天文学汇总
发射的旅行者2号飞船，在完成了研究四颗类木行星的任务之后，预计将于大约296,000年之后到达8.7光年以外的天狼星。
双星系统
天狼星是一个双星系统，当中的两颗白色恒星互相围绕公转，相距约20天文单位（大概是太阳和天王星之间的距离），公转周期却只有50多年。较亮的一颗星，或称天狼星A，是一颗A1V型主序星，估计表面温度为9,940K。其伴星天狼星B，已经度过了主序星的过程，成为了一颗白矮星。尽管现在天狼星B的光谱比天狼星A暗10,000倍，它却曾经是两颗星体之中质量较大的一颗。这个双星系统的年龄估计为大约2亿3000万年。在其生命前期，人们猜想有两颗蓝白色恒星互相以椭圆围绕公转，周期为9.1年。红外线天文卫星量度到，天狼星系统要比预计的放射更多的红外线辐射。这可能是系统里星尘的表现，并且对于双星系统来说较为罕见。
天狼星A
天狼星A的质量约是太阳的2.1倍。光学干涉仪量度出此星的半径，估计角直径为5.936±0.016mas。它的恒星自转速度为较慢的每秒16公里，因此并没有有效地把星体压扁成圆盘形。织女一和天狼星B的体积相近，以更高速的每秒274公里自转，使其在赤道处向外拱起。
天体模型指出天狼星A形成于一次分子云坍塌的时候，到了1千万年之后，其能源的生成已经完全由核聚变提供。其核心成为了对流层，并利用碳氮氧循环制造能量。人们预测，天狼星A会在其形成之后10亿年（10^9）之内用尽储存在核心的氢。此时它会经历红巨星阶段，然后再温和下来，成为一颗白矮星。
天狼星A的光谱又著很深的金属线，显示出一些重于氦的元素的增强（如铁）。相比于太阳，天狼星A大气层里相对于氢含量的铁含量为，也等于10^0.5，意思是说它大气层中的铁的含量是太阳的316%。不太可能整颗恒星都富有金属元素，而其实这些金属元素都可能是悬浮在位于表面的一层薄对流层上。
天狼星B
天狼星B的质量几乎相等于太阳的质量，并且是已知最大质量的白矮星之一。它差不多有平均的0.5至0.6太阳质量的两倍。然而这么多物质却被压缩成约为地球的大小。其目前的表面温度为25,200 K。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。
一颗恒星要经过主序星和红巨星阶段才会成为白矮星。天狼星B成为白矮星时的年龄比它现在的年龄小一半多一点，约为1亿2千万年前。还是一颗主序星时它估计有5个太阳质量大。天狼星B是红巨星的时候，可能增加了其伴星天狼星A的金属量。
天狼星B最初由碳及氧元素组成，这两种元素是形成天狼星B的已死亡恒星里的氦核聚变产生的。这些元素被更轻的元素覆盖，并根据质量来分层，因为天狼星B有着高 表面重力。因此，天狼星B的外层大气层几乎为纯氢，宇宙中最轻的元素，光谱中也找不到任何其它元素。
天狼星超级疏散星团
在1909年埃希纳2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。大熊座移动星团是由220颗恒星组成的，并在太空有相同的移动路径。其最初形成时是疏散星团的一部分，从此便逐渐脱离引力的牵引。不过，在2003年和2005年作出的分析却表示天狼星未必属于这一星团。大熊座移动星团估计年龄为4到6亿年，而天狼星的金属量和太阳的相似，因此年龄只有2亿多年，对于这星团来说太年轻。天狼星可能属于一个“天狼星超级疏散星团”，该疏散星团的明亮成员恒星可能包括御夫座β、北冕座α、巨爵座β、波江座β和巨蛇座β等。此星团是太阳附近500光年以内的三个星团之一。其余两个为毕宿星团和昴宿星团，都各有几百颗恒星。
2.老人星
老人星（α Car/船底座α）亦叫南极老人星、寿星，是船底座主星，在中国传统天文系统里是位于井宿的老人星官里唯一肉眼可见的恒星。虽然老人星距离地球超过300光年，不过视星等为?0.72等，是南半球最明亮的恒星，也是全天空中第二亮的恒星，仅次于天狼星。而它实际的绝对星等则为?5.53等。
老人星是一颗不寻常的F型白色超巨星。它位于南半球赤纬?52°42'、赤经06h24.0m的位置。对于大部分的南半球地区，可以同时在高的位置观测到老人星及天狼星，它们在夜空中达到最高点的时间只相隔21分钟。当人们位在南纬38°以南的地区时，老人星将成为一颗拱极星。虽然老人星的亮度仅次于天狼星，不过在1843年的短暂时间中，船底座的海山二亮度也曾经超过老人星。根据依巴谷卫星的研究，老人星距离地球约310光年，这是根据老人星的视差为10.43 ± 0.53角分所推测出来的。与老人星相比，天狼星的亮度只有太阳的22倍，并且相当接近地球，因此视星等可以超过其他的恒星。
因为老人星拥有不寻常的特征，所以测量它的直径是有困难的。老人星的光谱属于F0 Ia型，并且是一颗F型的明亮超巨星，而天文学家对这类恒星所知甚少，只知道它们可能是将演化成红巨星或是从红巨星演化出来的恒星，这也导致天文学家难以猜测老人星原本的亮度及它与红巨星状态的距离有多远。
老人星的表面温度是7350±30K，直径估计为0.6天文单位（根据角距离为0.006角秒所作的估计），因此老人星大约是太阳的65倍大。如果将它放置在太阳系的中心，老人星将会占据水星轨道内侧空间的75%，如果有一颗可以适合生物生存的行星存在，它与老人星之间的距离会是太阳与冥王星距离的3倍。
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老人星是天蝎-半人马星协（Scorpius-Centaurus Association）中的一部份，这是一群从同一个源头演化出来的恒星。
3.南门二
南门二（α Cen / 半人马座α）位于天空南方的半人马座，是一个三合星系统，其中一颗恒星是全天空第4明亮的恒星。不过因为其中两颗恒星距离过近，肉眼无法分辨出来，所以它们的综合视星等为-0.1等（超过第3亮的大角星），绝对星等为4.4等。
南门二是距离太阳最近的恒星系，只有4.24光年（约277,600天文单位）。比邻星（Proxima Centauri）通常被认为是这个恒星系的成员，距离太阳只有4.22光年。
南门二中最大的成员是半人马座α星A。它是一颗G2V型的主序星，发出黄白色的光芒，在亮度与体积上都稍微超过太阳。南门二中第二大的成员则是半人马座α星B。它是一颗K1V型的主序星，发出橘黄色的光芒，亮度与直径都略逊于太阳。这两颗恒星互相绕转的轨道偏心率为0.52，彼此相距最近为11.2天文单位（大约是太阳与土星之间的距离），最远则达到35.6天文单位（大约是太阳与冥王星之间的距离），周期则将近80年。它们的质量总和刚好超过太阳的2倍，年龄大约是50至60亿年之间。
比邻星
比邻星为一颗红矮星，距离半人马座α星A与半人马座α星B大约是13,000天文单位（约0.21光年或南门二与太阳之间距离的1/20）。比邻星可能以一个50万年或更久的圆形轨道来公转，也可能是以双曲线的轨道来运转，这有可能导致比邻星将在几百万年后离开这个恒星系。因此比邻星有时被称为半人马座α星C。比邻星与半人马座α星A及半人马座α星B之间的关系看起来并不全然是意外所造成的，因为它们在宇宙中大约以相同的轨道来运行，就像是一个恒星系统一样。
从地球上的角度来看，比邻星与半人马座α星A及半人马座α星B之间相隔了2度（大约是满月时角距离的4倍），而半人马座α星A及半人马座α星B之间则彼此相距40\。距离南门二最近的是太阳与巴纳德星（6.47光年），巴纳德星也是距离太阳第2近的恒星（5.96光年）。
可能的存在行星
行星组成模式显示类地行星可以在接近半人马座α星A与半人马座α星B的位置来形成，但是类似木星与土星的类木行星则因为双星的重力影响而无法形成。假定恒星类型、年龄与轨道稳定度相同的话，南门二被认为最有可能拥有一个适合外星生命存在的行星。然而有一些天文学家认为如果南门二拥有任何类地行星的话，因为缺乏类木行星的存在，它们也可能会是干燥的。目前认为木星与土星这样的类木行星对于彗星进入内太阳系有决定性的影响，因此也提供内部的行星水的来源。然而如果半人马座α星B对于半人马座α星A扮演的角色类似类木行星与太阳之间的关系的话，这可能不是个问 题。这两颗恒星的恒星光谱适合潜在的行星来孕育生命。
南门二的视野
从南门二的附近来观测宇宙，将会看到许多地球上的观测者所看到的天体，大部份的星座几乎也没有变化，例如猎户座与大熊座等。但是半人马座最明亮的一颗星将会消失，而太阳则会成为仙后座中一颗视星等为0.5等的恒星。大体来说，仙后座的外形将会从\\/\\/变成/\\/\\/，太阳将会位在阁道二的尾端。
附近的明亮恒星，例如天狼星与南河三会出现在一个差异很大的位置上。天狼星会成为猎户座的一部份，出现在距离参宿四2度的位置上，而且稍微比地球上观测到的还要黯淡（-1.2等）。而大角星，北落师门与织女星虽然与太阳和南门二均相距甚远，都会发生微小的移动。比邻星将会成为一颗不显眼的4.5等星，考虑到它距离半人马座α星A及半人马座α星B只有4分之一光年，这显示出比邻星是如此的黯淡。它在背景的星空中缓慢却持续的移动，在数十年的时间范围内能够被人们所查觉。
如果有一颗行星环绕半人马座α星A或半人马座α星B，在这颗行星上，它们将会是非常明亮的双星。举例来说，如果距离半人马座α星A1.25天文单位的位置有一颗类似地球的行星的话（公转周期为1.34年），半人马座α星A的亮度对于行星而言与太阳相似，而半人马座α星B则将会变暗5.7等至8.6等，但仍然会达到?21.0等至?18.2等，虽然比半人马座α星A黯淡190至2700倍，但仍然比满月明亮170至2300倍。相反的，如果距离半人马座α星B0.71天文单位的位置有一颗类似地球的行星的话（公转周期为0.63年），半人马座α星B的亮度对于行星而言与太阳相似，而半人马座α星A则将会变暗4.6等至7.3等，但仍然会达到?22.1等至?19.4等，虽然比半人马座α星B黯淡70至840倍，但仍然比满月明亮520至6300倍。对于环绕其中一颗恒星的行星而言，第二颗太阳不至于对于气候或光合作用（约等于土星与太阳之间的距离）产生不良的影响。不过这意味着，大约有半年，夜空不是漆黑一片，而是深蓝色的，人们可以四处行走甚至可以不用人工照明来阅读。
已知拥有行星的双星系统例如少卫增八，而且太阳系的巨型星周围都拥有卫星系统的存在，显示在这两颗恒星周围并不是不可能拥有类似地球的行星。许多行星猎人小组无法凭著视向速度在这个系统来发现任何巨型行星或棕矮星，如果它们存在的话将会撕裂任何位在或靠近适居区的类地行星。
4.大角星
大角星（α Boo/牧夫座α）英文名Arcturus，是牧夫座中最明亮的恒星。以肉眼观看大角星，它是橘黄色的，视星等-0.04，是全天空第3亮的恒星，仅次于-1.46等的天狼星与-0.86等的老人星。大角星和南门二都位在本星际云（Local Interstellar
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Cloud）中。
大角星虽然位于北半球，但距离天球赤道的纬度少于20度，因此在南北两个半球都能看见。大角星大约在4月30日的子夜中天，因此在北半球的春天，南半球的秋天可以看见这颗恒星。北半球的观察者可以沿着北斗星弧状的柄来找到大角星。顺着这个弧线继续延伸，也可以观测到角宿一。大角星与室女座角宿一、狮子座五帝座一共同组成春季大三角，如果再加上猎犬座的常陈一就成为春季大钻石。
大角星是属于K1.5 IIIpe型的红巨星，“pe”代表的是“特殊的发射线”，显示大角星发出的光谱是不寻常且充满谱线的。这对红巨星而言并非太过罕见，但是大角星是特别明显的一个范例。大角星的亮度至少是太阳的110倍，不过这低估了它实际发出的强度，例如大角星在红外线波段所发射的“光”，所以大角星全部发射出的能量大约达到太阳的180倍。因为大角星的表面温度较太阳来的低，拥有较低的光视效能（luminous efficacy），所以在可见光波段发射出的能量也较低。
大角星以高速的自行运动而著名，除了南门二以外，它的自行速度比太阳附近的任何1等星都要快速。大角星目前几乎处于最靠近太阳的位置上，并正以高速移动中，它与太阳系的相对速度为122km/s。大角星被认为是一颗古老的星系盘恒星，并与其他52颗这种类型的恒星移动中。大角星的质量难以确定，不过可能与太阳大约相等，而且不会超过太阳的1.5。大角星被认为很可能比太阳还要古老，太阳将会经历的红巨星阶段非常可能就是这颗恒星目前的情况。
根据依巴谷卫星的测量，大角星距离地球36.7光年（11.3秒差距），是一个相对较近的天体。依巴谷卫星的观测也显示大角星可能是一个双星系统，伴星约比主星黯淡20倍左右，它的轨道可能位于现在观测技术可以达到的极限，所以目前无法发现该天体。然而目前这个观点已经过时，最新的研究显示大角星是一颗单星。
星震
天文学家认为大角星表面会稍为震荡，这是一个红巨星常有的特征。天文学家在大角星上有一个特别的发现：它将会变得更红（往恒星光谱M型来演化），变化也将更激烈。极端的例子类似米拉，该天体拥有几百天的巨大变化幅度，而大角星并不是非常的红，而且拥有短暂的变化周期及微小的变化范围，位于稳定性和变化性中间。
5.织女星
织女 (α Lyr,α Lyrae，天琴座α) 是天琴座中最亮的恒星，在夜空中排名第五，在北半球是继大角星之后的第二亮星，距离地球只有25.3光年。
织女星大约在西元前12,000年曾是北半球的极星，并且在西元13,727年，当它的赤纬是+86°14'时，会再度成为北极星。织女星是除了太阳之外，第一颗被拍摄的恒星，也是第一颗拥有光谱记录的恒星。它也是第一批经由视差测量估计出距离的恒星之一。 织女星也曾是测量光度亮度标尺的校准基线，是UBV测光系统用来定义平均值的恒星之一。在北半球的夏天，织女星多半可在天顶附近的位置见到，且视星等接近0等，因此仍有一些专业与业余的天文学家会以织女星作为光度测定的标准。
织女星的年龄只有太阳的十分之一，但是因为它的质量是太阳的2.1倍，因此预期它的寿命也只有太阳的十分之一；这两颗恒星目前都在接近寿命的中点上。织女星的光谱分类为A0V，其温度比天狼星的A1V高一点。它仍于于主序星阶段，并透过把核心内的氢聚变成氦来发光发热。织女星拥有的原子序数比氦重的元素丰度异常的低，织女星在光度上存在着轻微的周期性变化，因此也被怀疑是变星。它的自转快速，在赤道的速度是274km/s ，由于离心力的影响，导致赤道向外突起，结果是光球温度横越表面的变化，在极点达到最大值。从地球是朝向织女星的一个极点方向上进行观察。经测定织女星每12.5小时自转一周，整颗恒星呈扁平状，赤道直径比两极大了23%。
从地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度，即视星等来表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为6等星，而最亮的恒星天狼星星等为-1.47等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的0星等。因此多年以来，织女星被用作是绝对光度测定的亮度刻度。然而这并没有延用下来，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。
UBV测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，分别用U,B,V表示。织女星是1950年提出的用来设置UBV测光系统的初始平均值的六颗恒星之一。这六颗恒星的平均星等被定义为： U - B = B - V = 0. 实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等是一样的。因此，织女星在可视的范围内有较接近的电磁波谱—波长范围为350-850纳米，人眼能够看见这其中的大部分；因此光流量密度大致相等：2000-4000Jy，然而，织女星的光流量密度在红外波段则大幅降低，每5 平方毫米大约为100Jy。
1983年，织女星成为第一个被发现有尘埃盘的恒星。红外线天文卫星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这可能是尘埃盘被恒星加热而辐射出来的能量。
天琴座流星雨是很明显的流星雨，每年在4月21~22日左右达到极大期。天琴座流星雨的辐射点就在织女星附近，是由佘契尔彗星所引起的。
织女星核心产生的能量来自于碳氮氧循环（CNO循环），这是一种通过以碳、氮、氧原子核为中介，把质子聚合为氦的核聚变过程。该过程需要约1500万度的高温，这比太阳中心的温度还要高，但比太阳的质子-质子链反应的效率更高。CNO循环对温度高度敏感，紧邻的对流层将核心区聚变反应产生的“灰”均匀散布，接着是辐射层，最外层是大气层。这与太阳形成鲜明的对照：太阳的辐射层在中心，其外覆盖的是对流层。
织女星的能量通量已经对照“标准光源”精确地进行了测量。在波长为5480 ?的
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波段，光通量为3,650Jy，误差范围2%。织女星的可见光谱中，氢的吸收光谱线占主导地位，特别是在电子主量子数n=2的巴耳末系。其他元素的谱线相对来说较微弱，其中较强的是电离的镁、铁、钙线。织女星的X射线辐射很微弱，这表明织女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。
南比戈尔天文台(Observatoire du Pic du Midi de Bigorre)的一个天文学家小组使用磁分光偏振法探测到织女星的表面存在磁场。这是在光谱型为A型的恒星、而不是Ap和Bp星这类化学丰度特殊星上第一次探测到磁场。视线方向的平均磁通量为?0.6±0.3 高斯 (单位).这与太阳表面的平均磁场强度相当。
织女星的半径曾通过干涉仪进行高精度的测量，结果显示它的半径估计为太阳半径的 2.73±0.01倍。这比天狼星的半径大60%，但恒星模型显示它只应该大约12%。这个矛盾可以解释为我们观测到的是高速旋转的织女星的转轴方向。高分辨率天文中心（CHARA）干涉仪在2005年至2006年的观测证实了这个推测。
织女星的自转轴与我们的视线夹角不大于5°。其赤道附近的恒星自转速率约为 274km/s (相当于自转周期为12.5小时)，已达到因离心力效应而解体的速率上限的 93%。极速自转导致织女星明显变扁，赤道半径比极半径大 23%。(织女星的极半径为 2.26±0.02 太阳半径, 赤道半径为 2.78±0.02 太阳半径。) 从地球上看，视线几乎正对着极区，因此它看上去特别大。
两极的重力加速度大于赤道地区，根据“冯.Zeipel定理”，两极的光度也较高。这可以从恒星表面有效温度的变化上看到:极区温度高达 1万K, 而赤道区域约为 7,600K.结果是：赤道面的亮度仅为极区的一半。因此，这导致了强烈的重力变暗（gravity darkening）效应：相对于普通的基本球对称恒星而言，从极区看去，织女星会比预期的暗。温度梯度还意味着赤道周围可能存在“对流区”,而其余的大气层基本都处于辐射平衡中。
假如织女星是颗普通的球对称、缓慢自转的恒星，那么按当前测定的距离而言，它的绝对光度将是57个太阳，远远大于同等质量普通主序星的绝对光度。高速旋转的发现解决了这个矛盾——织女星的绝对光度约为37个太阳。
天文学家把原子量比氦更大的元素称为“金属”。织女星光球层的金属度只有太阳大气层金属丰度的32%。（跟织女星一样，天狼星的金属丰度也只有太阳的三分之一。） 太阳比氦更重的元素丰度（即金属丰度）约为ZSol = 0.0172 ± 0.002.[50] 从丰度上来说，织女星只有0.54%的组成元素比氦更重。
异常低的金属含量使得织女星成为一颗牧夫座λ型恒星。然而光谱型A0-F0的恒星为何存在如此罕见的化学组成仍旧是个未知数。其中一种可能是扩散或质量损失的结果，虽然恒星模型显示这一般只发生在恒星的氢燃烧阶段末期。另一种可能是该恒星诞生于异常低金属含量的气体尘埃等星际物质中。 观测到的织女星的He/H比例为0.030 ± 0.005，这比太阳低约40%。这可能是由于其近表面的氦对流层消失引起的。能量传递被辐射层所取代可能引起与扩散大不相同的异常。
对织女星的精确的测量表明其红移值为?13.9 ± 0.9 km/s[55]。负号表示其相对运动朝向地球。在约210,000年后，织女星将最终变为地球夜空中的最亮星；在290,000年后将达到其峰值星等为-0.81，在270,000年后变成天空中的最亮星。
恒星的自行会引起恒星相对于更远的背景星的位置变化。对织女星的精确测量表明其自行为：赤经方向202.03 ± 0.63 毫弧秒/年，赤纬方向287.47 ± 0.54 弧秒/年。织女星的合成自行为327.78 弧秒/年，这使得它在11,000 年内移动一度。
发现织女星有红外超，超过单独一颗恒星应有而过剩的红外线通量，是来自红外线天文卫星 (IRAS) 早期的结果之一。这些过多的红外线在25、60、100μm波长的测量中，都来自以恒星为中心的10弧秒 (10″) 角半径范围内。依据测量到的织女星距离，这相当于80天文单位 (AU) 的距离；1AU是地球环绕太阳公转的平均轨道半径。有人认为这些辐射来自来自尺寸在毫米的大小，环绕恒星的颗粒，因为比这更小的颗粒最终都会因为坡印廷-罗伯逊拖曳的辐射压力而被从恒星系统中移除掉。后者是辐射压力创造的影响力造成的结果，使轨道中以螺旋向内运动的尘埃粒子被推挤出去。这种效果对越靠近恒星的微小颗粒越为显著。
后续以193μm织女星测量些假设的颗粒，显示出比预期为低的通量，这表明了这些颗粒的大小必须在100μm或还要更小的数量级上。要维持一定数量的尘埃在环绕织女星的轨道上，就必须不断的补充其需求。被建提议维持尘埃数量的机制是在盘面中不断的有合并和坍缩以形成行星的程序在进行。按实际比例的模型显式从极轴的方向观察，尘埃分布在半径120AU圆盘面上。另一方面，圆盘中心有一个半径不小于80AU的洞。
继发现织女星周围的红外超之后，也发现其它恒星因为尘埃的排放所产生的也显示类似的异常现象。迄2002年，大约已经发现400颗这样的恒星，并且被归类为\类织女星\或\织女星超\的恒星。相信这些可能会提供太阳系起源的线索。
在2005年，史匹哲太空望远镜获得了环绕织女星尘埃的高解析影像，它显示尘埃盘在波长24μm延展至43″ (330AU) ，在70μm 是70″(543AU)，和在160μm是105″(815AU)。这些更广泛分布的尘埃盘是由大小在1–50μm的尘埃粒子构成的圆形和自由的团块，估计这些尘粒的总质量是3 310-3地球质量。须要有相对于太阳系古柏带的小行星互相碰撞，才能产生这些尘粒。因此，这些尘埃比较像环绕织女星的岩屑盘，而不是早先所认为的原行星盘。
艺术家想像矮行星大小的天体在近期的碰撞，可能造成环绕着织女星这颗恒星周围的尘埃环。
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估计岩屑盘的内径是11″±2″，或70–102AU。尘埃盘是织女星较大的岩屑碰撞产生的碎片被辐射压推向外围产生的。但是，以织女星的生命估计，要维持观察到的尘埃盘，须要有巨大的起始质量 － 估计是数百倍木星质量。因此，更有可能产生相对来说是中等大小 (或更大) 的彗星或小行星，然后这些元件再与较小的元件或其它物体碰撞，结果产生更小的碎片。相较于恒星的年龄，这个尘埃盘是比较年轻的，除非有其它的碰撞事件继续提供更多的尘粒，它终将会消散掉。
在2001年，帕洛玛测试干涉仪的首度观测和稍后威尔逊山天文台的 CHARA array在2006年的观测，都显示织女星有内尘埃带的证据。在恒星的8AU范围之内，这个外星黄道尘可能是系统内动力扰动的证据。这可能造成彗星或小行星猛烈的轰击，并且可能是行星系统存在的证据。
来自詹姆斯克拉克麦斯威尔望远镜在1997年的观测显示在织女星的中心区有朝向东北延展9″ (70AU) 的明亮区域。这被假设为尘埃盘若不是受到行星的摄动，就是有被尘埃包覆的天体在轨道上运转。然而，凯克望远镜的影像排除了有亮度在16等以上，超过12倍木星质量的天体存在。在夏威夷 联合天文中心和加州大学的天文学家认为这个影像可能是行星系仍然在形成的证据。
在2005年，使用昴星团望远镜的日冕仪，天文学家得以进一步的认定这颗环绕织女星的行星质量介于木星的5-10倍[70]。虽然还不能直接看见这颗环绕着织女星的行星，但也不能排除行星系统的存在。因此，可能有更接近恒星，轨道比较小的类地行星。环绕织女星的行星轨道倾角可能倾向于和这颗恒星的赤道平面密切相关。而从环绕着织女星的假设行星观点来观察，太阳只是在天鸽座的一颗4.3等的暗星。
6.五车二
五车二 ( α Aur/御夫座α)是御夫座内最亮的一颗恒星，是个恒星系统，由4颗恒星组成两对联星。第一对包括两颗亮星，大的一颗恒星光谱是G-型巨星，两颗恒星半径大约都是太阳的10倍，在靠得很近的轨道上互绕着。这两颗星被认为是冷却并在膨胀中的红巨星。第二对与第一对相距大约11,000天文单位 (0.17光年)，由两颗较小且较暗的恒星组成，被认为是两颗红矮星。五车二的系统相对来说非常靠近地球，距离只有42.2光年(12.9秒差距)。这个系统属于毕宿移动星群，是与毕宿星团有着相同移动方向的一些恒星组成的。
五车二由两颗G光谱型的巨星组成。主星表面温度约4900K，半径约为12个太阳半径，质量约为2.7个太阳质量，全波段的光度约为太阳的79倍。伴星温度约为5700K，半径约为9个太阳半径，质量约为2.6个太阳质量，全波段的光度约为太阳的78倍。如果考察全部波段辐射，该恒星系统的主星更加明亮；但在可见光波段观测时，主星却更加暗淡：主星的视星等约为0.91，而伴星视星等为0.76。 该联星对并非食双星，也就是说，从地球上看，二者从不互相遮挡。它们的绕行轨道直径约1亿千米，绕行周期约为104天。它们在主序星阶段可能类似于织女星，为A光谱型；现在它们正在膨胀变冷，成为越来越亮的红巨星，这一阶段大概要花费数百万年时间。人们猜想，二者中质量更大的恒星在其核心已经开始进行氦聚变，产生碳和氧；但这个过程在质量较小者身上还没有进行。
五车二是一个X射线源，这被认为主要源于更大质量恒星的日冕层。
7.参宿七
参宿七（β Ori/猎户座β），英文名Rigel，位于猎户座，虽然名为β星，但比α星参宿四还要亮，视星等0.18，是夜空中第七亮的恒星。参宿七距离地球约为700至900光年，其光谱类型属于B8，推断它为一颗蓝超巨星，光度为太阳的85,000倍。
光学和紫外观测表明，参宿七不仅连续地吹出很强的星风,还以间断的方式抛出物质，形成一个膨胀的气壳。它最亮时成为猎户座的第一亮星，光度变化规律有待研究。虽然名为β星，但比α星参宿四还要亮，（Google Earth中参宿七为猎户座α星，而参宿四为β星）视星等0.18，是夜空中第七亮的恒星。
8.南河三
南河三 (α CMi/小犬座α/小犬座 10)是小犬座内最亮的恒星，在亮星表中排名在前十名之内。
南河三也是冬季大三角的顶点之一，另外两颗是大犬座的天狼星与猎户座的参宿四。
南河三也是邻近太阳系和地球的恒星，在近距离恒星表中，列出的距离是11.41光年(3.5秒差距)(距离排名第13)。 与天狼星相同，他也是双星—主星(南河三A)也有一颗黯淡的白矮星作为伴星(南河三B)，与另一颗鲁坦星(距离排名第22)的距离仅有1.11光年(0.34秒差距)。
南河三A
南河三A 是一颗黄白色的恒星，光度比太阳亮7.5倍，光谱为F5IV-V型。事实上，因为在该型光谱中他也比其他同类的恒星亮，所以有人认为他应该是次巨星，也就是说他刚刚结束氢融合成氦的核聚变反应，并开始膨胀。所以，他不仅仅是要开始“红化”，并且会胀大到目前直径的80-150倍，成为红色或橘色的恒星。这个过程可能会耗费一千万至一亿年的岁月，当太阳濒临死亡时也会经过相似的历程。
南河三B
南河三B是颗黯淡的白矮星，与南河三A的距离大约是16天文单位，差不多是天王星到太阳的距离。
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