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 联星联星是两颗恒星组成，在各自的轨道上围绕着它们共同质量中心运转的恒星系统。有着两颗或更多恒星的系统称为多星系统。这种系统，尤其是在距离遥远时，肉眼看见的经常是单一的点光源，要过其它的观测方法，才能揭示其本质。过去两个世纪的研究显示，一半以上可见的恒星都是多星系统。 双星（double star）通常被视为联星的同义词；然而，双星应该只是光学双星。所以称为光学双星，只是因为从地球上观察它们在天球上的位置，在视线上几乎是相同的位置。然而，它们的"双重性"只取决于这光学效应；恒星本身之间的距离是遥远的，没有任何共用的物理连结。通过测量视差、自行或径向速度的差异，可以揭示它们只是光学双星。 许多著名的光学双星尚未进行充分与严谨的观测，来确认它们是光学双星还是有引力束缚在一起的多星系统。 联星系统在天文物理上非常重要，因为它们的轨道计算允许直接得出系统的质量，而更进一步还能间接估计出半径和密度。也可以从质光关系（mass-luminosity relationship，MLR）估计出单独一颗恒星的质量。 有些联星经常是在以可见光检测到的，在这种情况下，它们被称为视觉联星。许多视觉联星有长达数百年或数千年的轨道周期，因此还不是很了解它们的轨道。它们也可能通过其他的技术，例如光谱学（联星光谱）或天体测量学来检测。如果联星的轨道平面正巧在我们的视线方向上，它与伴星会发生互相食与凌的现象；这样的一对联星会被称为食联星，或因为它们是经由光度变化被检测出来的，而被称为光度计联星。 如果联星系统中的成员非常接近，将会因为引力而相互扭曲它们的大气层。在这样的情况下，这些接近的联星系统可以交换质量，可能会带来它们在恒星演化时，单独的恒星不能达到的阶段。这些联星的例子有大陵五、天狼星、天鹅座X-1（这是众所皆知的黑洞）。也有许多联星是行星状星云的中心恒星，和新星与Ia型超新星的祖恒星。 发现 联星这个名词是威廉·赫歇尔在1802年创造的，当时他写道： 如果，反过来说，两颗星确实彼此位于很靠近的地方，并且在同一时间又隔绝不受到其他邻近恒星的影响，它们各自构成一个单独的系统，但仍然因为共同的引力彼此接近成为一个团体。它们应该被称为真正的双星；任何两颗因此而连结在一起的恒星，我们现在要考虑称它们为联星系统。 以现代的定义，联星这个名词一般指的是围绕着彼此的共同质心公转的一对恒星。联星可以用望远镜或干涉仪的观测方法解析的称为目视联星。大多数已知的目视联星都尚未观测过完整的轨道周期，都只观测到轨道行经的曲线，或是部分的轨道弧。 双星是更常用来称呼在天空中彼此靠得很近的恒星的名词，这种区别在英语之外的语言是很少见的，双星可能也是联星系统，或是只是两颗在天空看起来很靠近但实际上与太阳有着截然不同的距离。后者只是光学双星或是光学对。 由于望远镜的发明，发现了许多的双星。早期的例子包括开阳星和十字架二。开阳是Giovanni Battista Riccioli于1650年在大北斗（大熊座）发现的双星（并且可能在更早就被贝纳·卡斯特利和伽利略发现）。在南天的南十字座，明亮的十字架二是在1685年被丰特奈神父发现是双星。 约翰·米契尔在1767年最早提出双星可能彼此间有着物理上的关联性，他认为双星都是由彼此对齐而形成的可能性太小。威廉·赫歇尔从1779年开始观测双星，不久就发表有700对双星的目录。在1803年，他在过去25年观测到的一些双星，彼此的相对位置有所变化，得出它们是联星系统的结论，但直到1827年，第一个联星系统的完整轨道，大熊座Xi，才由Félix Savary计算完成。从此以后，更多的双星被纪录和测量。华盛顿双星目录，由美国海军天文台编译的目视双星数据库，收录了超过10万对双星的资料，也包括光学双星和联星。只有数千对的双星轨道是已知的，并且大部分的都不能确定是真实的联星或只是光学双星。这可以经由相对运动的观测来确认。如果轨道的一部分运动，或是恒星有着相似的径向速度，并且相较于他们共同的自行，在自行上的差异很微小，它们可能就是一对物理双星。需要获得足够的观测资料，才能知道一对双星是否是有引力关联性物理双星，这还是目视观测者的工作之一。 分类 以观测的方法 依据观测方法的不同，联星可以分成四种类型：目视联星，直接的观测；光谱联星，谱线的周期性变化；食联星，因为食造成的光度变化，和天测联星，通过测量看不见的伴星造成的位置的变化。一对联星可以同时属于好几种不同的类型，例如，有些光谱联星也是食联星。 目视联星 目视联星是分离角度够大的恒星，两颗星在望远镜，甚至双筒望远镜的观测下可以看出是双星。在观测目视联星时，望远镜的解析力是一个很重要的因素，当望远镜的口径或倍数被提高时，能侦测出的目视联星的数量就会增加；这两颗星的亮度也是重要的因素之一，因为较亮的星可能会遮蔽掉较暗的星，使得两者难以被分辨出来。 较亮的星会被称为主星，而较暗的星会被称为附属者。在有些出版品（特别是早期的）会将较暗的伴星称为伴星（comes）（复数为comites; 英语：companion.）；如果两颗星的亮度相同，就由发现者决定何者为主星（另一颗则是伴星）。 位置角是伴星被测量相对于主星的位置，一起的还有两星的角距离，当然观测的时间也需要记录下来。经过足够的观测，累积达到一个周期以上的资料，就可以将主星当成原点描绘出极座标的位置图，通常是能够满足开普勒定律的椭圆形。这个椭圆是伴星相对于主星，投影在天球平面上的视椭圆轨道。从这个投影的椭圆轨道也许可以计算出全部的轨道元素，像是轨道半长轴，都是以角度为单位来表示，直到知道这颗恒星的视差，才能得到真实的距离，而这个系统就完全被知道了。 光谱联星 有时候，联星系统唯一的证据是来自它辐射出光线的多普勒效应。在这样的情况下，当它们相对于质心运动时，每一颗都会重复的朝向我们接近和远离；联星系统的光谱包含这一对恒星各自发射出的谱线，在它们的轨道周期中，其中一颗的谱线会先向蓝色端移动，而另一颗的向红色端移动，然后两者同时改变移动的方向。 光谱联星通常是分离度非常小的双星，并且有着很高的轨道速度。除非轨道平面正好垂直于视线的方向，轨道速度在视线方向上便会有分量，并且能被观察到径向速度有系统的周期性变化。因为径向速度的变化可以透过分光仪观察多普勒位移造成的恒星谱线变化，以这种方法检测出来的联星也被称为分光联星。大多数这种的联星，即使望远镜使用目前最高的倍率，也都不能用光学解析出来。 有一些光谱联星，能看见两颗恒星的谱线，但是会交替的呈现两颗星和单独一颗星的谱线，这样的系统被称为双线光谱双星（通常标示为"SB2"）。在其他的系统，光谱中只能看见一颗恒星的谱线，但是谱线依然会周期性的偏向蓝色，然后偏向红色，并且不断的反复，这样的光谱双星称为单线光谱双星（"SB1"）。 光谱双星的轨道测量需要长时间的观察系统中的其中之一或两颗的径向速度变化，再将光度对时间的变化描绘成图，并且从结果的曲线确定出变化周期。如果轨道是圆形，则曲线会是正弦曲线；如果轨道是椭圆形，曲线的形状将依据椭圆的离心率与主轴相对于视线的方向来决定。 要单独确定轨道的半长轴a和轨道倾角i.是不可能的，但是也许可以测出半长轴和轨道倾角正弦值的乘积（即a sin i）可能可以直接测量出线性单位（例如公里）。如果能由其他的方法测出a或i，例如在食联星，就能够完整的解析出轨道。 联星暨是目视联星又是光谱联星是非常罕见的，并且一但发现时会是很珍贵的资料来源。目视联星因为有较大的真实分离度，周期的测量往往是数十年或数世纪；因此，它们的轨道速度通常太小而难以测量光谱的变化。相反的，光谱联星因为彼此靠得较近，使它们在轨道上快速的移动，通常太靠近而不能以目视分辨为联星。联星要暨是目视联星又是光谱联星，就必须是相对的接近地球。 食双星 食双星（或食联星）是两颗恒星的轨道平面几乎躺在观测者的视线方向上，因此天体会会发生互食的现象。在这种情况下，这对也是光谱联星的视差若也知道的话，对这对联星的分析就很有价值。大陵五是食双星著名的例子。 在过去的十年里，食联星的基本参数已经可以使用8米等级的望远镜量测，这使得它们可以被当成标准烛光来使用。近年来，它们被用来直接测量和估计大麦哲伦星系（LMC）、小麦哲伦星系（SMC）、仙女座大星系和三角座星系的距离。以食联星的方法直接测量，使星系距离的精确度误差已经提高到5%以内的水准。食联星被归类为变星，并不是因为它们个别成员的光度变化，而是因为外在因素造成的光度变化。食联星的光度曲线特征是原本稳定的光强度会周期性的下降一定的程度。如果其中的一颗恒星比较大，就有可能将另一颗完全遮蔽掉，而另一颗遮蔽它时就只能造成环食的现象。 经由测量光度曲线的变化周期可以研究食联星的轨道周期，而恒星相对的大小和轨道半径可以根据光度变化的快慢和近星遮蔽远星的强度来推算。如果它们还是光谱联星，轨道要素也能够测量出来，则恒星质量相对的也可以很容易得到。这意味着在这种情况下，恒星的相对密度也可以测出。 天测联星 天文学家发现有一些恒星在太空中的轨道似乎是绕着空洞的太空。相对来说，天测联星是在附近的恒星，看似绕着一个空无一物的点在摇晃着。应用在一般联星上所用的相同数学，可以推断看不见的伴星质量。这颗伴星可能非常暗淡，所以它会被主星的光芒遮蔽掉，或是它只辐射少量或不发射出电磁辐射，例如中子星。 仔细测量天测双星可以用目视观测到的主星，可以察觉到位置会受到对应引力的影响而有所变化。恒星的位置是相对于更遥远的恒星反复测量，然后检测出周期性的位置变化。通常，这种变化只有在邻近的恒星，像是10秒差距以内，才能测量的出来。近距离的恒星相对的也会有较大的自行，所以天测联星都会以正弦的路径在天空中移动。 如果伴星有足够大的质量，恒星位置的转换就比较明显，伴星的存在也就比较容易验证。精确的测量可以看见的这颗星在天体位置上的运动，只要观察足够的时间，关于这颗伴星的质量和轨道周期就可以测量出来。即使看不见这颗伴星，利用开普勒的定律，仍可以经由观测计算出伴星的特性。 测量双星的这种技术也用于检视位置来找出有系外行星环绕的恒星，然而，因为在质量上的比例差距太大，以及行星的轨道周期太长，用在这种测量上是非常困难的。测量恒星位置的移动本身就是很艰涩的科学，并且达到需要的精确度也很困难。在太空中的望远镜可以免除掉地球大气层使影像模糊的效应，得到更精确的结果。 系统组态 另一种分类的方法是根据恒星的距离，与相对于它们的大小： 分离联星（Detached binaries）是成员各自在本身的洛希瓣内的一种联星，也就是说，恒星对本身的重力牵引都大于对方的。因此两星对对方都没有显著的影响，演化在本质上是各自进行的。大部分的联星都属于这一类。 半分离联星（ Semidetached binary stars）是联星中的一颗已经充满了洛希瓣，但另外一颗还没有的联星系统。气体会从洛希瓣被充满的这颗恒星（捐赠者）表面转移到另一颗恒星（增生者）。这种质量转移主导了这个系统的演化。在许多的情况下，流入的气体会在增生者的周围形成环绕着的吸积盘。 密接联星是联星的两颗星都已经充满了各自的洛希瓣，最外层的恒星大气层已经组合成共同包层将两颗星笼罩住。包层的摩擦对轨道运动有如制动器，最终可能会使两颗星合并。 激变变星和X射线联星 当联星系统包含了致密天体，像是白矮星、中子星或是黑洞，来自另一颗恒星（捐赠者）的气体会在致密天体周围吸积。这会释放重力位能，造成气体变成高温和放出辐射。激变变星，致密天体是白矮星，是这种系统的例子。在X射线联星，致密天体可以是中子星，也可以是黑洞。这种联星可以依据捐赠者恒星的质量分类为低质量X射线联星或高质量X射线联星。高质量X射线联星包含年轻、早期型、的高质量捐赠者恒星，以恒星风转移质量；低质量X射线联星是半分离联星，气体来自晚期型恒星的捐赠，由洛希瓣溢出，然后落入中子星或黑洞。目前最著名的高质量X射线联星的例子或许就是天鹅座X-1。在天鹅座X-1，看不见的伴星质量被认为是太阳的9倍。远超过托尔曼奥本海默-沃尔科夫极限理论的中子星最大质量，因此它被认为是一颗黑洞；这是第一被广泛认知的黑洞。 轨道周期 轨道周期可以短于一小时（像是猎犬座AM），或是数天（天琴座β型变星），但是也有长达数十万年的（环绕着南门二（半人马座αAB）的比邻星)。 名称 A和B 联星系统的成员以尾码A和B来表示在系统内的名称，A是主星，B是伴星。尾码AB可能被用来表示这一对（例如，半人马αAB包括半人马αA和半人马αB）。其它的字母，像是C、D等等，可用于拥有两颗以上恒星的系统。在已经有拜耳名称且分离的够开的情况下，可能会对这些成员使用上标来注记，例如网罟座ζ，它的成员是网罟座ζ1和网罟座ζ2。 1和2 双星还可以用索引号以数字和发现者的缩写结合在一起，例如半人马座α是Richaud神父在1689年发现的，所以标示为RHD 1。在华盛顿双星目录中可以找到这些发现者的代码。 冷和热 联星的成员也可以依据相对的温度标示为热伴星和冷伴星。 例如： 心宿二（天蝎座α）是由红超巨星和蓝色主序星，心宿二B，组成的联星。因此，心宿二B可以说是这颗冷超巨星的热伴星。 共生变星是包含一颗晚期型恒星和热伴星的联星系统。因为不是在所有的情况下，它的伴星长久以来都是"热伴星" 。 高光度蓝变星海山二（船底座η）最近已经确认是联星。伴星的温度似乎比主星更高，因此它被描述为"热伴星"，它可能是一颗沃夫-瑞叶星。 宝瓶座R的光谱中同时呈现冷和热的特征，这是红而冷的超巨星伴随着一颗小而热的伴星的结果。物质流从超巨星流向较小、高密度的伴星。 NASA的开普勒任务已经发现一些食联星的伴星比主星热的例子。12,000 K的白矮星KOI-74b是9,400 K的早期型A型主序星KOI-74（KIC 6889235）的伴星。13,000 K的白矮星KOI-81b是10,000K的晚期型B型主序星KOI-81（KIC 8823868 ）的伴星。 演化 形成 虽然这种可能性相当低，但经由重力捕获将两颗恒星结合在一起创造出双星系统，并不是不可能的（实际上需要三个天体，依据能量守恒律需要一个天体带走被捕获天体的能量）；而有数量如此多的双星，这不可能是形成双星的主要程序。同时，在观察上也发现双星中有主序带之前的恒星，支持双星在恒星形成期间就已经存在的理论。在原恒星形成期间的分子云碎片能够支持和解释双星或多星系统的形成。 三体问题的结果是，这些质量形成三颗恒星是比较可能的，只是在三者相互的扰动之下，系统终会将三颗恒星中的一颗抛出，并且假设在没有明显的进一步扰动下，留下来的两颗星会形成稳定的双星。 质量传输和吸积 当一颗主序星在演化的过程中尺寸增加时，或许会超出它的洛希瓣，意味着有些物质可能会进入伴星的重力牵引大于它本身引力的区域。这样的结果是质量从一颗恒星由所谓的洛希瓣溢流（RLOF），经由吸积盘的吸收或直接的撞击，而传输至另一颗恒星（伴星）。这个发生转换的点在数学上称为第一拉格朗日点（L1）。这是很难看见的现象，因为吸积盘通常是联星系统中最明亮的部分（有时是唯一能被观察到的部分）。 如果一颗恒星从洛希瓣溢流出质量的速度太快，便会有大量的物质转移成其他的成分，也可能会有一些物质经由其他的拉格朗日点或以恒星风的形式离开联星系统，因而会有效的造成联星系统的质量损失。由于恒星的演化取决于它的质量，这样的过程将会影响到这两个伙伴的演化，并且创造出与单颗恒星不同的演化阶段。 研究三合星的食联星大陵五导至恒星演化理论的大陵五佯谬：既然联星的成员是同时形成的，那么高质量恒星的演化应该比低质量的要快，但是观测到质量较高的大陵五A仍然在主序带，但质量较低的大陵五B却在较后面的次巨星演化阶段。通过质量传输可以解决这个悖论：当质量较大的恒星成为次巨星，它充满了洛希瓣，因此大部分的质量会溢流转移到其它仍在主序带上的恒星。在某些类似于大陵五的联星系统，可以明确的看见气流。 速逃星和新星 分离得较远的联星也可能在其生存期间，失去了彼此间的引力联系，好像是受到外部的扰动。伴星分开后的演化就与单独的恒星一样。两个联星系统过度的接近，也会造成两个系统的引力受到破坏，而其中有些星会被以高速抛离出去，成为速逃星。 如果一颗白矮星有一颗气体逸流出洛希瓣的密接伴星，这颗白矮星将会稳定的吸积恒星外围大气层的气体。这些被拖曳的气体会因为白矮星强大的重力，在表面被紧缩成更紧密和加热到极高温度的物质。白矮星包含的简并物质是对热的反应极端迟钝的物质，但是吸积的氢不是。氢融合可以在表面通过碳氮氧循环稳定的发生，这个过程不仅会导致大量的能量释放，还会吹散已经吸积在表面剩余的气体。这种结果是光度极端明亮的爆发，也就是所谓的新星。 在极端的情况下，这样的事件会使白矮星的质量超出钱德拉塞卡极限并且触发摧毁整个恒星的超新星爆炸，并且是造成速逃星的另一种可能。超新星SN 1572，也就是第谷观测到的，就是这种事件的一个例子。哈伯太空望远镜最近就拍了这个事件残骸的照片。 天文物理 联星为天文学家提供了测定远距离恒星质量最好的方法。它们之间的引力导致它们绕着共同的质量中心。从目视联星的轨道型态或是光谱联星的轨道周期，可以测定恒星的质量。用这种方法可以发现恒星的外观（温度和半径）和质量，这也使我们可以测定非联星恒星的质量。 因为有大量的恒星存在于联星系统，联星对我们认识恒星形成的过程就特别重要，特别是，联星的质量和周期提供给我们的系统总角动量。因为物理学上的守恒律，联星提供给我们恒星形成时的重要线索。 研究的结论 估计银河系的恒星系统中有1/3是联星或多星系统，其余的2/3才是单独的恒星。 联星系统的公转周期和离心率之间有直接的关联，周期越短的离心率也越小。联星之间分离的距离可以有各种想像的情形，从轨道非常的紧密到彼此几乎接触在一起，到分离到非常遥远的距离，只能由它们通过空间共同的自行来连结。联星之间受到引力的约束，存在着称为对数正态分布的周期，这些系统的轨道周期大多数都是100年左右。这也是支持联星在恒星形成阶段就形成理论的证据。 一对有着相同亮度的两颗恒星，它们有着相同的光谱类型。在系统中的两颗恒星亮度不同，如果较亮的是一颗巨星，则较暗的星会偏蓝；而较亮的恒星属于主序带，则暗星会偏红。 恒星的质量只能直接从万有引力的大小来测定。除了太阳和那些作为重力透镜的恒星，就只有联星和多星系统中可以测定，使得联星成为很重要的一类恒星。在目视联星的情况，当轨道和恒星视差被测定之后，这两颗恒星的总质量可以利用开普勒的调和定律得到。 不幸的是，要获得光谱联星完整的轨道是不可能的，除非它也是目视联星或食联星，所以对这些天体只能测定相对于视线方向的轨道倾斜和结合正弦值的估计质量。在暨是食联星又是光谱联星的情况下，才可能从详细的资料得到这两颗恒星完整的解（质量、密度、大小、光度、和近似的形状）。 行星 科幻小说经常以联星或三合星做为设置主要行星的场所，例如乔治·卢卡斯在星际大战中的的双星体系的行星塔图因（Tatooine），以及刘慈欣的长篇小说《三体》中三合星体系的行星；甚至设置为六合星的系统，如阿西莫夫著名的短篇小说的《夜幕低垂》。在现实中，因为动力学的原因有些范围轨道的轨道是不可能存在的（行星会很快的从这些轨道被逐出，不是从系统中完全被移除，就是转换到更内侧或外围的轨道），而其它的轨道最终也都要面临生物圈的严峻挑战，因为在轨道的不同部分表面温度可能有极端不同的变化，《三体》的基本设定即基于这种情形。在联星中只环绕一颗恒星的行星轨道是"S-型"轨道，而环绕着两颗恒星的是"P-型"或"联星周"轨道。估计50%-60%联星的适居带是在类地行星可以稳定存在的轨道范围内。 模拟显示联星存在的伴星，实际上可以"激化"原行星盘，增加原行星生长的速率，改善稳定轨道区域内行星形成的概率。 检测多星系统的行星有着更多技术上的困难，这可以说明为何很少在其中发现行星，这些例子包括白矮星-脉冲星联星PSR B1620-26、次巨星-红矮星联星少卫增八（仙王座γ）、和白矮星-红矮星巨蛇座NN。更多联星的行星列表在THE PHASES DIFFERENTIAL ASTROMETRY DATA ARCHIVE. V. CANDIDATE SUBSTELLAR COMPANIONS TO BINARY SYSTEMS、Muterspaugh等等。 研究14个先前已知的行星系统发现其中三个是联星。所有被发现的行星都以S-型轨道环绕主恒星，而这三颗的主星很暗淡，所以先前未能检测出来。这些发现导致重新计算行星和主星的参数。 例子 在天鹅座的辇道增七是一对很容易分辨的联星，两颗星分隔的很远，而且颜色也显著的不同。最亮的成员是天鹅座的第三亮星，本身也是靠得很近的联星。天鹅座X-1，一个X射线源，被认为是一个黑洞。它是一个大质量X射线联星，并且对应于光学上的一颗变星。位于大犬座的天狼星是另一对联星，并且是夜空中最亮的恒星，它的视星等是 -1.46等。在1844年，弗里德里希·贝塞尔推断它是一颗联星，但直到1862年，奥帆·克拉克才发现它的伴星（天狼星B；可以看见的是天狼星A）。在1915年，威尔逊山天文台的天文学家发现天狼B星是白矮星，这是被发现的第一颗白矮星。在2005年，天文学家使用哈伯太空望远镜测量出天狼B星的直径大约是12,000公里，质量是太阳的98%。 在御夫座的柱一（御夫座ε）是食联星的例子。可见的半星在光谱分类上是F0，另一颗半星造成食的伴星是看不见的。在2009-2011年是发生食的时段，目前天文学家正针对这一次的食进行广泛的研究，也许能进一步了解这个系统的本质。另一颗食联星是渐台二（天琴座β），它是位于天琴座的半分离联星，两颗星的距离近到足以互相拉扯对方光球中的物质，使星球因为万有引力而扭曲变形。 其它有趣的联星包括： 天鹅座61：在天鹅座内因高自行而著名的，两颗成员，天鹅61A和天鹅61B，都是K型 (橘色)的主序星。 南河三：是小犬座内最亮，也是全天第八亮的恒星。伴星是一颗暗淡的白矮星。 蝎虎座SS：已经停止食的食联星。 天蝎座V907：曾经停止食，但又从新开始并再度停止的食联星。 双子座BG：被认为是由黑洞和K0型环绕而组成的食联星。 多重星的例子 拥有两颗以上恒星的系统称为多重星。位于英仙座的大陵五是最受到注意的三合星（长久以来都被认为是联星）。系统中的两颗星互食，大陵五光度的变化在1670年首度被Geminiano Montanari记录了下来。英文的名字Algol意思就是恶魔之星（源自阿拉伯语： al-ghūl），可能就是因为它奇特的行为。另一组可见的三合星是在南半球半人马座的南门二（半人马座α），它是全天第四亮星，视星等 -0.01等。这个系统特别强调的是搜寻适居的行星区，而在一般的联星是不讨论研究的。南门二A和南门二B的最接近时相距只有11天文单位，因此两者都会有适居带。 超过三合星的例子也有：北河二是一个六合星的系统，它是双子座的第二亮星，也是全天最亮的恒星之一。在天文学上，1678年就发现北河二是目视联星，1719年发现北河二的成员本身又都是光谱联星。北河二还有一颗分离得较远且暗淡的伴星，而它也是光谱联星。大熊座的开阳和辅是目视联星，它也包含了六颗恒星。开阳由四颗恒星组成，辅包含两颗星。 星表星表是天文学上的目录。在天文学中，许多恒星都只有在星表中有简单的编号，而为了许多不同的目的，有许多巨大的星表在费时多年后才编辑完成，但其中仅有少数的会经常被引用到。许多近年编辑完成的星表是使用电子格式编辑完成，可以直接由美国国家航空航天局的天文资料中心或其他的网站上免费下载。 随着人们发明强大的新型望远镜，看到的星星也越来越多，可见星星的数量数以亿计，因此现阶段根本不可能把数百亿颗恒星收录在单一星表中，而使用不同性质的星表来分类，常用的星表有：HD/HDE，SAO，BD/CD/CPD，AC，USNO-B1.0，ADS，BS，BSC，HR，GJ，Gliese，Gl，GCTP，HIP。 历史上的星表 全世界已知最早的星表Babylonian star catalogues出于巴比伦。 中国东周战国时代，包括天文学家石申编写的《石申天文》和甘德编写的《天文星占》。两者均于公元前4世纪编攥完成。原本认为这是最早的星表，但后来巴比伦发现的星表打破了这一纪录。 在希腊，最经典的则是托勒密的星表，这是完成于西元二世纪的天文学大成中的一部分，其中列出了1,022颗在亚历山大港可以看见的恒星。在西方与阿拉伯的世界被当作标准长达一千年之久。 拜耳和弗兰斯蒂德的星表 在历史上有两套恒星的命名法至今还被使用者，第一套是约翰·拜耳在测天图（Uranometria）中命名亮星所使用的，以希腊字母加上所在星座名称的所有格依亮度顺序为亮星命名，例如：半人马座α、天鹅座γ。详细的请参考拜耳命名法。 第二套是约翰·弗兰斯蒂德在Historia coelestis Britannica中使用的弗氏命名法。他保有星座的名称，但是改用数字来取代希腊字母。例如：天鹅座61、大熊座47。参考弗氏命名法有更详细的说明。 全天星表 拜耳和弗兰斯蒂德只命名了几千颗的恒星，而在理论上，全天星表应该收录天空中的每一颗恒星。但是天空中的恒星多到令人难以想像，在望远镜的观测下恒星数量已达数十亿颗；所以，这是件不可能达成的目标。退而求其次，各种不同的全天星表就设定一个星等的亮度限制，作为是否该收录的依据。 亨利·德雷伯星表（HD/HDE） 亨利·德雷伯星表是哈佛大学天文台在1918年至1924年期间出版的一份星表，收录了最暗达到9等的225,300颗恒星，是世界上第一个收录恒星光谱的大型星表。该星表由爱德华·皮克林发起，由安妮·坎农和她的同事们一起编纂完成的。由于美国天文学家亨利·德雷伯的遗孀资助了这个计划，因此命名为亨利·德雷伯星表。 HD序号在没有拜耳字母或弗氏星数的恒星中被普遍的采用，在原始的HD星表中序号从1～225,300是依1900.0分点的赤经，从225,301～359,083是在1949年出版的亨利·德雷伯扩充星表中增加的，仍然使用HD表示。 史密松星表（SAO） 史密松天体物理台的星表是从早先编辑的天体位置表中汇整而成的，但只收录到光度9.0等且自行运动已经精确测量过的恒星。他与HD星表有大量的重叠性，但没有自行资料的就被删除了。原本的恒星位置使用历元1950.0来标示，但最后一版已经改用历元2000.0。SAO星表较大的变动是增加了一些HD星表没有的资料：恒星的自行，因为这是很有用的资料；与HD星表和巡天星表序号的交互参照，在最后的一版中仍然被保留着。 在这份星表中的恒星都冠上字母SAO，再跟随着序号，总数为258,997颗。恒星以赤纬分区，每10度为一区共分为18区，在每一区中的恒星，依照赤经位置来排序。 波恩星表（BD/CD/CPD） 波恩星表（Bonner Durchmusterung）是在照相术发明前最完整的一份星表。这份星表在1852至1859年间由阿吉兰德（Friedrich Wilhelm Argelander）、克吕格（Adalbert Krueger）、和Schoenfeld（Eduard Schoenfeld）印制，以1850.0分点纪录了32万颗恒星。 因为是由波恩天文台编辑的，所以起初只有北天和少数南天的恒星（南纬2度），稍后在1886年增编的Südliche Durchmusterung （SD）收录了南纬1～23度的恒星12万颗。1892年，再度增修的版本为科多瓦星表（Cordoba Durchmusterung），是由John M. Thome在阿根廷的科多瓦编辑的，涵盖南纬22度以南的天区，总共收录了58万颗恒星。最后一版则是在南非好望角完成的摄影星表，于1896年完成，由南纬18度至南极，总共有45万颗恒星。 在德雷伯星表中找不到的恒星，天文学家会优先使用BD星表的编号来标示恒星，不全是因为恒星的数量多，而是因为BD星表提供了光谱的资料。但很不幸的是，在参照到不同版本重叠的区域时，有些使用者没有指明是哪一个版本的序号，因此经常会造成混淆。 这份星表从初版起共有四种编目的版本，排序都是依赤纬来编排的，以BD或CP为前导字母区分出北天和南天，后续的则是赤纬的标示，北天由+00至+89，南天由-00至-89，然后是在这个纬度内的恒星编号。编号是任意排列的，在每一个纬度内都有数千颗或上万颗的恒星。例如：BD+50°1725或CD-45°13677. 照相天图星表（AC） 《照相天图星表》（Astrographic Catalogue）是国际合作的照相天图计划的一部分，测量亮度在11.0等以上恒星的位置和给予标记。已完成的总数超过4,600万颗，其中有些已经暗达13等。这个计划开始于19世纪末期，在1891至1950年间，由少数几个机构在没有经费补助下进行观测，将整个天球以赤纬区分为约20个责任区，由每个天文台担负责任区的摄影与位置测量。这些天文台都使用相同的标准设备，所以每一张干版拍摄的都是相同的尺度：60秒角／厘米（mm），并由美国海军天文台负责维护与编辑目录的工作。最新的版本是2000.2版。 美国海军天文台星表 美国海军天文台星表是美国海军天文台出版的一份星表，其中USNO-B1.0星表总计五十多年来由施密特摄星仪拍摄的7,435张干版，30亿笔（3,643,201,733）不同观测者的纪录，包含了10亿多（1,042,618,261）颗星的位置、星等、自行等数据，极限星等为21等，采用2000.0历元，位置精确到0.2角秒，在五个波段上的光度精确至0.3等，并能分辨出85%以上非恒星天体，容量超过80GB。USNO-A2.0星表则包含了5亿多颗星的资料。其子集USNO-SA2.0星表包含了约5千万颗星，以供要求不高时使用。 特殊的星表 一些与众不同的星表不会列出全天的恒星，而是为了工作上的需要只列出某一些特殊的类型。像是变星星表或是近星星表。 艾肯双星表（ADS） 艾肯双星表出版于1932年，收录了由北极至南纬30度的星空内的双星，总计17,180颗。 耶鲁亮星表（BS, BSC, HR） 耶鲁亮星表是耶鲁大学编辑的亮星星表，第一版在1930年出版，在与哈佛以光度计测量的星表比对之后，收录了视星等在6.5等以上的亮星。在1983年重编时将星等扩充至7.1等。星表中详细记录了每颗恒星的座标、自行、光度资料、光谱、和其他有用的资料。 最后一版是在1982年发行的第四版，从第五版起改为电子版，直接放在网络上。 近星星表（GJ, Gliese, Gl） 由格利泽编辑的近星星表收录了距离地球在20秒差距内的天体。（参考恒星距离列表）。后续的版本将距离增加至25秒差距。在1969年印行的第二版中，序号由1.0-965.0（G1序号，Gl数）则代表第二版中新增的恒星。 Catalogue of Nearby Stars（1969，W. Gliese）。 显而易见的，整数代表在第一版中已经收录的恒星，小数点后面是用来插入新发现的恒星，而不会破坏原有的排列顺序。这份星表的缩写代号为CNS2，但似乎在编目学中未被采用。 从9001-9850是1970扩充时加入的序号。 Extension of the Gliese catalogue（1970，R. Woolley，E. A. Epps, M. J. Penston and S. B. Pocock）。 1000-1924和2001-2159（GJ numbers）在1979年加入的序号。 Nearby Star Data Published 1969–1978（1979，W. Gliese and H. Jahreiss）。 数值在1000-1294的表示是邻近的恒星，由2001-2159是扩充后加入的邻近恒星。在文字的表达上，数值会以GJ做前导字母，在扩充的版本上使用G1做前导字且会涵盖至旧有的版本。例如Gliese 436能用G1 436或GJ 436表示。 数值在3001-4388的恒星出现在 Preliminary Version of the Third Catalogue of Nearby Stars（1991，W. Gliese and H. Jahreiss）。 虽然这个版本标示了是初阶的，他仍然是目前（2006年3月）在使用的版本。在编目学上的编码是CNS3，总共有3,803颗恒星，其中大部分都继续使用GJ的编号，但其中1,388颗（包括太阳）都没有编号。这些没有编号的星使用3001-4388的序号，并以字母NN做前导，意思就是没有名字（No Name）。不过当大家在引用这些恒星的资料时仍然会使用GJ做前导字母，例如GJ 3021，虽然这不是官方认可的编号。 视差星表（GCTP） 视差星表（General Catalogue of Trigonometric Parallaxes）的第一版是在1952年印制的，稍后修订的版本称为新视差星表，现在已发行到第四版，总数将近9,000颗的恒星。与近星星表不同的是，他没有设定距离的限制，只是尝试收录所有已经知道被测量过的视差值。它采用1900.0分点，记录位置、长期变动、自行、加权平均过的绝对地平视差和标准差、地平视差观测的次数、不同数值的评等和折衷、视星等，还有交互参照的其他星表。辅助的资讯包括UBV测光值、摩根·肯纳光谱类型、是否变星或双星，如果有轨道也会列出。各种五花八门的讯息，无论是否可信，都尽所知的列入。作者为： William F. van Altena，李纯良和Ellen Dorrit Hoffleit 由耶鲁大学天文台印制1995年出版。 依巴谷星表 依巴谷星表是根据欧洲空间局发射的依巴谷天体测量卫星在1989至1993年间搜集的资料编辑而成，于1997年6月出版，收录了118,218颗恒星。该星表给出了恒星的高精度视差数据。 自行星表 寻找近距离恒星最常用的方法就是找出自行量高的恒星。已经有许多这样的星表存在了，我们列出的有：略 拜耳命名法拜耳命名法（Bayer designation）是一种恒星命名法，它以一个希腊字母做前导，后面伴随着拉丁文所有格的星座名称。拜耳命名的原始清单载有的恒星共有1,564颗。 德国天文学家约翰·拜耳于1603年在他的星图《测天图》（Uranometria）中，首先有系统的为许多亮星命名。拜耳在他的星图上，使用小写的希腊字母，像是α、β、γ、等等为前导，分配给星座中的每一颗星，再与恒星所在星座的拉丁文所有格结合，组成恒星的名字（参见所有格的星座列表，在中文则是字母跟随在星座名称之后）。例如，毕宿五命名为金牛座α，它的意思就是在金牛座排序为第一颗的恒星。 单一个星座可能包含50颗甚至更多的恒星，但是希腊字母只有24个，当这些字母用完之后，拜耳开始使用小写的拉丁字母：因此便会有船底座s和半人马座d等名称。在星星数量极多的星座内，拜耳最终使用到大写的拉丁字母，像是天蝎座G和船帆座N。拜耳使用的最后一个大写字母是Q。 α永远是最亮的星？ 在大多数情况下，拜耳分配希腊字母和拉丁字母给恒星时，只是粗略的在星座内依照从亮到暗的亮度顺序。但因为大多数星座内最亮的恒星都是α星，所以很多人都误会拜耳是完全依照星星的亮度来排序。但是在他的时代，还没有办法精确的测量星星的亮度。传统上，星星指被分配到6个星等，拜耳的目录只列出了所有的1等星，然后是所有的2等星，依此类推。在每一个星等内，拜耳并未试图依照相对亮度来排列顺序。例如双子座内有两个最亮的星，分别是北河二和北河三，北河三较北河二更亮，而北河三则被命名为双子座β，较暗的星北河二即为双子座α。 拜耳并未完全遵守亮度的这一个规则，他有时是依照星星在星座内的位置来分配字母（例如，一个星座内的北部、南部、东部或西部），或者依照它们从东方升起的先后顺序，或一些特殊的星星依据历史神话的资料，或完全依照他自己任意的选择。在88个现代的星座内，至少有30个的α星不是该星座内最亮的恒星，还有4个星座没有α星。（没有α星的星座包括船帆座和船尾座，这两个是以前的南船座的一部分，α星是在船底座的老人星。） 拜耳名称各种不同的安排（规则） 在猎户座的拜耳名称 拜耳名称 视星等 固有名称 猎户座α 0.45 参宿四 猎户座β 0.18 参宿七 猎户座γ 1.64 参宿五 猎户座δ 2.23 参宿三 猎户座ε 1.69 参宿二 猎户座ζ 1.70 参宿一 猎户座是拜耳命名法的一个好例子。（数值越小的恒星越明亮：此外，2等星精确的亮度是在1.51至2.50之间）。拜耳先为最亮的两颗1等星，参宿七和参宿四命名，肩上的参宿四（Betelgeuse）是α星，膝盖上的参宿七（Rigel）是β星，而后者是比较亮的。（参宿四是一颗变星，偶尔它的最大亮度会比参宿七亮）)。在2等星的范围内，他重复了相同的做法，显然的他再次依循星图由上而下（由北至南）的路径来命名。 先来后到 先在东方升起的先命名也是拜耳采用的一种方法，北河二（双子座α）和北河三（双子座β）就是一个例子。虽然同属双子座的北河三比北河二明亮，但因为北河二先在东边升起，所以是双子座的α星。 拜耳也许熟知西方的历史或神话故事，因为在这些历史和神话中，北河二总是在北河三之前被提及，或许这也是让拜耳如此命名的原因之一。 北极星法 在天龙座中最明亮的恒星是天棓四（天龙座γ），但是右枢却是天龙座的α星，因为右枢在是历史上曾是4,000年前的北极星。几乎在历史上曾是北极星的，包括织女星，都被拜耳选做所在星座的α星。 有时的确没有明显的顺序，举例来说，在天秤座和人马座，拜耳都是随机的分配了恒星的名称。但希腊字母在字母表上的顺序，在上古时代曾用于表示连续的整数，这也许就是拜耳系统会被视为数值系统的原因。 所以，字母α总是被命名给星座内最明亮的恒星，而且经常有些例外。 拜耳命名法的修正 一些座落在现今星座边界的恒星，拜耳会为两个星座各指定一个希腊字母，最为人所熟知的例子就是五车五和壁宿二。当国际天文学联合会（IAU）在1930年重新定义星座边界时，明确的规范一颗恒星只能归属于一个星座。因此，被拜耳赋予两个名称的都被废除了，现在只剩下金牛座β（废除御夫座γ）和仙女座α（废除飞马座δ）仍被使用。另一颗恒星折威七，天秤座σ，虽然是深入在天秤座内，但也曾被称为天蝎座γ。因为重新划分星座边界的缘故，少数的恒星已经不在它们命名时所在的星座，例如左旗九（天鹰座ρ）在1992年从天鹰座跨越过星座的边界进入海豚座。尽管如此，这些已经指定的拜耳名称仍被广泛的使用着。 表示法 在英文，拜耳命名法通常有两种呈现的方式：完整的表示或简洁的表示，但在中文中就没有差别了，采用完整的星座名称和字母的组合（中间不留空格），而且在引用英文时时都会采用简洁的表示法。 完整的表示 在英文中以完整的星座名称和小写字母希腊字母组合，例如天狼星是Alpha Canis Majoris（大犬座α），大陵五是Beta Persei（英仙座β）。 简洁的表示 简洁的表视则是以希腊小写字母与星座名称的三个字母缩写来显示，例如前述的天狼星是α CMa，大陵五是β Per。在早期，还曾以4个字母的缩写（比如α CMaj）来呈现，但现在已经很少用了。 拜耳命名法的其它 虽然在拜耳系统中最常用的是小写的希腊字母，但还是要提一下很少使用的系统延伸部分：在24个小写的希腊字母之后，先使用小写的拉丁字母，然后才使用大写的拉丁字母。这些字母都很少被用到，但有个例外就是英仙座h（实际上是个星团）和天鹅座P。还要注意的是在拜耳的命名法中没有Q之后的字母，像是天兔座R和大熊座W都是变星的命名，不是拜耳命名的。 拜耳命名法更进一步的复杂性是出现在相同字母的上标数字。通常这是代表双星（主要是光学的双星而不是真实的联星），但也是有例外的情形。像是一串的猎户座π1、π2、π3、π4、π5和π6，则是多颗恒星在一起的聚星。 约翰·拜耳约翰·拜耳（Johann Bayer，1572年－1625年3月7日）德国天文学家和律师，生于巴伐利亚的雷(地名)。他于1592年开始在印格尔斯塔学习哲学，不久后移居至奥格斯堡从事律师的工作。他在奥格斯堡时对天文产生了兴趣，最大的成就是在1612年成为奥格斯堡市议会的法律顾问，于1625年逝世。 他最著名的是编制星图：测天图(Uranometria)，于1603年出版，是第一本涵盖了整个天球的星图。他介绍了新的恒星命名系统，成为现今所知的拜耳命名法，他也命名了一些现代仍在使用的星座。 在月球，有一个坑穴以他为名，称为拜耳坑。 德国约翰·拜耳1603年在《测天图》变更的星座 半人马座 | 拆分为 | 半人马座 | 南十字座 狮子座 | 拆分为 | 狮子座 | 后发座 南鱼座 | 拆分为 | 南鱼座 | 天鹤座 人马座 | 拆分为 | 人马座 | 南冕座 12个于1595至1597年间由荷兰航海家凯泽及豪特曼命名，并被约翰·拜耳在1603年收录于<<测天图>>的南天星座 天燕座 | 蝘蜓座 | 剑鱼座 | 天鹤座 | 水蛇座 | 印第安座 | 苍蝇座 | 孔雀座 | 凤凰座 | 南三角座 | 杜鹃座 | 飞鱼座 测天图测天图（Uranometria）是德国天文学家约翰·拜耳出版星图的简短标题。测天图于1603年在今日德国的奥格斯堡出版，完整全名：“测天图，包含以新的方式绘制并雕刻于铜版上的所有星座的图表。”（Uranometria : omnium asterismorum continens schemata, nova methodo delineata, aereis laminis expressa.）。测天图是第一个绘制范围包含整个天球的星图。 名称由来 测天图的简称 "Uranometria" 是来自希腊神话中的其中一位缪斯乌剌尼亚（Urania），而希腊语的 "oυρανoc"（"uranos"）是天空的意思。"Uranometria" 的字面意思就是“测量天空”（类似状况有 "Geometry" 来自希腊语 "Geometria"，意思是“测量地球”）。 内容 测天图的内页最初是由 Alexander Mair（约1562年－1617年）雕刻于铜版上。测天图包含51个图表。前48个图表是托勒密制定的星座，第49个图表介绍后来新增的南半球天空12星座。最后两个图表 "Synopsis coeli superioris borea" 和 "Synopsis coeli inferioris austrina" 则是以平面方式绘出北半球天空和南半球天空的星图。 每个图表都包含了网格以精确指出每个恒星的位置，最小单位是角度。拜耳在测天图中使用的恒星位置资料是来自第谷·布拉赫所编的扩展1005颗恒星的星表。第谷的扩展列表自1598年就开始以他的手稿流传，并且在彼得·布朗休斯（Petrus Plancius）、约道库斯·洪第乌斯（Jodocus Hondius）和威廉·布劳（Willem Blaeu）所绘的天球图中绘出。1627年时这些恒星在约翰内斯·开普勒的鲁道夫星表中首次以表格形式出版。 因为使用了第谷的资料，因此测天图的精确度远高于托勒密在某些方面受到限制的星表。列在测天图中的恒星超过1200颗，这代表第谷的星表并非唯一的资料来源。拜耳在第49幅图中南天恒星位置与星座资料来自荷兰航海家彼得·凯泽（Pieter Dirkszoon Keyser）修正亚美利哥·韦斯普奇和安德烈亚·科萨里（Andrea Corsali）观测资料后的结果，以及佩德罗·德·梅迪纳（Pedro de Medina）的报告。测天图包含许多之前星图没有绘入的恒星，虽然绘出的恒星数量仍有争议，且并非所有绘入的恒星都有标示。 测天图内每个星座的恒星是和星座的形象图雕刻一起出现的。因为不明的原因，很多以人为形象的星座图像都是背对地球的，和传统面对地球的绘制方式不同。这一特殊状况导致某些恒星名称字面上意义的混乱（例如某些恒星的名称是特别指人的“右肩”部位，这在测天图的绘制中会有错误）。 测天图中首次出现了至今仍在使用的拜耳命名法，并且列出的星座至今仍在使用。 标题页雕版 测天图标题页中的建筑图像中间标示了完整的书名。两边的底座分别是阿特拉斯和赫拉克勒斯。底座上分别写上了“阿特拉斯是最早的天文学老师”（Atlanti uetustiss astronom magistro）和“赫拉克勒斯是最早的天文学学生”（Herculi uetustiss astronom discipulo）。标题页的最上方刻有数个额外的数字。左上角是代表太阳的阿波罗，上方的中间戴着用恒星做的王冠，牵着两只狮子的是代表地球的女神库柏勒。右上角穿戴着以恒星做成的斗篷者则是月亮女神狄安娜。标题横幅下方是摩羯座的形象图和奥格斯堡一景。 测天图标题页。影像来自美国海军天文台图书馆。  Original Size 测天图中的猎户座雕版，影像来自美国海军天文台图书馆。  Original Size 弗兰斯蒂德命名法恒星的弗兰斯蒂德命名法（Flamsteed designations）与拜耳命名法类似，除了以数字取代希腊字母外，每颗恒星还是以数字和拉丁文所有格的星座名称结合在一起。（参见星座列表列出的星座名称和所有格的形式） 在每一个星座中，数字起初是随着赤经的增加而增加，但是因为岁差影响，现在有些地方已经不合规定了。这种命名法最早出现在约翰·弗兰斯蒂德的《不列颠星表》（Historia coelestis Britannica），是哈雷与牛顿未经约翰·弗兰斯蒂德同意就在1712年出版的。在约翰·弗兰斯蒂德过世后，1725年的最后一版，包含了约3,000颗恒星，比过去的星表都要巨大，准确度也更高，但却略去了弗氏的编号。 这种命名法在18世纪获得普遍的认同，没有拜耳名称的恒星几乎都会以这种数字来标记，但有拜耳名称的恒星全部依然继续沿用旧名，而弗氏编号就几乎完全被舍弃不用。有些著名的恒星都是使用弗氏编号标示的，例如，飞马座51（参见太阳系外行星）、天鹅座61（参见视差），都是采用弗氏编号命名的。 当现代的星座界限在草拟时，有些已经有弗氏编号的恒星被分割到没有被编号过的星座内，或是因为已经有了拜耳的名称，而省略了编号。但需要特别注意的是弗氏编号只涵盖到在大不列颠可以看见的星星，因此偏向南天的星座都没有弗氏编号。（南天的球状星团杜鹃座47的编号来自约翰·波得；邻近的波江座82不是弗兰斯蒂德命名法而是古德命名法的编号。） 在弗兰斯蒂德的目录上有些错误的记载，例如，弗兰斯蒂德在1690年记录了天王星，但他没有认出那是颗行星，而将他登录为金牛座34。 包含星座 弗兰斯蒂德命名法一共编号了52个星座，分别是： 仙女座 宝瓶座 天鹰座 白羊座 御夫座 牧夫座 鹿豹座 巨蟹座 猎犬座 大犬座 小犬座 摩羯座 仙后座 仙王座 鲸鱼座 后发座 北冕座 乌鸦座 巨爵座 天鹅座 海豚座 天龙座 小马座 波江座 双子座 武仙座 长蛇座 蝎虎座 狮子座 小狮座 天兔座 天秤座 天猫座 天琴座 麒麟座 蛇夫座 猎户座 飞马座 英仙座 双鱼座 南鱼座 天箭座 人马座 天蝎座 巨蛇座 六分仪座 金牛座 三角座 大熊座 小熊座 室女座 狐狸座 约翰·佛兰斯蒂德约翰·佛兰斯蒂德（John Flamsteed） 出生 1646年8月19日 英格兰德比郡丹贝 逝世 1719年12月31日 (73岁) 英格兰萨里郡伯斯托 国籍 英国 研究领域 天文学 母校 剑桥大学 约翰·佛兰斯蒂德 FRS（John Flamsteed，1646年8月19日－1719年12月31日）是一位英国首任皇家天文学家。他编录了超过3000颗星。 著名的佛兰斯蒂德命名法即是由约翰·佛兰斯蒂德所发明的。 弗拉姆斯蒂德精确地计算出1666年和1668年的日食。他最早记载的几次观测到的天王星行星，他误认为是一个恒星，并编号为“金牛座34”。第一次是在1690年12月，这仍然是已知的最早的天文学家观测的天王星。 弗拉姆斯蒂曾给牛顿的《自然哲学的数学原理》提供数据天文观测数据。后来他和牛顿交恶，扣住数据不给牛顿。牛顿毫不妥协，在《自然哲学的数学原理》的后来版本中系统性地删除了弗拉姆斯蒂的所有数据。 荣誉 皇家学会的会员 (1676) 月球上的环形山命名为Flamsteed 以Flamsteed命名的小行星 (4987). 以Flamsteed命名的在英国的德比郡的许多学校和学院. 官衔 大英帝国 大英帝国大臣 前任：首任 大英帝国皇家天文学家 第一任 1675年—1719年 继任：爱德蒙·哈雷 HD星表HD星表（The Henry Draper Catalogue，缩写为HD，亨利·德雷伯星表）是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表，首版在1918年至1924年间出版，它给出了225,300颗恒星的光谱分类，涵盖了全天最暗达到照相星等为9等的恒星（大部分是北天的恒星），历元为1900.0。最初的HD星表包含的星主要是亮于9等的星，随后的增版增加了在某些天区的暗星。HD星表的构建对恒星光谱分类起先锋作用，它的星名广泛应用于辨别恒星。 德雷伯恒星光谱分类星表 Secchi Draper 备注 I A, B, C, D 氢线占主导地位。 II E, F, G, H, I, K, L III M IV N 没有出现在目录中。 — O 沃尔夫 - 拉叶谱有亮线。 — P 行星状星云。 — Q 其他光谱。 这项计划最初是由哈佛天文台台长爱德华·皮克林发起的，1919年皮克林去世后，女天文学家安妮·坎农、弗莱明夫人等人继续主持编纂工作。由于美国天文学家亨利·德雷伯的遗孀资助了这个计划，因此命名为亨利·德雷伯星表。该星表出版以后，将恒星分为O、B、A、F、G、K、M等类型的分类法被天文学界广泛接受，称为“哈佛分类法”。 之后HD星表增加了特定天区更暗的恒星。出版于1925到1936年间的HD星表补编（the Henry Draper Extension，缩写为HDE，亨利·德雷伯扩充星表）多给出了46,850颗恒星的光谱分类；在1937至1949年间出版的HD星表补编表（the Henry Draper Extension Charts，HDEC）又增加了86,933颗恒星的分类。至此HD星表总共记录了359,083颗恒星。 SAO星表SAO星表（The Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog / 史密松天体物理台星表）是一个天体测量星表，在1966年由史密松天体物理台出版，共包含258,997颗恒星。该星表由之前的一些星表编纂而成，但仅收录9.0等以上且已经精确测量过自行的恒星。SAO星表里的星名由字母SAO开头接着数字序号表示，恒星以赤纬分区，每10度为一区，共分为18区，在每一区中的恒星依照赤经位置来排序。SAO星表较大的变动是增加了一些HD星表没有的资料：恒星的自行，因为这是很有用的资料；与HD星表和巡天星表序号的交互参照，在最后的一版中仍然被保留着。 SAO星表条目实例 SAO 67174是织女星。 SAO 113271是参宿四。 SAO 40012是HD 277559。 SAO 158687是1977年3月被天王星掩食的一颗恒星，它导致了天王星环的发现。 波恩星表波恩星表（德语：Durchmusterung或Bonner Durchmusterung），又名波恩星图，是德国天文学家阿格兰德于1859年到1862年在波恩天文台出版的一套四卷本的星表，缩写为BD，包含了324,189颗恒星，采用1850.0历元，赤纬范围从+90°到-2°，极限星等为9-10等，是在照相术发明以前编纂的最完整的一份星表。1863年根据波恩星表发表了波恩巡天星图。 由于波恩天文台位于北半球，无法完整观测到南半球的天空，1892年阿根廷的科尔多瓦天文台发表了科尔多瓦巡天星表（Cordoba Durchmusterung），简称CD，使用目视方法，将波恩星表扩展至赤纬-23°，共收录了58万多颗恒星。1896年在南非好望角完成的好望角照相星表（简称CPD）扩展至南天极，共有45万多颗恒星。 波恩星表收录了恒星的光谱资料。在亨利·德雷伯星表中找不到的恒星，天文学家会优先使用波恩星表中的编号。 科尔多瓦巡天星表科尔多瓦巡天星表（Cordoba Durchmusterung）简称CD，由阿根廷的科尔多瓦天文台在1892年发表。它使用目视方法，将波恩星表扩展至赤纬-23°，共收录了58万多颗恒星。 好望角照相星表好望角照相星表，（Cape Photographic Durchmusterung，缩写为CPD）是第一份专门针对南天的照相星表，于1900年发表，刊载了南天极周围19度范围内的454,875颗恒星，是研究银河系结构的重要资料。 好望角照相星表的编制源于皇家非洲好望角天文台台长、英国科学家大卫·吉尔（David Gill）。他用一只借来的2.5英寸镜头拍摄了1882年9月的大彗星，对照片背景上大量的恒星表示惊奇，于是用照相方法开始了一项巡天计划。他和两名助手一起，用一架口径6英寸的折射望远镜拍摄了赤纬-18度以南的天区，记录了45万多颗恒星的位置和星等数据。1896年到1900年期间，荷兰天文学家卡普坦仔细研究了这些照片，于1900年发表了好望角照相星表。 Carte du CielCarte du Ciel (法文，'天空之图')和摄影目录 (或AC，摄影星图)是两个不同元件联结在一起的庞大国际专案，计划于19世纪末期启动，目地在制做亮度达到11或12等，包含数百万颗微弱恒星的位置。来自世界各地的20个天文台参与这一个持续了数十年的庞大观测计划，并且拍摄了超过22,000张摄影干片。然而，或许是因为计划的规模过于庞大，专案只获得了部分的成功，Carte du Ciel的组件始终未能完成，而摄影星表的部分已经几乎被忽略了近半个世纪的时间。但是，1997年依巴谷星表的出现，使得这些走入历史的干板再度获得重要的发展。 起源和目标 这是一个巨大且史无前例的国际性星图测绘制作计划，是在1887年由巴黎天文台台长Amédée Mouchez发起的，他意识到摄影的新技术在星图制做过程上所拥有的潜力。这是1887年4月，超过50位天文学家在巴黎召开天文摄影会议的结果，来自世界各地的20个观测站同意参加这个计划，并设立了两个目标： 首先，这份摄影星图，整个天空都将拍摄到11等星，并提供参考恒星位置的目录，以填补中星仪和子午环仪的观测只能达到8等星的空隙，这将提供恒星位置合理的网络密度，又可以做为测量其他暗淡天体位置测量时的参考系统 (the Carte du Ciel)。世界各地不同位置的观测站被分配观测不同纬度的天区。天文目录上的干片一般都是曝光6分钟，在适当的时候进行拍摄、测量和完整的印制。他们在20世纪的第一季完成，产生了一系列星等达到11.5等的恒星位置。 第二个目标，第二组的干片，有更长的曝光时间和较小的重叠区域，星等将达到14等。这些干板将复制和制作出一组星图，the Carte du Ciel，相较于过去，将直接从中星仪观测到的天体座标转换成星图。多数的Carte du Ciel使用3张间隔20分钟曝光的干片，每次位置偏移10秒弧的等边三角形，使它很容易将恒星从干片的瑕疵和小行星中分辨出来。 这个令人着迷的当代国际合作成果是由牛津大学的天文学教授H.H. Turner发表于1912年。其他方面的陈述，于1988年被涵盖在国际天文联合会的133学术委员会的论文内。 美国海军天文台星表美国海军天文台星表是美国海军天文台位于亚利桑那州旗杆镇附近的观测站使用高精度测量仪（PMM）整理并出版的一份星表，在天文学界被广泛使用。其中，USNO-B1.0星表包含了10亿多（1,042,618,261）颗星的位置、星等、自行等数据，极限星等为21等，采用2000.0历元，位置精确到0.2角秒，容量超过80GB。USNO-A2.0星表则包含了5亿多颗星的资料。其子集USNO-SA2.0星表包含了约5千万颗星，以供要求不高时使用。这些星表都可以在互联网上免费获得。 亮星星表亮星星表，也称为亮星耶鲁星表（Yale Catalogue of Bright Stars）或耶鲁亮星星表（Yale Bright Star Catalogue），是一个列举了视星等超过6.5的恒星的星表。它几乎涵盖了地球上肉眼能看到的所有恒星。现在可以通过数种方法在线查看它的第五版。第一版于1930年出版，由于该星表的前身是由哈佛大学天文台于1908年出版的哈佛恒星测光表修订版（Harvard Revised Photometry）的原因，尽管耶鲁亮星星表的缩写为BS或YBS，但从该星表引用的恒星名都以HR开头。耶鲁亮星星表包含了9110个天体，其中9096个为恒星，9个为新星或超新星，4个为非恒星。这四个非恒星分别为球状星团杜鹃座47(HR 95)、NGC 2808 (HR 3671)、疏散星团NGC 2281 (HR 2496) 和M67 (HR 3515)。 自从1930年第一版问世之后，星表中的天体数量就固定了，1940年第二版、1964年第三版及1982年的第四版都只对内容加以修订，并增加注解中的资料。1983年出版了增补版，收录了2603颗亮度高于7.1等的恒星，其中也包括哈佛恒星测光表修订版中原已收录的500多颗。1991年出版的第5版已改为网络版，可以在网络上查阅。这个版本的注释就被大量的扩充，其分量已经比星表本身略为多了一些。 格利泽近星星表格利泽近星星表是经常被引用的现代星表，它收录了与地球的距离少于25秒差距的恒星。 初版和增补 在1957年，德国天文学家威廉·格利泽发表了他的第一本星表，收录了近千颗距离地球在20秒差距之内的恒星，是依照赤经排序并且注明已知的自行。这个星表的第一版以GL NNN做为条目的标示，恒星的序号从1至915。 他在1969年对原来的星表发表了重大的更新，将原本的近星星表的距离范围扩充至22秒差距。这次的扩充使恒星的数量增加为1,529颗，条目的标示为Gl NNN.NA，恒星的序号改为从1.0至915.0。不在原本格利泽星表中的恒星，仍依赤经的排序，以附加小数的方式，依序插入原有的序号之间。 理查·范·里特·伍利和他的伙伴在1970年出版了增补的星表，将距离扩充到25秒差距。 这次增补增加的恒星在星表中以9001至9850的序号登录，但现在不再加注Wo做为前置词，而也都以GJ做为前置词。 之后的版本 格利泽与哈特穆特·亚赖斯（Hartmut JahreiB）合作在1979年发表了第二次的增补版，这联合的版本现在通常称为Gliese-JahreiB (GJ)星表。这本星表分成两个表：第一个表使用的条目名称是GJ NNNN，编号1000至1294是确认的近地恒星；第二个表使用的条目名称是GJ NNNN，编号2001至2159是被怀疑的近地恒星。自从这个星表发行以来，包括联合星表和后续版本登录的所有恒星都以GJ为前置词来标示。 格利泽和亚赖斯再度合作，在1991年发表了近星星表第三版 (CNS3)；其中包括的恒星超过3,800颗。虽然这份星表被认为是初步的，但仍然是目前使用中的星表。这份星表总共列出了3,803颗恒星，这些恒星大多数都有GJ编号，但仍然有1,388颗没有编号。在没有最终版本将要发表的讯息下，这些未编号的恒星仍然需要有个名称，目前暂时编为NN 3001至NN 4388 (NN代表"没有名字")，并且资料文件中通常都包含这些数字。例如，GJ 3021就是这种在GJ星表中没有编号恒星的非官方名称。 在1998年，亚赖斯发表了一份只能在线上使用的增补版，可以在海德堡的天文学计算研究所上检索，称为ARICNS。 多年来，这份星表以不同的形式发布，随着文件传播的进步，从早期印刷版本的形式演进到后期的电子表单的形式，这是在目前的情况下多数大型星表目录所采用的型式。 有些恒星仍以这份星表中原有的名称最为人所知，例如格利泽581和格利泽710。格利泽近星星表是研究仳邻地球的恒星时最常被引用的星表。 依巴谷星表依巴谷星表和第谷星表（Tycho-1）是欧洲空间局的依巴谷卫星成果的主要产物。这颗卫星在1989年11月至1993的3月的四年任务中，传回了许多高精度的科学数据。 依巴谷星表至少列出了118,000颗天体测量学上精确度在千分之一弧秒恒星，而第谷星表 列出的则略微超过1,050,000颗恒星。 这份星表包含很大数量的高精密度天体位置和测光数据。另外伴生的附录是变星、双星和聚星的特性数据，和太阳系的天文测量和测光数据。主要的部分提供了可以印制和以机器阅读的版本。 全球性的数据分析，需要处理1,000兆比特未经加工的卫星原始数据，这是一件复杂且需要漫长时间的工作，由NDAC和先进科学和技术基金会承担，共同制做出依巴谷目录。第四个参与合作的科学机构是INCA，负责撰写依巴谷卫星的观测程式和编译成最佳化的数据选择，在发射前就先安置在卫星的输出目录中。依巴谷和第谷星表的成果使欧洲空间局等四个团体的繁杂工作得到形式上的正式结束。 第谷第二星表第谷第二星表 是一个收录了超过250万颗最亮恒星的星表。 星表 该星表包含2,539,913颗银河系中最亮恒星的位置、自行、双色测光数据，这其中约有5000颗是肉眼能够看到的。距离低至0.8弧秒的双星的成员星都被收录在星表里。该星表涵盖了99%的11.0等以下的恒星、90%的11.5等以下的恒星。 该星表中恒星的位置和星等基于欧洲空间局的依巴谷卫星的观测数据，这和第谷第一星表(ESA SP-1200, 1997)的数据来源是一致的。但是由于使用了更加先进的仪器，第谷第二星表的包含更多数据，精度也稍微提高了。 美国海军天文台(USNO) 先把照相天图星表 (AC 2000)与第谷第一星表合并，编纂成包含约一百万颗恒星的ACT(照相天图星表/第谷)；两个星表的大时间跨度使得恒星自行的数据精度提高了约一个数量级。而现在第谷第二星表取代了ACT。 高达2.5mas/yr的自行精度源于照相天图星表 (AC 2000)和143颗其他陆基天体测定星表的对比，它们都转化为依巴谷天体坐标系统。只有约100,000颗恒星的自行无法确知。视星等低于9的恒星的测定误差为7毫秒。全部恒星的总误差为60毫秒。该星表的观测周期从1989.85到1993.21，平均卫星观测历元为1991.5。 亮度高于视星等9的恒星的测光精度为0.013星等；所有恒星的测光精度为0.10星等。 在线使用 为了快速定位星表中的指定恒星，软件WCSTools通过指引星区（Guide Star region）的号码(0001-9537)给每个恒星编号。每个星区都分配有被小数点分隔的五位数的恒星号码。sty2表示恒星的编号或星区，imty2表示含有使用世界坐标系统的IRAF或FITS图片的恒星。 从星表中提取数据的Perl系统可以通过 http://archive.eso.org/ASTROM/ 访问。Tycho-2 File Formats WCSTools软件使用文件catalog.dat和index.dat。 千禧年星图千禧年星图是由天空与望远镜的Roger Sinnott率领的团队，和欧洲空间局（ESA）依巴谷卫星计划主持人Michael Perryman率领的团队，合作制作的星图。它是首度包含依巴谷卫星和第谷目录资料的星图集，扩充先前制作上限至10-11星等的星图，使其具备完整性和统一性。 它看起来是一个独立的出版品，有如17卷依巴谷卫星星表中的3卷。 在1548张图中包含100万颗来自依巴谷卫星和第谷-1目录资料，3倍于之前任何一个版本的星图 超过8,000个包括排列方向的星系、许多亮星云和暗星云的轮廓、疏散星团和球状星团的位置、以及250个最亮的类星体。 在图集中的非星天体都有指出类型的标识。 星图的比例尺是100”/mm，以匹配8英寸f/10的施密特-卡塞格林望远镜。 恒星的星等是依据Johnson V。 距离太阳200光年以内的恒星附有距离标签。Distance labels are given for stars 自行超过0.2”/yr的恒星会以适当的箭头标示。 变星会指出类型和振幅。 数以千计新发现和已知的双星会叙述分离的位置角和分离度。 自1997年以来，主要的天文图集也已和依巴谷卫星和第谷目录的资料结合。这些包括Sky Atlas 2000.0（星等至8.5等的第二版）、剑桥星图（星等至6.5等的第三版）、Uranometria 2000.0（星等至9.7等的第二版）、亮星星表2000.0（星等至6.5等）、和口袋星图（星等至7.6等）。 依巴谷卫星基本资料 NSSDC ID 1989-062B 组织机构 ESA 主要制造商 Matra Marconi Space, Alenia Spazio 发射日期 1989年8月8日 发射地点 圭亚那太空中心 发射载体 亚利安四号运载火箭 (V33) 任务时长 3.5年 除役日期 1993年3月 质量 1140 kg (发射重量) 轨道类型 地球同步转移轨道 轨道高度 507 至 35,888 km 轨道周期 10小时40分钟 波段 可见光 口径 29 cm 焦距 1.4 m 网站 http://www.rssd.esa.int/hipparcos 依巴谷卫星（High Precision Parallax Collecting Satellite，缩写为Hipparcos），全称为“依巴谷高精视差测量卫星”，是欧洲空间局发射的一颗天体测量卫星，用以测量恒星视差和自行，以古希腊天文学家喜帕恰斯的名字命名。 依巴谷卫星于1989年8月8日由亚利安4号火箭运载升空。它本应于地球同步轨道上运作，但因助推火箭失效，卫星只到达近地点507千米、远地点35,888千米的狭长椭圆轨道。尽管如此，它仍能完成85%的原任务目标。与该卫星的通讯于1993年8月15日中止。 整个计划分“依巴谷实验”和“第谷实验”两部分。前者目标是测量120,000颗恒星的五个天文测量参数，精度达2至4毫角秒；后者目标是测量另外400,000颗恒星的天文测量参数及B-V色指数，但位置精度稍逊（20─30毫角秒）。 1996年8月，依巴谷星表和第谷星表正式完成，并于1997年6月由欧洲空间局出版。这两个星表的资料用来编制千禧年星图，包含全天百万余颗暗至11等的恒星，以及一万余个非恒星天体。 曾有人指出依巴谷卫星的测量数据中，至少在某些天区有大约1毫角秒的系统误差。利用依巴谷卫星数据所推算的昴星团距离，比采用其他量天方法得出的距离要短10%。直至2004年，这争论还未有结果。 盖亚任务基本资料 组织机构 欧洲空间局 主要制造商 阿斯特里姆、e2v 发射日期 19 December 2013, 09:12:14 UTC 发射地点 法属圭亚那库鲁 发射载体 Soyuz ST-B 任务时长 至少5或6年 质量 2030 公斤 轨道类型 环绕地球轨道L2拉格朗日点的利萨如轨道 波段 可见光 口径 进入轨道后圆形遮阳板约11米 网站 Gaia pages http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia_overview 盖亚任务（Gaia）是欧洲空间局的空间望远镜。该任务的目的是要绘制一个包含约10亿颗或银河系1%恒星的三维星图。作为依巴谷卫星的后继任务，盖亚任务是欧洲空间局在2000年以后的远期科学任务。盖亚任务在约5年的任务中将可观测到视星等最暗为20等的天体。它的目标包含： 确认10亿颗恒星的位置、距离和每年自行量。对视星等15等恒星的精确度为20 μas，20等则为200 μas。 侦测数万个太阳系外行星系统。 能够发现轨道在地球和太阳之间的阿波希利型小行星。这个区域对地面望远镜相当难以观测，因为该区域几乎只在白昼时才会出现在天球。 侦测最多50万个类星体。 阿尔伯特·爱因斯坦广义相对论的更精确实验。 盖亚任务的资料将可建立在银河系内甚至之外的极高分辨率三维星图，并且绘出恒星的运动方向以了解银河系的形成与演化。分光光度法量测可以得知被观测恒星的物理性质，以确认其光度、有效温度、表面重力和组成元素。这种大规模的恒星观测将提供许多基本观测资料以解决关于银河系形成、结构与演化等多种重要问题。大量的类星体、星系、太阳系外行星和太阳系天体也将同时被观测。 亚利安航太公司（Arianespace SA）于2013年12月19日在圭亚那太空中心使用联盟号运载火箭为 ESA 发射盖亚空间望远镜。该卫星将在地球轨道的 L2 拉格朗日点附近以利萨如轨道运行。 航天器 盖亚是由阿丽亚娜太空中心使用Soyuz ST-B和以Fregat-MT为上层组合的火箭，于2013年12月19日9:12（世界时，当地为6:12）从位于法属圭亚那库互的Ensemble de Lancement Soyouz 发射。在发射后43分钟（9:54 UTC），卫星与火箭脱离，由上层推送朝向太阳-地球的L2点前进，于2014年1月8日抵达距离地球约150万公里的L2点。L2点为航天器提供了非常稳定的引力和热环境。航天器使用利萨如轨道以避免太阳被地球遮蔽，限制了太阳能电池板所获得的能量，以及扰乱与妨碍航天器的热平衡。发射之后，总是朝向太阳的10米直径遮阳板被展开，从而保持望远镜所有的元件都是冷却的，而且其表面的太阳能电池都能使用。 科学仪器 观测原理 盖亚任务和先前的依巴谷卫星类似，包含两个望远镜可观测两者之间固定的广角观测方向。该空间望远镜会持续以两个望远镜的观测方向垂直向为轴转动。而它的自转轴在天球上会划出一个小幅度的进动轨迹，同时保持与太阳相同的夹角。透过从两个方向精确观测天体在天球上的相对位置，就可得到一个固定的参考系统。 和它的名称不同的是，盖亚任务实际上并未使用干涉测量术确认天体位置。在原始设计时干涉测量术原被认为是实现足够目标分辨率的方式，但之后演变成现在的成像望远镜。 在观测范围中每个天体平均会被观测70次，并且任务预期持续5年。这些量测将帮助确认以下天文测量的参数：在天球上随时间变化的恒星角位置并得知其视差以计算距离、使用光谱仪以多普勒光谱学法量测较亮恒星的径向速度。 在盖亚空间望远镜内设有两个熔融石英棱镜以进行多色测光。棱镜位置分散在所有光线进入望远镜视野内，尚未到达侦测仪器的光路上。蓝色分光光度计负责观测波长3300–6800A光线，红色分光光度计则覆盖6400–10500A。 天文学家还希望利用盖亚任务以天体测量法观测到系外行星并确认其轨道倾角。 卫星仪器与性能 盖亚任务的卫星酬载包含： 两座主镜口径1.45 x 0.5米的望远镜。 两个望远镜投影的1.0 x 0.5米焦平面阵列。这是由106个 4500 x 1966像素的CCD 所组成。 盖亚空间望远镜包含三个各自分离的仪器： 天文测量仪（ASTRO），量测视星等5.7到20等之间恒星的角位置。 光度仪，可量测视星等5.7到20等恒星320-1000 nm 波段的光谱。而蓝色和红色分光光度计则用来确认恒星状态，例如表面温度、质量、年龄、组成元素。 径向速度光谱仪，在波段847-874 nm（钙离子线）观测视线上最暗17等天体取得其高分辨率光谱以测定天体径向速度。在 V 波段11.5等时分辨率可达1 km/s，17.5等时则是30 km/s。径向速度的量测对于修正视线方向加速度是很重要的。 卫星的遥测链路传输速度平均值大约是1 Mbit/s，而在焦平面的总传输速度是数 Gbit/s，因此在每个天体影像周围只有数十个像素可下载。这代表对天体影像的侦测与控制是强制性的。当观测恒星密度高的区域时，这类过程将特别复杂。 任务历程 盖亚任务于1993年10月由瑞典隆德大学的伦纳特·林德格伦和 ESA 的麦可·佩里曼提出建议加入 Horizon Plus 的长期科学任务。2000年10月13日欧洲空间局科学计划委员会接受该计划，并列为基石任务的第6项计划。2006年2月9日盖亚任务被定为B2期程，并由阿斯特里姆负责硬件设备制造。本任务总预算包含空间望远镜制造、发射和地面控制总共约7.4亿欧元。 在盖亚任务预定的5年任务中假设压缩后的资料传输率1 Mbit/s，总资料量将达到约60 TB，即200 TB的未压缩可用资料量。而 ESA 提供部分资金的资料处理任务则委托给2006年11月 ESA 的相关招标公告公布后传送计划书，并获选的资料处理与分析联盟（Data Processing and Analysis Consortium，DPAC）进行。DPAC 的资金将由参与计划的国家提供，并且保证会提供至盖亚任务资料最终天体目录预计制作完成的2020年。 盖亚空间望远镜每天将有8个小时以5 Mbit/s的速率传输资料。ESA 将使用最敏感的两个卫星地面站，即位于西班牙的塞夫雷罗斯地面站和澳大利亚的新诺西亚地面站以直径35米的天线进行资料接收。 目的 盖亚空间望远镜任务有以下目的： 确定一颗恒星的光度，这是确认恒星距离的必要条件。恒星的视差是少数不需要透过物理假设得知恒星距离的方式之一，而地面的望远镜因为大气层扰动和仪器误差而无法得到足够精确的视差量测结果。 观测光度最微弱的天体可以使恒星光度模式更加完整。所有天体到达一定亮度时都必须被量测以获得无偏差的样本。 必须要有大量的观测对象以解释恒星演化中较快速的阶段。观测银河系中大量天体对于了解银河系的动力学模式也相当重要，要注意的是，10亿颗恒星仍不到银河系总恒星数量的1%。 对恒星的天体测量和观测恒星在银河系中运动状态是了解各种恒星分布模式的必要方式，由其是较远处恒星的。 盖亚任务预期可达到以下成果： 可对超过10亿颗恒星进行天文测量，可观测最暗恒星为V波段视星等20等。 确认恒星的位置，依恒星表面颜色的不同，V波段10等恒星的精确度可达7 μas，相当于在1000公里以外测量一根头发的直径；15等时精确度约12到25 μas，20等时则是100到300 μas。 确认距离地球最近恒星的距离误差约0.001%。而距离地球约3万光年，接近银河系中心的距离误差20%。 量测4000万颗恒星的切向速度精确度预期至少0.5 km/s。 精确量测1000颗系外行星的轨道和轨道倾角，并以天文测量法确认行星的真实质量。 盖亚任务其他相关于基础物理的观测则有侦测阿尔伯特·爱因斯坦广义相对论预测的，光因为太阳重力场而弯曲的程度；因此可以直接观测时空的结构。 资料释放 盖亚星表将分阶段释出：预期早期的版本是不完整的，特别是在众星聚集区中较黯淡的那些恒星。最先释出的资料，盖亚DR1，是依据2015年7月至2016年9月13日，共14个月的观测资料。这些释放的资料包括由盖亚测量的11亿颗恒星位置和光度；第谷第二星表和盖亚都有，超过200万颗恒星的位置、视差和自行整合的资料；大约3,000颗变星的"光度曲线和特性；用来定义天体参考框架…… 超过2,000个源自外星系的目标"。要获得盖亚DR1，可以访问盖亚数据库，或是经由其它的天文资料中心，例如斯特拉斯堡天文资料中心（CDS）。 第二阶段的资料（DR2）预计在2018年4月释出，将包括10亿颗恒星的位置、视差、和自行，所有的恒星在红色和蓝色的光度资料都可接受正规的标准误差；对许多简单的情况，可以测量径向速度。第三阶段版本的数据可能会包括许多"易于辨识"的联星轨道解和光谱类型。第四阶段释出的数据可能将包括变星分类、太阳系的结果，和非单星星表。最后，完整的盖亚星表，将在任务结束三年后的2022年释出，在DR2和最终版本之间会有几个版本则尚未决定。 盖亚天空的资料运用，将推广来探索星系在三度空间的研究。 各光学望远镜主镜尺寸比较  |
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