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23 関係: おとめ座、おとめ座超銀河団、天の赤道、宇宙の加速膨張、ウィリアム・ハーシェル、スターバースト銀河、矮小銀河、相互作用銀河、銀河の形態分類、銀河団、銀河系、超新星、赤方偏移、電波天文学、Ia型超新星、Ib・Ic型超新星、II型超新星、X線、XMM-Newton、欧州宇宙機関、活動銀河、渦巻銀河、星形成。
おとめ座
おとめ座（おとめざ、乙女座、、ウィルゴー、ヴィルゴ）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。全天でうみへび座に次いで2番目に広い星座である。21世紀初頭の現在、秋分点がある。 α星は、全天21の1等星の1つであり、スピカと呼ばれる。スピカと、うしかい座のα星アルクトゥールス（アークトゥルス）、しし座のβ星デネボラ（またはしし座α星レグルス。）で、春の大三角と呼ばれるアステリズムを形成する。
おとめ座超銀河団
おとめ座超銀河団（おとめざちょうぎんがだん、Virgo Supercluster）は、銀河系（天の川銀河）、アンドロメダ銀河、大マゼラン雲などからなる局所銀河群を含む超銀河団である。（局所超銀河団、局部超銀河団）とも呼ばれる。
天の赤道
380px 天の赤道（てんのせきどう）は、地球の赤道面を天球にまで延長し、天球上に交わってできる大円のこと。恒星や惑星の天球上の位置を決める基準となる。天球上の緯度を設定するため、天の赤道を0度とし（赤緯）、天球上の経度を設定するため、天の赤道に対して黄道が南から北へと交わる点、春分点を0時とした（赤経）。赤緯は0度から90度（-90度）で表され、赤経は24時までの数字で時、分、秒で表される。 天球を固定したものと考えると、地球の自転軸は極運動や歳差、章動によって動いているので、天の赤道は星の位置に対して常に変動することになる。そこで、こういった変動の平均をとったものを平均赤道といい、見かけ上の赤道を視赤道と呼んでいる。
宇宙の加速膨張
宇宙の加速膨張(うちゅうのかそくぼうちょう、Accelerating expansion of the universe)とは、宇宙の膨張が加速しているように観測されることである。1998年に、Ia型超新星の観測によって、宇宙の膨張が加速しているのではないかとの疑問が浮かび上がった。
ウィリアム・ハーシェル
サー・フレデリック・ウィリアム・ハーシェル（Sir Frederick William Herschel, 1738年11月15日 - 1822年8月25日）は、ドイツのハノーファー出身のイギリスの天文学者・音楽家・望遠鏡製作者。ドイツ語名はフリードリヒ・ヴィルヘルム・ヘルシェル（Friedrich Wilhelm Herschel）である。天王星の発見や赤外線放射の発見など、天文学における数多くの業績で知られる。
スターバースト銀河
スターバースト銀河（スターバーストぎんが、starburst galaxy）とは、太陽の10倍以上の質量を持つ恒星を短期間（約1000万年程度）で作っている銀河である。このことから、爆発的星生成銀河とも呼ばれる。2つの銀河が衝突したり近接遭遇した場合にこのような爆発的星形成（スターバースト）が引き起こされることが多い。通常の銀河でも星形成は行われているが、単位時間当たりの星形成率はスターバースト銀河に比べるとずっと少ない。スターバースト銀河での星形成は、そのまま星形成が続けば恒星を作る材料となる星間ガスを銀河の年齢よりもずっと短時間で使い尽くしてしまうほどの勢いである。よく知られたスターバースト銀河の例として、M82銀河やIC10銀河などがある。
矮小銀河
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したいて座矮小銀河 矮小銀河（わいしょうぎんが、dwarf galaxy）は数十億個以下の恒星からなる小さな銀河である。我々の銀河系には2000億～4000億個の星が含まれているが、矮小銀河の規模はこの約1/100以下であり、特に小規模な矮小楕円銀河は球状星団と区別できないほどである。銀河系の伴銀河の一つである大マゼラン雲には300億個以上の星があるが、矮小銀河に分類される場合もある。 我々の銀河系が属する局所銀河群にはたくさんの矮小銀河が存在する。これらの小さな銀河は、銀河系やアンドロメダ銀河 (M31)、さんかく座銀河 (M33) など、より大きな銀河の周りを周回していることが多い。銀河系の周囲には12個の矮小銀河が周回していることが知られている。星の数が少なく絶対等級も暗いため、局所銀河群に属するもの以外はわずかしか知られていないが、宇宙全体にわたって多数存在し、多くは大型の銀河の周囲を回っているものと考えられる。
相互作用銀河
相互作用銀河（そうごさようぎんが）(interacting galaxy)は、複数の銀河が互いに影響しあっているように見える系のこと。小規模なものでは、渦巻銀河の渦状腕（かじょうわん）の乱れとして、大規模なものでは、銀河の衝突がある。いずれも互いの銀河の重力による相互作用の結果観察される銀河の姿である。
銀河の形態分類
バルジを持つ銀河と持たない銀河 銀河の形態分類（Galaxy morphological classification）は、その見た目に基づいて銀河をいくつかのグループに分類するシステムである。いくつかのスキームが用いられているが、最も有名なものは、エドウィン・ハッブルによって開発され、ジェラール・ド・ボークルールとアラン・サンデージによって拡張されたハッブル分類である。
銀河団
おとめ座銀河団 銀河団（ぎんがだん、cluster of galaxies、galaxy cluster）は、多数の銀河が互いの重力の影響によって集団となったもの。銀河の数は数百から1万におよぶ。規模の小さいものは銀河群と呼称される。
見る NGC 4666と銀河団
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。 2000〜4000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局所銀河群に属している。
見る NGC 4666と銀河系
超新星
ケプラーの超新星 (SN 1604) の超新星残骸。スピッツァー宇宙望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡およびチャンドラX線天文台による画像の合成画像。 超新星（ちょうしんせい、、スーパーノヴァ）は、大質量の恒星や近接連星系の白色矮星が起こす大規模な爆発（超新星爆発）によって輝く天体のこと。
見る NGC 4666と超新星
赤方偏移
赤方偏移（せきほうへんい、redshift）とは、主に天文学において、遠方の天体から到来する電磁波の波長が、ドップラー効果によって長くなる（可視光で言うと赤くなる）現象をいう。 赤方偏移による波長のずれは、天体の光を分光し、フラウンホーファー線を観察することによって調べることができる。波長λのスペクトルがΔλだけずれている場合、赤方偏移の量 z を と定義する。 観測可能なほぼ全ての銀河の光に赤方偏移が見られることから、宇宙が膨張していることを示す証拠であると考えられている。
電波天文学
電波天文学（でんぱてんもんがく、radio astronomy）は、電波を天体の観測手段として用い、天体に関する研究を行う天文学の一分野。
Ia型超新星
Ia型超新星(いちえいがたちょうしんせい、Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。 物理学的に、自転速度の遅い白色矮星は、太陽質量のおよそ1.38倍のチャンドラセカール限界よりも小さい質量に限定される。これは、電子縮退圧によって支えることのできる最大の質量である。この限界を超えると、白色矮星は崩壊を始める。伴星から白色矮星に徐々に質量転移が起こり、物質が降着すると、核が炭素燃焼過程を開始する温度に達する。非常に稀ではあるが、白色矮星が別の恒星と融合すると、瞬間的に限界を超えて崩壊を始め、核融合が開始される温度を超える。核融合開始後、数秒の間に、白色矮星を構成する物質のかなりの部分が熱暴走を起こし、1-2×1044J ものエネルギーを放出して、超新星となり爆発を起こす。
Ib・Ic型超新星
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II型超新星
拡大するII-P型超新星SN 1987Aの超新星残骸 II型超新星(Type II supernova)は、大質量の恒星が急速に崩壊して起こす、激しい爆発である。この型の超新星となる恒星の質量は、太陽質量の少なくとも8倍で、40から50倍を超えない範囲である。他の型の超新星とは、スペクトル中の水素の存在で区別される。II型超新星は主に銀河の渦状腕やHII領域で見られるが、楕円銀河では見られない。 恒星は、元素の核融合によってエネルギーを生み出す。太陽と異なり、大質量の恒星は、水素やヘリウムよりも重い元素を使う核融合もでき、温度と圧力がさらに高くなるのと引き換えに寿命は短くなる。元素の縮退圧と融合反応により産み出されるエネルギーは、重力に打ち勝つほど強く、恒星を崩壊させずに平衡を維持している。恒星は水素やヘリウムから始まって、核で鉄やニッケルが作られるまで、徐々に重い元素を融合させるようになる。鉄やニッケルの核融合は正味のエネルギーを生み出さず、そのため融合はこれ以上進行しないため、内部には鉄-ニッケル核が残る。外向きの圧力となるエネルギー放出がなくなるため、平衡は破れる。
X線
透視画像。骨と指輪の部分が黒く写っている。 人間の胸部のX線画像 X線（エックスせん、X-ray）は、波長が1 pm - 10 nm程度の電磁波である。発見者であるヴィルヘルム・レントゲンの名をとってレントゲン線と呼ばれることもある。電磁波であるが放射線の一種でもあり、X線撮影、回折現象を利用した結晶構造の解析などに用いられる。呼称の由来は数学の“未知数”を表す「X」で、これもレントゲンの命名による。 1895年11月8日、ドイツのヴィルヘルム・レントゲンにより特定の波長域を持つ電磁波が発見され、X線として命名された。この発見は当時直ちに大反響を呼び、X線の発生について理論的方向付けを与えようとしたポアンカレは1896年1月に、蛍光物質とX線の関連について予測を述べた。その予測に従い、翌月の2月にアンリ・ベクレルはウランを含む燐光体が現代からいえば放射性物質であることを発見するなどX線の発見は原子核物理の端緒となった。
見る NGC 4666とX線
XMM-Newton
XMM-Newton は、欧州宇宙機関 (ESA) のX線観測衛星である。名前はアイザック・ニュートンから来ている。
欧州宇宙機関
欧州宇宙機関（おうしゅううちゅうきかん、, ASE、, ESA）は、1975年5月30日にヨーロッパ各国が共同で設立した、宇宙開発・研究機関である。設立参加国は当初10か国、現在は22か国が参加し、2000人を超えるスタッフがいる。 本部はフランスに置かれ、その活動でもフランス国立宇宙センター (CNES) が重要な役割を果たし、ドイツ・イタリアがそれに次ぐ地位を占める。主な射場としてフランス領ギアナのギアナ宇宙センターを用いている。 人工衛星打上げロケットのアリアンシリーズを開発し、アリアンスペース社（商用打上げを実施）を通じて世界の民間衛星打ち上げ実績を述ばしている。2010年には契約残数ベースで過去に宇宙開発などで存在感を放ったソビエト連邦の後継国のロシア、スペースシャトル、デルタ、アトラスといった有力な打ち上げ手段を持つアメリカに匹敵するシェアを占めるにおよび、2014年には受注数ベースで60%のシェアを占めるにいたった。
活動銀河
活動銀河 M87（画面左上の黄色の天体）から5000光年の長さにわたるジェットが放出されている様子。光速近くまで加速された電子が青白い光を放ちながら放出されている。 活動銀河（かつどうぎんが、active galaxy）は、星、星間塵、星間ガスといった通常の銀河の構成要素とは別の部分からエネルギーの大半が放出されている特殊な銀河。このエネルギーは、活動銀河の種類によって若干異なるが、電波、赤外線、紫外線、X線、γ線など、電磁波のほぼすべての波長域で放出されている。このエネルギーの大半を、銀河の中心1%程度のコンパクトな領域から放出しており、この部分を活動銀河核（active galactic nucleus）と呼ぶ。
渦巻銀河
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した渦巻銀河M51の中心部。渦状腕に沿ってHII領域やダーク・レーンが存在している。 渦巻構造を作る密度波 渦巻銀河（うずまきぎんが、spiral galaxy）は、銀河のハッブル分類における種類の一つ。
星形成
星形成（ほしけいせい、star formation）は、高密度の分子雲が重力で収縮して球状のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成研究は天文学の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質・巨大分子雲の研究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的研究や初期質量関数を説明するものでもある。
見る NGC 4666と星形成