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31 関係: A型主系列星、Am星、巨星、主系列星、ハーバード大学天文台、分子、ウォルフ・ライエ星、エドワード・ピッカリング、ケルビン、スペクトル、光度 (天文学)、B型主系列星、炭素星、白色矮星、褐色矮星、超巨星、輝巨星、赤色矮星、酸化ジルコニウム、色温度、色指数 (天文)、電磁波、F型主系列星、G型主系列星、K型主系列星、O型主系列星、S型星、恒星、極超巨星、準巨星、準矮星。
A型主系列星
リウスA（大きい方）とB（小さい方）の想像図 Morgan-Keenanのスペクトル分類 A型主系列星（Aがたしゅけいれっせい）は、スペクトル型がA、光度階級がVの、水素を燃やして燃える主系列星である。スペクトル中の強い水素の吸収線によって区別される。太陽の1.4倍から2.1倍の質量を持ち、表面温度は7600Kから10000Kの間である。 主系列星全体のうち、A型主系列星が占める割合は0.5%に過ぎないと考えられている。アルタイル、シリウスA、ベガ等がこの型に分類される。.
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Am星
Am星（えーえむせい、A型金属線星、Am型星、Am star）は、スペクトル型Aの化学特異星である。.
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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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主系列星
主系列星（しゅけいれつせい、main sequence star）とは、ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上で、左上（明るく高温）から図の右下（暗く低温）に延びる線である主系列 (Main Sequence) に位置する恒星をいう。矮星ともいう。.
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ハーバード大学天文台
1900年頃に撮影されたハーバード大学天文台 ハーバード大学天文台（ハーバードだいがくてんもんだい、HCO; Harvard College Observatory）は、ハーバード大学天文学部が所有する天文観測用の建設物および研究装置を管理する研究所である。 ハーバード大学天文台はアメリカのマサチューセッツ州ケンブリッジに位置し、1839年に設立された。 スミソニアン天体物理観測所とともにハーバード・スミソニアン天体物理学センターを構成している。.
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分子
分子（ぶんし）とは、2つ以上の原子から構成される電荷的に中性な物質を指すIUPAC.
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ウォルフ・ライエ星
ウォルフ・ライエ星（ -せい、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star）とは、特殊なスペクトルを持つ天体で、青色巨星である。 1867年にフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ によって、直視分光器で初めて発見される。ウォルフ・ライエ星のスペクトルは、通常の恒星に見られるような水素などの吸収線は見られず、ヘリウムや炭素、窒素などの非常に幅の広い輝線が見られるのが特徴である。 主な例として、ほ座γ星、WR 104、R136a1、HD 5980などがある.
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エドワード・ピッカリング
ドワード・ピッカリング エドワード・ピッカリング （Edward Charles Pickering 、1846年6月19日 - 1919年2月3日）は、アメリカ合衆国の天文学者である。天文学者・ウィリアム・ヘンリー・ピッカリングの兄である。 ヘルマン・カール・フォーゲルとともに、ピッカリングは最初の分光連星を発見した。 ハーバード大学天文台の所長として、写真技術を用いて、多くの天体のデータを集めて多くの重要な発見を行なった。写真データの解析に多くの女性を雇い、それらの女性の中にはアニー・ジャンプ・キャノン、ヘンリエッタ・リービット、アントニア・モーリ、ウィリアミーナ・フレミングといった、後に天文学上の業績を挙げることになる女性も多く含まれていた。.
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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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スペクトル
ペクトル（）とは、複雑な情報や信号をその成分に分解し、成分ごとの大小に従って配列したもののことである。2次元以上で図示されることが多く、その図自体のことをスペクトルと呼ぶこともある。 様々な領域で用いられる用語で、様々な意味を持つ。現代的な意味のスペクトルは、分光スペクトルか、それから派生した意味のものが多い。.
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光度 (天文学)
光度（こうど、）とは、天文学で天体が単位時間に放射するエネルギーを指す物理量である。国際単位系では W、CGS単位系では erg/s で表される。また、太陽の光度 Ls (.
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B型主系列星
B型主系列星（Bがたしゅけいれっせい）は、スペクトル型がB、光度階級がVの、水素の核融合で燃える主系列星である。太陽の2倍から16倍の質量を持ち、表面温度は10,000Kから30,000Kの間である。B型主系列星は希な存在で、主系列星全体に占める割合は0.1%程度に過ぎないと考えられている。アルゴルA、しし座のレグルスの主星がこの分類である。.
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炭素星
炭素星（たんそせい、Carbon star）は、典型的な漸近巨星分枝星で、その恒星大気中に酸素よりも炭素が多く含まれている赤色巨星である。2つの元素が大気上層で結合して一酸化炭素を形成することによって恒星大気中の酸素が消費されてしまうため、他の炭化物を作るのに自由な炭素原子が残り、恒星大気はすすけた状態となり、際立って赤く見えるようになる。 太陽のような通常の恒星では、大気中に炭素よりも酸素の方が多い。このような炭素星としての特質を示さず、一酸化炭素分子を作る程度に温度の低い星は「酸素星」と呼ばれることもある。 炭素星は特異なスペクトル型を示し、天体分光学が始まった1860年代にアンジェロ・セッキによって初めて確認された。.
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白色矮星
白色矮星（はくしょくわいせい、white dwarf）は、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つ。質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体である。 シリウスの伴星（シリウスB）やヴァン・マーネン星など、数百個が知られている。太陽近辺の褐色矮星より質量が大きい天体のうち、4分の1が白色矮星に占められていると考えられている。.
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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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超巨星
超巨星（ちょうきょせい、supergiant）は、太陽よりはるかに大きく明るい恒星のこと。明るさは青色超巨星の場合は太陽の1万倍（全エネルギー放射で太陽の10万倍）以上、赤色超巨星の場合は太陽の数千倍（同3万倍）以上ある。また、直径は青色超巨星で太陽の数十倍以上、赤色超巨星では太陽の数百倍以上はある。最も巨大な恒星は、最近までおおいぬ座VY星と言われていた。 2012年の時点で直径がそれなりの精度でわかっている中では、太陽の1650倍ほどであるはくちょう座V1489星が最も大きな恒星となっている。.
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輝巨星
輝巨星（ききょせい、Bright giant）は、光度階級IIの恒星である。これらは巨星から超巨星にまたがる大きさであるが、通常は超巨星ほど明るく重いわけではなく、極めて明るい巨星に分類される。 輝巨星に分類される有名な恒星には、次のようなものがある。.
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赤色矮星
赤色矮星のイメージ 赤色矮星（せきしょくわいせい、red dwarf）とは、主系列星の中で特に小さい恒星のグループ。主にスペクトル型M型の主系列星を指すが、低温のK型主系列星の一部を含めることもある。.
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酸化ジルコニウム
酸化ジルコニウム（さんか-）.
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色温度
色温度（いろおんど、しきおんど、英語：color temperature）とは、ある光源が発している光の色を定量的な数値で表現する尺度（単位）である。単位には熱力学的温度の '''K（ケルビン）''' を用いる。.
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色指数 (天文)
色指数（いろしすう、color index）とは天文学で天体の色を表す指標である。特に恒星の場合は色指数はその星の表面温度の目安ともなる。 色指数は天体の等級を2種類の異なる色フィルターを用いて測定し、その等級の差をとることによって得られる。この測光には特定の波長域の光のみを透過するバンドパスフィルターが用いられる。代表的なフィルターには、紫外域の光を透過する U バンドフィルター、青色を透過する B バンドフィルター、緑色から黄色の波長域を透過する V バンドフィルターなどがある。この U,B,V 3色の波長域を用いる測光方法をUBV測光系と呼び、U バンドと B バンド、B バンドと V バンドの等級の差をそれぞれ U-B 色指数、B-V 色指数などと呼ぶ。 色指数は通常、波長が短いバンドでの等級から波長の長いバンドでの等級を差し引いた値を用いるため、色指数の値が小さいほどその天体は青い（または温度が高い）ことを示す。逆に色指数の値が大きいほどその天体は赤い（または温度が低い）。例として、黄色い恒星として知られている太陽の色指数は B-V.
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電磁波
電磁波（でんじは ）は、空間の電場と磁場の変化によって形成される波（波動）である。いわゆる光（赤外線、可視光線、紫外線）や電波は電磁波の一種である。電磁放射（）とも呼ばれる。現代科学において電磁波は波と粒子の性質を持つとされ、波長の違いにより様々な呼称や性質を持つ。通信から医療に至るまで数多くの分野で用いられている。 電磁波は波であるので、散乱や屈折、反射、また回折や干渉などの現象を起こし、 波長によって様々な性質を示す。このことは特に観測技術で利用されている。 微視的には、電磁波は光子と呼ばれる量子力学的な粒子であり、物体が何らかの方法でエネルギーを失うと、それが光子として放出される。また、光子を吸収することで物体はエネルギーを得る。.
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F型主系列星
F型主系列星（Fがたしゅけいれっせい）は、スペクトル型がF、光度階級がVの水素を燃やして燃える主系列星である。太陽質量の1.0倍から1.4倍の質量を持ち、表面温度は6000Kから7600Kの間である。10万立方パーセク(一辺がおよそ150光年の立方体に相当する体積)あたりに25個の密度で分布し、主系列星全体のうち3%程度の個数を占めているとされる。プロキオンAやおとめ座γ星A、Bがこの型に分類される。.
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G型主系列星
太陽はG型主系列星の典型例である。 G型主系列星の想像図 G型主系列星（Gがたしゅけいれつせい）とは、スペクトル型がG型、光度階級がVの恒星（主系列星）のこと。黄色矮星（おうしょくわいせい）、G Vとも呼ばれる。太陽はG型主系列星の一つである。.
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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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O型主系列星
O型主系列星（Oがたしゅけいれっせい）は、スペクトル型がO、光度階級がVの水素を燃やして燃える主系列星である。太陽の15倍から90倍の質量を持ち、表面温度は30,000Kから52,000Kの間である。太陽の3万倍から100万倍もの光度を持つ。これらの星の存在は稀で、数千億個の恒星からなる銀河系全体でも2万個以下しか存在しないと推定されている。例えばオリオン座σ星やとかげ座10番星、VFTS 352などがこの型に分類される。O2型のスペクトルを持つような高温で大質量の恒星は、主系列を経ず、青色巨星や青色超巨星として誕生し、150万年以内にWN型のウォルフ・ライエ星へと進化するものと考えられている。.
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S型星
S型星(S-type star)はスペクトル分類Sの後期の巨星である。スペクトル線中に、それぞれK型とM型に特徴的な酸化ジルコニウムと酸化チタンのバンドを見せる。酸化イットリウムやテクネチウムのようなその他のs過程元素も増加し、中性子捕獲が起きていることを示している。ジシアンやリチウムの特徴も持つ。多くは長周期変光星である。 ほとんどのS型星はM型の漸近巨星分枝がC-N型の炭素星に変換する際の途中段階であるという説がかつて提案されていた。通常、漸近巨星分枝は不活性の核を取り巻く水素殻での核融合によりエネルギーを供給されるが、熱パルスの間にはヘリウム殻の核融合が支配的になる。また、外因性S型星と呼ばれる別のタイプのS型星もあり、これは冷たいバリウム星で、スペクトル中に見える炭素やS過程元素は連星系からの質量転移の遺物である。このような系では、現在観測されるS型星は自身では過剰量の炭素やS過程元素は生成せず、これらは当時炭素星であった伴星で過去に生産されたものである。質量転移が終わって長い時間が経ってから観測されるため、伴星は白色矮星になってしまい、検出されないことが多い。 S型星は通常、同じくらいの光球温度を持つK型星やM型星よりも赤く見える。ミラ型変光星であるはくちょう座χ星は（最大光度にある時には）、全天で最も明るいS型星である。またおおぐま座S星もS型星である。HR 1105は、外因性S型星の例である。.
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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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極超巨星
(Hypergiant)は、光度階級0の恒星であり、非常に大きな質量、光度を持ち、大部分の質量を失った形跡を持つものを指す用語である。.
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準巨星
準巨星（じゅんきょせい、subgiant、subgiant star）とは、同じスペクトル型の通常の主系列星よりやや明るく、巨星ほどは明るくない恒星の分類の1つである。ある種の準巨星は、金属の多い水素核融合星であるが（同様に準矮星は金属量が少なく、比較的暗い水素核融合星である）、これらは核での水素核融合が終わっているかほぼ終わりかけていると考えられる。質量はほぼ太陽質量程度であり、そのため核は収縮し、核の外でも水素核融合が起こるほど温度が高くなる。この過程で星は膨張し、真の巨星になる。 プロキオンAのような準巨星の最初の段階にある恒星は半径や光度が増加するが、この時点では温度が低下したり色が大きく変わったりすることはない。巨星に近い後期の段階の準巨星は、主系列の同じような質量の恒星と比べ、半径が大きく温度は低い。主系列星と比べ、準巨星の段階で全体的な光度はほとんど変わらない。この特徴は、球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図で顕著である。多くの準巨星は金属に富み、一般的には惑星を持つ。一部はこれらの理由のため、また準巨星の段階は数十億年続くため、準巨星は主系列星以外では生命の存在する惑星を持つと考えられる唯一の分類である。スペクトル分類ではIVに分類される。.
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準矮星
準矮星 (Subdwarf star, subdwarf, sd) とは、光度階級がVIに分類される天体のことである。具体的には、同一のスペクトル型（≒温度）を持つ主系列星と比べて、絶対等級にして1.5から2暗い（光度にして1/4から1/6）天体と定義されている。ヘルツシュプルング・ラッセル図では主系列星の帯のすぐ下に位置し、成因からcool subdwarfとhot subdwarfに大別できる。 準矮星という言葉を使い始めたのはジェラルド・カイパーで、1939年のことだった。それまでこの種の異常なスペクトルを持つ天体は「intermediate white dwarfs」と呼ばれていた。.
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