ブラウザよりも高速アクセス！
29 関係: 大気安定度、太陽質量、宇宙望遠鏡、中性子星、ロッシュ・ローブ、ヘリウム、ブラックホール、フェルミ縮退、エネルギー流束、エディントン光度、ガンマ線バースト、コンパクト星、光子、CNOサイクル、理想気体の状態方程式、黒体放射、連星、降着円盤、Rp過程、X線、X線パルサー、X線連星、恒星、恒星内元素合成、核爆発、核融合反応、標準光源 (天文)、水素、流束。
大気安定度
大気安定度（たいきあんていど）とは、気象学における概念で、力学的・熱力学的に平衡状態にある大気に微小擾乱を発生させたときの、その大気の振る舞いを表す。擾乱が弱まってもとの平衡状態に戻る場合は安定、擾乱が強まって元の状態に戻らない場合は不安定という。また、不安定の度合いについて考えるときは不安定度とも呼ぶ。 気象予報では、多くの場合大気の安定度といえば静的安定度、特に対流不安定のことを指す。これを一般には「大気の状態が不安定」と言い換え、一般向けの天気予報などではより分かりやすい「不安定な天気」または単に「不安定」と言い換えることが多い。.
新しい！!: X線バースターと大気安定度 · 続きを見る »
太陽質量
太陽質量（たいようしつりょう、Solar mass）は、天文学で用いられる質量の単位であり、また我々の太陽系の太陽の質量を示す天文定数である。 単位としての太陽質量は、惑星など太陽系の天体の運動を記述する天体暦で用いられる天文単位系における質量の単位である。 また恒星、銀河などの天体の質量を表す単位としても用いられている。.
新しい！!: X線バースターと太陽質量 · 続きを見る »
宇宙望遠鏡
宇宙望遠鏡（うちゅうぼうえんきょう）とは、地球の衛星軌道上などの宇宙空間に打ち上げられた天体望遠鏡のことである。地上に設置された望遠鏡に対して多額の費用がかかることと、打ち上げを要する困難さはあるが、地球大気に邪魔されず観測できるため、現代観測天文学の重要な設備となっている。.
新しい！!: X線バースターと宇宙望遠鏡 · 続きを見る »
中性子星
'''中性子星''' 右上方向にジェットを放出するほ座のベラ・パルサー。中性子星自体は内部に存在し、ガスに遮蔽されて見えない 中性子星（ちゅうせいしせい、）とは、質量の大きな恒星が進化した最晩年の天体の一種である。.
新しい！!: X線バースターと中性子星 · 続きを見る »
ロッシュ・ローブ
ッシュ・ローブ（英語：Roche lobe、ロッシュ袋）は、軌道上の物質が重力によって恒星に結びつけられる恒星の周りの宇宙の領域のことである。ロシュ・ローブとも表記される。恒星が自身の過去のロッシュ・ローブ以上に膨張すると、物質は恒星の重力に束縛されなくなる。恒星が連星系の場合、物質はラグランジュ点の内側に落ち込む。重力の等位面は、おおよそ頂点が別の恒星の方向（連星系の場合はL1ラグランジュ点）を向いた水滴の形である。これは、物体が主星の潮汐力で破壊されずに主星に近づける限界の距離であるロッシュ限界とは異なる。また、重い天体のまわりを公転する天体の重力が及ぶ範囲を示すロッシュ球とも異なる。ロッシュ・ローブ、ロッシュ限界、ロッシュ球の名前は全てフランスの天文学者エドゥアール・ロシュに由来する。.
新しい！!: X線バースターとロッシュ・ローブ · 続きを見る »
ヘリウム
ヘリウム （新ラテン語: helium, helium ）は、原子番号 2、原子量 4.00260、元素記号 He の元素である。 無色、無臭、無味、無毒（酸欠を除く）で最も軽い希ガス元素である。すべての元素の中で最も沸点が低く、加圧下でしか固体にならない。ヘリウムは不活性の単原子ガスとして存在する。また、存在量は水素に次いで宇宙で2番目に多い。ヘリウムは地球の大気の 0.0005 % を占め、鉱物やミネラルウォーターの中にも溶け込んでいる。天然ガスと共に豊富に産出し、気球や小型飛行船のとして用いられたり、液体ヘリウムを超伝導用の低温素材としたり、大深度へ潜る際の呼吸ガスとして用いられている。.
新しい！!: X線バースターとヘリウム · 続きを見る »
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。.
新しい！!: X線バースターとブラックホール · 続きを見る »
フェルミ縮退
フェルミ縮退（フェルミしゅくたい、Fermi degeneracy『理化学英和辞典』 研究社（1999年））とは、フェルミ粒子がフェルミ分布に従うために低温で示す振る舞いのこと。 フェルミ粒子はパウリの排他原理により、複数の粒子が同一の状態を取ることができない。従って、あるエネルギーの値を取れる粒子の数は、そのエネルギーの状態の数までが限界である。温度、すなわち粒子の平均運動エネルギーを下げていくと、粒子はエネルギーの低い状態へ移っていこうとする。しかし、エネルギーの低い状態がこの粒子数の限界に達してしまうと、エネルギーが高いままで残らざるを得ないことになる。このような状態になることを、フェルミ縮退もしくは単に縮退という。 粒子の密度が高ければ、粒子数の限界に達しやすくなるので、フェルミ縮退が起こりやすくなる。恒星の中心核は超高密度であるため、数億Kという高温でありながら、フェルミ縮退が起こることがある。 フェルミ縮退している物質を縮退物質（degenerate matter）と呼ぶ。以下にその物性を示す。.
新しい！!: X線バースターとフェルミ縮退 · 続きを見る »
エネルギー流束
ネルギー流束（エネルギーりゅうそく、Energy flux）は、表面におけるエネルギー転移の速度である。この量は、文脈に応じて2つの異なった方法で定義される。.
新しい！!: X線バースターとエネルギー流束 · 続きを見る »
エディントン光度
ディントン光度(Eddington luminosity)またはエディントン限界(Eddington limit)とは、外側への放射圧と内側への重力とが釣り合う最大光度として定義される。エディントン光度を超えると、恒星は外層から非常に強い恒星風を発生する。エディントン光度の概念は、クエーサーのような降着ブラックホールの観測光度を説明するために考えられた。 もともとアーサー・エディントンは、この限界を考える時に電子散乱のみを考慮に入れていた。これは現在では、古典エディントン限界と呼ばれることもある。改良された今日のエディントン限界では、制動放射等の効果も含めて考えられる。.
新しい！!: X線バースターとエディントン光度 · 続きを見る »
ガンマ線バースト
1999年1月23日に起きたガンマ線バースト GRB 990123 の可視光での残光（白い四角形の中の輝点。右は拡大図）。残光の上部に伸びるフィラメント状の天体はバースト源をもつと思われる銀河。この銀河は別の銀河との衝突によって形が歪んでいる。 ガンマ線バースト（ガンマせんバースト、、）は、天文学の分野で知られている中で最も光度の高い物理現象である。 ガンマ線バーストではガンマ線が数秒から数時間にわたって閃光のように放出され、そのあとX線の残光が数日間見られる。この現象は天球上のランダムな位置で起こり、一日に数回起きている。 ガンマ線バーストを起こす元となる仮想的な天体をガンマ線バースターと呼ぶ。2005年現在では、ガンマ線バーストは極超新星と関連しているという説が最も有力である。超大質量の恒星が一生を終える時に極超新星となって爆発し、これによってブラックホールが形成され、バーストが起こるとされる。多くのガンマ線バーストは何十億光年も離れた場所で生じている事実は、この現象が極めてエネルギーが高く（太陽が100億年間で放出するエネルギーを上回る）、かつめったに起こらない現象である事を示唆している（1つの銀河で数百万年に一度しか発生しない）。これまで観測された全てのガンマ線バーストは銀河系の外で生じている。似たような現象として軟ガンマ線リピーターがあるが、これは銀河系内のマグネターによるものである。ガンマ線バーストが銀河系で生じ、地球方向に放出された場合、大量絶滅を引き起こすと仮定されている。 しかし天体物理学界ではガンマ線バーストの詳細な発生機構についての合意は得られていない。.
新しい！!: X線バースターとガンマ線バースト · 続きを見る »
コンパクト星
宇宙物理学においてコンパクト星とは白色矮星、中性子星、エキゾチック密度星とブラックホールに対して使われる呼び名である。通常の恒星などの質量あたりの大きさと比べてのこれらの物体はすべて小さい。 白色矮星や中性子星は、それぞれ電子の縮退圧や中性子の縮退圧で支えられているので縮退星(degenerated star)ともいう。これにはクォーク星も提案されている。 コンパクト星 (compact star)は、高密度星 (high density star)ともいう。.
新しい！!: X線バースターとコンパクト星 · 続きを見る »
光子
|mean_lifetime.
新しい！!: X線バースターと光子 · 続きを見る »
CNOサイクル
CNOサイクルの模式図 CNOサイクル (CNO cycle) とは恒星内部で水素がヘリウムに変換される核融合反応過程の一種である。陽子-陽子連鎖反応が太陽程度かそれ以下の小質量星のエネルギー源であるのに対して、CNOサイクルは太陽より質量の大きな恒星での主なエネルギー生成過程である。 CNOサイクルの理論は1937年から1939年にかけて、ハンス・ベーテとカール・フリードリヒ・フォン・ヴァイツゼッカーによって提唱された。ベーテはこの功績によって1967年のノーベル物理学賞を受賞した。CNOサイクルの名前は、この反応過程に炭素(C)・窒素(N)・酸素(O)の原子核が関わるところに由来する。 恒星内部での水素燃焼には陽子-陽子連鎖反応とCNOサイクルの両方が働いているが、CNOサイクルは大質量星のエネルギー生成過程に大きく寄与している。太陽内部でCNOサイクルによって生み出されるエネルギーは全体の約1.6%に過ぎない。 CNOサイクルは温度が約1,400万-3,000万Kの環境で稼動する。さらに、サイクル反応が回り始めるための「種」として12Cや16Oといった原子核がある程度存在する必要がある。現在考えられている元素合成理論では、ビッグバン元素合成で炭素や酸素はほとんど生成されないと考えられるため、宇宙誕生後の第1世代（種族III）の恒星の内部ではCNOサイクルによるエネルギー生成は起こらなかったと考えられる。このような星の内部ではトリプルアルファ反応によってヘリウムから炭素が合成された。やがてこれらの星が超新星爆発によって炭素を星間物質として供給したため、そこから生まれた第2世代以後の恒星では炭素原子核が最初から恒星内に含まれており、CNOサイクルの触媒として働くようになっている。.
新しい！!: X線バースターとCNOサイクル · 続きを見る »
理想気体の状態方程式
想気体の状態方程式（りそうきたいのじょうたいほうていしき、）とは、気体の振る舞いを理想化した状態方程式である。なお、理想気体はこの状態方程式に従うが、その振る舞いは状態方程式だけでは決まらず、比熱容量の定数性が要求される。 熱力学温度 、圧力 の下で、物質量 の理想気体が占める体積 が で与えられる。ここで係数 はモル気体定数である。 この式が理想気体の状態方程式であり、ボイルの法則、シャルルの法則と体積の示量性から導かれる。 実在気体の場合は、気体は近似的にこの方程式に従い、式の有効性は気体の密度が0に近づき（低圧になり）、かつ高温になるにつれて高まる。密度が0に近付けば、分子の運動に際し、お互いがぶつからずに、分子自身の体積が無視できるようになる。また、 高温になることによって、分子の運動が高速になり、分子間力（ファンデルワールス力）が無視出来るようになるからである。.
新しい！!: X線バースターと理想気体の状態方程式 · 続きを見る »
黒体放射
黒体放射（）とは黒体が放出する熱放射で黒体の温度のみで定まり、実在する物体の放射度は、概して黒体の放射度よりも小さく、黒体放射の波長はプランクの放射式によって理論的に定まる。 温度が低いときは赤っぽく、温度が高いほど青白くなる。夜空に輝く星々も青白い星ほど温度が高い。温度はK（ケルビン）で表示される。 理想的な黒体放射をもっとも再現するとされる空洞放射が温度のみに依存するという法則は、1859年にグスタフ・キルヒホフにより発見された。以来、空洞放射のスペクトルを説明する理論が研究され、最終的に1900年にマックス・プランクによりプランク分布が発見されたことで、その理論が完成された。 物理的に黒体放射をプランク分布で説明するためには、黒体が電磁波を放出する（電気双極子が振動する）ときの振動子の量子化を仮定する必要がある（プランクの法則）。つまり、振動子が持ちうるエネルギー は振動数 の整数倍に比例しなければならない。 この比例定数 は、後にプランク定数とよばれ、物理学の基本定数となった。これは、物理量は連続な値をとり量子化されない、とする古典力学と反する仮定であったが、1905年にアルベルト・アインシュタインがこのプランクの量子化の仮定と光子の概念とを用いて光電効果を説明したことにより、この量子化の仮定に基づいた量子力学が築かれることとなった。.
新しい！!: X線バースターと黒体放射 · 続きを見る »
連星
連星（れんせい、）とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星（ふたごぼし）とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.
新しい！!: X線バースターと連星 · 続きを見る »
降着円盤
降着円盤と若い恒星からの宇宙ジェット：HH-30（上左） 降着円盤（こうちゃくえんばん、accretion disk）とは、ブラックホールや中性子星や白色矮星のようなコンパクト星に落ち込むガスや塵が、高密度天体の周りに形成する円盤のこと。 これらの物質は、コンパクト星に落下しながら差動回転運動をしている。落下運動による重力のポテンシャルの開放に加え、中心天体に近くなるほど角速度が大きくなるが、これがガスの粘性による摩擦によって次第に角運動量を失い、ついには物質は106K〜108Kもの高温となり、円盤状にとり巻きながら可視光線やX線などのさまざまな電磁波を放射する。あるいは、中心に集積された物質がなんらかの機構で降着円盤フレアや宇宙ジェットなどの形でエネルギーが放出され、ここからも電波が放出される。さらには、こうした宇宙ジェットが周囲の物質に干渉し、新たな電波源になることもある。この降着円盤は、質量を非常に効率よくエネルギーに変換し、実に全質量の約50%をエネルギーに変換できる。これは核融合（エネルギー変換効率は質量の数%）に比べてもはるかに効率的な機構である。 降着円盤を形成するには、大きな重力をもつ中心天体の周囲に十分な量の物質が何らかの形で供給されつづけていなければならない。実際の観測では、明るく輝く降着円盤を直接観測出来る場合と、降着円盤によって集積され高温となった物質が発するさまざまな電波によって間接的に観測できる場合とがある。 連星系は降着円盤を持つ条件を満たす天体であり、なかでもX線連星は典型的な系である。コンパクト星と恒星の近接連星では、恒星から重力の強いコンパクト星にガスが供給される場合がある。するとガスは角運動量を持っているためにコンパクト星に真っ直ぐ落下せず、コンパクト星を周回し、降着円盤を形成する。降着円盤内縁は高温になり、X線を放射する。これがX線連星である。 X線連星以外の降着円盤をもつ天体には、活動銀河核がある。活動銀河核の場合は、連星系よりも物質が周囲に大規模に存在しているとの仮定が必要になるが、クエーサーを含む近年の観測と研究により、強い電波源が、そのような仮定のもとで中心の強い重力源によって形成された降着円盤と宇宙ジェットにあるとの理解が進んでいる。.
新しい！!: X線バースターと降着円盤 · 続きを見る »
Rp過程
rp過程(rp かてい,高速陽子捕獲過程 rapid proton capture process) は、種核種に連続的に陽子が捕獲され重元素を作り出す過程である.これは元素合成過程であり、 s過程やr過程とともに宇宙に存在する重元素の生成にかかわっている。しかしながら、他の元素合成過程とは、他の過程が中性子に富む側の安定性が問題になるのに対し、陽子に富む側の安定性が問題になる点がかなり違っている。rp過程の終了点(生成することの出来る最重元素)は良くわかっていないが最近の中性子星に関する研究により、テルルより先へ反応が進まないことがわかっている。 rp過程は、アルファ崩壊によって制約され、より軽いテルルの同位体がアルファ崩壊するかも知れないが、観測されている最も軽いアルファ崩壊核種である105Te, が上限と考えられている.
新しい！!: X線バースターとRp過程 · 続きを見る »
X線
透視画像。骨と指輪の部分が黒く写っている。 X線（エックスせん、X-ray）とは、波長が1pm - 10nm程度の電磁波のことを言う。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事もある。放射線の一種である。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。.
新しい！!: X線バースターとX線 · 続きを見る »
X線パルサー
X線パルサー(X-ray pulsar)は、X線の強さが周期的に変化するX線源である。X線の周期の範囲は、数分の1秒から数分である。.
新しい！!: X線バースターとX線パルサー · 続きを見る »
X線連星
X線連星 (X-ray binary) はX線星ともいわれ、中性子星やブラックホールを伴星にもつ近接連星のことで、特にX線を強く放射することが知られている。X線は100万度以上の高温状態あるいはシンクロトロン放射などで生成される。.
新しい！!: X線バースターとX線連星 · 続きを見る »
恒星
恒星 恒星（こうせい）は、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支える、ガス体の天体の総称である。人類が住む地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。.
新しい！!: X線バースターと恒星 · 続きを見る »
恒星内元素合成
恒星内元素合成（こうせいないげんそごうせい、stellar nucleosynthesis）は、水素よりも重い元素が恒星によって生成される核反応の総称的な用語である。ただし、超新星爆発の時に行われる元素の生成については、超新星元素合成と呼ばれ区別される。恒星内元素合成は、たいてい恒星の中心部で起こる。.
新しい！!: X線バースターと恒星内元素合成 · 続きを見る »
核爆発
23ktの核爆弾「バッジャー」の核爆発（アップショット・ノットホール作戦） 225ktの核爆弾「ジョージ」の核爆発初期の火球（グリーンハウス作戦） 核爆発（かくばくはつ, ）とは、核分裂連鎖反応または核融合反応を連続して短時間に起こすことにより、生成される爆発現象のこと。人類の技術においては、軍事用途のみが実用化されており、核兵器の主要な効果として用いられている。.
新しい！!: X線バースターと核爆発 · 続きを見る »
核融合反応
核融合反応（かくゆうごうはんのう、nuclear fusion reaction）とは、軽い核種同士が融合してより重い核種になる核反応を言う。単に核融合と呼ばれることも多い。.
新しい！!: X線バースターと核融合反応 · 続きを見る »
標準光源 (天文)
標準光源（ひょうじゅんこうげん、standard candle）とは天文学で距離を推定する際に用いられる天体で、絶対的な光度が分かっている天体を指す。銀河系外を対象とする天文学や宇宙論の分野では、距離を導出する重要な手法のいくつかが標準光源に基づく方法を採っている。既に分かっている標準光源の絶対光度（またはその対数をとった絶対等級）と、実際に観測される見かけの明るさ（見かけの等級）とを比較することで、その天体までの距離を以下のように計算することができる。 ここで D は天体までの距離、kpc は1キロパーセク、m は天体の見かけの等級、M は天体の絶対等級である（m と M は静止系で同じ波長域について測光した値を用いる）。 標準光源として用いられる天体には以下のようなものがある。.
新しい！!: X線バースターと標準光源 (天文) · 続きを見る »
水素
水素（すいそ、hydrogenium、hydrogène、hydrogen）は、原子番号 1 、原子量 1.00794の非金属元素である。元素記号は H。ただし、一般的には「水素」と言っても、水素の単体である水素分子（水素ガス） H を指していることが多い。 質量数が2（原子核が陽子1つと中性子1つ）の重水素（H）、質量数が3（原子核が陽子1つと中性子2つ）の三重水素（H）と区別して、質量数が1（原子核が陽子1つのみ）の普通の水素（H）を軽水素とも呼ぶ。.
新しい！!: X線バースターと水素 · 続きを見る »
流束
流束（りゅうそく、flux）とは、流れの場、あるいはベクトル場の強さを表す量である。 英語のままフラックスとも呼ばれる。 様々なベクトル場に対応した流束が用いられる。流束は流体の理論からの類推であるが、何らかの実体が流れているとは限らない。 なお、面積あたりの流束である流束密度（）を指して単に流束と呼ばれることも多い。.
新しい！!: X線バースターと流束 · 続きを見る »
