KELT-9b是天鹅座中的一颗行星，距离地球650光年。它的主恒星体积是太阳的3.5倍，气温高达9897℃，是太阳(5600℃)的2倍。由于KELT-9b离其主恒星非常近，公转周期只有1.5天，因此星球上的气温也很高，气温高达4327℃。是迄今为止最热的行星。ELT-9b和木星一样，是一颗气态巨行星。体积比木星大3倍，但密度只有木星的一半。它公转时发着光，有条彗星似的尾巴，因为其实它一直在蒸发。

开普勒1625b1卫星
美国天文学家首次发现强有力证据，表明太阳系外也存在“月球”——围绕行星的卫星。它距地球约8000光年，围绕一个巨大的气态行星旋转。
他们在一颗名叫开普勒-1625b行星（Kepler-1625b）附近，发现一颗系外卫星（EXOMOON），这很可能是人类已知的第一颗太阳系外卫星。
目前已知的开普勒-1625恒星系统中：
开普勒-1625恒星，是个跟太阳差不多的黄矮星，质量要比太阳大一点；
开普勒-1625b行星，是一颗足有6个地球半径大的气态巨行星；
开普勒-1625b1卫星，跟海王星差不多大小。

开普勒37b（Kepler-37b）是一颗位于天琴座的太阳系外行星，母恒星是开普勒37。该行星发现至今是最小的系外行星，质量只稍大于月球。开普勒37b和相同行星系的另外两颗行星开普勒37c、开普勒37d一起被开普勒太空望远镜以观测凌星现象的方式发现。为了得知该行星的精确体积，天文学家利用声波量测以比较它和母恒星的体积。这个方式就是星震学的应用，而开普勒37是至今以星震学观测的最小恒星，这些研究允许天文学家量测行星体积时可以得到极高的精确度。开普勒37b自发现至今是太阳系外体积最小的行星。NASA 艾姆斯研究中心的天文学家杰克·乔纳森·利斯奥尔称开普勒37b的发现代表有许多类似的体积小的系外行星存在。开普勒37b距离地球210光年，体积稍大于月球，直径3865千米。NASA 称该行星很可能没有大气层，无法让生命存在。此外，该行星最可能由岩石组成。因为开普勒37b是系统中最靠近母恒星的行星，它的轨道周期约13个地球日。并且这样的距离让它表面的平均温度估计约700 K（425 °C）。

美国宇航局的罗西(Rossi X-ray Timing Explorer，RXTE)在记录到这一恒星系统发出的“心跳”脉动，这一恒星系统到地球的距离。研究人员认为这一名为IGR J17091-3624的恒星系统是一个双星系统，其中一颗是正常恒星，而另一颗成员则是一个黑洞。这个黑洞系统包含一个拥有14倍太阳质量的黑洞，它不断发出具有非常精确特定模式的X射线辐射，脉冲的持续时间从数秒到数小时不等。相比之下，这次观测到的黑洞脉动信号要比之前那个案例要暗弱20倍，并且其脉动信号周期重复的时间也要比前者快8倍左右，最短持续时间仅5秒左右。（图片仅供参考）

指在宇宙空间中不绕转恒星运动却符合行星标准的天体，经过天文学家十多年的研究搜寻后，加拿大蒙特利尔的科学家们于近日发现了一颗“无家可归”的行星。这颗星球被命名为CFBDSIR2149。经过天文学家十多年的研究搜寻后，加拿大蒙特利尔的科学家们于近日发现了一颗“无家可归”的行星。这颗星球被命名为CFBDSIR2149。体积为木星的7倍。与其他行星不同，它没有自己的行驶轨道，不绕任何一颗恒星运行，也不受任何重力影响。 据信，此星球是剑鱼座AB移动星群的组成部分。该星群由约30颗年轻的恒星组成。对于这一发现，蒙特利尔的科学家咨询了法国同行们的意见，并且还研究了加拿大-法国-夏威夷望远镜和欧洲南部天文台巨大望远镜观测到的相关数据。他们认为，这个孤独的星球可能是另一个星体在形成过程中脱落下来的一部分。科学家们希望，该星球的发现将有助于天文学家对自由坠落行星和外星球进行更加深入的研究。而同时，它的存在也证明了这样一种理论，即这种太空中的“孤独”星球并不罕见，它们的存在要比科学家们预计的更为普遍。蒙特利尔大学的天体物理学家艾蒂安·阿迪盖说：“尽管理论学家推断宇宙中应存在这种温度极低的年轻星球，但此前从来没有人发现过这样的天体……我们观测了数亿颗恒星和行星，但我们只发现了这么一颗无家可归的‘孤独’行星……（整个寻找过程）就像是大海捞针。”该大学物理学博士生乔纳森·盖聂表示：“过去几年中，我们找到过几颗类似的天体，但我们无法确定它们的年龄，因此我们无法确定是把它们归类为行星，还是褐矮星。”行星是围绕太阳或其他恒星运行的质量不超过木星的较大天体。而褐矮星是构成方式类似恒星、但质量不够大、不足以在核心点燃聚变反应的气态天体，其质量在恒星与行星之间。

一位在黑暗宇宙中徘徊了多年的奇客，已来到距地球不远处。
在距离我们大约只有20光年远的银河系中，有一颗十分怪异的行星。这颗行星没有宿主恒星，却有比地球强400万倍的磁场。不仅如此，它还“自带光环“，能够产生极为壮观的极光。
这颗行星名为SIMP J01365663+0933473，2016年就已被发现，当时人们以为它是一颗褐矮星（一种未能“点燃”的恒星）。但后来的研究结果表明，SIMP J01365663+0933473的质量虽然是木星的12.7倍，但半径只有木星的1.2倍，应该算是一颗行星。
SIMP J01365663+0933473的世界是一个酷热的世界，表面温度在825°C以上，几乎是金星的两倍。金星的热量大部分来自太阳，而SIMP J01365663+0933473并没有太阳。所以它的热，是从其形成时期遗留下来的“余热”。
天文学家还发现，SIMP J01365663+0933473拥有一个极强的磁场。木星的磁场强度是地球的2万倍，而它的磁场强度是地球的400万倍。
强磁场给SIMP J01365663+0933473带上了“光环”。带电粒子沿磁力线加速落入行星两极大气，与气体原子碰撞，形成了五彩斑斓的极光。研究人员通过Karl G. Jansky甚大射电望远镜阵列，侦测到了这些极光产生的射电波。
落入地球大气的带电粒子来自太阳，落入木星大气的带电粒子主要来自木星的卫星——木卫一的喷发物质。鉴于SIMP J01365663+0933473是一颗流浪行星，没有太阳，因此天文学家推测，它应该有卫星。
SIMP J01365663+0933473这位奇客的到来，对于天文学家来说很有意义。一方面天文学家可以通过它来研究系外行星的磁场特点；另一方面它也让天文学家有了一种新的方法，即通过检测极光产生的射电波，来识别和侦测系外行星，包括那些没有主星、来历不明的流浪者。

僵尸行星，是北落师门β的另一个昵称，是一颗巨大的外来行星，质量大约是木星的3倍。它是首颗在可见光下能直接拍摄成像的外来行星。该行星环绕着尘埃包裹的恒星北落师门运行，后者位于距离地球25光年的南鱼座。自2008年首次观测到它的存在，科学家对它的后续研究表明这颗行星其实只是巨大的尘埃云。2012年10月科学家将这颗行星取绰号为“僵尸行星”，因为它似乎是从学术界的坟墓里忽然冒出来的。当新的观测证明在这个自由漂浮的尘埃云内存在一个行星轨道时，北落师门 β的行星状态又成了新的谜。对这个怪异行星系统的最新观测表明，环绕北落师门β周围的尘埃残骸还比之前预想的要宽得多。这个残骸带跨越了恒星附近225亿千米至321亿千米范围。

蓝离散星是球状星团中常见的位于主序“折项点”蓝边的恒星。蓝离散星因为其特殊的观测特征受到越来越多的关注。这类星与标准的恒星演化理论不符，同时因为它们亮而蓝，几颗蓝离散星可以极大地改变一个星团的积分光谱特性，所以在星族和星团研究中非常重要，而它们的形成途径对其观测特征起着关键性作用。关于蓝离散星的解释有很多种，主要分为单星论和多星相互作用论。现在看来，单星的“返老还童”不太可能，只有多星相互作用更有可能。主要有两种解释模型：恒星碰撞和物质传输。1：恒星碰撞：两颗恒星的合并只会创造出一颗质量更大的恒星，这颗恒星的表面温度会比同年龄的恒星更热和更亮。如果这种理论是正确的，则蓝离散星就不会成为恒星演化理论上的问题，合并后的恒星在核心会有更多的氢，使它的行为像较年轻的恒星。有证据支持这种看法，在星团内蓝离散星的数量明显的与恒星的密集度有关，越密集处的术量越多，特别是在球状星团的核心区域。因为在单位体积内的恒星数目越多，碰撞和密接的机会越高，而星团内确实比其他区域更容易发生。检验这种假说的一种方法是研究蓝离散星中的脉动变星。在星震学中，合并的恒星在脉动上的特性会与一般的恒星有所不同，或许可以测量出其间的差异。尽管在拥挤的区域中经常能找到小光度振幅的蓝离散星，然而，在缺乏明显的蓝离散脉动星下，脉动的测量是非常困难的。2：物质传输：由一颗大质量星和一颗小质量星组成的双星系统，大质量星先演化成为超巨星并充满它的洛希半径（双星的允许半径），这样就成了一对半相接双星，红巨星给没有演化的小星传送物质，小型的质量变大，同时温度增高（变蓝），光度增高，成为看似“掉队”的蓝离散星。最近的研究显示蓝离散星的碳和氧比附近区域的其他恒星要少，这意味著一颗恒星的变热和变蓝是从轨道上的另一颗恒星攫取物质所导致的；而质量被窃取的恒星会使得原本在深层含有较多碳和氧等重元素的区域被暴露在表面。蓝离散星的自转迅速，通常都在太阳的75倍以上，质量也是星团中其他成员的2-3倍。2011.5.25：在银河系 充满恒星 的 古老核球区，NASA哈勃太空望远镜的 锐眼已经发现了罕见的 古怪恒星 ——蓝离散星 。这是我们首次在我们星 系 的 核球区发现此类天体。蓝离散星 的 名称是因为它们看似在演化上远远落后于周围的 老年恒星 （按通常的 演化序列，这样的 蓝色恒星 早该变成白矮星 或中子星 了）。本发现是2006年一项为期7天的 哈勃巡天项目的 副产品——人马座天窗凌星 系 外行星 搜索（SWEEPS）项目。哈勃凝视离我们2.6万光年的 拥挤的 银河核心区，获得了18万颗恒星 的 光度变化信息

矮新星，或双子座U型变星是激变变星的一种，是有来自伴星的物质推积的吸积盘和白矮星的联星系统。它们与传统的新星相似，虽然都有白矮星周期性的爆发介入，但是机制是不同的：传统的新星是因为累积的氢融合和爆发，而矮新星是因为吸积盘的不稳定。当盘中的气体达到临界温度时，会造成黏滞性的改变，导致盘的崩溃而坠落至白矮星上，释放出大量的重力位能。一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。矮新星在许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发,光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅较小,一般不超过6个星等。爆发平均周期较短，约10～200天不等。有两类矮新星:一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，目前已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小,平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。统计研究表明，矮新星的平均变幅ΔmV和平均爆发周期P之间存在如下关系：ΔmV=0.4+1.85lgP（P以天计）。这一关系也适合于再发新星,历史上曾用它预报了北冕座T星的再发。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明,爆发时随着亮度的增加,由食引起的变光深度越来越浅,食的开始时间越来越早,持续时间越来越长。光度极小时(正常阶段)，矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可以认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。这同新星的爆发是由于壳层抛射，因而有效光球面积增大致使光度突增是不一样的。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。有人认为矮新星是大熊座W型密近双星演化的产物,但对此争议很大。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。

共生星是包含气体星云，并由一颗高温白矮星或亚矮星或主序星吸积红巨星子星所丢失物质的长周期不接或半接双星，以同时呈现高温和低温光谱为其主要观测特征。共生星双星是一颗有强大星风物质损失的红巨星与一颗早型热星组成的特殊双星系统。由于早型热星在充满红巨星的星风物质的空间中环绕运行，可以产生P—Cygni型谱线，通过对P—Cygni型谱线的理论分析可以精确测定共生星双星的星风物质损失率。国际上比较有代表意义的一些共生星双星的工作，其中的方法几乎都是近十年中发展起来的。同时，在谱线形成计算中考虑了较多的因素，如氢—氦混合气体的多能级跃迁问题、轨道运动引起的密度非径向分布问题等，并在轨道形状方面做了一些简化。反映了共生星双星谱线形成关键的周期性相位变化的特征，取得了比较满意的结果，对这个方法存在的问题和改进方向进行了一些简要讨论，此外，还在线性化分离法求解Non－LTE大气模型中所做的工作。 共生星双星的星风物质损失率的测定赵定烽博士研究生（中国科学院云南天文台昆明650011）摘要共生星双星是一颗有强大星风物质损失的红巨星与一颗早型热星组成的特殊双星系统。

耀星是指一种变星，它的亮度常有不可预测的巨大变化，有时在几分钟内的改变会大于几个星等以上，并持续几分钟到几小时后又慢慢复原，这种亮度变化的原因是来自于恒星表面色球层上大规模的耀斑爆发造成的，变化的光谱范围很宽，跨无线电波到x光。在太阳也能观测到这种耀斑，只是能量规模没有那么大。一类特殊变星。典型星是鲸鱼UV，故又称鲸鱼UV型星。主要特点是亮度有时在几分钟甚至几秒钟内突然增加十分之几至几个星等，个别的可达10等，而亮度下降稍慢，经过几分钟至几十分钟才回复到正常状态。光学、射电和X射线联合观测表明：X射线耀亮的时间间隔最短，射电耀亮最长，耀亮开始时刻射电波段最早，X射线波段最迟。耀亮的频数与耀星的光度有关，光度越小耀亮越频繁。耀亮是年轻恒星所特有的现象，虽然与太阳耀斑有相似之处，但规模要大得多。

南河三B类型：白矮星视星等：10.7绝对星等：13.0光度：太阳的万分之五河南三B是一颗暗淡的白矮星，与河南三A的距离大约为16天文单位，相当于太阳到天王星的距离

有人吗？更新居然没人看

超超新星，质量为太阳质量8~25倍的恒星会因引力坍缩而最终发生超新星爆发，遗留下一颗中子星。研究表明，如果是质量更大的恒星，它们则会以形成黑洞而终结其一生。这种形成黑洞的爆发是宇宙中规模最大的超新星爆发，叫做“超超新星”（hypernova)。极超新星的能量极大，可瞬间摧毁生命，恒星也会受到破坏。恒星内部形成黑洞，导致恒星毁灭关于这种极超新星，如今还有不少不清楚的地方，仍在继续研究之中。极超新星是质量超过太阳质量25倍的恒星所发生的一种超新星爆发，其亮度是质量为太阳质量8~25倍的恒星的超新星爆发的10倍。能量质量超过太阳质量25倍的恒星发生超新星爆发的一种情形。它们的亮度比普通超新星还要大，为后者的10倍。理论研究预言，极超新星会发出强烈γ射线，即产生“γ射线暴”。10光年内生命可无一幸免，据研究，地球生物以前可能因为极超新星的伽马射线暴造成大量灭绝。理论研究表明，质量超过太阳质量25倍的恒星在发生引力坍缩时，其内部会形成黑洞。如果这种黑洞作高速旋转，被吸入的恒星物质会形成圆盘，喷出强大的喷流，冲破恒星，称为大爆发。

暗超新星，指的是在恒星内部形成的黑洞只缓慢的旋转，这是，恒星内部虽然也会喷出微弱的喷流，但恒星物质几乎全部被吸入黑洞。这种爆发称为“暗超新星”(faint supernova)。根据理论分析，质量为太阳质量140~300倍的恒星很不稳定，最后会发生爆发，什么也不会留下。不过，迄今尚未观测到过这样的恒星。

碳星是大气层内的碳比氧多，类似红巨星 (偶尔是红矮星) 的晚期星。这两种元素在恒星大气的上层结合，形成一氧化碳，消耗掉大气中所有的氧，只留下自由的碳原子和其他的碳结合，使得恒星充满了像"煤灰"的大气层， 而观测人员看见的则是醒目的红色。通常碳星是一些温度只有2500-3500K的红巨星，但碳星并不是仅仅只有红色恒星组成，一些AGB后期逐渐向蓝色端演化的恒星也可以是碳星，比如北冕座R，这个恒星的表面温度就达约6500K.碳星目前的质量不高，但这是由于碳星通过恒星风损失了大量物质的关系。碳星的前身星通常是比太阳重数倍的中大型恒星。碳星已经演化到了恒星的末期阶段，经过了这个阶段它将逐渐抛出自己的全部壳层，向着白矮星演化。在光谱上，这类恒星 [1] 的特征非常明显，因此早在1860年就被安吉洛·西奇在早期的天文分光学上标示出来。在一般的恒星 （像太阳的恒星） ，大气中的氧含量都比碳多。著名的碳星有猎犬座Y和天兔座R（欣德的红星）。

人马座A*（Sagittarius A*，简写为Sgr A*）是位于银心一个非常光亮及致密的无线电波源，大约每11分钟自转一圈，属于人马座A的一部分，位于人马座A西星的中心位置。人马座A*很有可能是离我们最近的超重黑洞的所在，因此也被认为是研究黑洞物理的最佳目标。多个研究队都尝试利用甚长基线干涉仪（VLBI）以无线电频谱拍摄人马座A*的成像。以现今最高解像的量度（即波长1.3毫米），人马座A*约有37微角分的大小。按距离26000光年来计算，人马座A*的直径为4400万公里。地球与太阳的距离约为1亿5千万公里；而水星最接近太阳的距离则为4600万公里。若人马座A*正正座落在黑洞的中央，其大小会因重力透镜效应而被放大。根据广义相对论，若以4百万太阳质量的黑洞来比较，人马座A*的可观测大小最少也是该黑洞史瓦西半径的5.2倍。但是4百万太阳质量的黑洞约有52微角分，以人马座A*的37微角分来看，其大小明显大了很多，所以相信人马座A*的放射源并非在洞的中心，而是在周边接近事件视界的光亮点，有可能是在吸积盤或由吸积盤喷出的相对论性喷流。人马座A*的质量估计为431 ± 38万、或410 ± 60万太阳质量。设这些质量被限制在4400万公里直径的球体内，其密度将会比以往估计的高出10倍。尽管可能有其他理论能解释这种质量及大小，但人马座A*萎缩成一个超重黑洞的时间应比银河系的寿命短。现时所见的并非黑洞本身，但观测纪录显示应有一个黑洞位於人马座A*附近。所探测到的无线电波及红外线能量，乃是从掉入黑洞时被加热至几百万度的气体及尘埃 所发出。黑洞本身相信只会发出霍金辐射。

行星状星云实质上是一些垂死的恒星抛出的尘埃和气体壳，直径一般在一光年左右。由质量小于太阳十倍的恒星在其演化的末期，其核心的氢燃料耗尽后，不断向外抛射的物质构成。行星状星云是指外形呈圆盘状或环状的并且带有暗弱延伸视面的星云，属于发射星云的一种。在望远镜中看去，它具有像天王星和海王星那样略带绿色而有明晰边缘的圆面。 行星状星云呈圆形、扁圆形或环形，有些与大行星很相像，因而得名。1777年，威廉·赫歇尔发现这类天体后，称它们为行星状星云。用大望远镜观察显示出行星状星云有纤维、斑点、气流和小弧等复杂结构。它们主要分布在银道面附近，受到星际消光的影响，大量的行星状星云被暗星云遮蔽而难以观测，其中央部分有一个很小的核心，是温度很高的中心星。行星状星云的气壳在膨胀，速度为每秒10公里到50公里。其化学组成和恒星差不多，质量一般在0.1到1个太阳质量之间，密度在每立方厘米100到10，000个原子[离子]之间，温度为6000K到10，000K，中心星的温度高达30，000K以上。星云吸收它发出的强紫外辐射通行星状星云过级联跃迁过程转化为可见光.据估计，行星状星云的寿命平均约为30，000年左右。这类星云出现，象征着恒星已到晚年。在银河系存在期间[大约10--100亿年]，将近有10亿到100亿个恒星，经历过行星状星云阶段。因此，这种天体很可能是一种普遍存在的天体。银河系中大部分恒星，很可能都要经过行星状星云而后才"死亡"。根据太阳附近的分布密度(约每千立方秒差距三十到五十个)估计，整个银河系中应该有四五万个，观测到的只是其中很小的一部分。这类星云与弥漫星云在性质上完全不同，它们是如太阳差不多质量的恒星演化到晚期，核反应停止后，走向死亡时的产物。这类星云的体积在膨胀之中，最后气体逐渐扩散消失于星际空间，仅留下一个中央白矮星。在行星状星云的中央，都有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星。这是正在演化成白矮星的恒星。著名的行星状星云有天琴座环状星云等。河外星系中也发现了大量的行星状星云，如仙女座星系中就已发现300多个行星状星云；大麦哲伦星系中发现400多个行星状星云；小麦哲伦星系中发现200多个行星状星云。

开普勒-16b是由美国宇航局开普勒探测器观测到一颗巨大行星环绕一对恒星，这一颗环绕两颗恒星运行的行星，这意味着它将像塔图因行星一样，天空中出现两颗太阳。这颗行星被命名为Kepler-16(AB)-b，从它的卫星角度观测这颗行星前方有两颗恒星，它环绕着两颗恒星运行，定期有规律地出现光线昏暗。当两颗恒星彼此环绕时，也出现被遮挡形成的日食现象。总之，通过开普勒探测器的观测可使科学家精确地计算出这三颗星体的质量、半径和运行轨迹。这颗奇特行星环绕两颗恒星运行一周大约229个地球日，Kepler-16A和Kepler-16B恒星的质量分别为太阳的69%和20%。这两颗恒星彼此距离很近，平均仅为地日距离的五分之一，这比水星和太阳之间的距离更近。两颗开普勒恒星彼此环绕一周的时间大约41个地球日。环绕两颗恒星运行的行星叫做“环双星行星(circumbinary planets)”，两颗恒星在空间运行轨道环绕的一点叫做“多体质心(barycenter)”，研究人员在多体质心位置发现它们的轨道出现轻微变化，表明行星的存在导致两颗恒星出现潮汐效应。Kepler-16(AB)-b行星是科学家探测到直接出现在恒星前方的第一颗行星，可短暂时昏暗恒星的光线。由于这颗行星与两颗恒星几乎同处于一个平面，研究人员认为它们形成于同一个灰尘气体盘。

巨蟹座55e是一颗环绕着巨蟹座55A的太阳系外行星，大小是海王星的51%，直径达2.55万公里，质量和密度分别是地球的8.63倍和2倍，是至2012年为止发现的密度最大的固态行星，表面温度接近2700摄氏度。距离地球距离相当近，为40.2±0.4光年。 2016年2月，欧洲太空总署发布巨蟹座55e图片。根据从NASA斯皮策红外望远镜的对该行星两年期观测数据显示，两年中该行星温度变化幅度就达3倍之多，表面温度从1000摄氏度变为2700摄氏度，变化相当之快。