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64 関係: おうし座T型星、さそり座、半径、天文単位、天文学者、太陽、太陽半径、太陽光度、太陽系外衛星、太陽系外惑星、太陽系外惑星の一覧、太陽系外惑星エンサイクロペディア、太陽質量、主系列星、三角関数、年、土星、土星の環、地球、地球質量、ナトリウム、リチウム、ロチェスター大学、パーセク、分光法、アメリカ変光星観測者協会、アルゲランダー記法、アストロフィジカルジャーナル、アスキー (企業)、アソシエーション (天文学)、ガイド星星表、ガスジャイアント、ケルビン、ケンタウルス座、ケンタウルス座の恒星の一覧、スペクトル、スペクトル分類、スーパーWASP、ストラスブール天文データセンター、セロ・トロロ汎米天文台、全天自動捜索システム、公転、光年、光度 (天文学)、前主系列星、秒 (角度)、等級 (天文)、順行・逆行、食 (天文)、食変光星、...、褐色矮星、質量、赤緯、赤経、通過 (天文)、J2000.0、SIMBAD、恒星黒点、準巨星、木星、日、2007年、2012年、2MASS。 インデックスを展開 (14 もっと) »
おうし座T型星
おうし座T型星を取り囲む降着円盤の想像図 おうし座T型星（おうしざテ（ィ）ーがたせい、T Tauri star, TTS）は、爆発型変光星の一種である。.
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さそり座
さそり座（蠍座、Scorpius, Scorpio）は、黄道十二星座の1つ。トレミーの48星座の1つでもある。 天の川沿いにある大きくて有名な星座である。日本では夏の大三角と共に夏の星座として親しまれ、南の空に確認することができる。天の川に大きなS字型で横たわっており、特徴的な形をしている。明るい星が多く、全天でも明るい星座の一つである。 α星は、全天21の1等星の1つであり、アンタレスと呼ばれる。.
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半径
球の半径 半径（はんけい、radius）は、円や球体など中心（あるいは中心軸）をもつ図形の、中心（中心軸）から周に直交するように引いた線分のこと。また、その線分の長さを指すこともあり、この長さを数学や物理学では小文字の r で表すことがある。 円や球の場合は、差し渡しの長さを意味する径の半分の長さを持つために、これを半径といい、対して区別のために径を直径と呼ぶ。一方で、半径は中心に関する対称性を持つ図形にしか定義できないという特徴を持つため、半径と径とは直接的な関係を持つわけではない。.
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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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天文学者
リレオ・ガリレイはしばしば近代天文学の父と呼ばれる。 天文学者（てんもんがくしゃ）とは、惑星、恒星、銀河等の天体を研究する科学者である。 歴史的に、astronomy では天空で起きる現象の分類や記述に重点を置き、astroplane ではこれらの現象の説明やそれらの間の差異を物理法則を使って説明することを試みてきた。今日では、2つの差はほとんどなくなっている。プロの天文学者は高い教育を受け、通常物理学か天文学の博士号を持っており、研究所や大学に雇用されている。多くの時間を研究に費やすが、教育、施設の建設、天文台の運営の補助等にも携わっている。アメリカ合衆国のプロの天文学者の数は少なく、北米最大の天文学者の組織であるアメリカ天文学会には7,700人が所属している。天文学者の数の中には、物理学、地学、工学等の別の分野出身で天文学に関心を持ち、深く関わっているの者も含まれている。国際天文学連合には、博士課程以上の学生を含めて89カ国から9259人が所属している。 世界中のプロの天文学者の数は小さな町の人口にも満たないが、アマチュア天文学者のコミュニティは数多くある。多くの市に、定期的に会合を開催しているアマチュア天文学者のクラブがある。太平洋天文協会は、70カ国以上からプロやアマチュアの天文学者、教育者が参加する世界最大の組織である。他の趣味と同様に、自身をアマチュア天文学者だと考える多くの人々は、月に数時間を天体観測や最新の研究成果を読むことに費やす。しかし、アマチュアは、いわゆる「アームチェア天文学者」と呼ばれる人々から、自身の天体望遠鏡を所持して野望を持ち、新しい発見をしたりプロの天文学者の研究を助けたりする者まで、幅広く存在する。.
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太陽
太陽（たいよう、Sun、Sol）は、銀河系（天の川銀河）の恒星の一つである。人類が住む地球を含む太陽系の物理的中心尾崎、第2章太陽と太陽系、pp. 9–10であり、太陽系の全質量の99.86%を占め、太陽系の全天体に重力の影響を与えるニュートン (別2009)、2章 太陽と地球、そして月、pp. 30–31 太陽とは何か。 太陽は属している銀河系の中ではありふれた主系列星の一つで、スペクトル型はG2V（金色）である。推測年齢は約46億年で、中心部に存在する水素の50%程度を熱核融合で使用し、主系列星として存在できる期間の半分を経過しているものと考えられている尾崎、第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.1太陽の概観 pp. 10–11。 また、太陽が太陽系の中心の恒星であることから、任意の惑星系の中心の恒星を比喩的に「太陽」と呼ぶことがある。.
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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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太陽系外衛星
太陽系外衛星（たいようけいがいえいせい、Extrasolar moonまたはexomoon）とは太陽系外惑星やその他の太陽系外天体の周囲を公転している衛星である。このような衛星はかなり普遍的に存在すると考えられている。現在の技術では直接観測することは困難だが、2015年の地点で間接的でありながら候補天体が発見されている。.
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太陽系外惑星
太陽系外惑星（たいようけいがいわくせい、Extrasolar planet, Exoplanet）とは、太陽系にとっての系外惑星、つまり、太陽系の外にある惑星である。 多くは（太陽以外の）恒星の周りを公転するが、白色矮星や中性子星（パルサー）、褐色矮星などを回るものも見つかっており、他にもさまざまな星を回るものが想定される。自由浮遊惑星（いかなる天体も回らない惑星大の天体）を惑星に含めるかどうかは議論があるが、発見法が異なることなどから、系外惑星についての話題の中では自由浮遊惑星は別扱いすることが多い。 観測能力の限界から実際に発見されずにきたが、1990年代以降、多くの系外惑星が実際に発見されている。 ドップラー法.
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太陽系外惑星の一覧
2014年2月26日までに発見された太陽系外惑星の数。色は発見方法：視線速度法.
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太陽系外惑星エンサイクロペディア
太陽系外惑星エンサイクロペディア（たいようけいがいわくせいエンサイクロペディア、The Extrasolar Planets Encyclopaedia）とは、太陽系外惑星のデータについて扱った天文学ウェブサイトである。.
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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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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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三角関数
三角関数（さんかくかんすう、trigonometric function）とは、平面三角法における、角の大きさと線分の長さの関係を記述する関数の族および、それらを拡張して得られる関数の総称である。三角関数という呼び名は三角法に由来するもので、後述する単位円を用いた定義に由来する呼び名として、円関数（えんかんすう、circular function）と呼ばれることがある。 三角関数には以下の6つがある。.
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年
年（ねん、とし、year）は、時間の単位の一つであり、春・夏・秋・冬、あるいは雨季・乾季という季節のめぐりが1年である。元来は春分点を基準に太陽が天球を一巡する周期であり、平均して約365.242 189日（2015年時点）である（太陽年）。 1年の長さを暦によって定義する方法が暦法であり、現在世界各国で用いられるグレゴリオ暦佐藤 (2009)、pp.77-81、世界統一暦の試み（現行暦）では、一年または｢一ヵ年｣を365日とするが、一年を366日とする閏年を400年間に97回設けることによって、一年の平均日数を365.2425日とする。 なお、天文学における時間の計量の単位としての「年」には通常、ユリウス年を用いる。ユリウス年は正確に31 557 600秒＝365.25 d（d.
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土星
土星（どせい、、、）は、太陽から6番目の、太陽系の中では木星に次いで2番目に大きな惑星である。巨大ガス惑星に属する土星の平均半径は地球の約9倍に当る。平均密度は地球の1/8に過ぎないため、巨大な体積の割りに質量は地球の95倍程度である。そのため、木星型惑星の一種とされている。 土星の内部には鉄やニッケルおよびシリコンと酸素の化合物である岩石から成る中心核があり、そのまわりを金属水素が厚く覆っていると考えられ、中間層には液体の水素とヘリウムが、その外側はガスが取り巻いている。 惑星表面は、最上部にあるアンモニアの結晶に由来する白や黄色の縞が見られる。金属水素層で生じる電流が作り出す土星の固有磁場は地球磁場よりも若干弱く、木星磁場の1/12程度である。外側の大気は変化が少なく色彩の差異も無いが、長く持続する特徴が現れる事もある。風速は木星を上回る1800km/hに達するが、海王星程ではない。 土星は恒常的な環を持ち、9つが主要なリング状、3つが不定的な円弧である。これらはほとんどが氷の小片であり、岩石のデブリや宇宙塵も含まれる。知られている限り62個の衛星を持ち、うち53個には固有名詞がついている。これにはリングの中に存在する何百という小衛星（ムーンレット）は含まれない。タイタンは土星最大で太陽系全体でも2番目に大きな衛星であり、水星よりも大きく、衛星としては太陽系でただひとつ有意な大気を纏っている。 日本語で当該太陽系第六惑星を「土星」と呼ぶ由来は、古代中国において五惑星が五行説に当てはめて考えられた際、この星に土徳が配当されたからである。英語名サターンはローマ神話の農耕神サートゥルヌスに由来する。.
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土星の環
2006年9月15日、土星食の日にカッシーニによって撮影された土星の環の全景（明るさは誇張されている）。メインリングの外側、G環のすぐ内側の10時の方角に「ペイル・ブルー・ドット」（地球）が見える。 構成する粒子の径に応じて彩色した画像 土星の環（どせいのわ）は、太陽系で最も顕著な惑星の環である。μm単位からm単位の無数の小さな粒子が集団になり、土星の周りを回っている。環の粒子はほぼ全て水の氷であり、塵やその他の物質が少量混入している。 環からの反射光によって土星の視等級が増すが、地球から裸眼で土星の環を見ることはできない。ガリレオ・ガリレイが最初に望遠鏡を空に向けた翌年の1610年、彼は人類で初めて土星の環を観測したが、ガリレオはそれが何であるかはっきり認識することはなかった。1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは初めて、それが土星の周りのディスクであると記述した。ピエール＝シモン・ラプラス以降、多くの人が、土星の環は多数の小さな環の集合であると考えているが、実際には、環と環の間に何もない空隙の数は少ない。実際には、密度や明るさに部分的に極大部や極小部のある同心円の環帯であると考える方が正確である。 土星の環には、粒子の密度が急激に落ちる空隙が多数ある。そのうち2つでは、既知の衛星が運行しており、また他の空隙の多くは、土星の衛星と不安定共鳴を起こす場所にある。残りの空隙は、その生成過程が不明である。一方、タイタン環やG環等は、安定共鳴状態によってその安定性が維持されている。 メインリングの外側にはフェーベ環がある。これは、他のリングから27°傾き、フェーベのように逆行している。 最近の研究では、土星の環は土星に衝突する前に氷の殻を引き裂かれた衛星の残骸であるとする説がある。.
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地球
地球（ちきゅう、Terra、Earth）とは、人類など多くの生命体が生存する天体である広辞苑 第五版 p. 1706.。太陽系にある惑星の1つ。太陽から3番目に近く、表面に水、空気中に酸素を大量に蓄え、多様な生物が生存することを特徴とする惑星である。.
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地球質量
地球質量（ちきゅうしつりょう、Earth mass）は、地球1つ分の質量を単位としたものである。 という記号で表され、 であるParticle Data Group。地球質量は、主に岩石惑星の質量を表現するのに使われる。 衛星、人工衛星および探査機の軌道より、地心重力定数 など惑星の質量と万有引力定数の積 は精度良く算出することが可能であるが、万有引力定数の値自体の測定精度が低いため質量の精度も低くなる。しかし惑星間の相対的な質量の比率は を比較すればよく、精度は高い。 3⋅s であり（理科年表2012年版p77）、CODATA2014による万有引力定数の推奨値は であるから、地球の質量は約 と算出しうる。 --> 太陽系の4つの地球型惑星は、以下の地球質量に相当する。 L).
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ナトリウム
ナトリウム（Natrium 、Natrium）は原子番号 11、原子量 22.99 の元素、またその単体金属である。元素記号は Na。アルカリ金属元素の一つで、典型元素である。医薬学や栄養学などの分野ではソジウム（ソディウム、sodium ）とも言い、日本の工業分野では（特に化合物中において）曹達（ソーダ）と呼ばれる炭酸水素ナトリウムを重炭酸ソーダ（重曹）と呼んだり、水酸化ナトリウムを苛性ソーダと呼ぶ。また、ナトリウム化合物を作ることから日本曹達や東洋曹達（現東ソー）などの名前の由来となっている。。毒物及び劇物取締法により劇物に指定されている。.
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リチウム
リチウム（lithium、lithium ）は原子番号 3、原子量 6.941 の元素である。元素記号は Li。アルカリ金属元素の一つで白銀色の軟らかい元素であり、全ての金属元素の中で最も軽く、比熱容量は全固体元素中で最も高い。 リチウムの化学的性質は、他のアルカリ金属元素よりもむしろアルカリ土類金属元素に類似している。酸化還元電位は全元素中で最も低い。リチウムには2つの安定同位体および8つの放射性同位体があり、天然に存在するリチウムは安定同位体である6Liおよび7Liからなっている。これらのリチウムの安定同位体は、中性子の衝突などによる核分裂反応を起こしやすいため恒星中で消費されやすく、原子番号の近い他の元素と比較して存在量は著しく小さい。 1817年にヨアン・オーガスト・アルフェドソンがペタル石の分析によって発見した。アルフェドソンの所属していた研究室の主催者であったイェンス・ベルセリウスによって、ギリシャ語で「石」を意味する lithos に由来してリチウムと名付けられた。アルフェドソンは金属リチウムの単離には成功せず、1821年にウィリアム・トマス・ブランドが電気分解によって初めて金属リチウムの単離に成功した。1923年にドイツのメタルゲゼルシャフト社が溶融塩電解による金属リチウムの工業的生産法を発見し、その後の金属リチウム生産へと繋がっていった。第二次世界大戦の戦中戦後には航空機用の耐熱グリースとしての小さな需要しかなかったが、冷戦下には水素爆弾製造のための需要が急激に増加した。その後冷戦の終了により核兵器用のリチウムの需要が大幅に冷え込んだものの、2000年代までにはリチウムイオン二次電池用のリチウム需要が増加している。 リチウムは地球上に広く分布しているが、非常に高い反応性のために単体としては存在していない。地殻中で25番目に多く存在する元素であり、火成岩や塩湖かん水中に多く含まれる。リチウムの埋蔵量の多くはアンデス山脈沿いに偏在しており、最大の産出国はチリである。海水中にはおよそ2300億トンのリチウムが含まれており、海水からリチウムを回収する技術の研究開発が進められている。世界のリチウム市場は少数の供給企業による寡占状態であるため、資源の偏在性と併せて需給ギャップが懸念されている。 リチウムは陶器やガラスの添加剤、光学ガラス、電池（一次電池および二次電池）、耐熱グリースや連続鋳造のフラックスとして利用される。2011年時点で最大の用途は陶器やガラス用途であるが、二次電池用途での需要が将来的に増加していくものと予測されている。リチウムの同位体は水素爆弾や核融合炉などにおいて核融合燃料であるトリチウムを生成するために利用されている。 リチウムは腐食性を有しており、高濃度のリチウム化合物に曝露されると肺水腫が引き起こされることがある。また、妊娠中の女性がリチウムを摂取することでの発生リスクが増加するといわれる。リチウムは覚醒剤を合成するためのバーチ還元における還元剤として利用されるため、一部の地域ではリチウム電池の販売が規制の対象となっている。リチウム電池はまた、短絡によって急速に放電して過熱することで爆発が起こる危険性がある。.
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ロチェスター大学
チェスター大学（University of Rochester）は、アメリカ合衆国ニューヨーク州ロチェスターにある共学の私立大学。.
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パーセク
パーセク（、記号: pc）は、距離を表す計量単位であり、約 （約3.26光年）である。主として天文学で使われる。 1981年までは天文学の分野に限り国際単位系 (SI) と併用してよい単位とされていたが、現在ではSIには含まれていない単位である。 年周視差が1秒角 (3600分の1度) となる距離が1パーセクである。すなわち、1天文単位 (au) の長さが1秒角の角度を張るような距離を1パーセクと定義する。 1 パーセクは次の値に等しい。.
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分光法
プリズムによる光線の波長分割 分光法（ぶんこうほう、spectroscopy）とは、物理的観測量の強度を周波数、エネルギー、時間などの関数として示すことで、対象物の定性・定量あるいは物性を調べる科学的手法である。 spectroscopy の語は、元々は光をプリズムあるいは回折格子でその波長に応じて展開したものをスペクトル (spectrum) と呼んだことに由来する。18世紀から19世紀の物理学において、スペクトルを研究する分野として分光学が確立し、その原理に基づく測定法も分光法 (spectroscopy) と呼ばれた。 もともとは、可視光の放出あるいは吸収を研究する分野であったが、光（可視光）が電磁波の一種であることが判明した19世紀以降は、ラジオ波からガンマ線（γ線）まで、広く電磁波の放出あるいは吸収を測定する方法を分光法と呼ぶようになった。また、光の発生または吸収スペクトルは、物質固有のパターンと物質量に比例したピーク強度を示すために物質の定性あるいは定量に、分析化学から天文学まで広く応用され利用されている。 また光子の吸収または放出は量子力学に基づいて発現し、スペクトルは離散的なエネルギー状態（エネルギー準位）と対応することが広く知られるようになった。そうすると、本来の意味の「スペクトル」とは全く異なる、「質量スペクトル」や「音響スペクトル」など離散的なエネルギー状態を表現した測定チャートもスペクトルとよばれるようになった。また「質量スペクトル」などは物質の定性に使われることから、今日では広義の分光法は「スペクトル」を使用して物性を測定あるいは物質を同定・定量する技法一般の総称となっている。.
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アメリカ変光星観測者協会
アメリカ変光星観測者協会（アメリカへんこうせいかんそくしゃきょうかい American Association of Variable Star Observers 略称 AAVSO）は1911年にアメリカ合衆国で設立された天文学の国際非営利団体。おもにアマチュア天文家による変光星の観測を組織し、観測結果を収集し、評価分析し、天文学者、研究者、教育者に提供するための組織である。長期にわたる変光星の光度の変化が記録されている。 専門の研究者が多くの変光星を監視することは不可能なので、天文学の分野はアマチュア天文家が科学に貢献できる数少ない分野のひとつである。AAVSOの国際データベースには、100年間にわたる、1200万以上の観測結果が蓄積されている。約2000人のプロとアマチュア観測者から毎年、5万件の観測結果をうけとっている。 AAVSOは教育や公共教育の分野でも活発に活動し、定期的に市民のための教育ワークショップを開き、アマチュアを共同執筆者とする論文の出版を行っている。専門研究者に対してアマチュア天文家が観測結果を提供するだけという古い学問スタイルではなく、アマチュアと研究者が対等の関係で研究する新しい学問のスタイルの先駆けとなっている。 1973年から2004年に没するまでジャネット・アクユズ・マッテイが長年会長を務めていた。マッティの死後は、アーン・ヘンデン (en:Arne Henden) が会長の座を引き継いでいる。 同協会は1911年から1956年まで、マサチューセッツ州ケンブリッジのハーバード大学天文台に設置され、その後も同市内を転々とし1985年に初めて建物を購入、クリントン・B・フォード天文データ研究センター (Clinton B. Ford Astronomical Data and Research Center) に入居した。2007年には約30メートル離れた近所のスカイ発行社 (Sky Publishing) 移転後のビルを購入して移転した。.
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アルゲランダー記法
アルゲランダー記法（アルゲランダーきほう、Argelander designation）は、フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーが1862年に提案し後に拡張された、変光星の命名法である。 バイエル符号と同様に、アルファベット等の符号と星座名の属格の組み合わせで表す。バイエル符号でギリシャ文字が付いていない変光星を対象に、変光が発見された順に、次の順序で符号を使う。.
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アストロフィジカルジャーナル
『アストロフィジカルジャーナル』（The Astrophysical Journal）とは、天文学と天体物理学を扱う査読制度付き学術雑誌である。1893年にアメリカ合衆国の天文学者ジョージ・E・ヘールとジェームズ・エドワード・キーラーによって創刊された。500ページの厚さの号を一か月に3冊ほど発行している。 1953年以降は、アストロフィジカルジャーナル本体の補足として『アストロフィジカルジャーナル・サプリメントシリーズ』（- Supplement Series）が出版されている。これは2ヶ月に1巻のペースで刊行され、それぞれの巻は280ページの厚さの号2つから成り立っている。この他に、研究者の間で迅速な意見交換を行うために、『アストロフィジカルジャーナル・レターズ』（- Letters）が発行されている。 出版は英国物理学会出版局がアメリカ天文学会に代わって行っている。かつてはシカゴ大学出版局から刊行されていたが、2009年1月に現在の出版局に移された。2008年には同学会の別の学術雑誌アストロノミカルジャーナルが英国物理学会出版局に移されており、アストロフィジカルジャーナルの移管はこれに続くものだった。.
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アスキー (企業)
アスキー（ASCII）は、かつて存在したコンピュータ関連の雑誌、書籍の制作を手掛ける日本の企業、または株式会社角川アスキー総合研究所の事業ブランド。.
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アソシエーション (天文学)
アソシエーション（A stellar association）は、同じ起源を持ち、重力的な束縛からは解放されているが、未だ宇宙空間を共に移動している恒星で構成される、非常に緩やかな散開星団である。同じアソシエーションに属する星であるか否かは、移動方向と星の年齢によって識別される。また、星間物質の化学組成もアソシエーションの識別に使用される。 アソシエーションは、1947年にアルメニアの天文学者ヴィクトル・アンバルツミャンによって最初に発見された。 アソシエーションの名称は、それらが属する星座の名前、アソシエーションのタイプ、識別数字などから名づけられる。.
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ガイド星星表
イド星星表(Guide Star Catalog、GSC)またはHSTガイドスター星表(HST Guide Star Selection Catalog)は、ハッブル宇宙望遠鏡が軸外の恒星を捉えるのを支援するために編集された星表である。GSC-Iには、視等級6から15までの約2000万個の恒星が含まれ、GSC-IIには、視等級21までの9億4559万2683個の恒星が含まれる。ファイン・ガイダンス・センサーの要求を満たさない二重星や非恒星天体は、できる限り排除されているかフラグ付けされている。これは、外宇宙の航行のために特別に作成された初の全天の星表である。.
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ガスジャイアント
ャイアントもしくは巨大ガス惑星 (Gas giant) は、主に水素とヘリウムから構成される木星型惑星である。太陽系の場合、木星と土星がガスジャイアントに該当する。ガスジャイアントという用語はもともと巨大惑星と同義に使われていたが、1990年代に天王星や海王星が主により重い揮発性物質で構成されていることが明らかとなり、アイスジャイアント（天王星型惑星）と区別して呼ばれることが多くなった。 木星と土星の大部分は水素とヘリウムであり、これより重い元素は質量の3%から13%を占めるThe Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004。水素分子の外層が液体金属水素の層を取り巻き、溶けた岩石状の核も持つと考えられている。水素大気の最外層には、主に水とアンモニアから構成される何層もの雲が存在する。両惑星の大半を占める金属水素の層は、非常に強い圧力によって水素が導電体となっているため、こう呼ばれる。核はより重い元素で構成されていると考えられるが、20,000Kもの高温と高圧のため、その性質はほとんど分かっていない。.
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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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ケンタウルス座
ンタウルス座（Centaurus）は、トレミーの48星座の1つ。南天の明るい星座である。日本では星座の半分程度しか見えない場所が多く、全体が見えるのは沖縄県の一部や小笠原諸島の一部地域である。 α星・β星ともに、全天21の1等星の1つである。.
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ケンタウルス座の恒星の一覧
この表は、ケンタウルス座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。.
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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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スペクトル分類
ペクトル分類（スペクトルぶんるい、spectral classification）は、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型 (spectral type) と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わってくる。表面温度により分類する狭義のスペクトル型（ハーバード型とも）と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMKスペクトル分類が広く使われる。.
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スーパーWASP
ーパーWASPのカメラ スーパーWASPは全天に亘って、15等級までの太陽系外惑星の通過を検出するプロジェクトである。WASPとはWide Angle Search for Planetsという言葉の略である。 スーパーWASPは、2つの機械的な観測から成り立っている。北半球ではカナリア諸島ラ・パルマ島のロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台、南半球では南アフリカ共和国の南アフリカ天文台が担当している。それぞれの天文台には、2k×2kの高品質のCCDイメージセンサを備えた8機のキヤノン200 mm f1.8レンズを設置している。望遠鏡はOptical Mechanics, Inc.で作られたものである。キヤノンのレンズの広い視野により、それぞれの天文台で点当たり500°という広い範囲の観測が可能である。 天文台は継続的に観測を行ない、およそ1分間に1枚の画像を撮影する。これは一晩では合計100ギガバイトのデータ量に及ぶ。トランジット法を用いることにより、集められたデータでそれぞれの画像ごとの各恒星の明るさを測定し、恒星の前面を通過する大きな惑星による恒星の明るさのわずかな変化を検出することができる。 スーパーWASPは、Instituto de Astrofisica de Canarias、the Isaac Newton Group of Telescopes、キール大学、レスター大学、オープン大学、クイーンズ大学ベルファスト、セント・アンドルーズ大学の8つの研究機関からなるコンソーシアムによって運営されており、将来の地球型惑星探索のために惑星の進化を解明することが期待されている。.
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ストラスブール天文データセンター
トラスブール天文データセンター(仏、Centre de données astronomiques de Strasbourg、英、Strasbourg Astronomical Data Center)は天文情報の収集・配布をするデータセンターである。フランスのストラスブールにあるストラスブール天文台内にデータセンターが存在する。このデータセンターは、1972年にCentre de Données Stellairesの名で設立された。現在の名前に変更されたのは1983年である。1990年代にはインターネット技術を用いたオンラインサービスを始めた。現在提供されているオンラインサービスは次のとおりである。.
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セロ・トロロ汎米天文台
・トロロ・汎米天文台（Cerro Tololo Inter-American Observatory、CTIO, IAU code 807）とは各種の天体望遠鏡・天体観測器具が設置された施設で、南緯30.169度、西経70.804度、チリのラ・セレナからおおよそ80 km東、標高2200mに位置する。この施設はアリゾナ州のキットピーク天文台と同じくアメリカ国立光学天文台(NOAO)に所属する。設置されている望遠鏡は口径4mの ビクター M. ブランコ 望遠鏡と4.1-m SOAR 望遠鏡 (SOAR) である。 NOAOは宇宙望遠鏡科学研究所やジェミニ天文台と同様、大学天文研究機構 (AURA)によって運営されている。ジェミニ天文台の2台の8m望遠鏡のうちの1台はチリに設置されており、CTIOと並んでチリにおけるAURAの研究拠点を形成している。 全米科学財団 (NSF)がNOAOを管理している。 Image:CTIO.jpg Image:Tololo_b.jpg|Aerial view Image:Tololo_a.JPG|Aerial view Image:4m-Victor M. Blanco Telescope.jpg.
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全天自動捜索システム
全天自動捜索システム（ぜんてんじどうそうさくしすてむ：All Sky Automated Survey ：ASAS）はポーランドのプロジェクトで1997年4月7日に設置された。全天の14等級以上の約1000万個の恒星の光度を自動的に監視するシステムである。ASASはチリのラスカンパナス天文台に置かれ、ワルシャワ大学のグルゼゴルズ・ポイマンスキーがインターネットを使って管理している。これまでに2つの彗星などを発見した。 プリンストン大学のボフダン・パチンスキによって発案された。プロトタイプの装置とデータ伝送装置はポイマンスキーによって設計、製作された。1996年に100万ドルの予算で始められ、南半球の約100万の恒星が登録された。新しい変光星の発見に極めて有効であることが証明されたので、プロジェクトは拡大され、ラスカンパナス天文台の4台の望遠鏡が稼動している。赤緯28度より南、すなわち全天の3/4にある50,000個の変光星を発見した。.
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公転
質量の差が'''大きい'''2つの天体の公転の様子。 質量の差が'''小さい'''2つの天体の公転の様子。 公転（こうてん、revolution）とは、ある物体が別の物体を中心にした円又は楕円の軌道に沿って回る運動の呼び名である。 地球は太陽を中心に公転している。太陽と地球の質量比は約330000:1なので図の上の場合に当たる（ただし実際の太陽系では、最も重力が大きい木星の影響を太陽系の惑星が受けている）。.
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光年
光年（こうねん、light-year、Lichtjahr、記号 ly）は、主として天文学で用いられる距離（長さ）の単位であり、正確に 、約9.5兆キロメートルである。1981年まではSI併用単位であった。.
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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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前主系列星
前主系列星（ぜんしゅけいれつせい、pre-main-sequence star）は、未だ主系列星の段階まで達していない恒星である。おうし座T型星か、オリオン座FU型星（。 主系列星のエネルギー源は水素の燃焼であるのに対して、前主系列星のエネルギー源は重力収縮である。ヘルツシュプルング・ラッセル図では、0.5太陽質量以下の前主系列星は、林トラックに沿ってほぼ垂直に降下し、後にヘニエイトラックに沿って左方に水平に移動することで主系列星に達する。 前主系列星は、スペクトル線で重力と温度の相関関係を測定することによって主系列の矮星から区別することができる。前主系列星は主系列星よりも大きな半径を持つが、密度や表面重力は小さい。 中央の凝集部に周囲の物質が降着し、原始星ができると考えられている。ここで周囲のガスや塵が希薄で降着が止まると前主系列星ができる。前主系列星は、Stellar birthlineを超えた後に可視光で見えるようになる。前主系列星の段階にある期間は、恒星の生涯の1%以下である（これに対して、主系列星である期間は80%以上である）。 この段階にある期間は、全ての恒星が密度の高い原始惑星系円盤を持っていると信じられている。.
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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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等級 (天文)
天文学において等級（とうきゅう、magnitude）とは、天体の明るさを表す尺度である。整数または小数を用いて「1.2等級」あるいは省略して「1.2等」などと表す。恒星の明るさを表す場合には「2等星」などと呼ぶ場合もある。等級の値が小さいほど明るい天体であることを示す。また、0等級よりも明るい天体の場合の明るさを表すには負の数を用いる。 等級が1等級変わると明るさは100の5乗根倍、すなわち約2.512倍変化する。よって等級差が5等級の場合に明るさの差が正確に100倍となる。言い換えれば等級とは天体の明るさを対数スケールで表現したものである。.
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順行・逆行
順行（じゅんこう、prograde motion）とは、惑星が他の惑星と同じ方向に運動している状態を指す。それに対して逆行（ぎゃっこう、retrograde motion）とは、順行とは逆の方向に運動している状態を指す。天体の順行・逆行には、その天体の回転（公転・自転）方向自体の正逆に起因するものと、地球から天体を見た場合に起こる見かけの現象とがある。歴史的には後者の現象を説明するための理論が発展した。 本項では逆行についてのみ記述する。.
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食 (天文)
食（しょく、eclipse、ギリシア語 εκλειπσισ「力を失う」に由来）とは、ある天体が別の天体の動きによって隠される天文現象である。 蝕と表記する場合がある。 食は移動する天体の動きに従う光量の変化として観測される。観測者が、光源天体からの光を隠す天体を見ているのか、光を隠している天体が別の天体表面に投射した影（像、写像）を見ているのかによって区別できるが、どちらも食と呼ばれている。 区別されるときは、前者は「掩蔽」（例：日食）といい、後者は影による食（例：月食）という。掩蔽のうち、隠す天体が隠される天体に比べ極端に視直径が小さい場合を通過といい、隠されるほうの天体が太陽の場合を特に太陽面通過という。 食を説明するときは、概ね観測者を地球に置くことが多かったが、探査機の開発により、地球外での観測も可能となっている。地球上で日食が起きているとき、これを月面から見るとすると地球上に「影による食」が見える。また、地球上から月食が見られているとき、これを月面上の「影による食」の部分で日食が起きている。 「食」は食物を囓った痕が歯型により残った湾曲した形に因むが、日食・月食以外にはその意はほとんどない。日食や月食が起きるしくみが知られていなかった時代には、インドなどではラーフやケートゥなどの見えない星が食の原因と説明されていたことがあった。 英語「エクリプス」は天文以外の他分野でも用語として用いられている。.
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食変光星
アルゴル型食変光星の変光の原理（動画）。実際は、青白い主星の方が、赤色がかった伴星より半径が小さい場合がほとんどである。動画の例では、食が皆既食・金環食なので、実際の光度曲線は食の中央が平坦になる。 食変光星（しょくへんこうせい）(eclipsing variable (star))とは、共通重心の周りを回る2つの星が互いの光を覆い隠し合うことによって、みかけの明るさ（2星の合成光度）が変わるタイプの変光星である。そのため、食変光星は必ず連星系を形成している。また、地球から見てこの連星系が食変光星に見えるためには、2つの星の軌道面が、地球と連星系とを結んだ直線を含む平面の近くに存在する必要がある。一般的に、恒星自身の明るさは変わらず、規則的に変光するのが特徴である（ただし、後述するカシオペヤ座RZ星のように、連星系の一方が脈動変光星の場合はこの限りではない）。なお、「食変光星」は変光星としての分類であり、連星の分類として食連星（しょくれんせい）(eclipsing binary)と呼ばれることもある。.
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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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質量
質量（しつりょう、massa、μᾶζα、Masse、mass）とは、物体の動かしにくさの度合いを表す量のこと。.
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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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通過 (天文)
フォボスの太陽面通過 通過（つうか、）は、天文学において、以下の2つの意味を持つ。.
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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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SIMBAD
SIMBAD（ジンバッド、the Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data）は太陽系外の天体の目録。フランスのストラスブール天文データセンターによって維持管理されている。 SIMBADは1979年まで存在したムードンのコンピューターセンターで製作されたCatalog of Stellar Identifications（CSI）とBibliographic Star Index（BSI）を合わせ、他の星表や、論文、追加の情報を取り入れることで製作された。最初にオンライン上で閲覧可能になったのはVer.2であり1981年に製作された。Ver.3はストラスブール天文台でUNIXベースのシステムでC言語を用いて開発され1990年に閲覧可能になった。 2006年現在はVer.4であり、データはデータベース (DBMS) のPostgreSQLに保存され、Javaで記述されたサポートソフトウェアがあり、閲覧可能である。2013年4月2日の時点で、279,589の目録を参照、9,480,094の目録を引用し、17,607,943種の名前で7,071,849の天体情報を含んでいる。 小惑星(4692)SIMBADはこの目録の名誉をたたえて名づけられた。.
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恒星黒点
恒星黒点(こうせいこくてん、Starspot)は、太陽以外の恒星に存在する、太陽の黒点に相当する構造である。太陽の黒点程度の大きさのものは、明るさのゆらぎが小さすぎて検出できないが、太陽の黒点の約100倍、恒星表面の30%に達するほど大きなものは検出することができる。.
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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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木星
記載なし。
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日
日（にち、ひ、か）は.
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2007年
この項目では、国際的な視点に基づいた2007年について記載する。.
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2012年
この項目では、国際的な視点に基づいた2012年について記載する。.
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2MASS
2MASS は、米国の研究機関が実施した近赤外線領域での天文観測プロジェクトの1つであり、 Two Micron All-Sky Survey (直訳すれば「2マイクロメートル（波長）における全天サーベイ」) の意味である 。 観測は、完全な全天走査を行なうため、北半球と南半球にそれぞれ1基ずつ設置された望遠鏡 (Fred Lawrence Whipple Observatory (米国アリゾナ州) と セロ・トロロ汎米天文台 (チリ) に設置) で、1997年から2001年にかけて実施された。この最新の全星野の地図作成という、極めて野心的なプロジェクトの処理済最終データは、2003年にリリースされた。これにおいて全天は、2マイクロメートル赤外線領域の、J (1.25 \mum)、 H (1.65 \mum)、 および Ks (2.17 \mum)という3つの波長帯(バンド)での測光データで網羅されている。 このサーベイの目標は大体次のようなものである。.
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