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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. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
見る NGC 5907と巨星
ダストレーン
ダストレーンが目立つソンブレロ銀河 ダストレーン(Dust lane)は、比較的高密度の星間雲であり、銀河等のより明るい天体を背景に暗い帯状に見える。端の方から渦巻銀河を見ると通常見られるものである。塵の密度が高く、比較的厚いため、銀河からの光は数等級減光する。この可視光の減衰のため、銀河系では、銀河中心周辺の銀河バルジを通して、グレートリフトの向こう側にある恒星を地球から見ることはできない。これらの塵は、周囲のガスとともに混ざり合い、降着して、恒星や惑星を形成するための材料になる。
りゅう座
は、現代の88星座の1つで、プトレマイオスの48星座の1つ。西洋の伝承に登場するドラゴンをモチーフとしている。おおぐま座の北側、天の北極があるこぐま座を取り囲むように位置しており、札幌市（北緯43°）以北では星座全体が年中地平線下に沈まない周極星となる。α星のトゥバンはかつて北極星であったことで知られる。
りゅう座イオタ星
りゅう座ι星（りゅうざイオタせい）は、りゅう座の恒星で3等星。橙色の巨星である。
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。
ジョージ・ジョンストン・ストーニー
ジョージ・ジョンストン・ストーニー（George Johnstone Stoney FRS、1826年2月15日 - 1911年7月5日）は、アイルランドの物理学者。「基本的な電気の単位量」として電子(electron)という語を導入したことで最も有名。 早くも1874年にはこの語ではなく概念を導入しており、当初は"electrine"と命名していた。electronという名称自体は1891年に造語した。生涯に約75の科学論文を発表した。
元期
元期（げんき、）とは、時間的な起点をいう語であり、主として天体観測や測量において用いられる。「元期2000.0」と言った場合は、西暦2000年1月1日の世界時0時を年数、日数、時間の起点として用いるということである。例えば、暦表時の定義では、T（ユリウス世紀）の起点を1900年1月0日12時としている。この1900年1月0日12時が、暦表時の元期である。また、ユリウス日の元期は、ユリウス暦紀元前4713年1月1日の正午（世界時）である。
見る NGC 5907と元期
矮星
矮星（わいせい）(dwarf star)は、光度階級が、Vの恒星。主系列星ともいう。あるいは恒星に準じる天体で、大きさが特に小さいものをさす。 主系列星。
見る NGC 5907と矮星
超大光度X線源
超大光度X線源 (ultra-luminous X-ray source、ULX)は、活動銀河核よりは光度が小さいが、あらゆる恒星の過程よりも光度が大きなX線の源である。 (> 1039 エルグ/s, or 1032 ワット)。全ての方向に等しくX線を放射していると考えられている。通常、1つの銀河には1つ以下のULXが存在するが、複数のULXを持つ銀河もある。天の川銀河はULXを持たない。ULXの光度は、中性子星や恒星ブラックホールのエディントン光度さえも越えていることに注目が集まっている。ULXのエネルギー源については分かっていない。
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 5907と超新星
重力
重力（じゅうりょく、gravity）とは、以下の概念のいずれかを指して用いられる。
見る NGC 5907と重力
金属量
金属量（きんぞくりょう、metallicity）とは天文学で、天体に含まれる水素・ヘリウム以外の元素の割合を指す。天文学では、ヘリウムよりも原子番号の大きな元素は「金属 (metal)」または「重元素 (heavy element)」と呼ばれる。 天体の金属量はその天体の形成時期の指標となる。ビッグバンモデルによれば、誕生直後の宇宙にはほぼ水素原子のみが存在し、その後ビッグバン元素合成の過程によってヘリウムとごくわずかのリチウムが生成された。そのため、宇宙の最初期に生まれた最も古い恒星（初代星または種族IIIとして知られる）は金属量が非常に小さい。その後宇宙の進化が進むと、恒星内部での元素合成によって作られた重元素が星の進化に伴って惑星状星雲や超新星となって星間物質に戻され、宇宙全体の重元素量や恒星の金属量は次第に増加することになる。よってこのような重元素の多い星間物質から星形成によって生まれた新しい恒星は金属量が多い。
見る NGC 5907と金属量
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。