一、引力最强的星体

黑洞。

二、简介

1、概念
黑洞是现代广义相对论中，存在于宇宙空间中的一种天体。黑洞的引力极其强大，使得视界内的逃逸速度大于光速。故而，“黑洞是时空曲率大到光都无法从其事件视界逃脱的天体”。

2、命名
1916年，德国天文学家卡尔·史瓦西通过计算得到了爱因斯坦场方程的一个真空解，这个解表明，如果一个静态球对称星体实际半径小于一个定值，其周围会产生奇异的现象，即存在一个界面——“视界”，一旦进入这个界面，即使光也无法逃脱。这个定值称作史瓦西半径，这种“不可思议的天体”被美国物理学家约翰·阿奇博尔德·惠勒命名为“黑洞”。

3、观测方式
黑洞无法直接观测，但可以借由间接方式得知其存在与质量，并且观测到它对其他事物的影响。借由物体被吸入之前的因黑洞引力带来的加速度导致的摩擦而放出x射线和γ射线的“边缘讯息”，可以获取黑洞存在的讯息。推测出黑洞的存在也可借由间接观测恒星或星际云气团绕行轨迹，还可以取得位置以及质量。

4、黑洞照片
北京时间2019年4月10日21时，人类首张黑洞照片面世，该黑洞位于室女座一个巨椭圆星系M87的中心，距离地球5500万光年，质量约为太阳的65亿倍。它的核心区域存在一个阴影，周围环绕一个新月状光环。爱因斯坦广义相对论被证明在极端条件下仍然成立。

三、演化过程

1、黑洞由中心的一个由黎曼曲率张量出发构建的标量多项式在趋向此处发散的奇点和周围的时空组成，其边界为只进不出的单向膜：事件视界，事件视界的范围之内不可见。依据爱因斯坦的广义相对论，当一颗垂死恒星崩溃，它将向中心塌缩，这里将成为黑洞，吞噬邻近宇宙区域的所有光线和任何物质。

2、黑洞的产生过程类似于中子星的产生过程：某一个恒星在准备灭亡，核心在自身重力的作用下迅速地收缩，塌陷，发生强力爆炸。当核心中所有的物质都变成中子时收缩过程立即停止，被压缩成一个密实的星体，同时也压缩了内部的空间和时间。

3、也可以简单理解为：通常恒星最初只含氢元素，恒星内部的氢原子核时刻相互碰撞，发生聚变。由于恒星质量很大，聚变产生的能量与恒星万有引力抗衡，以维持恒星结构的稳定。由于氢原子核的聚变产生新的元素——氦元素，接着，氦原子也参与聚变，改变结构，生成锂元素。

4、当一颗恒星衰老时，它的热核反应已经耗尽了中心的燃料，由中心产生的能量已经不多了。这样，它再也没有足够的力量来承担起外壳巨大的重量。所以在外壳的重压之下，核心开始坍缩，物质将不可阻挡地向着中心点进军，直到最后形成体积接近无限小、密度几乎无限大的星体。

四、吸积与蒸发

1、吸积
黑洞通常是因为它们聚拢周围的气体产生辐射而被发现的，这一过程被称为吸积。高温气体辐射热能的效率会严重影响吸积流的几何与动力学特性。已观测到了辐射效率较高的薄盘以及辐射效率较低的厚盘。当吸积气体接近中央黑洞时，它们产生的辐射对黑洞的自转以是中央延展物质系统的流动。

2、蒸发
由于黑洞的密度极大，根据公式我们可以知道密度=质量/体积，为了让黑洞密度无限大，而黑洞的质量不变，那就说明黑洞的体积要无限小，这样才能成为黑洞。黑洞是由一些恒星“灭亡”后所形成的死星，它的质量极大，体积极小。

3、毁灭
黑洞会发出耀眼的光芒，体积会缩小，甚至会爆炸，会喷射物体，发出耀眼的光芒。当英国物理学家斯蒂芬·威廉·霍金于1974年做此预言时，整个科学界为之震动。

五、表现形式
1、黑洞的死亡方式
据英国媒体报道，一项新的理论指出黑洞的死亡方式可能是以转变为白洞的方式进行的。理论上来说，白洞在行为上恰好是黑洞的反面——黑洞不断吞噬物质，而白洞则不断向外喷射物质。这一发现最早是由英国某杂志网站报道的，其理论依据是晦涩的量子引力理论。

2、光线的路径
恒星的时空扭曲改变了光线的路径，使之和原先没有恒星情况下的路径不一样。光在恒星表面附近稍微向内偏折，在日食时观察远处恒星发出的光线，可以看到这种偏折现象。当该恒星向内坍塌时，其质量导致的时空扭曲变得很强，光线向内偏折得也更强，从而使得光子从恒星逃逸变得更为困难。

3、黑洞十分特殊
与别的天体相比，黑洞十分特殊。人们无法直接观察到它，科学家也只能对它内部结构提出各种猜想。而使得黑洞把自己隐藏起来的的原因即是弯曲的时空。根据广义相对论，时空会在引力场作用下弯曲。这时候，光虽然仍然沿任意两点间的最短光程传播，但相对而言它已弯曲。

4、时空的扭曲
在地球上，由于引力场作用很小，时空的扭曲是微乎其微的。而在黑洞周围，时空的这种变形非常大。这样，即使是被黑洞挡着的恒星发出的光，虽然有一部分会落入黑洞中消失，可另一部分光线会通过弯曲的空间中绕过黑洞而到达地球。

5、引力透镜
更有趣的是，有些恒星不仅是朝着地球发出的光能直接到达地球，它朝其它方向发射的光也可能被附近的黑洞的强引力折射而能到达地球。这样我们不仅能看见这颗恒星的“脸”，还同时看到它的“侧面”、甚至“后背”，这是宇宙中的“引力透镜”效应。

一、质量最大的恒星

R136a1恒星。

二、简介
1、概念
R136a1恒星是一颗富氢沃尔夫-拉叶星，同时也是目前在巨大质量恒星列表中已知质量最大的恒星。这颗恒星的质量是由谢菲尔德大学的天文学家测量的，估计是265~315M⊙。这颗恒星也列名在最亮恒星列表中。它位在大麦哲伦星系的蜘蛛星云中，是R136超星团中的成员。

2、发现
（1）、1960年，一组在比勒陀利亚天文台工作的天文学家对大麦哲伦星云的亮度和明亮的恒星光谱进行测量。其中蜘蛛星云中有一个明亮的天体，目录编号是 R136。随后的观察表明，该天体——R136位于蜘蛛星云中靠近一个高亮区的中心，这是一个直接观测到巨大恒星形成的中心区域。

（2）、1979年，欧洲南方天文台的3.6m口径望远镜把 R136划分成三部分：R136a，R136b，和R136c。R136a的确切性质尚不清楚，正在进行激烈的讨论。估计中央区域的亮度将需要多达100个O型星聚集在0.5pc的空间里面，更可能的解释是有一颗3000M⊙的恒星。

（3）、维格尔特和贝尔在1985年提供R136a星团的第一证明。利用散斑成像，R136a被证明是在1角秒内由8颗星组成的星群，而R136a1是最明亮的。

（4）、对R136a的性质最终确认在哈勃太空望远镜发射之后。它的行星照相机把R136a至少分成12个部分，并且显示R136里包含200多个高光度恒星。更先进的第二代广域和行星相机（WFPC2）在R136a中0.5pc空间发现超过3000颗恒星，并且对4.7pc半径内46个巨大的高光度恒星进行研究。

3、可见度
R136位于大麦哲伦星云中的蜘蛛星云靠近中心的区域，视星等为9.5。在1979年需要一台3.6m口径望远镜才能探测到R136a。而要观测R136a1，则是需要如“哈勃”一样的大型空间望远镜或更为复杂的技术，如自适应光学或散斑成像等。

三、人类的认知

1、英国谢菲尔德大学天文学家保罗 · 克劳瑟及其带领的研究小组利用哈勃太空望远镜和欧洲南方天文台甚大望远镜观测数据重新计算后发现，R136a1的质量创下纪录。

2、英国《每日电讯报》打比方说，如果把 R136a1 放进太阳系，它相对太阳的亮度就相当于太阳相对月球。按照爱丁顿极限，恒星质量越大，能发出越多的辐射压，而过度的辐射压力，也将使恒星不稳定。

3、质量超过50M⊙的恒星，不可能稳定。人们普遍认为，150M⊙是爱丁顿极限可达上限。克劳瑟认为，R136a1逼近极限，“这一新纪录不可能在短时间内打破”。不过R136a1正受到强烈宇宙风暴的侵蚀，其质量正逐步减少。

四、是否为双星

1、虽然双星系统中质量很大的恒星是很常见的，但 R136a1 似乎是一个单星，没有大量的证据显示有第二颗星。

2、钱德拉天文台使用X射线检测R136。R136a和R136c都能够清楚地检测到，但R136a的谜团无法解决。另一项研究中否定了R136a1和R136a2为双星，而R136a3被确定为是单星。R136a1 和 R136a2 散发的光芒中的软 X 射线比例比较高，这并不表明他们是一对双星。

3、快速多普勒径向速度的变化可以检测一对在一个封闭的轨道相同质量的恒星，但这不能实现在R136a1的光谱。一个高轨道倾角，一个更遥远的双星，或有一个机会让遥远的星星围绕它进行公转不能完全排除，但被认为是不可能的。质量相差悬殊的双星是可能的，但不会影响R136a1。

五、其他相关
1、质量损失
R136a1正在经受极端的质量损失，它的恒星风达到2600±150km/s，这是由于强烈的电磁辐射压和非常热的恒星引起的，其风力要比能保留物质的重力更为强烈。质量损失是由质量很大、低表面重力、高亮度和光球重元素含量高引起的。R136a1每年失去5.1×10-5M⊙（3.21×1018kg/s）的质量，比太阳损失的速度超过109倍，预计自形成以来有超过50倍太阳的物质失去。

2、光度
R136a1的光度约为8.71×106L⊙，是已知最明亮的恒星，它的功率相当于太阳的6.3072×106倍，5秒的时间里释放出的能量相当于太阳一年散发的能量总和，可见光度相当于1.5×105L⊙。换句话说，如果它代替我们太阳，地球收到的可见光强度将会增强1.5×105倍。在距离10pc的亮度，其视星等是-12.5等，远超过天狼星的-1.46等。

3、温度
R136a1已经超过50000K的温度（56000K），比太阳要高近9倍，是极紫外线辐射峰值。R136a1的B-V色指数约-0.03，这是一个典型的W型恒星的色指数。从哈勃太空望远镜WFPC2336nm和555nm的滤波器中得到U-V色指数是-1.28，显示出这是一个非常热的恒星，但该数值尚未确定。

4、直径
R136a1的直径非常受争议，但最新数据显示它的半径在28~35R⊙之间。R136a1的半径事实上比毕宿五还小。R136a1的实际半径约为28.8~35.4R⊙。已知最大半径的恒星是WOHG64，半径约为1540—2575R⊙。

5、自转
R136a1的旋转速度不能被直接测量，这是因为光球被密集的恒星风掩盖和用于测量旋转的多普勒展宽的光球吸收线不在光谱中呈现。在2.1µMNV 的发射线产生的风比较深，可以用来估计旋转速度。在 R136a1它具有约1.5nm的宽度，表示这是一个旋转缓慢或不旋转的恒星，虽然它的磁极可能与地球对齐。

6、现状
R136a1依然还在把氢融合成氦的阶段，主要是由于在高温核心的C-N-O循环。由于它是伪沃尔夫-拉叶星，所以它仍然年轻。造成它伪沃尔夫-拉叶星的光谱的原因是从核心到表面的高水平的氦氮致密恒星风直接导致了它极亮的光度。

一、自转速度最快的恒星

脉冲星。

二、简介
1、概念
脉冲星，就是旋转的中子星，因不断地发出电磁脉冲信号而得名。脉冲星是在1967年首次被发现的。当时，还是一名女研究生的贝尔，发现狐狸星座有一颗星会发出一种周期性的电波。经过仔细分析，科学家认为这是一种未知的天体。因为这种星体不断地发出电磁脉冲信号，就把它命名为脉冲星。

2、定义
脉冲星（Pulsar），又称波霎，是中子星的一种，为会周期性发射脉冲信号的星体，直径大多为10千米左右，自转极快。

3、特征
脉冲星发射射电脉冲，这个结论引起了巨大的轰动。因为虽然早在30年代，中子星就作为假说而被提了出来，但是一直没有得到证实，人们也不曾观测到中子星的存在。而且因为理论预言的中子星密度大得超出了人们的想象，在当时，人们还普遍对这个假说抱怀疑的态度。

三、脉冲原因

1、能量流
尽管还没有十分有力的证据，但是全世界的脉冲星专家都相信，脉冲星并非或明或暗地闪烁发光，而是发射出恒定的能量流。只是这一能量就像手电筒的光线那样汇聚成一束非常窄的光束，从星体的磁极发射出来。

2、脉冲光
中子星的磁轴与旋转轴之间成一定角度（这与地球的磁北极地理北极位置略有不同一样），星体旋转时，这一光束就象灯塔的光束或救护车警灯一样，扫过太空。只有当此光束直接照射到地球时，我们才能用某些望远镜探测到脉冲星的信号。这样一来，恒流的光束就变成了脉冲光。

3、离经叛道
几乎所有的专家都相信上述这种灯塔模型。但是也有“离经叛道”的不同意见被提了出来。新的观点认为脉冲星的发光不是源自它的磁极，而是来自它的周围。

4、产生机理
同时认为，脉冲星发出脉冲光是因为它的磁场在高速地翻转振荡，激变的磁场造成星体周围出现了极高的感生电场。这个感生电场的峰值出现在磁场过零点附近，并且加速带电粒子使其发出同步辐射。这就可以解释脉冲信号的产生机理。

5、磁场振荡模型
磁场振荡模型的优点在于有太阳这个低频振荡的样板。我们知道，太阳磁场的方向每过11年就会翻转一次，如果太阳塌缩成了中子星，它的自转周期可以缩短到秒级甚至毫秒级，同时，它的磁场翻转周期也可能达到毫秒级。

6、脉冲辐射
电磁振荡模型遇到的问题在于如下疑问：星体的磁场真的能那么快地翻转吗？当然，灯塔模型也有它的问题：磁铁高速旋转的时候，真的能从磁极发光吗？脉冲信号的辐射，曾经被认为是中子星的极端磁场的特有行为。但是后来人们发现，在某些主序星上，比如超冷星TVLM 513-46546和化学特殊星CU Virginis，都发现了非常相似的脉冲辐射，而这些星体的磁场都很低（数千高斯）。

7、磁场强度
这对磁场震荡模型是有利的。因为磁场震荡模型降低了对磁场强度的要求。绝大多数的脉冲星可以在射电波段被观测到。少数的脉冲星也能在可见光、X射线甚至γ射线波段内被观测到，例如著名的蟹状脉冲星就可以在射电到γ射线的各个波段内被观测到。

四、发现与特征

1、发现
（1）、1967年10月，剑桥大学卡文迪许实验室的安东尼·休伊什教授的研究生——24岁的乔丝琳·贝尔检测射电望远镜收到的信号时无意中发现了一些有规律的脉冲信号，它们的周期十分稳定，为1.337秒。起初她以为这是外星人“小绿人（LGM）”发来的信号，但在接下来不到半年的时间里，又陆陆续续发现了数个这样的脉冲信号。

（2）、脉冲星与类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子一道，并称为20世纪60年代天文学“四大发现”。安东尼·休伊什教授本人也因脉冲星的发现而荣获1974年的诺贝尔物理学奖，尽管人们对贝尔小姐未能获奖而颇有微词。

（3）、1997年拍摄的美国电影《超时空接触》（Contact）中女主角破译了来自外太空的有规律的信号，并据此制成了特殊的机器。但第一次确定乘坐机器与外星智慧联系的人选时，却没有选她。这段情节被认为是影射了贝尔小姐没有获得诺贝尔奖的事情。

（4）、15岁女生发现新脉冲星，一名西维吉尼亚的高中学生，使用来自绿湾射电天文望远镜（Robert C.Byrd Green Bank Telescope，简写GBT)的数据，发现了一个新脉冲星。

2、特征
（1）、锥形扫射1968年有人提出脉冲星是快速旋转的中子星。中子星具有强磁场，运动的带电粒子发出同步辐射，形成与中子星一起转动的射电波束。由于中子星的自转轴和磁轴一般并不重合，每当射电波束扫过地球时，就接收到一个脉冲。

（2）、恒星在演化末期，缺乏继续燃烧所需要的核反应原料，内部辐射压降低，由于其自身的引力作用逐渐坍缩。质量不够大(约数倍太阳质量)的恒星坍缩后依靠电子简并压力与引力相抗衡，成为白矮星，而在质量比这还大的恒星里面，电子被压入原子核，形成中子，这时候恒星依靠中子的简并压与引力保持平衡，这就是中子星。

（3）、典型中子星的半径只有几公里到十几公里，质量却在1-2倍太阳质量之间，因此其密度可以达到每立方厘米上亿吨。由于恒星在坍缩的时候角动量守恒，坍缩成半径很小的中子星后自转速度往往非常快。又因为恒星磁场的磁轴与自转轴通常不平行，有的夹角甚至达到90度，而电磁波只能从磁极的位置发射出来，形成圆锥形的辐射区。

（4）、此外在持脉冲星便是中子星的证据中，其中一个便是我们在蟹状星云（M1；原天关客星，SN 1054）确实也发现了一个周期约0.033s的波霎。脉冲星靠消耗自转能而弥补辐射出去的能量，因而自转会逐渐放慢。但是这种变慢非常缓慢，以致于信号周期的精确度能够超过原子钟。而从脉冲星的周期就可以推测出其年龄的大小，周期越短的脉冲星越年轻。

五、其他相关
1、命名规则
脉冲星的命名由脉冲星英文pulsar的缩写PSR加上其赤经赤纬坐标组成。如PSR B1937+21，1937是指该脉冲星位于赤经19 37 ，+21是指其位于赤纬+21°，B意味着赤经赤纬值是归算到历元1950年的值。此外，J则表示赤经赤纬值是归算到历元2000年的值。

2、有关故事
脉冲星被认为是“死亡之星”，是恒星在超新星阶段爆发后的产物。超新星爆发之后，就只剩下了一个“核”，仅有几十公里大小，它的旋转速度很快，有的甚至可以达到每秒714圈。在旋转过程中，它的磁场会使它形成强烈的电波向外界辐射，脉冲星就像是宇宙中的灯塔，源源不断地向外界发射电磁波，这种电磁波是间歇性的，而且有着很强的规律性。

一、最古老的恒星

黑矮星。

二、简介

1、概述
黑矮星(Black Dwarf)是中小质量恒星演化的最后期。大约1个太阳质量恒星演化的终极产物。它由低温简并电子气体组成，由于整个星体处于最低的能态，因此无法再产生能量辐射了。以碳为主和少量尘埃构成。

2、概念
黑矮星(Black dwarf)是类似太阳质量大小的白矮星(或质量较小的中子星)继续演变的产物，其表面温度下降，停止发光发热。

三、矮星相关

1、矮星(Dwarfstar)原指本身光度较弱的星﹐现专指恒星光谱分类中光度级为V的星﹐即等同于主序星。光谱型为O﹑B﹑A的矮星称为蓝矮星（如织女一﹑天狼星）﹐光谱型为F﹑G的矮星称为黄矮星（如太阳）﹐光谱型为K及更晚的矮星称为红矮星（如南门二丙星）。但白矮星﹑褐矮星﹑黑矮星则另有所指﹐并非矮星。

2、褐矮星（又称棕矮星，一般多称为褐矮星）是介于巨行星和恒星之间的天体，俗称“失败的恒星”。褐矮星质量的质量介于木星的13~80倍，也就是大于13倍木星质量而小于0.08倍太阳质量，然而只有大于0.08倍太阳质量才能点燃氢聚变，褐矮星的重力不足以使氢原子产生核聚变。

3、白矮星是像太阳一样的一颗恒星的遗核，只有大于0.5倍太阳质量才能进入主序星阶段并最终有能力坍缩成白矮星。白矮星是中小质量的恒星在“燃料”用完，死亡后遗留下的恒星核，因温度较高，故称做白矮星。白矮星逐渐冷却后，会成为看不见的黑矮星。

一、最年轻的恒星

富金属星是最年轻的恒星。

二、简介

1、所处位置
第一星族星即富金属星是年轻的恒星，金属量最高。地球的太阳是富金属的例子，它们通常都在银河系的螺旋臂内。

2、太阳的位置
一般而言，最年轻的恒星，越极端的第一星族星被发现的位置越在最周边，依此类推，太阳被认为位居第一星族星的中间。

三、其他相关
1、第一星族星有规则的绕着银心的椭圆轨道和低的相对速度。

2、高金属量的第一星族星使它们比另外两种星族更适于产生行星系统，而行星，特别是类地行星是由富含金属的吸积盘形成的。

3、在第一星族和第二星族之间有中间的星盘星族。

一、体积最大的恒星

盾牌座UY（UY Scuti）。目前最大的恒星被认为是盾牌座UY，其半径估计是太阳半径的1708倍，相当于2276,511,200千米。

二、基本介绍
1、简介
盾牌座UY（UY Scuti），是一颗位于盾牌座的红超巨星，半径12.5亿公里（直径约25亿公里）太阳的直径是140万公里，而盾牌座UY的直径大约是太阳直径的1780倍，所以盾牌座UY直径大约就是25亿公里。

2、光度
盾牌座UY是一颗红超巨星，其光谱型为M2-M4Ia-Iab。尽管其体积非常大，但其质量仅约为7~10M⊙（约为3.3×106M⊕）。这颗恒星不仅仅在体积方面巨大，光度也非常高，约为86300~87100L⊙。盾牌座UY也是一颗半规则变星（SRc），其变光周期约为740天。

3、观测技术
这颗恒星的视星等为8.29~10.56等，代表人类肉眼无法看到这颗恒星，需要依靠望远镜才能看到。

三、命名和历史

1、命名
盾牌座UY最早是由德国天文学家在波恩天文台（Bonn Observatory）于1860年编入目录的，他们正在完成对Bonner Durchmusterung目录的恒星调查。它被命名为BD-12°5055，是从0h右升起计在12°S和13°S之间的第5055星。

2、历史
（1）、在第二次调查中发现该恒星的亮度略有变化，表明它是一颗新的变星。根据国际变星指定标准，它被称为盾牌座UY，表示它是盾牌座的第 38 个变星。

（2）、盾牌座UY位于A型恒星盾牌座γ以北数度，并且位于鹰状星云的东北。尽管该恒星光度很高，但由于其遥远并且位于天鹅座大裂缝的隐带内部，所以从地球上看它的星等只有9等。

四、体积与争议
1、体积
（1）、盾牌座UY的半径约为755R⊙，如果将盾牌座UY放在太阳系的中心，它的表面将接近木星轨道（半径约为5.204267AU，约7.785472×108km）。光环绕这颗恒星的赤道一周需时3~4h，而光环绕太阳赤道一周仅需时14.5s。这颗恒星能容纳约1.8×109个太阳，即约2.34×1015个地球。

（2）、盾牌座UY曾经一直被视为已知体积最大的恒星。但是，盖亚卫星使用全新的高精度测量方法测量出盾牌座UY的视差要小的多，并得出了更小的半径，约为755R⊙。

2、争议
作为一颗红超巨星，盾牌座UY拥有非常大的体积、极低的密度和非常不稳定的状态。这颗恒星会以一个很快的速度将大量物质喷发进太空，并于其周围形成云气。这颗恒星几乎完全被这些尘埃和气体所遮蔽，并且因低密度和高亮度而迅速流失质量，其现况与大多数红超巨星类似。

五、演化与殒灭
1、演化
（1）、根据目前的恒星演化模型，盾牌座UY已开始融合氦，并继续在核心周围的壳层中融合氢。盾牌座UY位于银河系星系盘内的深处表明它是富含金属的恒星。

（2）、当大质量恒星开始合成重元素后，其核心最终会产生铁，破坏其引力和辐射压平衡，并导致核心坍塌，形成超新星。盾牌座UY这样的恒星预计会演化回更高的温度，成为黄超巨星，高光度蓝变星或沃尔夫-拉叶星，产生强烈的恒星风，弹出其外层并露出核心，然后爆炸成为IIb型，IIn型或Ib/Ic型超新星。

2、殒灭
初始质量超过8M⊙的恒星，将可能在生命末期引发猛烈的超新星爆发。目前盾牌座UY正处于极不稳定的红超巨星阶段，科学家预测，在几百万到几千万年内，这样一颗庞然大物终究会在引力的作用下崩塌，成为一颗壮丽的超新星。

一、最亮的恒星

天狼星。天狼星（Sirius），也称做大犬座α星（α Canis Majoris），是除太阳外全天最亮的恒星，但是暗于金星与木星，绝大多数时间亮于火星。天狼星一般指天狼星A，其主系统由一颗蓝白色的蓝矮星和一颗蓝色的白矮星组成，质心距离地球约为8.6ly。

二、简介

1、发现历史
1844 年，德国天文学家贝塞尔根据它的移动路径出现的波浪图形推断天狼星是一颗双星，因为该星在附近空间中沿一条呈波形的轨迹运动， 从而得出它有一颗伴星和绕转周期约为 50 年的结论。这颗伴星于 1862 年被美国天文学家 A ·克拉克（A. Clark）用他自制的折射天文望远镜最先看到。

2、天文数据
天狼星及其伴星都在偏心率颇大的轨道上互相绕转，公转周期约为50年，平均距离约为20AU。尽管亮星光芒四射，用大望远镜还是不难看到那颗8.44等的伴星。伴星的质量与太阳差不多，它的半径却只有地球大小，密度则比太阳大得多，平均密度为10^7kg/m³，是第一颗被发现的白矮星。

三、寻找方法

1、天狼星只有在冬天或早春才容易看见的。寻找天狼星有以下几种办法，猎户座非常容易找到，两颗亮星中间的紧密排成一条直线的三星也应该能看见。顺着三星，朝东南方向看去，一颗非常显眼的恒星就是天狼星。

2、顺着猎人腰带三星往东南方向巡视，可以看到一颗闪耀着蓝白色光芒的、格外明亮的星，这就是夜空中最亮的恒星：天狼星，视星等达到-1.46等。天狼星即大犬座α星，它与大犬座其它一些比较亮的星构成了一只犬的轮廓，天狼星就在这只犬的嘴巴上。

3、冬季大三角，这个方法不那么直观，猎户座左上的亮星参宿四正东有一颗较亮的南河三，南河三与参宿四连线向南作垂直平分线，就会找到他。参宿四、天狼星和南河三组成著名的“冬季大三角”。

4、以上两种方法常用，其实天狼星最简单的找法就是春节前后晚上22时左右，往南方天空望去，最亮的一颗，高度角约40°左右，哪颗星最亮，就是天狼星，当然前提是排除行星。

5、行星在夜空的运行轨道一般和月亮差不多，天狼星要低点。在中国，天狼星的运行轨迹始终在南天下部。越往北，天狼星的高度角越低。

四、其他相关
1、记载应用
天狼星在最早的天文记录中就已经出现，并被古埃及人视为“索普代特”（希腊语：Seirios）【埃及语】：Sothis。在中王国时期期间，埃及人的历法开始于天狼星的偕日升那天，那天早晨，天狼星由于离太阳足够远，能比太阳更早升起，避开强光，在70天的消失之后重现天空。

2、观测方法
天狼星的视星等约为 -1.46，使其成为夜空中最亮的恒星，几乎为第二亮的老人星的两倍。然而，它仍然不如月球、金星或木星光亮。水星和火星偶尔也会比天狼星更亮。天狼星几乎能从地球上任何有人的地方观测得到，只除了居住于北纬73°以北的人无法看到。

3、类别
（1）、天狼星A
天狼星A是一颗蓝矮星，半径约为1.711R⊙。光学干涉仪量度出此星的半径，估计角直径为5.936±0.016mas。它的自转速度约为16km/s，因此并没有有效地把星体压扁成椭圆形。织女星则以更高速的274km/s自转，使其成为扁球体。

（2）、天狼星B
天狼星B的质量大于太阳的质量，并且是已知最大质量的白矮星之一。它差不多有1.1M⊙。然而这么多物质却被压缩成约为地球的大小。其表面温度为25000±200K。但是，由于在内部已经没有能量的生成，剩余的热量会以辐射的形态放射出外太空，天狼星B终究会渐渐冷却，这需时要多于2×10^8年。

（3）、天狼星星团
在1909年埃希纳·赫茨普龙是第一位提出天狼星是大熊座移动星群之一的人，他在观测天狼星系统在天空中的移动路径之后得出这个结论。