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15 関係: いて座A*、太陽、中間質量ブラックホール、ペルセウス座、パーセク、分 (角度)、クエーサー、セイファート銀河、光年、銀河系、超大質量ブラックホール、重力波 (相対論)、GCIRS 13E、J2000.0、OJ 287。
いて座A*
いて座A*（いてざエー・スター、略号Sgr A*）は、我々銀河系の中心にある明るくコンパクトな天文電波源。より大規模な構造の電波源領域であるいて座Aの一部である。いて座A*の位置には超大質量ブラックホールが存在すると考えられ、多くの渦巻銀河や楕円銀河の中心にも同じように超大質量ブラックホールがあるというのが定説となっている。いて座A*の周囲を公転している恒星S2の観測によって、銀河系中心に超大質量ブラックホールが存在する証拠と、ブラックホールに関するデータがもたらされ、いて座A*がその存在位置であるという結論になっている。.
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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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中間質量ブラックホール
中間質量ブラックホール（ちゅうかんしつりょうブラックホール、Intermediate-mass black hole、IMBH）は、その質量が恒星質量ブラックホール（質量が太陽質量の10〜数十倍）よりも著しく大きく、かつ超大質量ブラックホール（質量が太陽質量の100万倍以上）よりも遥かに小さいブラックホールのこと。.
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ペルセウス座
ペルセウス座（Perseus）は、北天の星座でトレミーの48星座の1つ。 有名な変光星アルゴル（Algol）（ペルセウス座β星）があり、毎年ペルセウス座流星群も観測される。.
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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 (角度)
角度の単位としての分（ふん, minute (of arc), MOA）は、1度の60分の1の角度である。なお、秒は、分の60分の1の角度である。.
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クエーサー
ーサーのイメージ クエーサー（Quasar）は、非常に離れた距離に存在し極めて明るく輝いているために、光学望遠鏡では内部構造が見えず、恒星のような点光源に見える天体のこと。クエーサーという語は準恒星状(quasi-stellar)の短縮形である。 強い電波源であるQSS（準恒星状電波源) (quasi-stellar radio source)と、比較的静かなQSO（準恒星状天体） (quasi-stellar object)がある。最初に発見されたのはQSSだが、QSOの方が多く発見されている。 日本語ではかつて準星などと呼ばれていた。.
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セイファート銀河
イファート銀河（セイファートぎんが、Seyfert galaxy）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。.
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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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銀河系
銀河系（ぎんがけい、the Galaxy）または天の川銀河（あまのがわぎんが、Milky Way Galaxy）は太陽系を含む銀河の名称である。地球から見えるその帯状の姿は天の川と呼ばれる。 1000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局部銀河群に属している。.
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超大質量ブラックホール
超大質量ブラックホール（ちょうだいしつりょうブラックホール、Supermassive black hole）は、太陽の105倍から1010倍程度の質量を持つブラックホールのことである。全てではないが、銀河系（天の川銀河）を含むほとんどの銀河の中心には、超大質量ブラックホールが存在すると考えられている。 超大質量ブラックホールには、比較的質量の小さいものと比べて際立った特徴がある。.
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重力波 (相対論)
重力波（じゅうりょくは、）は、時空（重力場）の曲率（ゆがみ）の時間変動が波動として光速で伝播する現象。1916年に、一般相対性理論に基づいてアルベルト・アインシュタインによってその存在が予言された後、約100年に渡り、幾度と無く検出が試みられ、2016年2月に直接検出に成功したことが発表された。 重力により発生する液体表面の流体力学的な重力波（）とは異なる。.
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GCIRS 13E
GCIRS 13Eとは、銀河系の中心いて座A*を公転する星団、及びその中央にある中間質量ブラックホールの名称である。ただしブラックホールの存在に関する議論は未決着である。.
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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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OJ 287
OJ 287 は、ほぼ一定の周期で爆発的な増光を見せるとかげ座BL型の活動銀河核（ブレーザー天体）である。1891年に写真観測で発見され、オハイオ・スカイサーベイ (en) によって電波源であることが判明した。 中心部にはこれ以前に知られていた最大のものより6倍以上大きい、180億太陽質量という超巨大なブラックホールがある。計算上、OJ 287 のシュヴァルツシルト半径は約530億kmにもなる。これは冥王星の平均公転半径の9倍にも達する。 OJ 287 の光度曲線は 11 - 12 年の周期で変化し、増光の極大には2つの狭いピークがある。これは、小さな（ほんの1億太陽質量ほどしかない）ブラックホールが、大きなブラックホールの周囲を 11 - 12 年で公転していることを示す。増光は、この連星系の伴星が近点の前後で主星の降着円盤を突き抜ける時に観測されるのである。 1988年に OJ 287 がブラックホール連星系である可能性が示唆され、その後1994年、1995年、2005年に増光が観測された。2007年9月13日に起きると予測された次の増光を観測するため、フィンランド・トゥオルラ天文台のマウリ・ヴァルトネンを中心に、日本の大阪教育大学も含む世界規模の観測ネットワークが組織され、予測通りの増光を検出することに成功した。この観測結果を元に質量が算出され、アメリカ天文学会第211回総会で発表された。増光のタイミングから伴星の楕円軌道の歳差（1周あたり39°）がわかり、アインシュタインの一般相対性理論を用いて中央のブラックホールの質量を計算することができる（一般相対性理論におけるケプラー問題 (en) を参照）。 伴星の軌道の歳差がまだ限られた回数しか観測されていないために測定の精度は低いが、更に観測を続けることによって補正できるだろう。伴星の軌道は重力波を放射しながら縮小しつつあり、およそ1万年後には主星と合体すると予測されている。 これらの研究は『アストロフィジカル・ジャーナル』に掲載された。.
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