天体质量与第一宇宙速度关系（宇宙已知天体重力排名）

柯洛-3b：56.6G

柯洛3b的质量是通过视向速度法测定的，由于受到环绕其运行的天体的影响，中央恒星会出现时而接近地球、时而远离地球的运动，视向速度法即通过测定该运动所引起的中央恒星光谱的多普勒效应来确定环绕其运行天体的质量。该方法通常只能得出天体的质量下限：其测量值等于真实质量与天体轨道平面之法线和观测视线倾角正弦值的乘积。由于往往无法得知该倾角的大小，所以在多数情况下天体的真实质量都是未知数。但是就柯洛3b来说，科学家已经通过观测器凌星现象得出了倾角值，从而测定出了其真实质量，其真实质量为木星的21.66倍。

由于柯洛3b与其母星之间存在凌星现象，所以可以通过测量凌星过程中柯洛3b所阻挡的母星光线量和母星的半径来计算其半径。该天体被发现之初，科学家认为其半径远小于木星半径。[5]这表明其很多特性均介于行星和褐矮星之间。而后的更多细节研究则表明该天体的半径接近于木星，符合科学家预计的处于柯洛3b这种质量下的褐矮星的特性。[2]

该天体的平均密度为26400千克/立方米，远大于标准条件下锇的密度。如此高的密度是星体内部物质极度压缩造成的；而事实上，柯洛3b的半径与科学家预计的主要由氢构成的天体的半径是一致的。相应的，该天体的表面重力也很大，大约是地球表面重力的50多倍。[2]

比邻星

由欧洲天文卫星Hipparcos量测到的视差772.33 ± 2.42 毫角秒推算，比邻星离地球大约是4.22光年远，或者地球到太阳距离的270,000倍（AU，天文单位）。离它最近的邻居依序为：半人马座α三合星的其他两颗星（0.21光年）、太阳（4.22光年）和巴纳德星（6.55光年）。从地球观测，比邻星离半人马座α星A视角约2°，或相当于满月直径的4倍。由于比邻星离半人马座α星AB双星与太阳距离的比率仅仅是20分之1，天文学家猜测它可能是以500,000至2,000,000年或更长的周期在绕半人马座α星AB双星的一个轨道上运转。因此，比邻星也称为半人马座α星C。

用欧洲南天天文台（ESO）位在智利的甚大望远镜在2002年以光学干涉测量得到比邻星的角直径为1.02 ± 0.08毫角秒。由已知它的距离，推算实际直径大约是太阳的7分之1，或者木星的1.5倍。它的质量约为太阳的8分之1，或者木星的150倍。

格利泽229B

格利泽229 (也可以写成Gl 229或GJ 229) 是在天兔座内距离地球大约19光年的一颗红矮星。它的质量是58%太阳质量[4]，半径是 69%太阳半径[5]，和在赤道只有1公里/秒，非常低的投影转速[7]。

已知这颗恒星是低活动的焰星，这意味着它曾经是一颗表面亮度会因为磁场活动而随意变化的恒星。频谱中显示出钙的H和K发射谱线，在冕部的光谱中也曾经检测出X射线[8]，这可能是磁场循环与恒星外围的大气层交互作用引起的，但没有检测到大规模的黑子活动[2]。

在1994年拍到次恒星伴星格利泽229B的影像，并在1995年获得证实。它是一颗褐矮星。虽然是一颗质量太小，无法维持氢的核聚变的恒星，它的质量大约是木星的20至50倍，对行星而言是太重了。格利泽229B是第一颗被确认的次恒星质量的天体，表面温度大约是950K[9]。

这颗恒星的空间速度分量是U = 12，V = –11，和W = –12 公里/秒[10]。这颗恒星以0.07的离心率和0.005的轨道倾角在银河系中穿越著[2]。

天狼星

天狼星（Bd：α CMa）是夜空中最亮的恒星，其视星等为-1.46，几乎为第二亮恒星老人星的两倍。它的英文名称为Sirius，读法为/sɪɹiəs/，源自古希腊语的Σείριος。[14]天狼星根据拜耳命名法的名称为大犬座α星。我们肉眼以为是一颗恒星的天狼星，实际上是一个联星系统，其中包括一颗光谱型A1V的白主序星和另一颗光谱型DA2的暗白矮星伴星天狼星B（Bd：α CMa B）。

天狼星如此之亮除了因为其原本就很高的光度以外，还因为它距离太阳很近。天狼星距离地球约2.6秒差距（约8.6光年），并是最近的恒星之一。天狼星A的质量为太阳的两倍，而绝对星等为1.42等。它比太阳亮25倍[6]，但光度明显比其它亮星较暗，如对比老人星或参宿七。此双星系统有约二亿至三亿年历史，[6]而初期是由两颗蓝色的亮星组成。更高质量的天狼星B耗尽了能源，成为一颗红巨星，然后又渐渐削去外层，约在一亿二千万年前坍塌成为今天的白矮星状态。[6]

蟹状星云中心星

超新星遗迹（Supernova remnant，缩写为SNR）是超新星爆发时抛出的物质在向外膨胀的过程中与星际介质相互作用而形成的延展天体，形状有云状、壳状等，差异很大。截至2006年，已经在银河系中发现了200余个超新星遗迹[1][2][3]，在大麦云、小麦云、M31、M33 等邻近的河外星系中也有发现。

壳层型超新星遗迹最明显的特点是具有壳层结构，中央没有致密天体的辐射源。这一类在已发现的超新星遗迹中占到80%以上。著名的第谷超新星（SN 1572）、开普勒超新星（SN 1604）、SN 1006的遗迹都属于此类型。其壳层结构反映了超新星爆发时抛射出的物质与周围星际介质的相互作用。其光谱在X射线和光学波段大多具有热辐射的形式，在射电波段表现为非热幂率谱。

实心型超新星遗迹，又称类蟹状星云型，其原型是著名的蟹状星云[5]。这一类超新星遗迹没有壳层结构，中央具有致密天体提供能量，其光谱在X射线和射电波段上均表现为非热幂率谱，是相对论性电子的同步辐射产生的。在20世纪70年代以前，这类超新星遗迹只发现了蟹状星云一个，70年代以后陆续发现3C58等也属于此类型。

复合型超新星遗迹结合了壳层型和实心型的特点，既具有提供能量的中央致密天体，又具有抛射物与星际介质作用形成的壳层结构，典型的天体是船帆座超新星遗迹。这一类超新星遗迹又可以分为热型和实心型两类，热型在射电波段表现为壳层状，在X射线波段表现为实心状；实心型在射电和X射线波段都表现为实心形态。

XTE J1739-285

XTE J1739-285是一个位于蛇夫座的中子星[1]，距离地球约39000光年。于1999年由 NASA 的罗西X射线计时探测器首次观测到。

曾经有声明指出 XTE J1739-285 是已知自转速度最快的天体，达到每秒1122次自转（约相当于67320 RPM）[2]。但之后由其他天文学家重新分析观测资料都无法得到相同的分析结果[3]。

PSR J1614-2230

质量达太阳10倍的黑洞之计算机模拟图

黑洞

奥本海默极限指出，一颗质量超过太阳质量3倍而又没有任何热核反应的“冷恒星”，一定会在自身引力的作用下坍缩成为黑洞，也就是说该恒星已经成为死亡遗骸。^[10]:209 更精确地说，当大质量天体演化末期，其坍缩核心的质量超过太阳质量的3.2倍时，由于没有能够对抗引力的斥力，核心坍塌将无限进行下去，从而形成“黑洞”。（核心小于1.4个太阳质量的，会变成白矮星；介于两者之间的，形成中子星）。天文学的观测表明，在绝大部分星系的中心，包括银河系，都存在超大质量黑洞，它们的质量从数百万个直到数百亿个太阳。爱因斯坦的广义相对论预测有黑洞解。其中最简单的球对称解为史瓦西度规。这是由卡尔·史瓦西于1915年发现的爱因斯坦方程的解。^[16]

根据史瓦西解，如果一个重力天体的半径小于一个特定值，天体将会发生坍塌，这个半径就叫做史瓦西半径。在这个半径以下的天体，其中的时空严重弯曲，从而使其发射的所有射线，无论是来自什么方向的，都将被吸引入这个天体的中心。因为相对论指出在任何惯性坐标中，物质的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦西半径以下的天体的任何物质，都将塌陷于中心部分。依据广义相对论的推演，黑洞中存在拥有无穷大密度的“重力奇点”，被戏称为“上帝憎恶的裸奇点”。而在“史瓦西半径”内，由于黑洞奇点巨大的质量而形成的超强引力，以至于连光子都不能逃出黑洞，所以这就是黑洞的“黑”之所在。^[16]

史瓦西半径由下面式子给出：

G是万有引力常数，M是天体的质量，c是光速。对于一个与地球质量相等的天体，其史瓦西半径仅有9毫米。

黑洞分类分类质量大小（半径）超大质量黑洞~10⁵–10¹⁰ M_太阳~0.001–400 AU中介质量黑洞~10³ M_太阳~10³ km ≈ R_地球恒星黑洞~10 M_太阳~30 km微型黑洞up to ~M_月球up to ~0.1 mm

温度

就辐射谱而言，黑洞与有温度的物体完全一样，而黑洞所对应的温度，则反比于黑洞视界的重力强度。换句话说，黑洞的温度取决于它的大小。

若黑洞只是太阳的几倍重，它的温度大约比绝对零度高出亿分之一度，而更大的黑洞温度则更低。因此这类黑洞所发出的量子辐射，一律会被大爆炸所留下的2.7K辐射（宇宙背景辐射）完全淹没。