔於 2017-08-27）.
* 《三年來頭一遭》恆春航空站 民航訓練機起降。自由時報. 2017-08-18 [2017-08-18]. （原始內容存檔於 2020-02-16）.

## 外部連結

* 恆春航空站 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（繁體中文）（英文）