18世纪之前

前134年 - 喜帕恰斯(Ἳππαρχος)创造恒星的视亮度(光度)的概念,并编制了有1,025颗恒星的星图。

1596年 - 大卫·法比利萨斯注意到米拉的光度变化。

1672年 - Geminiano Montanari注意到大陵五的光度变化。

1686年 - Gottfried Kirch 注意到天鹅座χ的光度变化。


18世纪

1718年 - 爱德蒙·哈雷经由比较希腊时代的天体位置记录,发现恒星自行。

1782年 - 约翰·古德利克注意到大陵五的光度变化,并推测是食双星。

1784年 - 约翰·古德利克发现第一颗造父变星(仙王座的造父一)。


19世纪

1838年 - Thomas James Henderson、瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维和白塞耳测量出恒星的视差。

1844年 - 白塞耳解释天狼星和南河三的位置摆动是因为有看不见的暗淡伴星。


20世纪

1906年 - 亚瑟·爱丁顿开始用统计学研究恒星的运动。

1908年 - 李维特发现造父变星的周光关系。

1910年 - 赫兹史普和罗素各自研究恒星的光度和光谱的关联。

1924年 - 亚瑟·爱丁顿发展出主序星的质光关系。

1929年 - 乔治·伽莫夫提出氢的核融合是恒星能量的来源。

1938年 - 汉斯·贝特和Carl von Weizsacker详述恒星内部的pp链和碳氮氧循环。

1939年 - Rupert Wildt认为负氢是使恒星变得不透明的重要离子。

1952年 - 沃尔特·巴德区分出造父变星有造父Ⅰ和造父Ⅱ两类。

1953年 - 弗雷德·霍伊尔预测碳12在恒星内部的高温下可以经由三氦反应生成。

1961年 - 林忠四郎发表恒星是完全对流体时,演化路径的林轨迹。

1963年 - 弗雷德·霍伊尔和William A. Fowler提出超重质量恒星的想法。

1964年 - 钱德拉塞卡和理查德·费曼发展出脉动星在广义相对论下的理论,并且表示超重质量恒星的不稳定性受到广义相对论的支配。

1967年 - Eric Becklin和Gerry Neugebauer在10微米的波长发现BN天体。

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