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38 関係: 基本星表、原始惑星系円盤、おおぐま座オミクロン星、へびつかい座、かんむり座オミクロン星、かんむり座カッパ星、天文単位、太陽半径、太陽光度、太陽質量、巨星、下限質量、ヘンリー・ドレイパーカタログ、ヒッパルコス星表、分子雲、ケルビン、スミソニアン天文台星表、固有運動、火星、秒 (角度)、褐色矮星、軌道共鳴、輝星星表、赤緯、赤経、重力加速度、離心率、連星、J2000.0、K型主系列星、掃天星表、恒星、木星、木星質量、惑星、日、2004年、2010年。
基本星表
基本星表（きほんせいひょう、基本カタログ、英語:fundamental catalogue）は位置記録の正確性の高い星表のことである。記載されている星の数は少ないが、位置の精度が非常に高い。このため、星の位置の相関関係から基準座標系を定義できる。現在までに6冊の双書が刊行された。 略称はドイツ語のFundamental-KatalogからFKである。FKX xxxxのようにXに改訂の番号、xxxxに星の番号を入れる。たとえばおひつじ座α星はFK5 74である。.
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原始惑星系円盤
原始惑星系円盤（げんしわくせいけいえんばん、protoplanetary disk）は新しく生まれた恒星（おうし座T型星）の周囲を取り巻く濃いガスが回転している円盤である。英語では proplyd という略称で呼ばれる場合もある。原始惑星系円盤のガス物質は円盤の内側の境界から中心星の表面に向かって落ち込んでいるため、この円盤は一種の降着円盤であると見ることもできる。（この降着過程は円盤内部で物質が集積して惑星が作られる過程とは別である。） おうし座T型星を取り巻く原始惑星系円盤は、近接連星系の周囲に存在する円盤とは大きさや温度の点で異なっている。原始惑星系円盤の半径は約1,000天文単位までで、連星系の円盤に比べて低温である。その温度は円盤の最も内側でようやく1,000Kを越える程度である。原始惑星系円盤には多くの場合ジェットが付随している。 典型的な原始星は水素分子を主成分とする分子雲から生まれる。分子雲の一部で大きさ・質量・密度などがある上限値に達すると、その雲の塊は自己重力によって収縮を始める。このような収縮しつつあるガス雲は原始太陽系星雲 (solar nebula) と呼ばれ、収縮によって密度が次第に高くなる。この収縮過程でガス雲が元々持っていたガスの乱雑運動は均される一方で、ガス雲の全角運動量は角運動量保存則によって不変なため、原始太陽系星雲が収縮して小さくなるにつれて星雲全体がある回転軸の周りに自転するようになる。この自転によって（生地を回転させることで平たいピザができるのと同様に）ガス雲は扁平になり、円盤状の形状を持つようになる。この最初の収縮過程は約10万年続く。この収縮が終わる頃には中心星の表面温度は同じ質量を持つ主系列星と同程度にまで上昇し、光を放射して外部から見えるようになる。この段階に達した星はおうし座T型星と呼ばれる。その後、円盤から中心星へのガスの降着が約1,000万年続いた後、円盤は外部から見えなくなる。円盤が観測されなくなる原因は、中心星の恒星風によって吹き飛ばされるか、あるいは単に質量降着が終わって円盤が光を放射しなくなるためだと考えられている。これまでに発見されている原始惑星系円盤で最も年齢が古いものは約2,500万年である。 太陽系の形成を説明する星雲説では原始惑星系円盤がどのようにして惑星系へと進化するかを次のように説明している。原始惑星系円盤の内部では、塵や氷の微粒子が静電気力や重力相互作用によって集積し、微惑星が作られる。この集積過程は、円盤のガスを系の外に四散させようとする中心のおうし座T型星からの恒星風や、円盤の物質を中心星に落とし込もうとする降着過程との競争となる。 我々の銀河系の中では、いくつかの若い星の周囲で原始惑星系円盤が観測されている。このような原始惑星系円盤は1984年にがか座β星で最初に発見された。最近のハッブル宇宙望遠鏡による観測で、オリオン大星雲の中に多くの原始惑星系円盤が見つかっている。 また太陽に近い明るい恒星の中でも、こと座のベガやかんむり座α星、みなみのうお座のフォーマルハウトなどでガスや塵からなる大きな円盤が恒星を取り巻いているのが発見され、当初は原始惑星系円盤ではないかと考えられた。これらのうち、ベガとフォーマルハウトはカストル運動星群 (Castor co-moving group) と呼ばれるほぼ同じ空間運動をしている恒星で、かつては同じ星間雲から生まれたと考えられている。最近のヒッパルコス衛星による観測で、この運動星群の年齢は約2±1億年と見積もられている。このことから、ベガとフォーマルハウトに見られる赤外線放射の超過は原始惑星系円盤というよりは、微惑星同士の衝突の過程で弾き飛ばされた小天体からなる円盤という解釈が妥当であると現在では考えられている。この説はハッブル宇宙望遠鏡によるフォーマルハウトの円盤の観測によっても裏付けられている。.
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おおぐま座オミクロン星
おおぐま座ο星（おおぐまざオミクロンせい、ο UMa / ο Ursae Majoris）は、おおぐま座にある3等星の恒星である。.
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へびつかい座
へびつかい座（蛇遣座、Ophiuchus）は、トレミーの48星座の1つ。黄道上に位置している星座であるが、黄道十二星座には含まれない。δ星、ν星でへび座を頭部と尾部に分割する。.
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かんむり座オミクロン星
かんむり座ο星 (かんむりざオミクロンせい、omicron Corona Borealis) とは、かんむり座にある視等級5.5等級の恒星である。地球からの距離は274光年。別名かんむり座1番星。 かんむり座ο星は、直径が太陽の10倍以上もある巨星である。 2012年、東京工業大学を中心とした研究グループが、国立天文台の岡山天体物理観測所にある188cm望遠鏡と高分散分光器HIDESを用いた観測により、木星質量の1.5倍の質量を持つ太陽系外惑星かんむり座ο星bを発見した。巨星を公転する惑星は、これまで発見された物は木星質量の2倍以上の物が多く、かんむり座ο星bは最も軽い惑星の1つである。この惑星の発見は、ほかの巨星での土星クラスやそれ以下の軽い惑星の存在を示唆する。.
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かんむり座カッパ星
かんむり座κ星（かんむりざカッパせい）はかんむり座の5等星。橙色の巨星あるいは準巨星である。年齢は25億歳と見られており、かつて主系列星だった時代にはスペクトル型A型の星だったと推測されている。.
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天文単位
天文単位（てんもんたんい、astronomical unit、記号: au）は長さの単位で、正確に である。2014年3月に「国際単位系 (SI) 単位と併用される非 SI 単位」（SI併用単位）に位置づけられた。それ以前は、SIとの併用が認められている単位（SI単位で表される、数値が実験的に得られるもの）であった。主として天文学で用いられる。.
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太陽半径
太陽半径（たいようはんけい、Solar radius）とは、天文学において、恒星の大きさを表すための単位である。名の通り太陽の半径であって、 で与えられる。これは地球の半径の約109倍である。.
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太陽光度
太陽光度（たいようこうど、Solar luminosity）とは、光度の単位の1つであり、記号L_\odotで表す。通常、恒星などの天体の光度（見かけの明るさではなく、実際の明るさ）を表すのに用いられる。1太陽光度は、3.839 × 1026 W、3.839 × 1033erg/sに当たる太陽の光度と等しい。ただし、太陽は弱い変光星であり、太陽変動によって光度は常に一定ではない。.
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太陽質量
太陽質量（たいようしつりょう、Solar mass）は、天文学で用いられる質量の単位であり、また我々の太陽系の太陽の質量を示す天文定数である。 単位としての太陽質量は、惑星など太陽系の天体の運動を記述する天体暦で用いられる天文単位系における質量の単位である。 また恒星、銀河などの天体の質量を表す単位としても用いられている。.
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巨星
ESO image.'' 巨星（きょせい、giant star）とは、同じ表面温度を持つ主系列星よりも半径および明るさが非常に大きい恒星のことである。Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed.
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下限質量
下限質量とは、天文学において、惑星、恒星、連星系、星雲、ブラックホール等の観測天体について計算された質量の下限を表す値である。太陽系外惑星の統計では、下限質量が広く用いられる。 太陽系外惑星の多くは視線速度法で発見されており、この方法では惑星の真の軌道傾斜角や真の質量は、一般的には得られない。 ただし、別の方法で真の軌道傾斜角 (i) が決定されると、真の質量 (M) は、下限質量 (M) から以下の式で計算できる。.
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ヘンリー・ドレイパーカタログ
ヘンリー・ドレイパーカタログ (Henry Draper Catalogue、HD、HDカタログ) とは、地球から見える225,000個以上の明るい恒星についての天文学的および分光学的データを集めた星表（天体カタログ）である。 このカタログは1918年から1924年にかけて第1版が出版された。エドワード・ピッカリングの監修の下でアニー・ジャンプ・キャノンとハーバード大学天文台の同僚によって編集され、未亡人を通して資金を寄付したヘンリー・ドレイパーの名前が冠された。 このカタログには、肉眼で見える限界の約50分の1の明るさを持つ9等星までの恒星が収められた。このカタログは全天をカバーしたもので、初めて星をスペクトル分類ごとに分けたものとして評価されている。.
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ヒッパルコス星表
ヒッパルコス星表（ヒッパルコスせいひょう、Hipparcos Catalogue）は118,218星が収録されている星表である。ヒッパルコス全天星図とも呼ばれる。略称はHIPとされることが多い。.
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分子雲
イータカリーナ星雲の分子雲 分子雲(Molecular cloud)は星雲の一種であり、その大部分は水素分子である。星形成が行われている場合は、育星場、星のゆりかごとも言う。典型的な分子雲の大きさは、直径が100万光年、質量は太陽の10万倍、温度は25K（-248℃）程度、密度は水素分子が10～100万個/cm。 低温の水素分子は放射を出さず検出が難しいため、しばしば一酸化炭素輝線を用いて水素分子ガスの総質量を決定する。ここで一酸化炭素輝線の光度と水素分子ガスの質量の比は一定と仮定されているものの、この比の値は場所によってばらつきがある 。.
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ケルビン
ルビン（kelvin, 記号: K）は、熱力学温度（絶対温度）の単位である。国際単位系 (SI) において基本単位の一つとして位置づけられている。 ケルビンの名は、イギリスの物理学者で、絶対温度目盛りの必要性を説いたケルビン卿ウィリアム・トムソンにちなんで付けられた。なお、ケルビン卿の通称は彼が研究生活を送ったグラスゴーにあるから取られている。.
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スミソニアン天文台星表
ミソニアン天文台星表（てんもんだいせいひょう Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog）は星表の一つ。SAOと略されることが多く、一般的にSAO星表と呼ばれている。 同観測所が1966年に発表しており、258,997個の恒星についての精密な特徴が編纂されている。当時の元期は西暦1950年(B1950.0)のもの。電算機を使用し、短期間で編纂した。 このカタログは幾つかの星表を元にして編纂されている。9等星までの恒星に関する事項が表されており、1900～1930間の星の移動から既知の固有運動を記しておりこれが特徴である。このため固有運動の情報が必要な用途でしばしば使われる。9等星までの星を対象としているためにHD星表と重複している恒星も多い。 SAO星表の中で表される星の名称はSAOxxxxxxといったように、文字どおりSAOで始まり6桁の番号が振られている。番号は赤緯を北から10度ずつの18段階の帯にわけ、この中で経度順に番号を振っている。 SAO最新版の測定元期はJ2000.0。このため、過去の1900～1930年の際のデータとは精確性が異なり、固有運動の正確性に誤差もあると考えられる。データをインターネットで入手できるため、星表の中では比較的広範に使用されている。最新版には HD星表と BD星表との相互参照が付いていてこれも有用である。.
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固有運動
固有運動（こゆううんどう、proper motion）とは天体（主に恒星）の天球上の位置の移動を指す名称である。（固有運動には方向の変化のみを含み、奥行方向の運動（視線速度）は考慮しない。）固有運動は、以下のような「その星固有のものでない運動」を除いた後の位置変化を指す。これらは天体の位置を観測した際の座標値に影響を与えるが、天体自身の真の運動ではない。.
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火星
火星（かせい、ラテン語: Mars マールス、英語: マーズ、ギリシア語: アレース）は、太陽系の太陽に近い方から4番目の惑星である。地球型惑星に分類され、地球の外側の軌道を公転している。 英語圏では、その表面の色から、Red Planet（レッド・プラネット、「赤い惑星」の意）という通称がある。.
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秒 (角度)
角度の単位としての秒（びょう、arcsecond, second of arc (SOA)）は、分の1/60の角度である。時間における秒の用法から転じたものである。 1秒は1度の1/3600である。1度が円弧の1/360であるので、1秒は円弧の である。1ラジアンは約 である。 mas は、1秒の1/1000を表わす単位である。milliarcsecond に由来する。秒では単位として大きすぎる場合（恒星の年周視差や固有運動を表わすときなど）に用いられる。.
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褐色矮星
褐色矮星（かっしょくわいせい、英：brown dwarf）とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない天体。.
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軌道共鳴
軌道共鳴（きどうきょうめい、orbital resonance）とは、天体力学において、公転運動を行なう二つの天体が互いに規則的・周期的に重力を及ぼし合う結果、両者の公転周期が簡単な整数比になる現象である。公転周期がこのような整数比になっている状態を尽数関係 (commensurability) と呼ぶ。尽数とは有理数の古い呼び名である。.
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輝星星表
輝星星表（きせいせいひょう、Bright Star Catalogue）は視等級6.5等星よりも明るい恒星の星表。イェール輝星表（Yale Catalog of Bright Stars）、エール輝星星表（Yale Bright Star Catalogue）また、単にイェール星表（Yale Catalog）としても知られている。 恒星の座標（赤道座標の1900年分点と2000年分点および銀河座標）、固有運動、測光データ、スペクトル型、主なカタログ番号などの情報が掲載されており、注記が充実しており、第4版の巻末には約450の星の固有名の一覧もある 印刷版として発行された輝星星表の最終バージョンは1982年に発行された改訂第4版である。1991年に発表された第5版は恒星9096、新星または超新星10、その他4の合計9110個の天体を含み電子フォーマットでネットワーク上で入手することもできるため、広く使用されている。 視等級6.5等星よりも大きければ、肉眼で見られる恒星をほぼ含むことから、アマチュアが星座早見盤やプラネタリウムを作る際の元データとして手軽に使える。ただし、極限の等級が不完全だったため、1983年に7.1等までの恒星を追加した補遺版が出版された。 カタログの略号はBSかYBSであるが、1908年にハーバード改訂光度カタログ（Harvard Revised Photometry Catalogu、HR）がハーバード大学天文台で製作されたため、この星表に乗っている星は索引や引用で、番号の前にHRを使っている。.
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赤緯
赤緯（せきい、declination）は、天体の位置を表す値。Dec、Decl、δと略して表記される。通常、赤経と合わせて使われる。.
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赤経
赤経（せきけい/せっけい、right ascension）は、天体の位置を表す値。RA、αと略して表記される。通常、赤緯と合わせて使われる。.
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重力加速度
重力加速度（じゅうりょくかそくど、gravitational acceleration）とは、重力により生じる加速度である。.
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離心率
離心率（りしんりつ）とは、円錐曲線（二次曲線）の特徴を示す数値のひとつである。.
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連星
連星（れんせい、）とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星（ふたごぼし）とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.
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J2000.0
J2000.0またはJ2000とは、天文学または測量学でいう元期のひとつであり、地球時の西暦2000年1月1.5日（1月1日12:00、正午）を指す。この時刻は、協定世界時では2000年1月1日11:58:55.816 UTC、日本標準時では、2000年1月1日20:58:55.816 に当たる。なお、地球時(TT)は、過去の暦表時と連続していて、閏秒のない時刻系で、世界時(UT)より約1分進んでいる。 J2000.0元期を使う状況では、以前にはB1950.0元期が使われていた。 特に、J2000.0分点の赤道座標を指す。1992年1月1日から、B1950.0分点のものに代わり使用されている。.
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K型主系列星
K型主系列星（Kがたしゅけいれつせい）とは、スペクトル型がK型、光度階級がVの恒星（主系列星）のこと。橙色矮星とも呼ばれる。.
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掃天星表
掃天星表（そうてんせいひょう Durchmusterung, survery catalogue）は全天の恒星を調べた星表。『ボン掃天星表』、『南天掃天星表』、『コルドバ掃天星表』、『ケープ写真掃天星表』の4つの星表を包括的に指している。ボン天文台で1859年から1903年に製作された。 今日、掃天星表は恒星のみではなく、他の天体も探している。特徴は、電磁スペクトルでの調査で、これは可視光と比較されている。ドイツ名であるDurchmusterungが英名にもなっており、これは「物体、情報の組織的調査」と言う意味である。 掃天星表は44年間に渡って調査されており、視等級が9-10等星までのおおよそ325,000個の恒星の位置、視等級についてまとめられている。これはAG星表、SAO星表などの20世紀の星図の基礎になったとされる。.
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恒星
恒星 恒星（こうせい）は、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支える、ガス体の天体の総称である。人類が住む地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。.
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木星
記載なし。
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木星質量
木星質量（もくせいしつりょう、Jupiter mass）は、木星1つ分の質量を単位としたものである。MJという記号で表し、1 MJ.
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惑星
惑星（わくせい、πλανήτης、planeta、planet）とは、恒星の周りを回る天体のうち、比較的低質量のものをいう。正確には、褐色矮星の理論的下限質量（木星質量の十数倍程度）よりも質量の低いものを指す。ただし太陽の周りを回る天体については、これに加えて後述の定義を満たすものだけが惑星である。英語 planet の語源はギリシア語のプラネテス（さまよう者、放浪者などの意。IPA: /planítis/ ）。 宇宙のスケールから見れば惑星が全体に影響を与える事はほとんど無く、宇宙形成論からすれば考慮の必要はほとんど無い。だが、天体の中では非常に多種多様で複雑なものである。そのため、天文学だけでなく地質学・化学・生物学などの学問分野では重要な対象となっている別冊日経サイエンス167、p.106-117、系外惑星が語る惑星系の起源、Douglas N. C.Lin。.
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日
日（にち、ひ、か）は.
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2004年
この項目では、国際的な視点に基づいた2004年について記載する。.
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2010年
この項目では、国際的な視点に基づいた2010年について記載する。.
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ここにリダイレクトされます：
2MASS J17590160-0946249、HD 163917、HR 6698、へびつかい座64番星、へびつかい座ν星、へびつかい座ニュー星b、へびつかい座ニュー星c、シンストラ。
