ستارگان دوتایی از لحاظ روش‌های رصد به چند گروه تقسیم می شوند؟
ستاره دوگانه
ستارگان دوتایی از لحاظ روش‌های رصد به چهار گروه تقسیم می‌شوند. ستارگان دوتایی می‌توانند در چند گروه نیز جای بگیرند اما این موضوع نادر است.
پایه گرانشی (اخترشناسی)
در این باره که چه چیزی می‌تواند در واقع "پایهٔ گرانشی" نامیده شود، رابطهٔ پلوتو با ماه آن، شارون نمونهٔ جالبی‌است. مرکز سنگینی سراسری این‌دو جسم همیشه در خارج از سطح پلوتواست. این باعث شده که برخی از اخترشناسان سیستم پلوتو-شارون را به عنوان یک «سیارهٔ کوتولهٔ دوتایی» یا سیارهٔ دوگانه؛ به جای تنها یک سیاره کوتوله به عنوان "پایهٔ گرانشیِ" و ماه آن، از آن یاد کنند. در سال ۲۰۰۶، اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی به طور مختصری تعریف رسمی واژهٔ سیارهٔ دوگانه را که می‌توانست به طور رسمی شامل پلوتو و چارون شود، مورد بحث قرار داد اما این تعریف در نهایت به تصویب نرسید. سگ بزرگ
ستاره‌ای سه تایی است. یکی از مولفه‌های آن از قدر ۴ و دوتای دیگر از قدر ۵ هستند. مشاهده این سه تایی زیبا با دوربین دو چشمی بسیار لذت بخش است. گروه متقارن
در جبر مجرد، گروه متقارن ، روی هر مجموعه، گروهی است که عناصرش تماماً توابعی دو سویه از آن مجموعه به خودش بوده و عمل دوتایی آن همان ترکیب توابع می باشد. بخصوص گروه تقارنی formula_1 روی مجموعه متناهی با formula_2 نماد تعریف می شود، در این مورد خاص عمل دوتایی گروه همان عمل جایگشت formula_2 عنصر می باشد. از آنجا که formula_4 (formula_2 فاکتوریل) عمل جایگشتی ممکن وجود دارد که می توان روی formula_2تایی ها اعمال کرد، نتیجه می شود که تعداد عناصر (مرتبه) گروه formula_7 برابر formula_4 خواهد بود. هدایت سطحی
دو دوگانه (DL) به دو منطقه تقسیم می‌شود. با توجه به مدل گوی-Chapman-استرن Ref.2. سطح فوقانی است که در تماس با بالک مایع است، لایه نفوذ و لایه داخلی که در تماس با سطح است، لایه استرن نامیده می‌شود. رده‌بندی ستارگان
و در نهایت دو کلاس P و Q برای غیرستارگان هستند. P برای سحابی حلقوی و Q برای ابرنواخترها. دوقلوی به‌هم‌چسبیده
دوقلوهای مقترن به دو دسته بزرگ امتزاج‌پذیر و امتزاج‌ناپذیر تقسیم می‌شوند. موارد امتزاج‌پذیر می‌توانند از طریق عمل جراحی از یکدیگر جدا شوند. اما موارد امتزاج‌ناپذیر به علت برخورداری از ارگانهای حیاتی مشترک به شکلی که امکان پیوند نیز موجود نباشد و یا حساسیت ناحیه اتصال (مثلاً مغز) امکان جداسازی آنان از طریق عمل جراحی وجود ندارد. سیاره دوگانه
یکی از مهم‌ترین معیارها در تعریف «سیارهٔ دوگانه» نسبت جرم دو جسم نسبت به یکدیگر است. نسبت یک نشان‌دهندهٔ برابر بودن جرم از دو جسم است. هر چه این نسبت به یک نزدیک‌تر باشد، راحت‌تر می‌توان آن دو در تعریف «سیارهٔ دوگانه» جای داد. بنابر این تعریف قمر‌های مریخ، مشتری، زحل، اورانوس و نپتون را می‌توان به راحتی فارغ از آن دانست. جرم همهٔ قمر‌های این سیاره‌ها نسبتی کمتر از بیست و پنج صد هزارم (یک چهار هزارم) با سیاره‌ای که به دور آن در حال گردش هستند، را دارا هستند. برخی از سیاره‌های کوتوله نیز قمر‌هایی دارند که دارای جرم بسیار کمتری از خود سیارهٔ کوتوله هستند. سیاره فراخورشیدی
روش گذر: اساس این روش مانند مطالعهٔ ستاره‌های دوتایی گرفتی است. در برخی موارد، هنگامی که زاویهٔ اینکلینشن مدار نزدیک به ۹۰ درجه است. پدیدهٔ گذر روی می‌دهد که در آن سیاره از دید ما از روی دیسک ستارهٔ میزبان عبور می‌کند. در نتیجهٔ این گذر مقداری از نور ستاره مسدود می‌شود و روشنایی ظاهری ستاره اندکی تغییر می‌کند. اگر در اندازه‌گیری‌های فتومتری، تغییر نوری در ستاره ایجاد شود، می‌تواند مدرکی از وجود یک سیاره در اطراف آن باشد. هرچند برای تأیید قطعی کشف سیاره، به رصدهای پشتیبان نیازاست. روش گذر دومین روش موفق در کشف سیارات فراخورشیدی و نیز نخستین متد موفق در شخصیت‌پردازی سیارات‌است. لیزر دیودی
یکی از محدودیتهای طیف بینی با لیزر دیودی آن است که به علت باریکی گستره تنظیم طول موج، یک لیزر معمولاً فقط می‌تواند یک گونه شیمیایی را شناسایی کند. رانالد هانسون و همکاران در دانشگاه استانفورد با به‌کارگیری روشی موسوم به تقسیم چندگانه طول موج (WDM) بر این مشکل غلبه کردند و توانستند در یک اتاقک احتراق، چند گونه مختلف و خواص آن‌ها را مشاهده کنند. روش WDM عبارت است از ارسال همزمان چند طول موج مختلف از درون یک تار نوری. هانسون و گروهش با استفاده از سه لیزر دیودی با تنظیم جداگانه، توانستند به‌طور همزمان غلظت H2O , O2 و نیز دما و فشار را در شعله H2 _ O2. سیاره دوگانه
سیارهٔ دوگانه یا سیارهٔ دوتایی ، در اخترشناسی یک منظومه دوگانه است که هر دو جسم آسمانی آن جرم سیاره‌ای هستند. این اصطلاح توسط اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی (آی‌اِ‌ی‌یو IAU) به رسمیت شناخته نشده و بنابراین نوعی از طبقه‌بندی رسمی به حساب نمی‌آید. در مجمع عمومی سال ۲۰۰۶، این اتحادیه پیشنهاد شناخته شدن پلوتو و شارون به عنوان یک "سیارهٔ دوگانه" مطرح شد و مورد بررسی قرار گرفت اما نتیجهٔ این پیشنهاد جانب‌داری از تعریف کنونی سیاره بود. در ادبیات تبلیغاتی مورد استفاده در مأموریت ماه‌وارهٔ اسمارت -۱ (SMART-1) و پیش از اعلام تعریف رسمی سیاره از سوی آی‌اِ‌ی‌یو، آژانس فضایی اروپا سامانهٔ زمین-ماه را به عنوان یک "سیارهٔ دوگانه" معرفی نمود و ماه را دختر زمین خواند. قطبنده
قطبنده‌های خطی را می‌توان به دو دسته تقسیم‌ کرد: قطبنده‌های جاذب، که در آن قطبش‌های ناخواسته توسط قطبنده‌ جذب می‌شوند، و قطبنده‌های جداکنندۀ پرتو (Beam-splitter) که پرتو ناقطبیده را به دو پرتو با قطبش‌های مخالف تقسیم می‌کند. ریخت‌شناسی کهکشان‌ها
سیستم دووکلس برای طبقه‌بندی کهکشان‌ها یک گسترش گسترده برای دنباله هابل است که ابتدا توسط جرارد دووکلس در سال ۱۹۵۹ مورد استفاده قرار گرفت. دووکلس استدلال کرد که طبقه‌بندی دو بعدی هابل از کهکشان‌های مارپیچی بر اساس تنگی بازوی مارپیچی و حضور یا عدم وجود یک نوار، به اندازه کافی طیف کامل مورفولوژی کهکشان مشاهده نشده را توصیف کرد. به‌طور خاص، او استدلال کرد که حلقه‌ها و لنزها اجزای ساختاری مهم کهکشان مارپیچی هستند. سیستم دووکلس بخش اصلی کهکشان هابل را به بیضی شکل‌ها، لنگر شکل‌ها، مارپیچی‌ها و ناهموارها حفظ می‌کند. برای تکمیل طرح هابل، دووکلس یک سیستم طبقه‌بندی دقیق تر برای کهکشان‌های مارپیچی را بر اساس سه ویژگی مورفولوژیکی معرفی کرد: ریخت‌شناسی کهکشان‌ها
دووکلس همچنین مقادیر عددی را برای هر گروه از کهکشان در طرح خود اختصاص داده‌است. مقادیر عدد صحنه حباب T از -۶ تا +۱۰ با عدد منفی مربوط به کهکشانهای اولیه (ellipticals و lenticulars) و اعداد مثبت به انواع دیر (مارپیچ و نامنظم) هستند. کهکشان‌های بیضوی به سه مرحله تقسیم می‌شوند: بیضی بیضی شکل (cE)، بیضوی‌های نرمال (E) و انواع دیر (E +). لنگرها به‌طور مشابه به نوع اولیه (S-)، متوسط (S0) و دیر (S +) تقسیم می‌شوند. کهکشان‌های نامنظم می‌توانند از نوع نامنظم مگلیان (T = ۱۰) یا «جمع» (T = ۱۱) باشند. دابل اس ۵۰۱ (گروه خواننده)
اس اول برای سوپر استار و خورشید و ستاره star/sun اس دوم برای خواننده (به انگلیسی: singer) عدد ۵ برای تعداد اعضای گروه و ترکیب ۵ ۰ ۱ به معنی: ۵ نفر برای یک هدف. به دلیل همین نام‌گذاری اولین ویدئو کلیپ خودرا هم به نام (اس تی ۵۰۱ به انگلیسی: ST 501) منتشر کردند. ستاره
از زمان باستان ستارگان بر اساس درخشندگی ظاهری تقسیم می‌شده‌اند. چشم ظاهری حدود ۶۰۰۰ ستاره را می‌تواند مشاهده کند. از نظر روشنایی [قدر] ظاهری رتبه‌بندی [قدر] ستارگان چنین است: ستاره دوگانه
لفظ ستاره دوتایی از سال ۱۸۰۲ توسط سر ویلیام هرشل به کار رفت، در تعریف او آمده‌است: «"یک ستاره دوتایی واقعی- متشکل از دو ستاره‌است به طوری که به یکدیگر را جذب می‌کنند"». دو ستاره نزدیک به هم به‌طور تصادفی "ستاره دوتایی نوری" نام می‌گیرند، مشهورترین ستاره دوتایی نوری ستاره زتا خرس بزرگ است که در صورت فلکی خرس بزرگ قرار دارد. دوتایی‌های غیر واقعی را "دوتایی نوری" می‌گویند. با اختراع تلسکوپ ستارگان دوتایی بیشتری کشف شدند. هرشل، در ۱۷۸۰ میلادی، ۷۰۰ سامانه دوتایی، و حدود ۵۰ سامانه که به نظرش بیشتر از دو ستاره دارند ثبت نمود. یک سامانه دوتایی واقعی، دو ستاره‌است که جاذبه گرانشی دارند. وقتی دو ستاره تفکیک می‌شوند که با بالابردن دقت تلسکوپ‌ها به اندازه کافی (در صورت لزوم از روش‌های اینترفرمتریک استفاده می‌شود) دو ستاره کاملاً مجزا دیده شوند که به آن‌ها دوتایی مرئی می‌گویند. نشان بروز دیگر تغییر طول موج بر اثر پدیده دوپلر است؛ که به این نوع ستارگان دوتایی دوتایی طیفی گفته می‌شود در این ستاره‌ها خطوط طیفی بر اساس حرکت به سمت زمین یا مخالف آن به سمت ترتیب به آبی و قرمز حرکت می‌کنند، اگر خطوط به سمت آبی و سپس به سمت قرمز میل کنند نشان دهنده این است که این ستاره به دور مرکز ثقلی حرکت می‌کند، البته به شرط اینکه با دوره منظمی این اتفاق بیفتد اگر مدار آن‌ها بسیار نزدیک به خط دید ما باشد، قدر ستاره به‌طور منظمی کاهش و افزایش می‌یابد (البته با ستاره متغیر متفاوت است) که به آن‌ها دوتایی گرفتی می‌گویند، بهترین مثال آن ستاره الغول است. فورتونا
روش معمول برای تعیین هر فورتونای پارسی در ستاره‌بینی باستانی و سنتی وابسته به زمان تولد، یعنی، طول روشنایی روز یا مدت زمان شب می‌باشد (اینکه خورشید در بالای سطح افق یا پایین‌تر از آن واقع باشد). در ستاره‌بینی مدرن غربی، فرمول مربوط به طول روز تنها برای بسیاری از سال‌ها مورد استفاده قرار گرفت، اما با بدست آمدن اطلاعات بیشتر از ستاره‌بینی باستانی، در حال حاضر اغلب از دو روش برای محاسبه آن استفاده می‌کنند. موشک هوابه‌هوا
این موشک‌ها براساس نوع سامانه هدایت به دو گروه عمده "راداری" و "حرارت‌یاب" تقسیم‌بندی می‌شوند. موشک‌های کوتاه‌برد بیشتر از سیستم حرارت‌یاب و موشک‌های دوربرد بیشتر از هدایت راداری استفاده می‌کنند. منطقه اچ ۲
ستارگان در توده‌هایی از گاز سرد مولکولی سحابی‌ها شکل می‌گیرند که این گازها باعث پنهان ماندن ستارهٔ در حال تولد می‌شوند. تنها زمانی که فشار تابش یک ستاره «پیله‌اش» را کنار می‌زند ستاره را می‌توان دید. ستاره‌های بسیار گرمِ آبی رنگ؛ که توانایی بونیزه کردن مقدار تعیین‌کننده‌ای از هیدروژن را دارند، و از این راه ناحیه‌های اچ دو را پدید می‌آورند، این کار را به سرعت انجام خواهند داد و ناحیه‌ای را که هم‌اکنون پدید آورده‌اند نورانی و روشن می‌سازند. ناحیه‌های پر چگالی که در آن‌ها ستارگان جوان تر، یا نه چندان بزرگ دیگری قرار دارند، هنوز در حال شکل دادن ستارگان خود هستند و مواد تشکیل دهندهٔ خود را هنوز پراکنده نساخته‌اند، و غالباً به شکل شبح گونه‌ای در پیکر سحابی یونیزه شده به چشم می‌خورند. این تکه‌های تیره رنگ، به نام گلبول‌های بوک نام‌گذاری شده‌اند. برای احترام به اخترشناس هلندی-امریکایی بارت بوک (۲۸ آوریل ۱۹۰۶ تا ۵ اوت ۱۹۸۳ میلادی) این نام‌گذاری انجام شده‌است. او در دههٔ ۱۹۴۰ میلادی پیشنهاد داد که آن نقاط می‌توانند زادگاه احتمالی ستارگان باشند، فرضیه‌ای که در سال ۱۹۹۰ درستی آن نشان داده شد. ستارگان جوان بسیار گرم، با تابش گرمی که بر منطقهٔ هیدروژنی اچ دو دارند نیروی مورد نیاز منطقه را برای یونیزه شدن تأمین می‌کنند و از این راه باعث از هم پاشیده شدن این گلبول‌ها می‌شوند. در این مفهوم، ستارگانی که مناطق اچ دو را تولید می‌کنند خود به گونه‌ای رفتار می‌کنند که رفتارشان ستارگان جوان را با از بین بردن پرورشگاهشان به نابودی می‌کشاند. به هر حال، ستاره ممکن است که ماشهٔ آخرین فوران تشکیل شدن ستارگان را، با انجام چنین کاری کشیده باشد؛ زیرا در این میان، ممکن است که فشار تابش، همراه با فشار مکانیکی حاصل از ابرنواختر، بتواند گلبول‌ها را فشرده تر کند، و در نتیجه سبب پیشرفت تراکم درونی آن‌ها شود. جفت‌ستاره
در اخترشناسی رصدی، یک جفت‌ستاره ، از دو ستاره تشکیل می‌شود که وقتی از روی زمین از طریق یک تلسکوپ نوری مشاهده می‌شوند نزدیک به هم به نظر می‌رسند. این ممکن است به این دلیل باشد که این جفت، تشکیل یک ستارهٔ دوتایی می‌دهند یا ممکن است که یک "جفت بصری" باشند، یعنی دو ستاره که فاصلهٔ بسیار زیادی از هم دارند در آسمان نزدیک به نظر برسند. کهکشان اقماری
در یک جفت کهکشانی که حالت مداری دارند اگر یکی بسیار بزرگتر از دیگر باشد، کهکشان بزرگتر کهکشان اصلی و دومی اقماری نامیده می‌شود. اگر دو تا کهکشان تقریباً هم اندازه باشد، به آن‌ها سامانهٔ دوتایی گفته می‌شود. منظومه دوگانه
منظومهٔ دوگانه منظومه‌ای از دو جسم آسمانی است که به اندازه‌ای به یکدیگر نزدیک که برهمکنش گرانشی آن‌ها باعث می‌شود که پیرامون یک گرانیگاه مشترک بگردند. در تعریف دقیق‌تر، منظومهٔ دوگانهٔ این گرانیگاه باید بیرون از هر دو جسم قرار داشته باشد تا در قالب منظومهٔ سیاره-قمر یا منظومهٔ سیاره‌ای دسته‌بندی نشود. ابرنواختر نوع دو
یک ابرنواختر نوع دوم بی در طیف اولیه خود خطوط هیدروژن ضعیفی دارد و به همین دلیل هم به عنوان نوع دو دسته‌بندی شده‌است. با این حال، در مراحل بعدی دیگر نمی‌توان تابش هیدروژنی را آشکارسازی کرد و قله دومی نیز در منحنی نورش پدید می‌آید که باعث می‌شود طیفش بیشتر یادآور یک ابرنواختر نوع یکم بی باشد. ستارهٔ آغازین می‌تواند یک ستارهٔ سنگین بوده باشد که بیش‌تر لایه‌های بیرونی‌اش را به بیرون پرتاب کرده‌است، یا از آن‌هایی که بیشتر پوشش هیدروژنی‌اش را در برهمکنش با یک همدم در سامانه‌ای دوتایی از دست داده باشد و مغزه‌ای برجای مانده باشد که تقریباً به‌طور کامل فقط از هلیوم ساخته شده‌است. وقتی پرتابهٔ یک ابرنواختر نوع دوم بی گسترش می‌یابد، لایهٔ هیدروژنی به سرعت شفافیت بیشتری پیدا می‌کند و لایه‌های درونی را آشکار می‌سازد. نمونهٔ کلاسیک یک ابرنواختر نوع دوم بی، ابرنواختر ۱۹۹۳جِی و نمونهٔ دیگرش ذات‌الکرسی آ است. نخستین‌بار در سال ۱۳۶۵ خورشیدی (۱۹۸۷ میلادی) ووسلی (به انگلیسی: Woosley) و همکاران، دستهٔ دوم بی را (به عنوان یک مفهوم نظری) معرفی کردند و خیلی زود این دسته برای اس‌ان ۱۹۸۷کی و اس‌ان ۱۹۹۳جی به کار گرفته شد. سیاره
در منظومه‌های ستارگان دوتایی نزدیک به هم، یکی از ستارگان ممکن است جرم خود را به ستاره بزرگتر بدهد و از جرم آن کاسته شود تا به حد اجسام سیاره‌جرم برسد. نمونه‌ای از این اجسام به دور تپ‌اختر پی‌اس‌آر جی۱۷۱۹-۱۴۳۸ می‌گردد. سیاره دوگانه
مرکز جرم منظومهٔ مشتری-خورشید خارج از خورشید قرار دارد. این شرایط خورشید و مشتری را به سیاره یا ستاره‌های دوگانه تبدیل نمی‌کند، چرا که هر دو آن‌ها سیاره یا ستاره نیستند. دم‌سنجی
روش‌های دم‌سنجی به دو دسته کلی تقسیم می‌شوند: سها
هنگامی که خورشید غروب می‌کند در سمت شمال آسمان، هفت ستاره خرس بزرگ نمایان می‌شوند و دوتایی عناق و ستاره س‌ها درست در وسط دسته آبگردان دب اکبر قرار دارند. برای رصد هرچه بهتر این دوتایی استفاده از دوربین دو چشمی پیشنهاد می‌شود، زیرا این مقدار از جدایی زاویه‌ای به سادگی با هر دوربین دوچشمی قابل تشخیص و است. استفاده از تلسکوپ نیز می‌تواند مفید باشد، اما نباید انتظار داشته باشید مانند دیگر اجرام آسمان شب لکه‌ای مه آلود یا ستارگان انبوه مشاهده شود بلکه همان دو ستاره اصلی و شاخصی که در کنار هم می‌بینید قطعاً عناق و س‌ها هستند. سیاره فراخورشیدی
۶ روش کلی برای کشف سیارات فراخورشیدی وجود دارد: روش تصویر برداری مستقیم: روش تصویربرداری مستقیم، تنها روشی است که در آن سیاره به‌طور مستقیم رصد می‌شود. این روش برای سیاره‌های جوان و داغی مناسب‌است که به‌اندازهٔ کافی از ستارهٔ میزبان خود دور هستند. تعداد سیاره‌هایی که با این متد کشف شده‌اند زیاد نیست. در حال حاضر با پیشرفت روش‌های کرونوگرافی استفاده از این روش در حال افزایش‌است. آنالیز عنصری
روش‌های کیفی در دو دستهٔ بزرگ روش‌های شیمیایی و روش‌های طیف‌بینی تقسیم‌بندی می‌گردند. فهرست ستاره‌های دوپیکر
این صفحه فهرست ستاره‌های صورت فلکی دوپیکر است که به ترتیب درخشندگی مرتب شده‌اند. کوتوله فراسرد
مفهوم ستارگان کوتولهٔ فراسرد در سال ۱۹۹۷ توسط دیوید کرکپاتریک، تاد جی. هنری و مایکل جی. اروین بیان شد. این گروه از ستاره‌ها گروهی ناهمگون از ستاره‌هایی را در بر می‌گیرد که شامل ستاره‌هایی با جرم بسیار کم و کوتوله‌های قهوه‌ای می‌شود. این دو گروه در مجموع حدود ۱۵ درصد از پدیده‌های اخترشناختی از ستارگان همسایهٔ خورشید را در بر می‌گیرند. دگرهستی‌ها در ژرفای آسمان
دگرهستی‌ها در ژرفای آسمان جرم‌های آسمانیِ دیگر بجز ستارگان و سامانه‌های پیرامونشان هستند. این دگرهستی‌ها، هر یافته‌ای سوای خورشید، ماه، سیارهها، دنباله دارها، و غیره را در بر می‌گیرد. در اخترشناسی، این گروه‌بندی به ویژه برای علامت گذاری‌ها و نوشتن تعریف‌ها، بیشتر توسط اخترشناسان آماتوری استفاده می‌شود و در توضیح رصدگری جرم‌های بسیار کم نور مانند خوشه‌های ستاره‌ای، سحابی‌ها و کهکشان‌های مشاهده شده نیز در توضیح به کارگیری کارافزارهای اخترشناسی، یا با چشم غیر مسلح، کاربرد دارد. ستاره دوگانه
اخترشناسان نوعی ستاره دوتایی کشف کرده‌اند که به آن دوتایی نجوم‌سنجی می‌گویند این گونه ستارگان به ظاهر حول یک منطقه خالی چرخش می‌کنند که با بررسی بیشتر جرم زیادی در آن منطقه پیدا می‌شود که نامرئی است مانند سیاه‌چاله، ستاره نوترونی و… بعضی از دوتایی‌های طیفی فقط یک خطوط طیفی متحرک دارند. بررسی بیشتر در طول موج پرتو ایکس در بعضی از این گروه ستارگان منبع بزرگی از پرتو ایکس در مرکز جرم را نشان می‌دهد. بهترین مثال آن ماکیان ایکس یک است، از روی جرم یافت شده که نه برابر جرم خورشید است و از روی حد تولمن-اوپنهایمر-ولکف (حداکثر مقدار جرم یک ستاره نوترونی از این مقدار کمتر است). این مرکز جرم بزرگترین نامزد برای سیاهچاله‌است. ستاره متغیر
این نوع متغیرها جوان و با دورهٔ متناوب ۱تا۷ روز می‌باشند اما بر خلاف آنچه تصور می‌شود و نام این ستارگان نشان می‌دهد، ستارهٔ دلتا قیفاووس اولین متغیر شناخته‌شده در این گروه نیست و اولین ستارهٔ کشف‌شده در این خصوص ستارهٔ اتای عقاب است. دورهٔ این گروه بین یک روز تا چند هفته است. از این متغیرها برای اندازه‌گیری فاصله‌های دور استفاده می‌شود، که در نظریات ادوین هابل نقش عمده‌ای داشته‌است. تپ اختر دوتایی
پی‌اس‌آر بی۱۹۱۳+۱۶ یا "تپ اختر دوتایی هالس-تیلور" نخستین تپ اختر دوتایی بود که در سال ۱۹۷۴ در رصدخانه آرسیبو در پورتوریکوی آمریکا، توسط راسل هالس و جوزف تیلور و با استفاده از یک رادیوتلسکوپ ۳۰ متری، مشاهده شد. هالس دانشجوی پژوهشی تیلور بود و این کشف در حین جستجوی سیستماتیک تپ اخترها انجام شد. وقتی هاسل مشغول مشاهده پی‌اس‌آر بی۱۹۱۳+۱۶ بود، متوجه گردید که نرخ تپش آن به صورت منظمی در تغییر است. وی به این نتیجه رسید که تپ اختر با سرعت زیادی به دور یک ستاره نزدیک می گردد و تغییر نرخ تپش آن ناشی از اثر دوپلر است: وقتی که تپ اختر به ما نزدیک می‌شود بسامد آن افزایش می یابد و وقتی دور می‌شود کاهش می یابد. هالس و تیلور در سال ۱۹۹۳ برای این کشف جایزه نوبل دریافت نمودند. منطقه اچ ۲
مناطق اچ دو می‌توانند در فاصله‌های قابل توجهی در جهان دیده شوند و مطالعه دربارهٔ آن‌ها برای شناخت فواصل و خواص شیمیایی دیگر کهکشان‌ها بسیار با اهمیت است. کهکشان‌های مارپیچی و نامنظم شامل بسیاری از مناطق اچ دو هستند در صورتی که کهکشان‌های بیضوی تقریباً عاری از آن‌اند. در کهکشان‌های مار پیچی، از جمله کهکشان راه شیری مناطق اچ دو در بازوهای مارپیچی متمرکز شده‌اند در حالی که در کهکشان‌های نامنظم آن‌ها به صورت آشفته توزیع پیدا کرده‌اند. برخی از کهکشان‌ها دارای مناطق حجیم اچ دو هستند، مانند منطقهٔ دورادوس در ابر ماژلانی بزرگ و ان‌جی‌سی ۶۰۴ در کهکشان مثلث که در حدود ده‌ها هزار ستاره را در خود گنجانده‌اند. دوقلویی کریستال
کریستالوگرافیستها کریستالهای دوقلویی را بر پایه چند قاعده دوقلویی دسته بندی می کنند. این قواعد دوقلویی مختص سیستم کریستالی است . نوع دوقلویی می تواند یک ابزار تشخیصی در شناسایی مواد معدنی باشد. دوقلویی یک مکانیسم مهم برای تغییر شکل دائمی در کریستال است. نیم-گروه
عملیات دوتایی یک نیم-گروه اغلب به صورت ضربی: formula_1 یا formula_2 نوشته شده که نتیجه اعمال عمل نیم-گروه به زوج مرتب formula_3 می باشد. شرکت‌پذیری را برای تمام formula_4 درون نیم-گروه به صورت صوری formula_5 بیان می کنند. رده‌بندی ستارگان
کلاس‌های T و L برای ستارگان سرد درست شده‌اند؛ که شامل کوتوله قرمز و کوتوله قهوه‌ای است. کلاس Y که به‌طور فرضی ایجاد شده‌است مخصوص ستارگان سردتر از ستارگان نامبرده‌است. جریان سنج فراصوت
در حالت کلی این روش به دو زیرگروه اصلی تقسیم می‌شود که عبارتند از: مقاومت شیمیایی
الکترودهای دو تایی این امکان را فراهم می‌کنند که مقدار بیشتری از سطح فیلم با الکترود در تماس باشد. این اجازه می‌دهد اتصالات الکتریکی بیشتری ایجاد شود و رسانایی کلی سیستم افزایش یابد. ساخت الکترودهای دو تایی در اندازه انگشت و فاصله گذاری انگشتی در مرتبه میکرون دشوار است و نیاز به استفاده از فوتولیتوگرافی دارد. پوشش دادن المان‌های بزرگ‌تر آسان‌تر است و می‌توان این المان‌ها را با استفاده از تکنیک‌هایی مانند تبخیر حرارتی تولید کرد. الکترود دو تایی و سیستم‌های تک شکاف هر دو می‌توانند به صورت موازی مرتب‌سازی شوند تا امکان تشخیص چندین آنالیت توسط یک دستگاه را فراهم کنند. نجوم کروی
در جدولهای مدرن ستاره‌ها، کرهٔ آسمان به ۸۸ صورت فلکی تقسیم شده‌است. هر ستاره‌ای در یک صورت فلکی قرار دارد. صورت فلکی‌ها برای هدایت کردن مفیدند. ستاره قطبی برای یک بیننده که در نیم کرهٔ شمالی قرار دارد نزدیک شمال اوست. این ستاره همیشه در موقعیتی نزدیک بالای قطب شمال قرار دارد. سگ بزرگ
در کنار خوشه NGC ۲۳۶۲، خوشه باز دیگری قرار دارد به نام NGC 2354. ستاره قدر دوم دلتا (δ) کلب اکبر کمک خوبی برای یافتن این خوشه باز است. این خوشه تنها در ۵/۱ درجه شمال شرق ستاره دلتا کلب اکبر قرار دارد. این خوشه با پهنای ۲۰ دقیقه، ۱۰۰ ستاره‌ای از قدر ۹ و حتی کم نورتر را شمال می‌شود. البته قدر مجموع آن ۵/۶ است. اگر از دوربین دو چشمی استفاده می‌کنید کافی است ستاره دلتا را در میدان دید داشته باشید. مسلماً خوشه را مانند لکه‌ای غبار آلود مشاهده می‌کنید. تلسکوپ ۱۰ سانتی‌متری و بزرگ‌تر، ستاره‌های درخشان خوشه را تفکیک می‌کند. صورت‌های فلکی گردان
صورت‌های فلکی گردان () در اخترشناسی، نام آن دسته از صورت‌های فلکی (گروهی از ستارگان) است که از دیدگاه زمینی هرگز در افق غروب نمی‌کنند. با توجه به چرخش زمین و انحراف محوری آن نسبت به خورشید، ستاره‌ها و صورت‌های فلکی را می‌توان به دو دسته تقسیم کرد: به آن ستاره‌ها و صورت‌های فلکی که هرگز طلوع یا غروب نمی‌کنند ستاره یا صورت فلکی گردابی گفته می‌شود و بقیه در این تقسیم‌بندی ستاره‌های فصلی و صورت‌های فلکی فصلی هستند. بی‌ژوبین
بی‌ژوبین یک ستاره دوتایی نزدیک به هم است که همدم‌های آن هر چهار روز یکبار به دور یکدیگر می‌چرخند. آن‌ها آن‌قدر به هم نزدیک می‌مانند که با تلسکوپ به شکل دو ستاره تفکیک نشوند. جابه‌جایی آن‌ها در مدارشان باعث تغییر در خطوط جذبی طیف آن‌ها به دلیل اثر دوپلر می‌شود و آن‌ها را یک دوتایی طیفی دو خطه می‌کند. تپ اختر دوتایی
یک تپ اختر دوتایی از یک تپ‌اختر و یک ستاره همدم که در اغلب موارد یک کوتوله سفید یا یک ستاره نوترونی است، تشکیل می شود. تپ اخترهای دوتایی جزو اجسامی هستند که امکان آزمایش نسبیت عام را فراهم می آورند زیرا میدان گرانشی در نزدیکیشان بسیار قوی است. سها
هرچند س‌ها ستاره‌ای نزدیک مئزر است و حرکت ظاهری‌شان با هم است، ولی معلوم نیست که نزدیکی آن‌ها فقط از جهت ظاهری است، یا این‌که این دو ستاره تشکیل یک ستاره دوتایی را می‌دهند. البته خود س‌ها نیز شامل دو ستاره نزدیک به هم است. فوران دوقطبی
در مورد یک ستاره‌جوان، جریان فوران دوقطبی توسط یک جت متراکم و همسو هدایت می‌شود. این جت‌های اخترفیزیکی باریکتر از جریان خروجی هستند و مشاهده مستقیم آنها بسیار دشوار است. با این حال، جبهه‌های شوک مافوق صوت در امتداد جت، گاز را در داخل و اطراف جت تا هزاران درجه گرم می‌کند. این محفظه‌های گاز داغ در طول موج‌های مادون قرمز تابش می‌کنند و بنابراین می‌توان با تلسکوپ‌هایی مانند تلسکوپ فروسرخ بریتانیا (UKIRT) آنها را شناسایی کرد. آنها اغلب به صورت گره‌ها یا قوس‌های مجزا در امتداد پرتو جت ظاهر می‌شوند. آنها را معمولاً شوک‌های کمانی مولکولی می‌نامند، زیرا گره‌ها معمولاً مانند موج کمان در جلوی کشتی خمیده هستند. دوتایی پرتو ایکس
روش تابش این پرتو بدین گونه‌است که یکی از همدم‌ها (معمولاً سیاهچاله، ستاره نوترونی یا کوتوله سفید) مواد همدم دیگر را بلعیده و در این هنگام این مواد به دور جرم کوچک‌تر می‌چرخند و دیسکی ایجاد می‌کنند که به آن قرص برافزایشی می‌گویند. جبهه (ستاره)
جبهه یک ستارهٔ دوتایی در صورت فلکی شیر (صورت فلکی) شامل یک غول از ردهٔ ک۱ و یک غول از رده جی ۷ واقع در فاصلهٔ تقریبی ۷۶ سال نوری از زمین است که با تناوبی تقریباً ششصدساله دور یکدیگر می‌گردند. ستاره دوگانه
نتیجه‌گیری بررسی‌های بیشتر مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین (۲۰۰۶) بر پایهٔ تحقیقات چارلز لادا برآورد کرده که؛ مغایر با فرض کنونی حدود یک سوم از سیستم‌های ستاره‌ای در کهکشان راه شیری یا دوتایی (باینری) یا چندستاره‌ای هستند، و دو سوم باقی مانده را ستارگان منفرد تشکیل می‌دهند. از آنجا که سیاره‌ها احتمالاً راحت‌تر در پیرامون ستارگان تنها شکل می‌گیرند، سیاره‌ها نیز ممکن است متداول‌تر از آنچه قبلاً تصور شده باشند. این واقعیت که؛ ستارگان بزرگ و درخشانی مانند خورشید بیشتر به صورت دوتایی یا چندستاره‌ای هستند، این تصور را ایجاد کرده‌بود که بیشتر ستارگان جهان چندستاره‌ای هستند، در حالی که تحقیقات جدید پیرامون ستارگان کوچک‌تر و کم‌نورتر و کوتوله‌ها نشان می‌دهد که درصد آن‌ها بیش از ستارگان وابسته به سیستم‌های دوتایی و چندستاره‌ای است. رده‌بندی ستارگان
کلاس B مربوط ستارگانی است که درخشندگی نزدیک به آبی دارند. در آن‌ها خطوط هلیوم واقعی و خطوط تعدیل شده هیدروژن نیز دیده می‌شود. در بین آن‌ها خطوط فلزات یونیزه Mg II و Si II. قوی هستند. آن ستارگان فقط مدت کوتاهی زندگی کرده و حرکت زیادی نسبت به مکانی که در آن تشکیل شده‌اند نمی‌کنند. هنگامی که ستارگانی از این دسته یک خوشه شوند، از نام خوشه OB برای اشاره به آن‌ها استفاده می‌شود. شکارچی OB1 یک خوشه ستاره‌ای است که در بازوی مارپیچ کهکشان راه شیری قرار دارند و و بخش اعظم ستاره‌های درخشان شکارچی نیز محسوب می‌شوند. ستاره دوگانه
ستارۀ دوگانه یک سامانۀ ستاره‌ای است که در آن دو ستاره به دور مرکز سنگینی سراسری مشترک میان خود گردش می‌کنند. سامانه‌های دارای بیش از دو ستاره را سامانه‌های چند ستاره‌ای می‌نامند. به ستارهٔ دیگر ستارهٔ ندیم یا ستارهٔ همدم نیز گفته می‌شود. بررسی‌های جدید نشان می‌دهند که درصد زیادی از ستارگان بخشی از یک سامانهٔ حداقل دو ستاره‌ای هستند. ستارگان دوتایی در اخترفیزیک بسیار مهم هستند زیرا ویژگی‌های مدار آن‌ها جرم و چگالی آن ستارگان را برای اخترشناسان مشخص می‌کند. جرم بسیاری از ستارگان تکی نیز از روی برون‌یابی جرم ستارگان دوتایی بدست می‌آید. ستارگان دوتایی واقعی با ستارگان دوتایی نوری یکی نیستند، تفاوت آن‌ها در این است که ستارگان دوتایی نوری از زمین و از دیدگاه ما با چشم غیر مسلح نزدیک به یکدیگر یا گاهی به صورت یک ستاره دیده می‌شوند ولی آن‌ها هیچ اثر گرانشی بر یکدیگر ندارند و فقط در راستای دید ناظر اینگونه دیده می‌شوند. ستارگان دوتایی از روی طیف‌سنجی هم شناخته می‌شوند. اگر مدار حرکت این ستارگان در راستای دید زمین باشد به آن‌ها دوتایی گرفتی می‌گویند و هویت آن‌ها از راه بهره‌وری از پدیدهٔ گرفت تشخیص داده خواهدشد. ستاره‌زایی
ستاره‌زایی یا زایش ستارگان فرایند دگرگونی گازها و غبارهای کهکشانی به توپ‌های پلاسما و در نهایت شکل‌گیری ستاره‌ها است. این دانش که از شاخه‌های ستاره‌شناسی است، به بررسی محیط‌های میان‌ستاره‌ای و گازهای کهکشانی عظیم در مناطق هیدروژنی اچ دو به عنوان بسترهای شکل‌گیری ستاره‌ها و نیز به بررسی ستاره‌های جوان و زایش سیاره‌ها به عنوان محصولات جانبی زایش ستاره‌ها می‌پردازد. دانش "زایش ستاره‌ها" در کنار بررسی شیوهٔ شکل‌گیری ستاره‌های تکی با بررسی ستاره‌های دوگانه و تابع جرم اولیه سروکار دارد. اخترشناسی
اغلب کهکشان‌ها دارای شکل منحصر به فردی هستند که طبقه‌بندی آن‌ها را آسان می‌کند. به‌طورکلی کهکشان‌ها به انواع مارپیچ، بیضوی، و نامنظم تقسیم‌بندی می‌شوند. ریخت‌شناسی کهکشان‌ها
میله‌ها کهکشان‌ها بر اساس وجود یا عدم وجود نوار هسته ای تقسیم می‌شوند. دووکلس نماد SA برای نشان دادن کهکشان مارپیچی بدون میله، تکمیل استفاده هابل از SB برای مارپیچ‌های ممنوعه را معرفی کرد. او همچنین برای یک کلاس متوسط، مجذوب SAB، حاوی مارپیچهای ضعیف شده مجاز است. این کهکشانهای لنزیک نیز به عنوان غیرقانونی (SA0) یا محدود (SB0) طبقه‌بندی شده‌اند، با علامت S0 برای آن کهکشانهایی که برای غیرفعال بودن اینکه آیا یک نوار وجود دارد یا نه (معمولاً به این دلیل است که آن‌ها لبه به خط است) از نظر) رده‌بندی ستارگان
کلاس D رده‌بندی جدید برای ستارگان کوتوله است، ستارگانی با جرم کم که فعالیت هسته‌ای چشمگیری در آن دیده نمی‌شود ستارگان کلاس D محسوب شده و به زیر بخش‌های DA, DB, DC, DO, DQ, DX، و DZ تقسیم می‌شوند و این رده‌بندی به ترکیب‌های شیمیایی ستاره بستگی دارد. ابرنواختر
در مدل اول، ابرنواخترهای با هسته رمبنده می‌باشند که در حقیقت ستاره‌های پرجرمی هستند که سوخت هسته‌ای درونشان به اتمام رسیده‌است و با توجه به اینکه جرم هسته به ماوراء حد چاندراسخار می‌رسد انقباض هسته تا رسیدن به تبهنگی نوترونی و در واقع تبدیل شدن ستاره به یک ستاره نوترونی ادامه پیدا می‌کند و در نتیجه این وضعیت مواد ستاره در لایه‌های بالایی جو به بیرون پرتاب می‌شوند. در مدل دوم ابرنواختر در ستاره‌های دوتایی بسیار نزدیک رخ می‌دهد که در آن جرم ستاره کوتوله سفید به دلیل جاری شدن مواد از ستاره همدم به سوی آن از حد چاندراسخار بیشتر می‌شود و کوتوله سفید نمی‌تواند جرم خود را تحمل کند و ابرنواختر به وجود می‌آید. رده‌بندی ستارگان
در علم ستاره‌شناسی رده‌بندی ستارگان به رده‌بندی ستارگان بر اساس تخمینی که از نور و دمای سطحی آن‌ها با استفاده از طیف‌سنجی نجومی زده می‌شود، گفته می‌شود و انواع متفاوتی دارد. ستاره‌شناسان عموماً از ترکیبی از این دو روش زیر برای رده‌بندی ستارگان استفاده می‌کنند: «رده‌بندی هاروارد» از دمای سطحی ستاره جهت طبقه‌بندی آن استفاده می‌کند در حالی که «رده‌بندی یرکس» از میزان درخشندگی ستاره جهت طبقه‌بندی آن استفاده می‌کند. آنجلو سچی، منجم ایتالیایی در سال ۱۸۶۰ میلادی چهار نوع طیف ستاره‌ای را از هم تمیز داد. حدود بیست سال بعد، گروهی از محققان در رصدخانه کالج هاروارد موفق به تمیز دادن گونه‌های دیگری از طیف‌های ستارگان شده و آن‌ها را به ترتیب حروف الفبایی و بر اساس قدرت خطوط طیفی هیدروژنی آن‌ها نامگذاری کردند. با ادامه تحقیقات، ستارگان بر اساس دمای سطحی آن‌ها طبقه‌بندی شدند که باعث شد ترتیبی غیر الفبایی پیدا کند: ترتیب تقسیم‌بندی از گرمترین به سردترین O و B و A و F و G و K و M می‌باشد. از حروف دیگر جهت اشاره به انواع نادرتر ستارگان و نواخترها استفاده می‌شود. هر رده، خود به زیر رده‌های بیشتری تقسیم می‌شود. این کار معمولاً با نسبت دادن اعداد بین ۰ تا ۹ صورت می‌پذیرد (عدد ۰ برای گرمترین، و ۹ برای سردترین).  رده‌بندی دیگری بنام «رده‌بندی یرکس» در سال ۱۹۴۳ و توسط ویلیام ویلسن مارگون فیلیپ کینان و ادیت کلمن در رصدخانه یرکیزبه وجود آمد. این رده‌بندی از درخشندگی ستاره جهت طبقه‌بندی آن استفاده می‌کند. رده‌بندی ستارگان
جرم، شعاع و درخشندگی فقط برای ستارگان رشته اصلی درست است. دانشجویان غالباً برای حفظ کردن چنین کلاسی و به ترتیب از شکل انگلیسی جمله «مرد/زن خوبی باش، و مرا بوس کن» استفاده می‌کنند. رده‌بندی بر اساس نمودار هرتسپرونگ راسل به سه عامل قدر مطلق درخشندگی و دمای سطحی وابسته‌است. گروه خارج‌قسمتی
دوگان مفهوم گروه خارج قسمتی، زیرگروه است، این‌ها دو روش اصلی برای تشکیل گروه‌های کوچکتر از یک گروه بزرگ‌تر می‌باشند. هر زیرگروه نرمال دارای گروه خارج قسمتی متناظر با خود است که با حذف تمایز بین عناصری از گروه بزرگتر بدست آمده. در نظریه رسته‌ها، گروه‌های خارج قسمتی، مثال‌هایی از اشیاء خارج قسمتی اند که دوگان زیراشیاء می‌باشند. برای مثال‌های دیگری از اشیاء خارج قسمتی به این مقالات مراجعه کنید: حلقه خارج قسمتی، فضای خارج قسمتی (جبر خطی)، فضای خارج قسمتی (توپولوژی) و مجموعه خارج قسمتی. ثعبان
ثعبان یک ستاره دوتایی طیفی تک خطی است. فقط ستاره اصلی در طیف آشکار می‌شود. تغییر سرعت شعاعی ستاره اصلی قابل اندازه‌گیری است و با به دست آوردن این مقدار، می‌توان همدمی با مدار غیر هم مرکزی در نظر گرفت. این همدم در هر ۵۱٫۴ روز یکبار به دور ستاره اصلی می‌چرخد. با در نظر گرفتن کم‌نورتر بودن ستاره دوم، می‌توان فرض کرد که فاصلهٔ این دو ستاره حدود ۰٫۴۶ واحد نجومی است و ستارهٔ همدم کمی سبک‌تر از ستارهٔ اصلی است. طیف‌بینی فروسرخ
دو دستهٔ اصلی آشکارسازها، گرمایی و کوانتمی هستند. آشکارسازهای گرمایی به ۴ دسته دماپا، بلومتر، پیزوالکتریک و بادی تقسیم می‌شوند. ستاره فشرده
در ستاره‌های دوتایی معینی شامل یک کوتولهٔ سفید، جرم از ستارهٔ همراه بر روی کوتولهٔ سفید انتقال می‌یابد و نهایتاً به سمت حد چاندراسخار می‌کشاند. الکترون‌ها به منظور ایجاد نوترون‌ها، با پروتون‌ها واکنش داده و در نتیجه دیگر فشار لازم را برای مقاومت در برابر جاذبه فراهم نمی‌آورند که این، فروریختن ستاره را به دنبال دارد. اگر مرکز ستاره غالبا از کربن و اکسیژن تشکیل یافته باشد آنگاه این فروریختگی گرانشی، همجوشی خارج از کنترل کربن و اکسیژن را جرقه خواهد زد و موجب پدید ابرنواختر نوع la می‌گردد که در آن ستاره تماما از هم منفجر می‌شود، قبل از این که فروریختگی غیرقابل بازگشت شود. اگر مرکز ستاره بیشتر از منیزیم یا عناصر سنگین تر تشکیل یافته باشد، فروریختگی ادامه می‌یابد. با افزایش بیشتر چگالی، الکترون‌های باقی‌مانده با پروتون‌ها واکنش داده تا نوترون‌های بیشتری تولید شوند. فروریختگی ادامه می‌یابد تا زمانی که (در چگالی بالاتر) نوترون‌ها منحط گردند. یک تعادل جدید پس از اینکه ستاره به میزان توان سه از پایهٔ ده، به شعاعی بین ۱۰ تا ۲۰ کیلومتر فشرده شود ممکن است. این یک "ستارهٔ نوترونی" است. هرچند اولین ستارهٔ نوترونی تا سال ۱۹۶۷ - زمانی که اولین تپ اختر رادیویی کشف شد - مشاهده نگشت، اما ستارگان نوترونی توسط باده و زویکی در سال ۱۹۳۳ مطرح شدند، فقط یک سال پس از آنکه نوترون در سال ۱۹۳۲ کشف شد. آن‌ها به این پی بردند که چون ستارگان نوترونی بسیار چگال هستند، فروریختن یک ستاره معمولی به یک ستاره نوترونی مقدار عظیمی از انرژی پتانسیل گرانشی را آزاد خواهد کرد که توضیح احتمالی را برای ابرنواختر فراهم می‌آورد. این توضیح ابرنواخترهای نوع lc، lb و ll است. این گونه ابرنواختر زمانی که هسته آهنی یک ستاره سنگین از حد چاندراسخار بگذرد رخ می‌دهد و به ستاره‌ای نوترونی فرو می‌ریزد. همانند الکترون‌ها، نوترون‌ها از فرمیون‌ها به حساب می‌آیند. آن‌ها به همین خاطر فشار انحطاط نوترونی را فراهم می‌آورند تا از ستاره نوترونی در برابر فروریزش نگاهداری کنند. علاوه بر این، کنش‌های تدافعی نوترون – نوترون فشار اضافه فراهم می‌آورد. همانند حد چاندراسخار برای کوتوله‌های سفید، یک حد جرمی برای ستارگان نوترونی وجود دارد: حد تولمان–اپنهیمر–ولکف، که این نیروها دیگر برای پابرجا نگه داشتن ستاره کافی نیستند. به دلیل اینکه نیروهای موجود در جرم چگال هادرونی به خوبی شناخته نشده‌اند، این حد به‌طور دقیق نامعلوم است ولی حدس زده می‌شود که بین ۲ تا ۳ برابر جرم خورشید (M) باشد. اگر جرم بیشتری بر روی ستارهٔ نوترونی افزوده شود، نهایتاً به این حد جرمی خواهد رسانده خواهد شد. اینکه بعد از آن چه اتفاقی می‌افتد کاملاً واضح نیست. خوشه ستاره‌ای
ستارگان هر خوشه، هم‌زمان و از یک ابر غبار و گاز زاده شده‌اند و بنابراین سن و ترکیب‌شان مشابه‌است، ولی نوع این ستارگان متفاوت است، چون جرم‌های متفاوتی دارند. چرخهٔ حیاتی ستاره را جرم آن تعیین می‌کند. دو نوع خوشه وجود دارند: خوشهٔ کروی و خوشهٔ باز. خوشه‌های کروی پیرترند و در هاله‌ای کروی پیرامون هستهٔ کهکشان راه شیری قرار دارند ولی خوشه‌های جوان‌تر باز، در قرص کهکشان قرار گرفته‌اند. رده‌بندی ستارگان
؛ کلاس W(دبلیو): ولف رایت در کلاس دبلیو یا دبلیو-آر وجود هلیوم نسبت به هیدروژن در جو ستاره قابل توجه‌است؛ و دمای بالایی داشته و بادهای ستاره‌ای با قدرت بسیار زیاد از خود بیرون می‌دهند، و خود به زیر دسته‌های "WC" ("WCE" نوع نزدیک، "WCL" نوع دور)، "WN" ("WNE" نوع نزدیک، "WNL" نوع دور)، و "WO" تقسیم می‌شوند که این تقسیم‌بندی بر حسب میزان خطوط طیفی نیتروژن و کربن و اکسیژن انجام می‌شود. ستارگان در طالع‌بینی
در نامگذاری سنتی طالع‌بینی، ستارگان به ستارگان ثابت، لاتین "استلای فیکسی(stellæ fixæ)"، که در طالع‌بینی به معنای ستارگان و سایر اجسام کهکشانی یا بین کهکشانی است که توسط اخترشناسی به رسمیت شناخته شده‌است؛ و «ستارگان سرگردان» (به یونانی: "πλανήτης αστήρ،" "planētēs ASTER)،" که ما به عنوان سیاره‌ها از منظومه شمسی می‌شناسیم، تقسیم می‌شوند. طالع بینی با خورشید، یک ستاره و ماه زمین همین‌طور رفتار می‌کند که گویی آنها سیارات در زایچه هستند. این‌ها ستارگان «ثابت» خوانده می‌شدند زیرا تصور می‌شد که آنها به گنبد آسمان متصل شده‌اند، دورترین فاصله از زمین کره‌های آسمانی. نسبیت عام
بنابر نظریه نسبیت عام یک منظومه دوتایی امواج گرانشی منتشر می‌کند و از این رو انرژی از دست خواهد داد. در نتیجه این کاهش انرژی فاصله بین دو جسم در حال چرخش کاهش می‌یابد؛ و بنابراین دوره تناوب چرخش آن‌ها نیز کاهش می‌یابد. در درون منظومه شمسی یا برای جفت ستاره‌های معمولی این اثر آنقدر کوچک است که قابل مشاهده نیست. اما برای یک تپ‌اختر دوتایی که در فاصله نزدیکی قرار دارد، وضعیت این‌گونه نیست. یک تپ‌اختر دوتایی از دو ستاره نوترونی در حرکت مداری هستند تشکیل شده‌است که یکی از آن‌ها تپ‌اختر است. ناظرین روی زمین، سری منظمی از پالس‌های رادیویی از یک تپ‌اختر دریافت می‌کنند که می‌توان از آن‌ها به‌عنوان یک ساعت بسیار دقیق استفاده نمود و بدین وسیله دورهٔ تناوب مداری را اندازه گرفت. از آنجا که ستاره‌های نوترونی بسیار فشرده هستند انرژی قابل توجهی از آن‌ها به‌صورت تابش گرانشی منتشر می‌شود. ستاره دوگانه
ستاره‌های دوتایی گاهی می‌توانند بین یکدیگر جرم تبادل کنند و تکامل یابند. از معروف‌ترین ستارگان دوتایی می‌توان به الغول (ستارهٔ دوتایی گرفتی)، شباهنگ و ماکیان ایکس یک (که ندیم کوچکتر قویترین احتمال سیاهچاله است) اشاره کرد. مبانی ستاره‌شناسی (کتاب)
فصل ۹: ستاره‌های دوتایی و جرم ستارگان گرایش جنسی و زیست‌شناسی
پژوهش‌های انجام شده بر روی دوقلوها را از نظر روش نمونه‌گیری می‌توان به دو دسته‌ی کلی تقسیم کرد: آن‌هایی که نمونه‌گیری را هدفمند انجام داده‌اند و آن‌ها که از بایگانی‌های ثبت دوقلوها یا نمونه‌گیری احتمالی (مثلاً از طریق تماس تلفنی تصادفی با اشخاص) استفاده کرده‌اند. در نمونه‌گیری هدفمند، دوقلوهای غیردگرجنس‌گرا از طریق مثلاً آگهی یا خبررسانی دهان به دهان، به طور خاص شناسایی و به منظور پژوهش انتخاب می‌شوند. در این روش احتمال زیادی وجود دارد که مجموعه‌ی نمونه‌ها جهت‌دار بوده و نمایانگر جامعه‌ی واقعی نباشند، زیرا ابتدا باید دوقلوهای همجنس‌گرا از برگزاری چنین تحقیقی باخبر شوند و سپس تصمیم بگیرند که در پژوهش شرکت کنند یا نه. ممکن است که دوقلوها پیش از ورود به پژوهش از موضوع آن (یعنی بررسی میزان هماهنگی گرایش جنسی بین دو قل) باخبر شوند. هر کدام از این مراحل می‌تواند در جامعه‌ی نمونه‌ی پژوهش تاثیر بگذارد. به عنوان مثال هر قل ممکن است هنگام تصمیم‌گیری در خصوص شرکت یا عدم شرکت در تحقیق، گرایش جنسی قل دیگرش را نیز در نظر بگیرد: اگر فقط یکی از قل‌ها همجنس‌گرا باشد و نخواهد قل دیگر به گرایش جنسی‌اش پی ببرد، احتمال بالایی وجود دارد که از شرکت در پژوهش خودداری کند تا از تنش خانوادگی جلوگیری شود. بنابراین در این نوع نمونه‌گیری‌ها، نسبت دوقلوهایی که گرایش جنسی ناهماهنگ دارند کمتر از حد واقعی در جامعه دیده می‌شود. برعکس آن نیز صادق است: در چنین پژوهش‌های نسبت دوقلوهایی که گرایش جنسی‌شان هماهنگ است به طور اغراق‌شده‌ای بیشتر از میزان واقعی دیده می‌شود. همچنین، جفت‌های همسانی که در گرایش جنسی هماهنگ هستند احتمال بیشتری دارد که خبر انجام چنین پژوهش‌هایی به گوششان برسد و در آن‌ها شرکت کنند. بنابراین تورش (سوگیری) دیگری نیز به نفع دوقلوهای همسان با گرایش جنسی هماهنگ نسبت به دوقلوهای غیرهمسان با گرایش جنسی هماهنگ ایجاد می‌شود و در نتیجه میزان ارث‌پذیری یا ژنتیکی بودن گرایش جنسی بیش از میزان واقعی محاسبه می‌گردد. ستاره دوگانه
یک دوتایی گرفتی دو ستاره‌است که مدار آن‌ها بسیار نزدیک به راستای دید ناظر باشد در این صورت در طول دوره دو بار گرفت رخ خواهد داد. حال اگر دوتایی گرفتی طیفی هم باشد و اختلاف‌منظر سامانه نیز در دست باشد، چنین سامانه‌ای برای تجزیه وتحلیل اخترشناسی بسیار پرارزش خواهد بود.الغول بهترین نمونهٔ تاکنون شناخته شدهٔ دوتایی گرفتی‌است. ریخت‌شناسی کهکشان‌ها
طبقه‌بندی ریخت‌شناسی کهکشان سیستمی است که توسط ستاره شناسان برای تقسیم کهکشان‌ها بر اساس ظاهر بصری آن‌ها استفاده می‌شود. طرح‌های متعددی در استفاده وجود دارد که می‌توان آن‌ها را با توجه به مورفولوژی‌های آن‌ها دسته‌بندی کرد، معروف‌ترین آن‌ها توالی حباب است که توسط ادوین هابل طراحی شده‌است و بعد از آن توسط جرارد دواووکورر و آلن سندیج گسترش یافت. سیارک دوگانه
نسبت جرمی دو سیارک، در یک سامانهٔ دوتایی ویژگی مهمی است. این نسبت در بیشتر سیارک‌های دوتایی نسبت جرمی بزرگی است، یعنی یک ماهوارهٔ نسبتاً کوچک در مداری در اطراف سیارک اصلی به نسبت بزرگ‌تر قرار دارد. سامانه‌های ماهواره‌ای با یک ماهواره یا «ماه» کوچک، و سامانه‌های دوتایی کالیوپه ۲۲، یوجینیا ۴۵، سیلویا ۸۷، کمیلا بل ۱۰۷، هرمیون ۱۲۱، الکترا ۱۳۰، ایدا ۲۴۳، اما ۲۸۳، و هیونا ۳۷۹ را شامل می‌شود. برخی از سامانه‌های دوتایی یک نسبت جرمی نزدیک به ۱:۱ دارند، یعنی دو جزء جرم‌های برابر با یکدیگر دارند. نمونه‌های آنها آنتیوپ ۹۰ و هرمس ۶۹۲۳۰ هستند. توالی یابی دنوو
توالی یاب‎هایی که از گراف استفاده می‎کنند به دو دسته تقسیم می‎شوند. و گراف دی براین. این دو روش در سال 1994 در کارگاهی توسط واترمن و جین مایرز معرفی شدند. از بین این دو روش، استفاده روش گراف دی براین متداول‎تر است. در توالی یابی توسط گراف دی براین، خوانده‎ها به قطعات کوچک تری با طول یکسان k تقسیم می‎شوند. سپس از این k-تایی‎ها به عنوان یال های گراف دی براین استفاده می‎شود. گره های این گراف از تقسیم هر k-تایی به دو k - 1-تایی به دست می‎آیند. به این ترتیب گراف دی براین توسط توالی یاب ساخته می‎شود. این توالی یاب‎ها زمانی که تعداد خوانده‎ها زیاد باشند، بهتر از الگوریتم های حریصانه عمل می‎کنند. با استفاده از توالی یاب دنوو می‎توان ژنوم‎های طولانی‎تر و پیچیده‎تر را توالی یابی کرد، زیرا این توالی یاب‎ها این امکان را می‎دهند که نواحی تکراری در ژنوم شناخته شوند. همچنین با استفاده از این نوع توالی یاب‎ها می‎توان ژنوم گونه‎های جدید را توالی یابی کرد. به علاوه با استفاده از آن‎‎ها می‎توان تغییرات ساختاری مانند اضافه شدن و حذف شدن نوکلئوتایدها را در ژنوم یک گونه شناسایی کرد. رابطه دوتایی
بر اساس تعریف بالا دو رابطه با یک گراف یکسان و دامنه و برد متفاوت دو رابطهٔ متفاوت در نظر گرفته می‌شوند. مخصوصاً در نظریه مجموعه‌ها رابطه دوتایی معمولاً بر پایه جفت‌های داده شده یا گراف مورد نظر شناخته می‌شود. لب روش
لب روش منطقه‌ای بین دو ستاره در یک سامانه دوتایی است که مواد به دلیل گرانش در آن می‌چرخند. اگر لب روش ستاره بزرگتر از گذشته شود، سپس مواد خارج از لب روش در آن سقوط خواهند کرد. این تقریبا باعث می‌شود مواد هم از یکدیگر جدا شوند، با اوج این نیرو مناطق به سمت ستارگان دیگر است (به این نقطه نقطه لاگرانژ می‌گویند که در تصویر با L1 مشخص شده‌است). این با حد روش متمایز است زیرا در حد روش به سمت اجسام نزدیک نمی‌شوند و فقط از هم به دلیل نیروی کشندی جدا می‌شوند. و با کره روش هم متفاوت است که یک منطقه گرانشی است که در کنار اجسام آسمانی قرار دارد که در مدار دیگر اجسام اختلال ایجاد می‌کند. حد روش کره روش و لب روش به نام نجوم‌دان فرانسوی ادوارد روش نام‌گذاری شده‌است. منظومه دوگانه
این منظومه‌ها همچنین بر مبنای شیوهٔ مشاهده‌شدن آن‌ها توسط ما طبقه‌بندی می‌شوند. دوگانه‌های بصری اجسامی هستند که به اندازهٔ کافی با هم فاصله دارند تا با تلسکوپ قابل مشاهده باشند. دوگانه‌های گرفته اجسامی هستند که گذر یکی از آن‌ها هنگام چرخش باعث می‌گردد دیگری از زاویهٔ دید ما در زمین پوشیده شود. دوگانه‌های نجومی اجسامی هستند که با توجه به ناشناخته بودن جسم دیگر به نظر می‌رسد دور چیزی نمی‌چرخند و دوگانه بودن آن‌ها تنها از طریق استنباط حاصل می‌شود. نداشتن روشنایی کافی یا پوشیده شدن توسط تابش جسم اصلی ممکن است باعث عدم توانایی اخترشناسان در کشف جسم ثانویه شود. دوتایی انفجاری
دوتایی انفجاری یک ستاره دوتایی است که از دو عضو تشکیل شده‌است: یک کوتوله سفید و یک ستارهٔ همدم که بخشی از جرم آن در اثر گرانش به کوتوله سفید منتقل می‌شود. این دو ستاره بسیار نزدیک به یکدیگر قرار گرفته‌اند به طوری که گرانش کوتوله سفید باعث جدا شدن مواد سازندهٔ ستاره همدم و پیوستن آن‌ها به کوتوله سفید می‌شود. مادهٔ جداشده که معمولاً هیدروژن است باعث ایجاد یک قرص برافزایشی در اطراف کوتوله سفید می‌شود. توالی‌یابی شاتگان
در این روش یک مولکول سنگین دی‌ان‌ای به قسمت‌های تصادفی با اندازهٔ مشخص (معمولاً ۲، ۱۰، ۵۰، یا ۱۵۰ هزارتایی) تقسیم می‌شود و درون وکتور مناسب قرار می‌گیرند. سپس هر قسمت از هر دو طرف با استفاده از توالی‌یابی به روش سنگر توالی‌یابی می‌شوند و دو رشتهٔ کوتاه به دست می‌آید؛ و با توجه به اینکه توالی‌یابی به روش سنگر معمولاً جواب‌هایی با طول بین ۵۰۰ تا ۱۰۰۰ تولید می‌کند جواب‌ها (به غیر از جواب‌های خیلی کوتاه) به ندرت هم پوشانی خواهند داشت. گروه‌های دینی اصلی
در این مقاله، دو روش مطرح شده‌است: شمار پیروان و نیز، تعاریف مورد استفادهٔ متفکرین کلاسیک ادیان. ستاره ولف–رایه
پیش از این اشاره شد که این ستارگان بادهای ستاره‌ای بسیار شدیدی دارند. چون ستارگان اجرامی کروی یا شبه‌کروی هستند. برخی از این بادها که از بخش پشت ستاره گسیل می‌شوند از ما دور می‌شوند یا به عبارتی دیگر نسبت به ما سرعت شعاعی مثبت دارند و برخی دیگر که از بخش جلوی ستاره گسیل می‌گردند به ما نزدیک می‌شوند یا بر خلاف مورد پیش نسبت به ما سرعت شعاعی منفی دارند. اثر دوپلر باعث می‌شود که پرتوهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای نزدیک شونده به ما دچار انتقال به آبی بشوند. همچنین این پدیده بر روی پرتوهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای دور شونده از ما اثر وارونه می‌گذارد یعنی سبب انتقال به سرخ این پرتوها می‌شود. قدر ظاهری
از زمان باستان ستارگان بر اساس درخشندگی ظاهری تقسیم می‌شده‌اند. چشم غیر مسلح در شرایط جوی مساعد حدود ۶۰۰۰ ستاره را می‌تواند مشاهده کند. از نظر قدر ظاهری رتبه‌بندی [قدر] ستارگان چنین است:چهل و هشت ستاره روشن (روشنتر از قدر ۲٫۰): شباهنگ - سهیل - نگهبان شمال - آلفا قنطورس - کرکس نشسته - عیوق - رجل الجبار - شعرای شامی - آخرالنهر - ابط الجوزا - بتا قنطورس - کرکس پرنده - دبران - قلب العقرب - آلفا دوشیزه - بتا جوزا - فم الحوت - بتا صلیب - ذنب - آلفا صلیب - قلب الاسد. اپسیلون سگ بزرگ (۱٫۵)، گاما صلیب (۱٫۶۳)، لاندا کژدم (۱٫۶۳)، گاما شکارچی (۱٫۶۴)، بتا گاو (۱٫۶۵)، بتا شاه‌تخته (۱٫۶۸)، اپسیلون شکارچی (۱٫۷)، آلفا درنا (۱٫۷۴)، اپسیلون خرس بزرگ (۱٫۷۷)، گاما بادبان (۱٫۷۸*)، آلفا خرس بزرگ (۱٫۷۹)، آلفا برساوش (۱٫۷۹)، دلتا سگ بزرگ (۱٫۸۴)، اپسیلون کمان (۱٫۸۵)، اتا خرس بزرگ (۱٫۸۶)، اپسیلون شاه‌تخته (۱٫۸۶)، تتا کژدم (۱٫۸۷)، بتا ارابه‌ران (۱٫۹)، آلفا مثلث جنوبی (۱٫۹۲)، گاما دوپیکر (۱٫۹۳)، آلفا طاووس (۱٫۹۴)، دلتا بادبان (۱٫۹۶)، آلفا مار باریک (۱٫۹۸)، آلفا دوپیکر (۱٫۹۸)، بتا سگ بزرگ (۱٫۹۸)، آلفا بره (۲٫۰)، ستاره قطبی (۲٫۰۲*) خوشه ستاره‌ای
خوشهٔ کروی مجموعه‌ای از ستارگان فشرده به یکدیگر است که تعدادشان از ده‌ها هزار تا صدها هزار ستاره متغیر است. خوشه‌های کروی معمولاً دایره‌ای شکل بوده و تقریباً ۱۰۰ سال نوری پهنا دارد. ستارگان‌شان در مرکز خوشهٔ متمرکز شده‌اند. تقریباً ۱۵۰ خوشهٔ کروی شناخته شده در کهکشان ما وجود دارد، که اکثرشان در هالهٔ پیرامون هستهٔ کهکشان قرار دارند. ستارگان خوشه‌های کروی، پیر و از ستارگان گروه دوم هستند. ستاره دوگانه
ستارگان دوتایی که هم مرئی و هم طیفی باشند، نادر هستند، و اگر یافت شوند اطلاعات مفیدی را در اختیار ستاره‌شناسان قرار می‌دهند چون ستارگان دوتایی بصری غالباً جدایی بزرگی در حالت واقعی دارند و دوره‌هایشان بین ده‌ها تا قرن‌هاست؛ ستارگان دوتایی که در مدار کوچکتری دارند، ستارگان دوتایی طیفی می‌شوند. به عبارت دیگر ستارگان دوتایی طیفی در مدار خود بسیار سریع حرکت می‌کنند زیرا مدار کوچکتری دارند بنابراین ستارگان دوتایی که هم طیفی باشند و هم مرئی باید بسیار به زمین نزدیک باشند تا دیده شوند. رده‌بندی ستارگان
در این روش ستارگان با درخشندگی متفاوت به شرح زیر مشخص می‌شوند: میشل مایور
این تحقیق به علایق مختلفی از جمله مطالعه ویژگی‌های آماری ستاره‌های دوتایی خورشید-مانند منجر شد. با آنتونی دووکنوی، پژوهشگر دیگر، او یک پیمایش رصدی از همتایان کوچک ستاره‌های مشابه خورشید را انجام داد، و نتایج را در یکی از مقالات مطرح شده توسط نجوم و استروفی فیزیک در طول ۴۰ سال اول خود منتشر کرد. مایور و Duquennoy سپس کشف کردند که جرم برخی از این همدم‌ها می‌تواند زیر-ستاره (جرم کم نر از ستاره) باشد. ستاره دوگانه
گاهی اوقات، تنها گواه دوتایی بودن یک ستاره با بررسی اثر داپلر بر روی نور ساطع شده از آن‌است. در چنین موردی، اگر ستارهٔ دوتایی متشکل از یک جفت ستاره باشد در آن از خطوط طیفی در نور ساطع شده از هر ستاره، نخست به سمت آبی کشانده می‌شود، و پس از آن، به سمت رنگ قرمز متمایل می‌شود، که همان حرکت به سوی ما، و سپس دور شدن از ما، در طول حرکت خود به دور مرکز سنگینی سراسری مشترک خود، در طول دور زدن مدار خویش است. اخترشناسی
در این شاخه از اخترشناسی، سیارهها، قمرها، سیاره‌های کوتوله، دنباله‌دارها، سیارکها و دیگر اجرام سماوی که به دور خورشید می‌چرخند و همچنین سیاره‌های فراخورشیدی مطالعه می‌شوند. منظومهٔ شمسی با استفاده از تلسکوپ‌ها و در مرتبهٔ بعد از طریق فضاپیماها تقریباً به خوبی مورد مطالعه قرار گرفته‌است. هرچند اطلاعات به دست آمده درک کلی خوبی از نحوهٔ پیدایش و تکامل این سیستم سیاره‌ای به ما داده‌است، اما هنوز اکتشافات زیادی در حال انجام هستند. ثعبان
ثعبان در شرایط رصدی به نسبت خوب، تقریباً راحت پیدا و دیده می‌شود. اگرچه پیدا کردن ستاره قطبی امروزی، با امتداد دو ستارهٔ انتهای صورتواره هفت اورنگ (به آن "ملاقه" یا "شیر جوش" هم می‌گویند) یعنی دبّه و مراق، روش بسیار شناخته شده‌ای است، اما کمتر گفته شده که با امتداد ستاره‌های داخلی ملاقه، می‌توان در ۱۵ درجه‌ای مغرز به ثعبان رسید. ثعبان آن قدر پرنور نیست که در مناطقی با آلودگی نوری زیاد، دیده شود. سها
اگر آسمان منطقه‌ای که رصدمی کنید پاک و به دور ا ز آلودگی نوری بوده و چشمانی تیزبین داشته باشید، حتماً سعی کنید این دوتایی را با چشم غیر مسلح رصد کنید. اگر توانستید این دو ستاره را جدا از هم تشخیص دهید، چشمان شما از سلامت کامل برخوردار هستند. تک‌شاخ (صورت فلکی)
ستارهٔ بتا که با چشم غیرمسلح به صورت تکی مشاهده می‌شود، یک ستارهٔ چهارتایی در فاصلهٔ ۷۱۵ سال نوری است. وی۸۳۸ تکشاخ که تلسکوپ هابل تصویرهایی از فوران آن گرفت.کتاب صورت‌های فلکی نوشته دکتر گری مکلر شتاب‌دهنده ذرات
شتاب‌دهنده‌ها اصولاً به دو دسته خطی و دایره‌ای تقسیم می‌شوند. مشهورترین شتاب‌دهنده‌های خطی یا لیناک و شتابدهنده واندگراف هستند، و شتاب‌دهنده‌های دایره‌ای عبارت هستند از: بتاترون، سیکلوترون، مایکروترون و سنکروترون. سیاره دوگانه
قابل توجه‌ترین استثنا در این مورد منظومهٔ پلوتو-شارون است. نسبت جرم شارون به پلوتو صد و هفده هزارم (دو هفدهم) است که به اندازهٔ کافی به یک نزدیک است به شکلی که در موارد متعدد توسط بسیاری از دانشمندان این دو به عنوان «سیاره‌های کوتوله دوگانه» («سیاره‌های دوگانه» پیش از تعریف سال ۲۰۰۶ سیاره) خوانده شده‌اند. به هر حال آی‌اِ‌ی‌یو شارون را هم‌اکنون ماه پلوتو می‌نامد اما به روشنی از تمایل خود برای تغییر طبقهٔ آن‌ها به «سیاره‌های کوتولهٔ دوگانه» در زمانی در آینده سخن به میان آورده‌است. ستاره
در برخی حالات، ستاره دو سامانه ستارگان دو تایی کوتوله قهوه ای کم نور یا ستاره ای نوترون است که شناسایی آن تنها از طریق اثرات گرانشی که روی ستاره همدم خود می‌گذارد، امکان‌پذیر است.http://space.about.com/od/stars/p/What-Is-A-Star.htm دم‌سنج
روش‌های دم‌سنجی (اسپیرومتری) به دو دسته کلی تقسیم می‌شوند: آشنایی با نسبیت عام
به‌طور غیرمستقیم، اثرات امواج گرانشی در مشاهدات برخی ستاره‌های دوتایی دیده شده‌اند. این زوج ستاره‌ها به دور یکدیگر می‌گردند و در همین حال کم‌کم انرژی خود را با گسیل امواج گرانشی از دست می‌دهند. برای ستاره‌های با جرم معمولی مانند خورشید ما، این انرژی به قدری ناچیز است که قابل شناسایی نیست، با این حال این اثر در سال ۱۹۷۴ در یک تپ‌اختر دوتایی به نام پی‌اس‌آر بی۱۹۱۳+۱۶ مشاهده گردید. در چنین سامانه‌ای یکی از ستاره‌های چرخنده یک تپ‌اختر است. این مسئله دو نتیجه مفید به دنبال دارد: شدت گسیل امواج گرانشی از یک تپ‌اختر که جسمی بسیار چگال (شناخته شده به نام ستاره نوترونی) است بسیار قوی‌تر از ستاره‌های معمولی است. همچنین، یک تپ‌اختر، شعاع باریکی از تابش الکترومغناطیسی از قطب‌های مغناطیسی خود گسیل می‌کند. با چرخش تپ‌اختر، این شعاعِ نوری، زمین را جاروب می‌کند و این تابش به صورت قطاری از پالس‌های رادیویی با دورهٔ منظم دیده می‌شود، درست مانند فانوس دریایی دیده شده از کشتی‌ها در دریا. الگوی تابشی پالس‌های گسیل شده از تپ‌اخترها بسیار منظم بوده و به اعوجاج فضازمان در همسایگی نزدیک خود (مثلاً در اثر وجود امواج گرانشی) بسیار حساس است. با گذشت زمان و گسیل امواج گرانشی، انرژی سامانهٔ دوتایی کاهش یافته، شعاع چرخش کوچک‌تر می‌شود و سرعت چرخش آن‌ها به دور یکدیگر افزایش می‌یابد. با استفاده از دورهٔ پالس‌های گسیل شده از تپ‌اختر می‌توان به مدار و سرعت چرخش دوتایی به دور یکدیگر پی‌برد و میزان انرژی از دست رفته را محاسبه نمود. ابرنواخترهای نوع یکم بی و یکم سی
وقتی یک ابرنواختر رصد (نپاهیده) شد، می‌توان آن را بنابر رویهٔ مینکوفسکی-تسوئیکی دسته‌بندی کرد. این دسته (کتاگر) بر مبنای خطوط جذبی‌ای است که در طیفش نمایان می‌شود. یک ابرنواختر ابتدا بر مبنای این که نوع یک هست یا نوع دو دسته‌بندی می‌شود، بعد بر مبنای ویژگی‌های مشخص‌تری زیر-کتاگُریده می‌شود. محاسبه فاصله ستاره‌ها از منظومه شمسی
۱-مستقیم: در این روش از اختلاف منظر (همان روشی که ما با دو چشممان فاصلهٔ اجسام را تعیین می‌کنیم و سه بعدی می‌بینیم) استفاده می‌شود. برای استفاده از این روش مکان ستاره را به دقت تعیین کرده و در ۶ ماه بعد که زمین ۲ ای یو جابه‌جا شده (با چشم پوشی از حرکت خود خورشید) دوباره مکان ستاره را به دقت اندازه می‌گیرند و اختلاف زاویه‌ای آن دو را مساوی با یک تقسیم بر فاصله بر حسب پارسک می‌گذارند. بدین ترتیب چنین به دست می‌آید: فاصلهٔ ستاره بر حسب پارسک = اختلاف منظر/۱ البته این روش تنها برای ستارگان نزدیک مورد استفاده‌است زیرا دقت تلسکوپ‌های زمینی به علت جو و فضایی‌های کنونی به علت کوچکی بیش از ۰٫۰۰۱ ثانیه قوس نیست. برای تعیین فاصلهٔ ستارگان از زمین روش مثلث‌بندی نیز مشهور است، ولی به شرط این که ستارگان نزدیک را بخواهیم با آن مورد مطالعه قرار دهیم. حلقه‌های نپتون
حلقه‌های نپتون تشکیل شده از پنج حلقه سیاره‌ای اصلی می‌باشد که وجود آن در سال ۱۹۸۴ میلادی توسط آندره براهیک پیش‌بینی شد و در سال ۱۹۸۹ توسط فضاپیمای ویجر ۲ از آن تصویربرداری شد. این حلقه‌ها در پرچگالی‌ترین بخش‌های خود قابل مقایسه با بخش C حلقه‌های زحل می‌باشند اما بیشتر بخش‌های این حلقه شکننده و ضعیف و بیشتر شبیه به حلقه‌های مشتری است. حلقه‌های نپتون با نام اخترشناسانی که بر روی این سیاره تحقیق نموده‌اند نامگذاری شده است. نپتون همچنین دارای حلقه‌ای کم نور در مدار ماه گلتیا می‌باشد که تاکنون نامگذاری نشده است. سه ماه دیگری که در این حلقه قرار دارند نیاد، تالسا و دیسپینا می‌باشند.