測光標準星とは、定められた波長帯で電磁波強度が精密に測定された、光度一定の恒星群です。天体の正確な明るさを測定する際、観測機器の特性や大気の影響を補正するための基準として利用されます。
水銀・マンガン星（HgMn星）は、B8またはB9型の化学特異星の一種です。イオン化した水銀による強い吸収線を特徴とし、大気に特定の重元素が過剰に存在しますが、強い磁場を持たず自転が遅いのが特徴です。
林の限界線（はやしのげんかいせん）は、日本の天文学者・林忠四郎にちなむ、一定質量の恒星が安定して存在できる最大半径に関する理論的な上限です。静水圧平衡にある星はこの限界を超えられず、HR図上では約3500Kでほぼ垂直な線として示され、恒星進化を理解する上で重要な概念となっています。
「晩期型星」とは、スペクトル分類がK型またはM型に属する恒星を指す用語です。この名称は、恒星が進化の過程で早期型から冷えていくという20世紀初頭の古い恒星進化モデルに由来します。
擬似的超新星は、形態がIIn型超新星と類似しながらも、エネルギー規模が小さく超新星爆発とは一線を画す天文現象。高光度青色変光星で発生し、特徴として爆発後も中心星が残存する点が挙げられる。
接触連星は、二つの恒星が極めて接近し、互いの表面が接触するか共通のガス外層を共有する連星系です。特に共通外層を持つものは過剰接触連星と呼ばれます。多くは食連星であり、代表例のおおぐま座W星にちなみおおぐま座W型変光星とも呼ばれます。
大質量星から高速に吹き出す恒星風が、星間空間に形成する数光年規模の空洞。内部は熱いガスに満たされており、星の活動によって生まれる天体構造。弱い恒星風の場合は星状球と呼ばれる。
恒星の命名は、古代からの伝統的な固有名や、バイエル符号に代表される星座別分類を経て、大規模な全天カタログによる番号付けへと発展しました。国際天文学連合（IAU）が公式な命名を管轄しており、近年では固有名の承認も進められています。非公式な命名権売買とは区別されます。
微視的乱流は、流体や気体における小さなスケールでの不規則な運動のことです。特に天文学においては、恒星スペクトル中の吸収線の線幅拡大を引き起こす重要な要因の一つであり、その性質は恒星の物理量に左右されます。また、磁気核融合研究においてもエネルギー輸送に深く関わっています。
中質量の恒星が一生の終わりに漸近巨星分枝から惑星状星雲へ進化する直前の短い段階にある天体。「惑星状星雲の原始段階」を意味し、双極構造や強い赤外線放射が特徴。活発な物質放出が見られ、後の惑星状星雲の形に影響する重要な段階。
天体の明るさを写真に基づいて測定した等級。特に高精度な光度計が普及する以前に広く用いられた。当時主流だった写真乾板の感度特性から、人間の眼による視等級とは異なる値を示すことが多かった。
共通外層は、連星系が進化する過程で短期間のみ出現する劇的な現象です。主星である巨星から伴星への不安定な質量移動が暴走し、伴星が主星の外層に包み込まれます。この中で両天体の軌道は急接近し、最終的に外層が宇宙に放出されるか中心の星が融合して終焉を迎えます。
マグネターは、宇宙に存在する中性子星の一種で、特に極めて強力な磁場を持つ天体です。その磁場のエネルギーを源に、大量のX線やガンマ線を放出する特性を持ち、軟ガンマ線リピーターや異常X線パルサーとして観測されます。
ボソン星は、ボース粒子から構成される仮説上の天体です。通常の恒星とは異なり、その存在には安定した軽いボース粒子が必須条件とされます。2002年時点では未確認ですが、重力波による検出や、銀河核・暗黒物質との関連が理論的に議論されています。
ベリリウムの放射性同位体。大気中の窒素や酸素が宇宙線により核破砕されて生成され、約139万年の半減期で崩壊。土壌や氷床コアの年代測定、核実験の履歴、過去の太陽活動研究などに利用される。
スペクトルにヘリウム線が非常に強く現れる青いO型またはB型恒星を指します。強い恒星風で外層を失った状態と考えられ、水素線がない「強ヘリウム星」も存在。白色矮星の合体による起源説も有力です。
ヘニエイトラックとは、恒星進化の過程で、前主系列星がヘルツシュプルング・ラッセル図上でたどる軌跡の一つ。太陽質量程度の星は林トラックの後、より重い星は直接この経路を経て、放射平衡に近い状態で表面温度と光度を増しながら主系列に至ります。
プラネターとは、天文学において二通りの異なる概念で用いられた語。惑星の様に形成された褐色矮星、あるいは恒星を持たない惑星質量天体（自由浮遊惑星）を指すが、いずれも用語としては普及しなかった。
プラズマ物理学は、物質の第四の状態とされるプラズマの性質、振る舞いを理解するための物理概念を解説する分野です。その歴史、種類、要件、磁場中の粒子運動、記述理論、波動現象などを体系的に紹介します。
フューザーは、生涯を通じて核で核融合反応を行う天体を指す天文用語です。国際天文学連合に提案され、特に重水素核融合が可能な約13木星質量以上の天体を定義し、惑星と恒星の境界領域にある天体分類の明確化を目指しています。
バリウム星は、S過程元素と炭素関連分子が過剰に検出されるG型またはK型の巨星です。全てのバリウム星が連星であり、多くの場合、質量供給源となった伴星が白色矮星として観測されます。連星系での質量転移によって形成されたと考えられています。
ハービッグ・ハロー天体は、若い星から高速で噴出されたガスが周囲のガス雲と衝突して輝く領域です。星形成領域に見られ、数千年程度で消滅する、発見者の名にちなんだ天体です。
ネオン燃焼過程とは、太陽の8倍以上の質量を持つ大質量星の中心部で、炭素燃焼の次に起こる核融合反応です。極めて高い温度と密度が必要で、主に酸素とマグネシウムが生成され、次の酸素燃焼過程へと繋がる重要な進化段階です。
トリプルアルファ反応は、3個のヘリウム原子核が結合して炭素原子核を作る恒星内の核融合反応です。1億度以上の高温で発生し、宇宙における炭素や酸素といった重い元素の主要な起源であり、恒星の進化に不可欠な役割を果たします。
ダークマター星（Dark star）は、初期宇宙に存在したとされる仮説上の天体です。通常の物質とダークマターからなり、ダークマターの対消滅熱で輝き、核融合は行いません。巨大で低温なため、裸眼での観測は困難と予測されています。
UBV測光システムは、1950年代に開発された恒星の明るさを測るための標準的な方法です。紫外、青、実視の3つのフィルターと検出器を組み合わせ、標準星によって定義されます。観測機器や大気の影響を補正し、全天の恒星の明るさを統一的に測定するために広く用いられています。
高速自転により赤道周囲にガス円盤を持つ特異な恒星です。物質流出で不規則に変光し、スペクトル解析も難しい。カシオペヤ座γ型変光星に分類され、高速自転で星自体が崩壊寸前の状態にある。
エディントン光度とは、天体の重力による収縮力と放射が外向きに押す放射圧が釣り合う最大の明るさ（光度）。この限界を超えると強い物質放出が発生する。恒星やブラックホール周辺の降着円盤など、多様な天体の物理現象を理解する上で不可欠な概念である。
恒星内でヘリウム原子核が他の原子核に付加されより重い元素を生成する「アルファ反応」と、このプロセスなどで合成される特定の元素群「アルファ元素」について解説します。これらは宇宙の元素合成史や銀河の進化を理解する上で重要な概念です。
S型星はスペクトル分類Sに属する晩期型巨星で、酸化ジルコニウムなどの特殊なスペクトルバンドやs過程元素の過剰な存在が特徴です。多くが長周期変光星であり、星内部での元素合成や連星系における物質移動と深く関連しています。
SGR 1806-20は、初めて発見されたマグネターの一つで、いて座方向約5万光年にあるC1 1806-20星団に位置します。極めて強力な磁場を持ち、「星震」と呼ばれる大規模な爆発現象を起こすことで知られる、非常に珍しいタイプの中性子星です。
宇宙初期に存在したとされる、中心のブラックホールに物質が落ち込むことで輝く仮説上の巨大天体、クエーサー・スター（ブラックホール・スター）。非常に重く明るく、超大質量ブラックホールの種となった可能性も指摘されています。
極めて高温・大質量で、スペクトル分類がOまたはBに属する恒星。OBアソシエーションとして緩やかに集まり、短い一生の間に強力な紫外線を放出し、周囲のガスを電離してHII領域を形成する、初期宇宙や星形成領域で重要な存在。
HII領域は、高温の若い星からの紫外線によって水素ガスが電離され、赤く輝く巨大な星間雲です。新たな恒星が誕生する「星の揺りかご」であり、銀河の進化や構造を知る上で重要な役割を果たしています。
B型準矮星は、B型スペクトルの準矮星で、白色矮星に似た高温・コンパクトな天体です。ヘルツシュプルング・ラッセル図上で極水平分枝に位置し、古い星集団で多く見られます。特殊な進化を経て形成され、特有の変光を示すものも知られています。
Ap星やBp星は、A型またはB型の特異な恒星です。特定の元素が過剰に存在し、通常の同種星に比べて自転が遅く、特に強い磁場を持つことが特徴です。その強い磁場の起源については現在も研究が進められています。
Am星は、A型金属線星とも呼ばれるスペクトル型Aの化学特異星です。特定の金属元素線が強調される一方、カルシウムやスカンジウム線は弱く、低速自転と元素の拡散によってこの特異性が生じます。
かじき座にある若い四重連星系で、太陽系から約49光年の距離に位置します。橙色の主星と3つの赤色矮星から成り、特に主星は高速自転による変光が特徴。同年代の恒星が集まる運動星団の名前にもなっています。
地球に最も近い運動星団であるおおぐま座運動星団は、北斗七星の星々（αとηを除く5つ）を含む約80光年先の星々の集まりです。約5億年前に同じ分子雲で誕生し、銀河系内を共通の運動で移動する、恒星進化研究の重要な対象です。
全米天文学大学連合（AURA）は、米国および国際的な大学・研究機関による連合体です。1957年にNSFによって設立され、ハッブル宇宙望遠鏡やジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を含む最先端の地上・宇宙望遠鏡施設を運用し、天文学研究を推進しています。
日本の天文学者。銀河天文学を専門とし、愛媛大学名誉教授、放送大学特任教授を務める。超新星や初期銀河の発見、銀河進化の研究で知られ、科学啓発活動や多数の著書を通じて天文学の普及にも貢献。
恒星が誕生してから主系列星となるまでの初期段階を総称する概念、Young Stellar Object (YSO)。比較的新しい用語で定訳はなく、「若い星状天体」などが提案されている。成長段階や質量、観測されるスペクトルエネルギー分布（SED）の形状によって分類される。
日本の天文学者、岡村定矩（おかむら さだのり、1948-）。東京大学名誉教授、法政大学理工学部教授。銀河天文学および観測的宇宙論を専門とし、銀河の構造や宇宙の進化に関する研究で知られる。
初期質量関数（IMF）は、恒星が誕生した際の質量分布を示す経験的な関数です。天文学において星の集団の性質や進化を理解する上で非常に重要であり、一般的に冪乗則や対数正規分布で表現されます。観測的には低質量星の検出に課題があります。
黒体から放出される熱輻射のスペクトル分布を記述する古典物理学の法則。レイリーとジーンズが導出。長波長では有効だが、短波長で破綻する「紫外破綻」の問題を露呈。量子物理学への道を拓く上で重要な役割を果たしました。
一般社団法人プラズマ・核融合学会（JSPF）は、プラズマ理工学や核融合科学、関連応用技術の研究を推進する日本の主要な工学系学術団体です。1983年に設立され、愛知県名古屋市に本部を置き、幅広い層の会員が参加しています。
けんびきょう座γ星は、この星座で最も輝く恒星です。黄色巨星であり、かつては太陽系に非常に接近し、夜空でひときわ明るく輝いたと推定されています。運動星団との関連や見かけの伴星についても知られています。
けんびきょう座ε星は、約169光年彼方にある4.7等級の恒星です。肉眼でも捉えられる明るさで、早期A型星に分類されます。ケイ素が豊富な化学特異星であり、単独で存在する主系列星と考えられています。
けんびきょう座α星は、地球から約397光年彼方にあるG型巨星です。太陽の約3倍の質量と170倍の光度を持つこの星は、同星座で肉眼で見える恒星の一つであり、見かけ上の二重星としても重星カタログに登録されています。
けんびきょう座に約490光年離れた位置にある太陽系外惑星WASP-7b（HD 197286b）の解説。主星のWASP-7を約5日の周期で公転し、半径や質量は木星とほぼ同程度のホットジュピターに分類される天体です。
アメリカの天文学者ブラッドフォード・A・スミス。ボイジャー計画などの惑星探査、ハッブル宇宙望遠鏡の観測装置開発、系外惑星系研究に多大な貢献をし、CCD導入や衛星発見など幅広い分野で活躍した。
南天にかがやくがか座で最も明るい3等星、がか座α星の解説。約6億6000万歳と比較的に若い恒星で、高速で自転するガス殻星に分類されます。連星である可能性やX線源としての側面、さらには水星からの見え方など、その興味深い特徴を詳述します。
恒星や惑星が冷えて収縮する際に、重力位置エネルギーを熱に変換して内部温度を上昇させる天文学的プロセス。木星や土星、褐色矮星のエネルギー源として重要視される一方、太陽のエネルギー源としては短命すぎるため核融合説へとつながった。
くじゃく座の若い恒星HD 172555は、約94光年彼方に位置し、肉眼で見える明るさを持つ。周囲には巨大衝突で生じた大量の塵を持つデブリ円盤があり、系外彗星の痕跡も確認されている、天体進化研究で注目される天体。
Cha 110913-773444は、2005年に発見された惑星質量天体です。カメレオン座の方向、地球から約520光年離れた場所にあり、木星の約8倍の質量を持ちます。準褐色矮星か自由浮遊惑星かは議論があり、周囲には星周円盤が存在すると考えられています。
2M1207はケンタウルス座に位置する若い褐色矮星です。この天体システムは、史上初めて直接撮影された可能性がある系外惑星候補2M1207bを持つことで知られ、褐色矮星周辺での惑星形成研究に重要な手掛かりを与えています。
日本の天体物理学者、黒田武彦氏は、兵庫県立西はりま天文台の発展に尽力し、世界最大の公開望遠鏡「なゆた」の設置を実現しました。天文普及活動にも熱心に取り組み、国内外で多くの功績を残した著名な人物です。
日本の宇宙美術界を牽引した精密画家であり、著名な産業デザイナー。ハウスバーモンドカレーのパッケージや精密な天体画で知られ、私設の宇宙美術館設立を通じ科学普及にも貢献した多才な人物。
宇宙線の中でも極めて高いエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙線（UHECRs）の定義、GZK限界、発生源に関する現在の研究状況、そしてその稀少性について解説します。特に最高エネルギー宇宙線（EECR）に焦点を当てます。
アマテラス粒子は、2021年にテレスコープアレイ実験で観測された、極めて高いエネルギーを持つ宇宙線です。そのエネルギーは史上2番目の規模を誇り、発生源は未だ謎に包まれています。日本神話の天照大神にちなんで名付けられました。
超微細構造は、原子や分子のエネルギー準位に現れる微細な分裂やシフトを指します。これは、原子核の性質（磁気モーメントや電気四重極モーメント）と、電子などの原子内・分子内の電磁場との相互作用が原因で起こる現象です。
オランダの天文学者、ヘンドリク・クリストフェル・ファン・デ・フルスト（1918-2000）は、宇宙空間に遍在する水素ガスから放射される固有の電波信号、いわゆる「21cm線」の存在を理論的に予測したことで知られています。この画期的な予言は、その後の電波天文学の飛躍的な発展に不可欠な基盤を提供し、宇宙の構造や銀河の運動を探る新たな扉を開きました。
アメリカの物理学者・無線技術者カール・ジャンスキーは、1932年に天の川方向からの電波を発見し、電波天文学の幕開けを飾った。電波強度の単位にその名が冠されるなど、現代天文学の礎を築いた偉大な科学者である。
物理学における理想化されたモデルで、その質量や電荷などの物性は周囲の物理系に影響を与えないほど小さいと仮定されます。複雑な現象の解析やシミュレーションを単純化し、物理的な振る舞いを近似的に理解するために用いられます。
惑星Xとは、太陽系で海王星よりも遠方に存在すると仮定される未確認の惑星サイズの天体。その存在仮説は観測結果のずれから始まり、一度は否定されたものの、近年は太陽系外縁天体の特異な軌道分布を説明する候補として再び注目されています。
ルナ3号は1959年にソビエト連邦が打ち上げた無人月探査機です。世界で初めて月の裏側を撮影することに成功し、長年の謎だった月の未踏部分の姿を捉えました。そのミッションの軌跡と成果を解説します。
サオは、海王星を公転する第11衛星です。2002年に発見され、S/2002 N 2という仮符号を経て命名されました。順行軌道を持つ不規則衛星で、類似の衛星群を形成する可能性が指摘されています。
木星の第46衛星であるカルポ（Jupiter XLVI）は、2003年にハワイ大学のチームが発見しました。S/2003 J 20の仮符号を経て、2005年にギリシア神話の女神カルポーにちなんで命名。直径約3kmと推定され、特異な軌道を持つ独立した衛星として知られています。
木星の第34衛星、エウポリエ（Jupiter XXXIV）。2001年にハワイ大学のチームが発見したこの衛星は、ギリシア神話の女神にちなんで命名されました。約146°の軌道傾斜角を持つ逆行衛星であり、アナンケ群に属する衛星の中で最も内側を公転しています。
がか座AB星は、地球から約163光年にある若いK型星です。2005年に発見された伴天体がか座AB星bは、惑星と褐色矮星の境界質量を持つとして注目されましたが、その後の詳細観測で褐色矮星である可能性が高いと結論づけられています。
さそり座に位置する約470光年先の若い前主系列星1RXS 1609。直接撮像で遠距離に巨大な伴天体が発見され、その性質や形成メカニズムに関する議論が、惑星や褐色矮星の研究に重要な知見を提供しています。
化学特異星の一種で、うしかい座λ星を原型とする恒星群。炭素族元素は太陽並みだが、鉄族元素が著しく不足しているのが特徴。A0-F0型のスペクトルを持ちながら金属線が弱い。
ペガスス座の方向、128.5光年彼方にある恒星HR 8799を巡る太陽系外惑星。2010年に発見され、同星系の4惑星のうち最も主星に近い軌道を公転する。巨大な質量と比較的高い温度を持つヤングな惑星であり、直接撮像観測で確認されたことで知られる。
HR 8799 dは、地球から約128.5光年彼方のペガスス座にある恒星HR 8799の周囲を巡る太陽系外惑星です。惑星そのものを直接撮影することで発見された最初期の事例の一つとして知られています。
HR 8799 cは、ペガスス座の方向約128.5光年先に位置する恒星HR 8799を周回する系外惑星です。2008年に他の2惑星と共に発見され、惑星そのものを直接撮影して確認された最初期の事例の一つとして知られています。この天体は、その軌道特性や大気組成の詳細な観測を通じて、巨大ガス惑星の形成理論を探る上で重要な手がかりを提供しています。
ペガスス座方向、約128.5光年離れた恒星HR 8799の惑星。赤外線による直接撮影で発見された最初期の例。若く高温の巨大ガス惑星で、質量の推定上限は褐色矮星に近い値。
カール・ワータネンが1948年に発見した周期5.4年の彗星、46P/Wirtanen。推定核直径1.2km。2018年には過去70年で屈指の近さまで地球に接近し、観測の好機となった。欧州の探査機ロゼッタの当初の目的地でもあった。
1815年にエジプト・フィラエ島で発見されたオベリスク。エジプト・ヒエログリフと古代ギリシア語の二言語で記された碑文が特徴で、ヒエログリフ解読に不可欠な鍵を提供した。現在、英国ナショナル・トラストが管理するキングストン・レイシーにあります。
αプロトンX線分光計（APXS）は、惑星探査機に搭載される化学組成分析装置です。試料に粒子線を照射して放出される蛍光X線を分析し、構成元素を特定します。火星探査などで岩石や土壌の非破壊分析に貢献しています。
甘徳は紀元前4世紀頃、中国戦国時代に活躍した天文学者。同時代の石申とともに世界最古級の星表を編纂したことで知られ、その内容は後世に「甘石星経」としてまとめられた。出身地は斉とされるが諸説ある。
第5代トスカーナ大公フェルディナンド2世・デ・メディチ（1610-1670）。温和な人柄で親しまれたが、治世下の国政は振るわず。科学アカデミー設立や美術品収集など、パトロンとしての活動に貢献。
17世紀イタリア、シチリア島で活動した天文学者ジョヴァンニ・バティスタ・オディエルナ。後の著名な天体カタログに先駆けるリストを編纂しましたが、その業績は長く歴史の中に埋もれていました。
ジャック・オザナンは、17世紀後半から18世紀初頭にかけてフランスで活躍した数学者です。多岐にわたる数学分野の教科書や実用書を執筆し、中でも『数学教程』や『数学・物理遊戯』は広く読まれ、その後の数学教育や啓蒙に貢献しました。
木星の第4衛星カリストは、ガリレオ・ガリレイによって発見された巨大氷衛星です。ガリレオ衛星の中で最も外側を公転し、古い表面が多数の衝突クレーターで覆われています。地下に液体の海を持つ可能性も指摘されています。
木星の第71衛星であるS/2018 J 1、通称エルサ（Ersa）は、2018年に発見された順行衛星です。軌道傾斜角約30.6度の軌道を周回し、ヒマリア群に属すると考えられています。その名はギリシャ神話の女神に由来します。
太陽系から約920光年離れた場所に位置する系外惑星NGTS-4bは、恒星のごく近くに海王星クラスの惑星がほとんど存在しないとされる「ネプチュニアン砂漠」で発見された稀有な例として知られる。その驚くべき特性から「禁断の惑星」とも称されている。
NGTS-3Abは2018年にトランジット法で発見された太陽系外惑星。と座のG型恒星NGTS-3Aの周囲を公転。木星の約2.4倍の質量を持ち、約1.7日の短い周期で主星に極めて近い軌道を巡るホット・ジュピターに分類される。低密度なガス惑星で、地球とは大きく異なる環境にある。発見には多数の研究者が貢献し、NGTSなどの観測データが用いられた。
おとめ座方向、約340光年先の恒星K2-229を公転する系外惑星。地球の約2.6倍質量、約1.2倍半径を持つ高密度な天体で、主星から極めて近い軌道をわずか14時間で公転する灼熱の世界。金属核を持つ鉄惑星やクトニア惑星の可能性が指摘されています。
AT2018cowは2018年に発見された、既知の超新星より遥かに明るく、極めて急激な変化を遂げた突発天体。そのユニークな特徴から、超新星、マグネター、潮汐破壊現象など多様な起源が議論されている。
小惑星2018 LF16は、アモール群に属する地球近傍小惑星。推定サイズは約213メートルで、過去に衝突リスクが報じられたが、実際の計算や評価ではその可能性は極めて低いとされている。
循環（じゅんかん）は、物事や流れ、状態などがひとまわりして元の場所に戻り、同じ過程や経路を繰り返し経る現象や概念です。医療、環境、経済、交通など、様々な分野で多様な文脈で用いられています。
恒星をその化学組成、特に金属量や年齢で分類する手法。ドイツの天文学者ウォルター・バーデが提唱し、主に種族I、II、 IIIに分けられます。この分類は、銀河の形成や進化を探る上で重要な概念となります。
宇宙の再電離とは、ビッグバン後の暗黒時代が終わり、宇宙の物質が再び電離状態に戻った過程です。宇宙論における重要な相転移であり、「宇宙の夜明け」とも呼ばれます。主に宇宙空間に存在する水素の再電離を指します。
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