目次
33 関係: A型主系列星、つる座、マグネシウム、チャンドラ (人工衛星)、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター、ハッブル宇宙望遠鏡、プリンストン大学、ニュージーランド、アングロ・オーストラリアン天文台、ウォルフ・ライエ星、オーストラリア、カルシウム、グランドデザイン渦巻銀河、ジェミニ天文台、元期、等方的と異方的、紫外線、銀河系、超大光度X線源、超新星、軌道離心率、酸素、F型主系列星、HII領域、II型超新星、X線、恒星風、棒渦巻銀河、水素、活動銀河、渦巻銀河、星団、散在銀河。
A型主系列星
A型主系列星 (Aがたしゅけいれつせい、A-type main-sequence star) は、スペクトル型がA、光度階級がVの、核で水素の核融合反応を起こしている主系列星である。太陽の1.4倍から2.1倍の質量を持ち、表面温度は 7600 K から 10000 K の間である。 この型に属する恒星は、スペクトル中の強い水素のバルマー系列の吸収線によって区別される。主系列星全体のうち、A型主系列星が占める割合は 0.5% に過ぎないと考えられている。アルタイル、シリウスA、ベガ等がこの型に分類される。
つる座
つる座（つるざ、Grus）は現代の88星座の1つ。16世紀末に考案された新しい星座で、鶴をモチーフとしている。みなみのうお座の南側に位置しており、日本国内からは南の空の低いところに見える。
見る NGC 7424とつる座
マグネシウム
マグネシウムの結晶構造図 マグネシウムのルイス構造式 マグネシウム（magnesium ）は、原子番号12の元素である。元素記号Mg。原子量24.305。アルカリ土類金属のひとつ。
チャンドラ (人工衛星)
チャンドラX線観測衛星（チャンドラエックスせんかんそくえいせい、Chandra X-ray Observatory）は、1999年7月23日にNASAによって打ち上げられた人工衛星である。スペースシャトルコロンビアによって放出された。
ハーバード・スミソニアン天体物理学センター
CfA外観 ハーバード・スミソニアン天体物理学センター（ハーバード・スミソニアンてんたいぶつりがくセンター、CfA; Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics）は、アメリカのマサチューセッツ州ケンブリッジに位置する天文学・宇宙物理学に関する研究所である。 ハーバード大学天文台とスミソニアン天体物理観測所によって構成されている。この両者は長期にわたって協力関係を持っていたが、1955年により効率的な運営と研究の推進を行うためにスミソニアン天体物理観測所が本部をケンブリッジに移した。1973年に正式に共同運営を開始し、現在のCfAが誕生した。 小惑星(10234)シクスティガーデンは、研究所の住所である 60 Garden Street にちなんで名づけられた。
見る NGC 7424とハーバード・スミソニアン天体物理学センター
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、グレートオブザバトリー計画の一環として1990年4月24日に打ち上げられた、地上約600km上空の軌道上を周回する宇宙望遠鏡である。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、主鏡は直径2.4メートルである。地球の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。 当初の計画では15年程度の運用予定だったが、その成果の大きさから30年以上も運用が続けられている。
プリンストン大学
プリンストン大学（プリンストンだいがく、Princeton University）は、ニュージャージー州プリンストンに本部を置くアメリカ合衆国の私立大学。1746年創立Linke, D., J. (2004). Princeton university. In M. N. Lurie & M. Mappen (Eds.), Encyclopedia of New Jersey (1st ed.).
ニュージーランド
ニュージーランド（New Zealand、）は、南西太平洋のオセアニアのポリネシアに位置する立憲君主制国家。首都はウェリントンで、最大の都市はオークランドである。 島国であり、二つの主要な島と、多くの小さな島々からなる。北西に2,000km離れたオーストラリア大陸（オーストラリア連邦）と対する。南方の南極大陸とは2,600km離れている。北はトンガ、ニューカレドニア、フィジーがある。イギリス連邦加盟国であり、英連邦王国の一国となっている。また、ニュージーランド王国を構成する最大の主体地域である。
アングロ・オーストラリアン天文台
アングロ・オーストラリアン望遠鏡が収められたドーム アングロ・オーストラリアン天文台 (アングロ・オーストラリアンてんもんだい、AAO) は本部がシドニーにある光学天文台である。 イギリスとオーストラリアの共同で設立され、口径3.9mのアングロ・オーストラリアン望遠鏡(AAT)と口径1.2mのUK シュミット望遠鏡(UKST)の2台の望遠鏡がサイディング・スプリング天文台と隣り合う立地で運用されている。 天文台はLeighton Holdingsによって1971年に設立された。.
ウォルフ・ライエ星
ウォルフ・ライエ星（ウォルフ・ライエせい、WR星、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star）は、電離されたヘリウムや高階電離された炭素、酸素、窒素の幅の広い輝線を示す特殊なスペクトルを持つ青色巨星。右のHR図上では最も左上の領域（「WR型星」）を占め、表面温度は30,000 ケルビン (K) から100,000 K、光度は太陽の3万倍から100万倍にも達する。1867年に初めてこの種の恒星の存在を発見したフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ にちなんで名付けられた。 誕生時の質量が25太陽質量 (M) 以上の恒星は、その進化の途上ですべてウォルフ・ライエ星の段階を経て、Ib・Ic型の超新星爆発でその生涯を終えると考えられている。
オーストラリア
オーストラリア連邦（オーストラリアれんぽう、Commonwealth of Australia）、通称オーストラリア（Australia） は、オセアニアに位置し、オーストラリア大陸本土、タスマニア島及び多数の小島から成る連邦立憲君主制国家。首都はキャンベラ。 近隣諸国としては、北にパプアニューギニア・インドネシア・東ティモール、北東にソロモン諸島・バヌアツ、東はトンガ・ニューカレドニア・フィジー、南東2000キロメートル先にニュージーランドがある。
カルシウム
カルシウム（calcium、calcium ）は、原子番号20番の元素である。元素記号はCa。原子量は40.08。第2族元素、アルカリ土類金属、金属元素のひとつ。
グランドデザイン渦巻銀河
M81の画像 (Grand design spiral galaxy)は、羊毛状渦巻銀河とは逆に、顕著ではっきりした渦状腕を持つ渦巻銀河の種類である。グランドデザイン渦巻銀河の渦状腕は、銀河の周りにくっきりと伸びる。渦巻銀河の約10%は、グランドデザイン渦巻銀河に分類される。M81、M51、M74等がその例である。
ジェミニ天文台
ジェミニ天文台（ジェミニてんもんだい、Gemini Observatory）は、ハワイのマウナ・ケア山とチリのパチョン山に口径8mの光学赤外線望遠鏡を持つ天文台である。アメリカ、イギリス、カナダ、チリ、オーストラリア、アルゼンチン、ブラジルの国際共同プロジェクトであり、プロジェクトに名を連ねる国の天文学者は、その国がジェミニ天文台に供出する資金の割合に応じて観測時間を獲得することができる。南北両半球に望遠鏡を持つことにより、全天に存在する天体を観測することが可能になっている。
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 7424と元期
等方的と異方的
ある対象の性質や分布が方向に依存しないときそれは等方的（とうほうてき、isotropic）であるといい、一方で、方向に依存するときは異方的（いほうてき、anisotropic）であるという。別な表現では、ある対象の性質や分布が回転により変化しないとき等方的であり、回転により変化するとき異方的である。対象が等方的か異方的かは、対象の等方性（isotropy）もしくは異方性（anisotropy）の有無として表現する場合もある。
紫外線
UVインデックス（紫外線指数） 紫外線（しがいせん、ultraviolet）は、波長が10 - 400 nm nm はナノメートルで、10-9 m に相当する。、即ち可視光線より短く軟X線より長い不可視光線の電磁波である。可視光線の紫色の外側という意味で紫外線という。1960年代（昭和35年）以前の呼び名は菫外線（きんがいせん）とも。また、英語の からと省略される。
見る NGC 7424と紫外線
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 7424と銀河系
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 7424と超新星
軌道離心率
軌道力学において、軌道離心率（きどうりしんりつ、orbital eccentricity）とは、天体の軌道がどれだけ真円から離れているかを表すパラメーターであり、0から∞までの値をとる。軌道離心率は天体の運動を決定する6つの軌道要素のうちの一つである。 軌道離心率eは。
酸素
酸素（さんそ、oxygen、oxygenium、oxygène、Sauerstoff）は、原子番号8の元素である。元素記号はO。原子量は16.00。第16族元素、第2周期元素のひとつ。
見る NGC 7424と酸素
F型主系列星
F型主系列星 (Fがたしゅけいれつせい、F-type main-sequence star) は、スペクトル型がF、光度階級がVの、核で水素の核融合反応を起こしている主系列星である。太陽の1.0倍から1.4倍の質量を持ち、表面温度は 6000 K から 7600 K の間である。この表面温度のため、F型星は黄白色の色合いをしている。主系列星は矮星 (dwarf) とも呼ばれるため、"yellow-white dwarf" と称される場合もある白色矮星 (white dwarf) とは異なる。。 F型主系列星は、10万立方パーセク (一辺がおよそ150光年の立方体に相当する体積) あたりに25個の密度で分布しており、主系列星全体のうち 3% 程度の個数を占めているとされる。
HII領域
M33銀河の巨大HII領域NGC604 HII領域（えいちつーりょういき、HII region）とは、電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。 HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。 HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている（天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III…を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子（陽子）を HII (H two) と呼ぶ。水素の分子は H2 である）。HII領域は宇宙の中で比較的遠距離にあっても観測することができる。系外銀河のHII領域を研究することは、その銀河までの距離を測定したり銀河の化学組成を知る上で重要である。
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 7424とX線
恒星風
恒星風（こうせいふう）あるいは単に星風（せいふう）とは、恒星表面から吹き出すガスの流れのことである。太陽からも太陽風という形で常時ガスが放出されており、太陽フレアの際には太陽風の速度が上昇する。 恒星は自分自身の重力によってガスを保持している。しかし表面でガスの圧力や輻射圧（光圧）、磁気的な圧力などが高くなることによって一部のガスが重力を振り切って恒星から放出される。 おうし座T型星においては、主系列星に移行する途中のある時期に急激に恒星風が強くなり周囲のガスを吹き飛ばすと考えられている。 赤色巨星の表面においては重力が弱いために容易にガスが放出される。そのため赤色巨星が恒星風として放出する質量は太陽よりも数万倍も多い。
見る NGC 7424と恒星風
棒渦巻銀河
NGC1300 棒渦巻銀河（ぼううずまきぎんが、barred spiral galaxy）は銀河のハッブル分類における種類の一つである。渦巻銀河と全く同じ特徴（バルジ即ち中心核部分は老齢の赤っぽい星が多い。腕の部分は青い若い星が多く見られ、星間物質を豊富に含む、等）を持つが、銀河中心のバルジを貫くような配置の棒状構造をディスク（中心核と腕を含む銀河円盤）内に持ち、渦状腕がこの棒構造の両端から伸びている点が通常の渦巻銀河と異なる。 全天で観測される渦巻銀河のうち、約半数が棒渦巻銀河である。我々の銀河系（天の川銀河）も棒渦巻銀河であると考えられている。
水素
水素（すいそ、hydrogen、hydrogenium、hydrogène、Wasserstoff）は、原子番号1の元素である。元素記号はH。原子量は1.00794。非金属元素のひとつである。 ただし、一般的に「水素」と言う場合、元素としての水素の他にも水素の単体である水素分子（水素ガス）H、1個の陽子を含む原子核と1個の電子からなる水素原子、水素の原子核（ふつう1個の陽子、プロトン）などに言及している可能性があるため、文脈に基づいて判断する必要がある。
見る NGC 7424と水素
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。
星団
星団（せいだん、star cluster）は、同じガスから誕生した、互いの重力相互作用によって結びついた恒星の集団。その特徴から散開星団 (open cluster) と球状星団 (globular cluster) に分類される。
見る NGC 7424と星団
散在銀河
散在銀河（さんざいぎんが、フィールド銀河、field galaxy）は、銀河団や銀河群に所属しておらず、重力的に孤立している銀河である。 太陽系から500万パーセク以内のおおよそ80%の銀河は、銀河団か銀河群の内にあるが、低表面輝度銀河のほとんどは散在銀河である。ハッブル分類ではSbに属することが多く、渦巻銀河が多い。