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25 関係: 変光星、ペガスス座、ハッブル宇宙望遠鏡、メシエカタログ、ブラックホール、ニュージェネラルカタログ、シャルル・メシエ、ジャン・ドミニク・マラルディ、光年、球状星団、秒 (角度)、銀河、赤緯、赤経、J2000.0、M13 (天体)、M2 (天体)、M22 (天体)、M3 (天体)、Students for the Exploration and Development of Space、惑星状星雲、1746年、1764年、1928年、1974年。
変光星
変光星（へんこうせい）は、天体の一種で、明るさ（等級）が変化するもののことである。大まかに爆発型変光星、脈動変光星、回転変光星、激変星、食変光星（食連星）、X線変光星の6種類に分類される。.
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ペガスス座
ペガスス座 (Pegasus) は、トレミーの48星座の1つ。比較的明るい星の多い有名な星座である。一般には英語読みのペガサスで知られ、しばしばペガサス座と呼ばれるが、日本語での正式な星座名はペガスス座という。.
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ハッブル宇宙望遠鏡
ハッブル宇宙望遠鏡（ハッブルうちゅうぼうえんきょう、Hubble Space Telescope、略称：HST）は、地上約600km上空の軌道上を周回する宇宙望遠鏡であり、グレートオブザバトリー計画の一環として打ち上げられた。名称は宇宙の膨張を発見した天文学者・エドウィン・ハッブルに因む。長さ13.1メートル、重さ11トンの筒型で、内側に反射望遠鏡を収めており、主鏡の直径2.4メートルのいわば宇宙の天文台である。大気や天候による影響を受けないため、地上からでは困難な高い精度での天体観測が可能。.
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メシエカタログ
M32/M110のスケッチ メシエカタログ（）は、フランスの天文学者シャルル・メシエが作成した星雲・星団・銀河のカタログである。.
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ブラックホール
ブラックホール（black hole）とは、極めて高密度かつ大質量で、強い重力のために物質だけでなく光さえ脱出することができない天体である。.
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ニュージェネラルカタログ
ニュージェネラルカタログ（New General Catalogue ）は、ジェネラルカタログにジョン・ドレイヤーが追補して1888年に発表したもので、全部で7,840個の星雲、星団や銀河などの天体が載っている天体カタログである。略してNGCと呼ばれることが多い。 新一般カタログ、New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars（星雲と星団の新一般カタログ）とも呼ばれる。 番号は1860年の分点に基づいた天体の赤経の小さい順に付けられている。なお、ドレイヤーがNGCを補遺するために作ったカタログがインデックスカタログ(IC)である。 現在用いられているものは1973年にパロマー写真星図と照合して誤りや曖昧さを正したものでRevised NGC(RNGC)と呼ばれる。こちらは収載されている天体の座標を1975年の分点に基づいたものに変換している。またNGCで示された座標付近に複数の天体が存在した場合、NGC番号の後ろにA、B、…の記号を付して曖昧さを避けるようにしている。さらに現在はICに収載された天体も合わせ、座標を2000年の分点に変換してその赤経順に並べなおしたNGC 2000.0というカタログも発行されている。.
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シャルル・メシエ
ャルル・メシエ シャルル・メシエ（Charles Messier 、1730年6月26日 - 1817年4月12日）は、フランスの天文学者。星雲・星団・銀河に番号を振り、『メシエカタログ』を作ったことで有名。.
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ジャン・ドミニク・マラルディ
ジャン・ドミニク・マラルディ（Jean-Dominique Maraldi、1709年4月17日 - 1788年11月14日）はイタリアの天文学者である。ジャコーモ・フィリッポ・マラルディの甥である。 イタリアのペリナルドで生まれ、1727年にフランスのパリに移住した。1731年、フランスの科学アカデミー会員に選ばれた。1746年、ジャック・カッシーニと共にド・シェゾー彗星を観察中、ぼんやりとした星を2つ発見した。それは後に球状星団のM2とM15と名付けられた。この発見が彼を天文学の道に進ませることになった。1772年、マラルディは引退してイタリアに帰った。 月には彼と彼の甥の名を冠したマラルディクレーターがある。 Category:イタリアの天文学者 Category:フランスの天文学者 Category:18世紀の学者 Category:リグーリア州出身の人物 Category:1709年生 Category:1788年没.
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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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球状星団
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したさそり座の球状星団NGC6093(M80) 球状星団（きゅうじょうせいだん、globular cluster）は恒星が互いの重力で球形に集まった天体。銀河の周りを軌道運動している。球状星団は重力的に非常に強く束縛されており、そのために形状は球対称となり、中心核に向かって非常に密度が高くなっている。.
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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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銀河
銀河（ぎんが、galaxy）は、恒星やコンパクト星、ガス状の星間物質や宇宙塵、そして重要な働きをするが正体が詳しく分かっていない暗黒物質（ダークマター）などが重力によって拘束された巨大な天体である。英語「galaxy」は、ギリシア語でミルクを意味する「gála、γᾰ́λᾰ」から派生した「galaxias、γαλαξίας」を語源とする。英語で天の川を指す「Milky Way」はラテン語「Via Lactea」の翻訳借用であるが、このラテン語もギリシア語の「galaxías kýklos、γαλαξίας κύκλος」から来ている。 1,000万 (107) 程度の星々で成り立つ矮小銀河から、100兆 (1014) 個の星々を持つ巨大なものまであり、これら星々は恒星系、星団などを作り、その間には星間物質や宇宙塵が集まる星間雲、宇宙線が満ちており、質量の約90%を暗黒物質が占めるものがほとんどである。観測結果によれば、すべてではなくとも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。これは、いくつかの銀河で見つかる活動銀河の根源的な動力と考えられ、銀河系もこの一例に当たると思われる。 歴史上、その具体的な形状を元に分類され、視覚的な形態論を以って考察されてきたが、一般的な形態は、楕円形の光の輪郭を持つ楕円銀河である。ほかに渦巻銀河（細かな粒が集まった、曲がった腕を持つ）や不規則銀河（不規則でまれな形状を持ち、近くの銀河から引力の影響を受けて形を崩したもの）等に分類される。近接する銀河の間に働く相互作用は、時に星形成を盛んに誘発しながらスターバースト銀河へと発達し、最終的に合体する場合もある。特定の構造を持たない小規模な銀河は不規則銀河に分類される。 観測可能な宇宙の範囲だけでも、少なくとも1,700億個が存在すると考えられている。大部分の直径は1,000から100,000パーセクであり、中には数百万パーセクにもなるような巨大なものもある。は、13当たり平均1個未満の原子が存在するに過ぎない非常に希薄なガス領域である。ほとんどは階層的な集団を形成し、これらは銀河団やさらに多くが集まった超銀河団として知られている。さらに大規模な構造では、銀河団は超空洞と呼ばれる銀河が存在しない領域を取り囲む銀河フィラメントを形成する。.
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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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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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M13 (天体)
M13 (NGC6205) はヘルクレス座にある球状星団。「ヘルクレス座球状星団」 (Hercules Globular Cluster、Great globular cluster in Hercules ）とも呼ばれる。.
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M2 (天体)
M2 (NGC7089) はみずがめ座にある球状星団。距離37500光年、直径は約175光年。およそ15万個の星からなる。星団の年齢はおよそ130億歳と推定されている。 1746年にジャン・ドミニク・マラルディがド・シェゾー彗星(C/1746 P1)をジャック・カッシーニとともに観測中に発見した。彼はその5日後にM15を発見し、天文学への道に進んだが、生涯発見できたのはその2つだけだったという。マラルディは「まるく周辺が明らかで中心部4'～5'におよぶ。かなりの間隔をおいて周囲に微星が見える。そこにみえている小白点は小口径では認識できないような微星の集合であろう…」と記述している。その後1760年にシャルル・メシエによって再発見されるが、当時メシエはM2を星雲と勘違いしていた。メシエは「星雲、星ではない。中心部はよく輝き、まるく光にとり囲まれる。彗星の核のよう」とした。ウィリアム・ハーシェルは初めて星に分離し「50フィート望遠鏡で見ると、極端な星の集合ですばらしい微星」とした。スミスは「きれいな球状星団。この優雅な星団は中心部が密集して実にきれいな球を作っている。この星団の世界で見られる生き生きとした無数の星々を想像しないではおられない」とした。ロス卿は「星が枝のようにつらなり、直角方向に伸びている」として、星が周辺部に連なり伸びているスケッチをのこしている。 存在そのものは双眼鏡でも見ることができる。M2は中心部の星の密集度がかなり高く、タイプII に分類される。このため、小口径ではぼやけて見えたり星雲状に見える。周辺の星は口径8cm程度の望遠鏡からわずかに見え始める。空の条件が良いと口径20cmの望遠鏡でかなり星が分離でき立体感のあるボールに見える。よく観察すると、星団の外縁部は南北で非対称で縁には星の光が強い部分が見られる。中心からは影が星列を伴ってクモの巣のようにのびている。これは何人かの観察者によって記録されている。M2の近くの10等星と星団の中心部のほぼ中央を通る影はよく目立つ。 M2は発見されている球状星団の中でも大きいものの一つである。M2とよく似た球状星団として、M2のほぼ真北に位置するM15とよく比較されるが、M15は変光星が多く含まれているのに対しM2は僅か21個ほどにしか見られない。大部分はこと座RR型変光星である。変光星の特定はフランスのシェブルモンによって1897年にフラマリオンが描いたスケッチと比較することによって行われた。M2の年齢はM3やM5と同程度の130億年と見積もられており、これが正しければビッグバンから間もない時期に、銀河生成と共にこの星団ができたことになる。最も明るい星々は黄色および赤色巨星である。.
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M22 (天体)
M22 (NGC 6656) はいて座にある球状星団。.
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M3 (天体)
M3 (NGC5272) はりょうけん座にある球状星団である。 1764年5月3日にシャルル・メシエによって発見された。メシエは口径12cmの望遠鏡で観察し「星がない星雲で中心部がよく輝く。周辺は次第に薄れ、まるい」と記録している。ウィリアム・ハーシェルは「径5'～6'のきれいな星団」とした。ジョン・ハーシェルは「11～12等級の星が直線上に連なり。不規則な突起を見る」とした。ウィリアム・ヘンリー・スミスは「よく輝く。1000個を下らぬ星塊。中心部ほどすばらしい輝き。星が非常に密集して外にまばらに伸びている東南部を除いてあらゆる方向に枝を出していて、正しく"くらげ"のようだ」とした。ロス卿は「中心からあらゆる方向に突起がでて、中心部には暗い穴が数個ある」とした。 大きく明るい球状星団の一つで、およそ500,000の星からなる。地球からの距離は約33900光年。見かけの等級は6.2だが肉眼では5.8等であるとする人もおり、ぎりぎり最良の観測地では肉眼で見えるとする人もいる。ただその際、隣の6等級の恒星との分離が難しい。 変光星が多い星団で現在200個以上の変光星が発見されている。そのほとんどがこと座RR型変光星である。M22と同様に、星の光度がほとんど平均している。毎秒150kmの速さで地球に近づいている。 望遠鏡での観測では低倍率で注意深く観測すれば中心部が桃色に、その外側は緑色が見えるとする人がいるが、これは論議になっている。周辺の星は口径8cm程度の望遠鏡に高倍率をかけると見え始める。口径5cmの双眼鏡で見えたという人もいる。マラスは口径10cmの望遠鏡で見て「壮観。ひどく密集。中心は明るく2個の光点をみる。まるい光輪にとり囲まれ、外側は次第にうすれている。数個の外側の星が見え、中央のザラザラした感じは大口径で見える星であろう」とした。径15cmで全体の2/3が星に分けられ、口径20cmで中心に光った核が見え始める。さらに、口径25cmで中心部以外のほとんどの星が分離できる。口径40cm程度で中心部まで分離できる。.
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Students for the Exploration and Development of Space
Students for the Exploration and Development of Space (SEDS) は、宇宙探査と宇宙開発を促進するための、国際的な学生組織。「宇宙探査・開発のための学生組織」、「宇宙探査・開発学生連盟」などと訳されることもあるが、広く使われている日本語名称はない。 ウェブサイトの運営で知られ、太陽系の天体を解説した「The Nine Planets」（）、「SEDS Messier Database」などが有名。 1980年、マサチューセッツ工科大学 (MIT) の（のちのX Prize創設者）らにより、MIT、プリンストン大学、イェール大学で設立された。 本部はMITにある。メンバーは高校生、大学生、大学院生からなる。現在はアメリカ、イギリス、イスラエル、インド、カナダ、スペイン、ナイジェリア、日本、ネパール、フィリピン、メキシコに支部 (chapter) がある。.
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惑星状星雲
星雲 惑星状星雲（わくせいじょうせいうん、planetary nebula）は、超新星にならずに一生を終える恒星が赤色巨星となった際に放出したガスが、中心の星の放出する紫外線に照らされて輝いているものである。中心の星は恒星の進化において白色矮星になる前の段階である 。 惑星状星雲の名は、望遠鏡で観測したときに緑がかった惑星のように見えるところから、ウィリアム・ハーシェルによって名付けられた。 恒星は、一生の末期になると外層が膨張して赤色巨星となり、外層のガスは徐々に恒星の重力を振り切って周囲に放出されていき、原始惑星状星雲となる。一方、中心核は自分自身の重力で収縮し紫外線を放射し、この紫外線が赤色巨星であった時に放出したガスに吸収されると、ガスはそのエネルギーによって電離して光を放って輝くようになる。これが惑星状星雲である。 惑星状星雲のスペクトルは、主に電離ガスから放たれる輝線スペクトルであり、散光星雲にも見られる水素、ヘリウムのバルマー系列（可視域においては）再結合輝線や衝突励起輝線を持つ。これは、電離窒素や電離酸素の確率の低い電子遷移に対応する輝線（禁制線）である。惑星状星雲のガスは極めて希薄であり、原子間の衝突がめったに起こらないために、励起状態の失活が起こらずこれらの輝線が観測できる。.
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1746年
記載なし。
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1764年
記載なし。
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1928年
記載なし。
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1974年
記載なし。
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