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64 関係: おおぐま座矮小銀河I、おおぐま座矮小銀河II、おおいぬ座矮小銀河、おとめ座銀河団、おとめ座超銀河団、きょしちょう座矮小銀河、くじら座矮小銀河、ちょうこくしつ座矮小銀河、ちょうこくしつ座銀河群、ほうおう座矮小銀河、みずがめ座矮小銀河、しし座A、しし座I、しし座II、しし座IV、しし座V、こぐま座矮小銀河、いて座矮小不規則銀河、いて座矮小楕円銀河、うしかい座矮小銀河、さんかく座銀河、かみのけ座矮小銀河、大マゼラン雲、太陽系、小マゼラン雲、万物の理論、引力と斥力、ペガスス座矮小不規則銀河、ペガスス座矮小楕円体銀河、マフェイ銀河群、ハッブルの法則、ポンプ座矮小銀河、ヘルクレス座矮小銀河、パロマー12、パロマー4、ビッグクランチ、りゅうこつ座矮小銀河、りゅう座矮小銀河、ろくぶんぎ座矮小楕円体銀河、ろ座矮小銀河、アンドロメダ座I、アンドロメダ座II、アンドロメダ座III、アンドロメダ座IV、アンドロメダ座IX、アンドロメダ座V、アンドロメダ座VIII、アンドロメダ座X、アンドロメダ座XIX、アンドロメダ銀河、...、カシオペヤ座矮小銀河、銀河、銀河系、銀河群、IC 1613、M110 (天体)、M32 (天体)、NGC 147、NGC 185、NGC 3109、NGC 55、NGC 6822、暗黒物質、恒星ストリーム。 インデックスを展開 (14 もっと) »
おおぐま座矮小銀河I
おおぐま座矮小銀河I(Ursa Major I Dwarf)は、銀河系の周りを公転する矮小楕円体銀河である。ベス・ウィルマンらが2005年に発見を公表したWillman, Dalcanton, Martinez-Delgado, et al.
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おおぐま座矮小銀河II
おおぐま座矮小銀河II(Ursa Major II Dwarf Galaxy)は、おおぐま座にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約3万パーセクに位置し、約116km/sの速度で向かってきている。楕円形（軸比~2:1）で、光度が半分になる半径は約140パーセクである。 おおぐま座矮小銀河IIは、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約4000倍（絶対等級は約-4.2）で、大部分の球状星団の光度よりもずっと暗い。さらには、銀河系内にあるカノープスのような単一の恒星でもこの銀河よりも明るいものもあり、オリオン座γ星と同程度である。しかし、質量は約500万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約2000となる。ただし、この銀河はいくらか不規則な形で、潮汐破壊の過程にある状態であり、これは過大評価である可能性もある。 おおぐま座矮小銀河IIの恒星には、少なくとも100億歳の古いものが多い。これらの恒星の金属量は、と低く、重元素の量が少なくとも太陽の300分の1以下であることを示している。おおぐま座矮小銀河IIの恒星は、恐らく宇宙で最初に形成された恒星の一部である。現在、この銀河では星形成は行われていない。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限は562太陽質量である。.
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おおいぬ座矮小銀河
おおいぬ座矮小銀河（おおいぬざわいしょうぎんが; Canis Major Dwarf Galaxy; Canis Major Overdensity）は、2003年にフランス、イタリア、イギリス、オーストラリアの天文学者チームによって発見されたおおいぬ座に位置する不規則銀河で、局部銀河群に属する。 太陽系から約2万5千光年の距離に位置しており、銀河系中心からの距離は約4万2千光年で、銀河系に最も近い銀河（但し、その存在に疑いが投げかけられている［議論の項を参照］）。質量は銀河系の200分の1程度で、銀河系による潮汐力によって引き伸ばされている。 これまで銀河系に一番近いとされていたいて座矮小楕円銀河よりもさらに近く、今まで見つかっているものの中では我々の銀河系に最も近い銀河であると主張されている一方、その存在に疑いが投げかけられている（議論の項を参照）。バラバラになりかけており、恒星が取り残されて長い航跡を形成していた。この航跡は、太陽系をかすめた可能性もある。この銀河は、いずれ我々の銀河系に取り込まれていくものと考えられている。その結果、この矮小銀河は銀河系に1%程度の質量を加えると推定されている。発見者らは「この発見は、銀河系は壮年期などにはなくまだ形成途中である、という点で重要である」と言っている。 また球状星団M79はもともとこの矮小銀河から発祥したもので、それが我々の銀河系に取り込まれたものと考えられている。この銀河から取り込まれたと考えられる球状星団は現在3つ見つかっている。.
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おとめ座銀河団
おとめ座銀河団（おとめざぎんがだん、Virgo cluster ）は、銀河系の近傍にある銀河団。.
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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部銀河群を含む超銀河団である。局部超銀河団とも呼ばれる。.
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きょしちょう座矮小銀河
きょしちょう座矮小銀河は、きょしちょう座の方角にある矮小銀河である。1990年にストロムロ山天文台のR.J. Lavreyによって発見された。.
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くじら座矮小銀河
くじら座矮小銀河（Cetus Dwarf）は、くじら座の方角に地球から約246万光年の位置にある矮小銀河である。銀河系が所属する局部銀河群の中の独立した銀河である。この銀河の中の観測可能な恒星は、、全て赤色巨星である。.
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ちょうこくしつ座矮小銀河
ちょうこくしつ座矮小銀河（ちょうこくしつざわいしょうぎんが、Sculptor Dwarf Galaxy）は、銀河系の伴銀河で矮小楕円体銀河である。ちょうこくしつ座の方角に太陽系から約29万光年の距離にある。1937年にハーロー・シャプレーが発見した。ちょうこくしつ座矮小銀河には、銀河系と比べて炭素以上の重さの元素がわずか4%しかなく、宇宙の端の方にある未熟な銀河と似たように見える。.
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ちょうこくしつ座銀河群
ちょうこくしつ座銀河群(Sculptor Group)は、南の銀河極付近にある緩い銀河群である。この銀河群は、銀河系からの距離が約390万パーセクであり、局部銀河群に最も近いものの1つである。 NGC 253とその他のいくつかの銀河が、この銀河群の中心で重力的に結びついた小さな核を形成している。NGC 253がちょうこくしつ座とくじら座との境にあることから、一部の銀河はくじら座に存在する。その近縁にあるいくつかの銀河は、この銀河群と関連しているが、重力的に結びついていないと考えられている。この銀河群の多くの銀河は、実際は弱い重力的な結合しかしていないため、この銀河群は銀河フィラメントであるとも言われる。.
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ほうおう座矮小銀河
ほうおう座矮小銀河(Phoenix Dwarf)は、1976年にハンス＝エミール・シュスターとリチャード・マーティン・ウェストが発見した矮小不規則銀河である。当初は球状星団と誤認された。現在は、ほうおう座の方角に約144万光年離れている。.
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みずがめ座矮小銀河
みずがめ座矮小銀河(Aquarius Dwarf)は、みずがめ座の方角にある矮小銀河、不規則銀河である。1959年にDDO surveyにより、初めて星表に収録された。最大の特徴は、銀河系に向かって毎秒137kmの速度で近づいてきており、青方偏移を起こすことが知られている稀な銀河の1つであることである。 1999年にリーらは、みずがめ座矮小銀河が局部銀河群の1つであり、95万 ± 5万パーセクの距離にあることを確認した。また局部銀河群の共通重心までの距離も95万パーセクと計算され、みずがめ座矮小銀河は宇宙で比較的孤立して存在していることが明らかとなった。同様に遠く離れているいて座矮小楕円銀河よりも光度は小さい。.
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しし座A
しし座Aまたはしし座III (Leo A or Leo III) は、局部銀河群に属する矮小不規則銀河。1942年にフリッツ・ツビッキーによって発見された。太陽系からの距離は約225万光年。質量は太陽の8000万 ± 2700万倍で、その約80%は未知のダークマターが占めると考えられている。 矮小不規則銀河として、ハロー構造が初めて発見された銀河でもある。.
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しし座I
しし座I(Leo I)は、しし座にある矮小楕円体銀河である。約82万光年離れている。局部銀河群の一部であり、また最も遠くにある銀河系の伴銀河の1つであると考えられている。1950年にパロマー天文台スカイサーベイの一環として、パロマー天文台の48inシュミット式望遠鏡で撮影された写真乾板からアルバート・ウィルソンが発見した。.
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しし座II
しし座II(Leo II)は、しし座の方角に約69万光年離れた位置にある矮小楕円体銀河である。2008年10月時点で、24個が知られている銀河系の伴銀河の一つである 。2007年時点で、しし座IIの核半径は178 ± 13パーセク、潮汐半径は632 ± 32パーセクと考えられている。この銀河は、1950年にウィルソン山天文台とパロマー天文台のロバート・ハリントンとアルバート・ウィルソンが発見した。.
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しし座IV
しし座IV(Leo IV Dwarf Galaxy)は、しし座にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約16万パーセクに位置し、約130km/sの速度で遠ざかっている。ほぼ球形で、光度が半分になる半径は約130パーセクである。 しし座IVは、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約1万5000倍（絶対等級は約-5.5 ± 0.3）で、典型的な球状星団よりもかなり暗い。しかし、質量は約150万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約150となる。この高い質量光度比は、しし座IVが暗黒物質に占められていることを意味する。 しし座Vの恒星には、120億歳以上の古いものが多い。これらの恒星の金属量は、と低く、重元素の量が少なくとも太陽の400分の1以下であることを示している。観測される恒星は、主に赤色巨星であるが、こと座RR型変光星を含む多くの水平分枝星も発見されている。 しし座Vは、同じく銀河系の伴銀河であるしし座IVからわずか3°しか離れていない。後者はより太陽に近く、2万パーセクの距離である。これらの2つの銀河は、恒星のブリッジで繋がっており、恐らく物理的な影響を及ぼしあっていると考えられている。しし座IVの恒星は、恐らく宇宙で最初にできた恒星の一部である。それにも関わらず、詳細な観測によって、約20億歳かそれ以下の若い恒星の存在が明らかとなった。この発見は、この銀河の複雑な星形成の歴史を示している。現在は、この銀河内では星形成は行われていないと考えられている。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限はちょうど600太陽質量である。 2008年、しし座IVの近傍に別の銀河であるしし座Vが発見された。後者は銀河系から2万パーセク遠くに位置し、前者と3°（1万パーセク以下）離れている。これらの2つの銀河は、恐らく互いに物理的な影響を及ぼしあっていると考えられている。.
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しし座V
しし座V(Leo V Dwarf Galaxy)は、しし座にある矮小楕円体銀河である。2007年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約18万パーセクに位置し、約173km/sの速度で遠ざかっている。楕円形で、光度が半分になる半径は約130パーセクである。 しし座Vは、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約1万倍（絶対等級は約-5.2 ± 0.4）で、典型的な球状星団よりもかなり暗い。しかし、質量は約33万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約75となる。比較的高い質量光度比は、しし座Vが暗黒物質に占められていることを意味する。しし座Vの恒星には、120億歳以上の古いものが多い。これらの恒星の金属量は、と低く、重元素の量が少なくとも太陽の100分の1以下であることを示している。 しし座Vは、同じく銀河系の伴銀河であるしし座IVからわずか3°しか離れていない。後者は、前者よりも2万パーセク程度太陽に近い。これらの2つの銀河は、恒星のブリッジで繋がっており、恐らく互いに物理的な影響を及ぼしあっていると考えられている。.
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こぐま座矮小銀河
こぐま座矮小銀河（Ursa Minor Dwarf）は、1954年にA・G・ウィルソンが発見した、こぐま座の方角にある銀河系の伴銀河である。主に古い恒星から構成されており、星形成はほとんど見られない。.
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いて座矮小不規則銀河
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したいて座矮小不規則銀河 いて座矮小不規則銀河（-ざわいしょうふきそくぎんが、Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy, SagDIG）は局部銀河群に属する矮小銀河である。地球から約400万光年の距離にある。 同じ局部銀河群に属するいて座矮小楕円銀河 (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, SagDEG) とは別の銀河である。こちらは地球から約70,000光年の距離にあり、銀河系を周回する伴銀河である。 Category:銀河 Category:いて座.
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いて座矮小楕円銀河
いて座矮小楕円銀河（いてざわいしょうだえんぎんが、Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, SagDEG または Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy, Sagittarius dSph。以下 「SagDEG」 と略記。）は銀河系の伴銀河の一つである。いて座に位置する矮小銀河で局部銀河群に属する。 質量は銀河系の約 1/1000 程度、直径は約10,000光年で、現在の地球からの距離は約70,000光年である。銀河系中心から半径約50,000光年の極軌道を描いて銀河系の周りを回っている。これは大マゼラン雲までの距離の約 1/3 である。 SagDEG は銀河系に最も近い伴銀河の一つだが、地球から見て銀河系中心の反対側に位置するため、天球上で非常に大きな面積を占めているにもかかわらず非常に暗い。このため、この銀河が発見されたのは1994年になってからであった。発見後すぐに、これまで知られている銀河の中で我々の銀河系に最も近いことが明らかになった。SagDEG は銀河系に比べて年齢が古く、星間塵をほとんど含んでいない。銀河の大部分を構成する星は銀河系の普通の星よりも古くて金属量の少ない種族IIの星である。 現在の軌道から考えると、SagDEG は数億年後には銀河系のディスクを通過することになり、やがてはゆっくりと銀河系に合体するものと考えられている。しかし SagDEG の今までの正確な歴史や将来についてはまだ不明な点もあり、議論の余地が多い。 発見当初、多くの研究者は、SagDEG は過去に大きな破壊作用を受けており、最初に持っていた物質の多くが既に銀河系に混ざってしまっていると考えていた。しかし SagDEG は今なお引き伸ばされた楕円体の形状を保っており、銀河系中心から距離約50,000光年の極軌道を描いて運動していることが分かっている。銀河系に落ち込む以前は星々の丸い集団だったかもしれないが、この先は数億年にわたって巨大な潮汐力を受けて破壊され始めるものと思われる。数値シミュレーションによると、この矮小銀河から引き剥がされた星々は銀河の軌道に沿って長い軌跡を描いていることが示唆されている。この星の軌跡は後に見つかっている。 しかし、SagDEG は数十億年にわたって既に10回ほど銀河系を周回していると主張する研究者もいる。もしそうであるならば、このような強い潮汐力を受けてなお形を保っていることから、この銀河のダークマターは通常よりも強く集中している可能性もある。 一方、SagDEG と大マゼラン雲の星のタイプが似ていることを指摘する研究者もいる。彼らは、過去に両者が何らかの原因で分離して、最近になって銀河系を回るようになったと主張している。 最近まで、SagDEG は銀河系の外にある銀河の中で地球に最も近いと考えられてきたが、2003年新たに、より距離の近いおおいぬ座矮小銀河が発見された。 SagDEG はいて座矮小不規則銀河 (SagDIG) と混同しないように注意する必要がある。この銀河は SagDEG よりもずっと遠い約400万光年彼方にある矮小銀河である。 なお、球状星団の M54 は、銀河系ではなく SagDEG に属している。.
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うしかい座矮小銀河
うしかい座矮小銀河（Boötes Dwarf Galaxy、Boo I dSph）は、合計の明るさが太陽の10万倍で、絶対等級が-5.8の淡い銀河である。絶対等級が-6.8のリゲルよりも暗い。うしかい座の方角に、約197,000光年の範囲を閉めている。銀河系の伴銀河で、銀河系からの潮汐力によって引き裂かれており、2本の腕が十字に交わっている。.
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さんかく座銀河
さんかく座銀河（M33, NGC 598）は、さんかく座に位置する渦巻銀河。.
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かみのけ座矮小銀河
かみのけ座矮小銀河(Coma Berenices Dwarf Galaxy)は、かみのけ座の方角にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイサーベイのデータから発見された。太陽からは約44000パーセク離れており、約98km/sの速度で遠ざかっている。楕円形（軸比~ 5:3）で、光が半減する半径は約70パーセクである。 かみのけ座矮小銀河は、銀河系の伴銀河で最も小さく最も暗いものの1つであり、合計の光度は太陽光度の約3,700倍（絶対等級は約-4.1）しかなく、ほとんどの球状星団よりもずっと低い。しかし、質量は120万太陽質量もあり、質量光度比は約450である。質量光度比の大きさは、かみのけ座矮小銀河は暗黒物質に占められていることを意味する。 かみのけ座矮小銀河を構成する恒星は、120億歳以上の古い恒星が多い。金属量は、ととても低く、重元素の量が少なくとも太陽の350分の1以下であることを示している。かみのけ座矮小銀河の恒星は、恐らく宇宙でも最も早い時期に形成されたものである。現在は、かみのけ座矮小銀河の中で星形成は行われていない。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限は46太陽質量である。 かみのけ座矮小銀河は、いて座矮小楕円銀河から剥ぎ取った恒星でできているいて座ストリームの近くに位置する。この位置関係は、かみのけ座矮小銀河がかつてはいて座矮小楕円銀河の周りを公転する星団であったことを示唆する。.
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大マゼラン雲
大マゼラン雲（だいマゼランうん）は、かじき座からテーブルさん座にかけて位置する銀河である。.
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太陽系
太陽系（たいようけい、この世に「太陽系」はひとつしかないので、固有名詞的な扱いをされ、その場合、英語では名詞それぞれを大文字にする。、ラテン語：systema solare シュステーマ・ソーラーレ）とは、太陽および、その重力で周囲を直接的、あるいは間接的に公転する天体惑星を公転する衛星は、後者に当てはまるから構成される構造である。主に、現在確認されている8個の惑星歴史上では、1930年に発見された冥王星などの天体が惑星に分類されていた事もあった。惑星の定義も参照。、5個の準惑星、それを公転する衛星、そして多数の太陽系小天体などから成るニュートン (別2009)、1章 太陽系とは、pp.18-19 太陽のまわりには八つの惑星が存在する。間接的に太陽を公転している天体のうち衛星2つは、惑星では最も小さい水星よりも大きい太陽と惑星以外で、水星よりも大きいのは木星の衛星ガニメデと土星の衛星タイタンである。。 太陽系は約46億年前、星間分子雲の重力崩壊によって形成されたとされている。総質量のうち、ほとんどは太陽が占めており、残りの質量も大部分は木星が占めている。内側を公転している小型な水星、金星、地球、火星は、主に岩石から成る地球型惑星（岩石惑星）で、木星と土星は、主に水素とヘリウムから成る木星型惑星（巨大ガス惑星）で、天王星と海王星は、メタンやアンモニア、氷などの揮発性物質といった、水素やヘリウムよりも融点の高い物質から成る天王星型惑星（巨大氷惑星）である。8個の惑星はほぼ同一平面上にあり、この平面を黄道面と呼ぶ。 他にも、太陽系には多数の小天体を含んでいる。火星と木星の間にある小惑星帯は、地球型惑星と同様に岩石や金属などから構成されている小天体が多い。それに対して、海王星の軌道の外側に広がる、主に氷から成る太陽系外縁天体が密集している、エッジワース・カイパーベルトや散乱円盤天体がある。そして、そのさらに外側にはと呼ばれる、新たな小惑星の集団も発見されてきている。これらの小天体のうち、数十個から数千個は自身の重力で、球体の形状をしているものもある。そのような天体は準惑星に分類される事がある。現在、準惑星には小惑星帯のケレスと、太陽系外縁天体の冥王星、ハウメア、マケマケ、エリスが分類されている。これらの2つの分類以外にも、彗星、ケンタウルス族、惑星間塵など、様々な小天体が太陽系内を往来している。惑星のうち6個が、準惑星では4個が自然に形成された衛星を持っており、慣用的に「月」と表現される事がある8つの惑星と5つの準惑星の自然衛星の一覧については太陽系の衛星の一覧を参照。。木星以遠の惑星には、周囲を公転する小天体から成る環を持っている。 太陽から外部に向かって放出されている太陽風は、太陽圏（ヘリオスフィア）と呼ばれる、星間物質中に泡状の構造を形成している。境界であるヘリオポーズでは太陽風による圧力と星間物質による圧力が釣り合っている。長周期彗星の源と考えられているオールトの雲は太陽圏の1,000倍離れた位置にあるとされている。銀河系（天の川銀河）の中心から約26,000光年離れており、オリオン腕に位置している。.
小マゼラン雲
小マゼラン雲（しょうマゼランうん、NGC292、Small Magellanic Cloud 、SMC）は、きょしちょう座に位置する Sm 型の棒渦巻銀河。不規則銀河に分類されることもある。大マゼラン雲とともに銀河系の伴銀河となっており、アンドロメダ銀河などとともに局部銀河群を構成している。小マジェラン雲と表記されたこともある。.
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万物の理論
万物の理論（ばんぶつのりろん、Theory of Everything; ToE）とは、自然界に存在する4つの力、すなわち電磁気力（電磁力とも言う）・弱い力・強い力・重力を統一的に記述する理論（統一場理論）の試みである。 このうち、電磁気力と弱い力はワインバーグ・サラム理論（電弱理論）によって電弱力という形に統一されている。電弱力と強い力を統一的に記述する理論は大統一理論(GUT:Great Unification Therory)と呼ばれ、現在研究が進められている。最終的には重力も含めた全ての力を統一的に記述する理論が考えられ、これを万物の理論または超大統一理論(SUT; Super Unification Therory)という。.
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引力と斥力
引力（いんりょく、attraction）または誘引力とは、2つの物体の間に働く相互作用のうち、引き合う（互いを近付けようとする）力のこと。一方、斥力（せきりょく、repulsion）または反発力とは、同様に2つの物体の間に働く相互作用であるが、反発し合う、すなわち互いを遠ざけようとする力のこと。 現在、物理学においては4つの基本的な力が考えられている。 そのうちのひとつ、電磁力（静電力と磁力）には引力と斥力の両方が存在する。電気と磁気にはそれぞれ2つの極性があり（電気では正と負、磁気でも正負と言うがN極とS極と言うこともある）、同じ極性同士には斥力が働き、異なる極性同士には引力が働く。 このように、引力と斥力の違いは単なる符号の違いといえる。 一方で、これもまた4つの力のうちのひとつである重力（万有引力）は、引力だけが確認されており、斥力としての重力は確認されていない。 また、特殊な場合として、パウリの排他律はある種の2つの物理的存在（フェルミオン）が同時にひとつの場所を占めることができない(正確にはひとつの状態を取り得ない)という法則であり、このためこの種の存在が非常に接近したとき非常に強力な斥力が発生するとみなすことができる。この場合は斥力だけであり、対応する引力は存在しない。.
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ペガスス座矮小不規則銀河
ペガスス座矮小不規則銀河(Pegasus Dwarf Irregular Galaxy)は、ペガスス座にある矮小不規則銀河である。1950年代にアルバート・ウィルソンが発見した。この銀河は、アンドロメダ銀河の伴銀河である。.
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ペガスス座矮小楕円体銀河
ペガスス座矮小楕円体銀河(Pegasus Dwarf Spheroidal Galaxy)は、ペガスス座の方角に約270万光年離れた位置にある矮小楕円体銀河である。局部銀河群の1つであり、またアンドロメダ銀河の伴銀河である。.
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マフェイ銀河群
right マフェイ銀河群(IC 342/Maffei Group)は、局部銀河群から最も近い銀河群である。カシオペヤ座、きりん座、ペルセウス座の方角に見える。ほとんどの銀河は、この銀河群で最も明るいIC 342かマフェイ1かのどちらかの近くに集まっている。この銀河群は、おとめ座超銀河団に含まれる多くの銀河群の1つである。.
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ハッブルの法則
ハッブルの法則（ハッブルのほうそく）とは、天体が我々から遠ざかる速さとその距離が正比例することを表す法則である。1929年、エドウィン・ハッブルとミルトン・ヒューメイソンによって発表された。この発見は、宇宙は膨張しているものであるとする説を強力に支持するものとなった。 v を天体が我々から遠ざかる速さ（後退速度）、D を我々からその天体までの距離とすると、 となる。ここで比例定数 H_0 はハッブル定数 (Hubble constant) と呼ばれ、現在の宇宙の膨張速度を決める。 ハッブル定数は時間の逆数の次元 T をもち、通常はキロメートル毎秒毎メガパーセク（記号: km/s/Mpc）が単位として用いられる。2014年現在最も正確な値は、プランクの観測による である。換言すれば、銀河は実視等級20等程度までスペクトル観測が可能であるが、いずれの銀河もそのスペクトルは赤のほうにずれている、これを赤方偏移という。これがドップラー効果とすれば銀河までの距離と後退速度の間に一定の法則性を発見したものといえる。 1927年にジョルジュ・ルメートルもハッブルと同等の法則を提唱していたが、フランス語のマイナーな雑誌に掲載されたためそのときは注目されなかった。ルメートルはスライファーとハッブルの観測データを用いている。.
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ポンプ座矮小銀河
ポンプ座矮小銀河は、ポンプ座の方角に430万光年に渡って広がる矮小楕円銀河である。局部銀河群の中で、最も遠くにあるものの1つである。ポンプ座矮小銀河は小さな棒渦巻銀河であるNGC 3109と潮汐力による相互作用をしていると考えられている。.
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ヘルクレス座矮小銀河
ヘルクレス座矮小銀河(Hercules Dwarf Galaxy)は、ヘルクレス座にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約14万パーセクに位置し、約45km/sの速度で遠ざかっている。かなり細長く（軸比~ 3:1）、光度が半分になる半径は約350パーセクである。この細長い形は、銀河系から潮汐力を受けているためであり、つまり、ヘルクレス座矮小銀河は、現在潮汐崩壊の過程にある。この銀河では、銀河を横断するように、度の勾配があり、暗い恒星ストリームの中に埋め込まれている。 ヘルクレス座矮小銀河は、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約3万倍（絶対等級は約-6.6）で、典型的な球状星団に匹敵する程度である。しかし、質量は約700万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約330となる。この高い質量光度比は、ヘルクレス座矮小銀河が暗黒物質に占められていることを意味する。 ヘルクレス座矮小銀河の恒星には、120億歳以上の古いものが多い。これらの恒星の金属量は.
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パロマー12
パロマー12(Palomar 12)は、やぎ座にある球状星団である。銀河系の銀河ハローに位置する。ロバート・ハリントンとフリッツ・ツビッキーによりパロマー・スカイ・サーベイの写真板から発見され、球状星団としてカタログに収録された。しかし、ツビッキーは、この天体は実は局部銀河群内に存在する近隣の矮小銀河であるという確証に至った。比較的若い星団で、銀河系内のほとんどの球状星団より約30%も若い。金属量は豊富で、 ~.
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パロマー4
パロマー4(Palomar 4)は、銀河系の球状星団である。1949年にエドウィン・ハッブルが発見し、1955年にアルバート・ウィルソンが再発見した。地球からは約35万6000光年離れている。 この星団は、銀河系の伴銀河のマゼラン雲やいて座矮小楕円銀河よりも遙かに遠くにある。 当初は、矮小銀河であると考えられ、「おおぐま座矮小銀河」という名前が与えられたが、後に球状星団であることが明らかとなった。.
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ビッグクランチ
ビッグクランチ ビッグクランチ前の宇宙 ビッグクランチ（Big Crunch）とは、予測される宇宙の終焉の一形態である。現在考えられている宇宙モデルでは、宇宙はビッグバンによって膨張を開始したとされているが、宇宙全体に含まれる質量（エネルギー）がある値よりも大きい場合には、自身の持つ重力によっていずれ膨張から収縮に転じ、宇宙にある全ての物質と時空は無次元の特異点に収束すると考えられる。 ただし、プランク長と呼ばれる微小な長さよりも十分に小さくなった宇宙を理論的に取り扱うためには、一般相対性理論に加えて量子力学的効果をとり入れる必要がある。このような理論を量子重力理論と呼ぶが、2005年現在では完全な量子重力理論はまだ構築されていないため、ビッグクランチによって何が起こるかを物理学的に記述することはできていない。ビッグクランチの後、「振動宇宙」(Oscillatory universe) として再び宇宙が膨張に転じるかもしれないと考える科学者もいる。 宇宙がビッグクランチを迎えるのか、それとも永遠に膨張を続けるのかについては、以下の2点に依存している。.
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りゅうこつ座矮小銀河
りゅうこつ座矮小銀河(Carina Dwarf)は、りゅうこつ座の方角にある矮小銀河である。1977年にUKシュミット望遠鏡を用いてキャノンらにより発見された。りゅうこつ座矮小銀河は銀河系の伴銀河であるが、毎秒230kmの速さで銀河系から遠ざかっている。この銀河は、E206-G220やPGC 19441とも表記されることがある。宇宙とほぼ同じ約136億年前に形成されたと考えられる銀河系ができてから数十億年後に形成された若い銀河であると考えられ、最も古い恒星でも70億歳以下である。.
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りゅう座矮小銀河
りゅう座矮小銀河(Draco Dwarf)は、1954年にローウェル天文台のアルバート・ウィルソンが、ナショナルジオグラフィック協会が行ったPalomar Observatory Sky Survey (POSS)により撮影された写真を用いて発見した矮小楕円体銀河である。局部銀河群の1つで、銀河系の伴銀河である。りゅう座の方角に銀河面の34.6°上方にある。.
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ろくぶんぎ座矮小楕円体銀河
ろくぶんぎ座矮小楕円体銀河（Sextans Dwarf Spheroidal）は、1990年にMike Irwin、M.T. Bridgeland、P.S. Bunclark、R.G. McMahonによって銀河系の8番目の伴銀河として発見された矮小楕円体銀河である。楕円銀河でもあり、銀河系から224km/sの速度で遠ざかっているため、赤方偏移を見せる。.
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ろ座矮小銀河
ろ座矮小銀河(Fornax Dwarf Spheroidal)は、ろ座の方角にある矮小銀河である。ハーロー・シャプレーがちょうこくしつ座矮小銀河を発見した直後の1938年に南アフリカ共和国のボイデン天文台で24インチ反射望遠鏡で撮影したプレートの中から発見した。 銀河系の伴銀河であり、6つの球状星団を含んでいる。そのうち最大のNGC 1049は、銀河そのものが発見されるより以前に発見された。銀河系からは毎秒53kmの速さで遠ざかっている。含まれる恒星のほとんどは種族IIである。.
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アンドロメダ座I
アンドロメダ座I(Andromeda I)は、アンドロメダ座の方角に約240万光年離れた位置にある矮小楕円体銀河である。アンドロメダ座Iは、局部銀河群の一部で、アンドロメダ銀河の伴銀河である。アンドロメダ銀河の南約3.5°で若干東に位置し、アンドロメダ銀河からの距離が15万光年以内と推定され、2005年時点で既知の最も近い矮小楕円体銀河の伴銀河である。 アンドロメダ座Iは、1970年にパロマー天文台の48インチ望遠鏡を用いてが発見した。その後、ハッブル宇宙望遠鏡の広域惑星カメラ2によって、さらに研究が行われ、他の矮小楕円体銀河のように赤色の水平分枝の恒星が大部分を占めていることが明らかとなった。この事実と、青色の水平分枝星が豊富に存在すること、さらに2005年に99個のこと座RR型変光星が発見されたことから、星形成期に入っていることが結論付けられた。推定年齢は約100億歳である。ハッブル宇宙望遠鏡は、アンドロメダ座I中に球状星団も発見し、中でこのような星団が発見された最も暗い銀河となった。.
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アンドロメダ座II
アンドロメダ座II(Andromeda II)は、アンドロメダ座の方角に約222万光年の位置にある矮小楕円体銀河である。局部銀河群の一部で、アンドロメダ銀河の伴銀河であるが、さんかく座銀河にも近い位置にある。 1970年と1971年に撮影された写真乾板からによって、アンドロメダ座I、アンドロメダ座III、アンドロメダ座IVとともに発見された。.
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アンドロメダ座III
アンドロメダ座III(Andromeda III)は、アンドロメダ座の方角に約244万光年離れた位置にある矮小楕円体銀河である。局部銀河群の一部で、アンドロメダ銀河の伴銀河である。1970年と1971年に撮影された写真乾板から、シドニー・ファン・デン・ベルフによって発見された。.
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アンドロメダ座IV
アンドロメダ座IV(Andromeda IV)は、アンドロメダ銀河の伴銀河で恐らく不規則銀河であるが、もしかすると銀河ではなく、緩く結びついた星団やその他の背景構造であるかもしれない。.
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アンドロメダ座IX
アンドロメダ座IX(Andromeda IX)は、アンドロメダ座の矮小楕円体銀河である。2004年に、スローン・デジタル・スカイ・サーベイ(SDSS)の画像から、Zuckerらによって発見された。発見時には、ΣV ? 26.8mags arcsec-2と、既知の最も表面輝度の低い銀河であり、また絶対等級の最も低い銀河であった。 アンドロメダ座IXは、2002年10月5日にアンドロメダ銀河の軸に沿って撮影されたSDSSのデータから発見された。McConnacrchieによると、距離は、アンドロメダ銀河までの距離とほぼ正確に同じである。.
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アンドロメダ座V
アンドロメダ座V(Andromeda V)は、アンドロメダ座の方角に約252光年の位置にある矮小楕円体銀河である。 アンドロメダ座Vは、Armandroffらによって発見され、第2期のパロマー・スカイ・サーベイのデジタル画像を分析した後、1998年に発表された。 アンドロメダ座Vの金属量は、局部銀河群の矮小銀河の金属量-光度比の平均を超えている。.
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アンドロメダ座VIII
アンドロメダ座VIII(Andromeda VIII)は、2003年8月に発見された銀河である。アンドロメダ銀河の伴銀河であり、希薄なためこれまで発見を免れてきた。この銀河は、アンドロメダ銀河の前面の恒星の赤方偏移を測定することにより、アンドロメダ銀河と異なる速度を持つことを確認し、別の銀河の一部であるとして最終的に発見された。 2006年末時点で、実際にアンドロメダ座VIIIが銀河であるかどうかは確定していない。.
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アンドロメダ座X
アンドロメダ座X(Andromeda X)は、アンドロメダ座の方角に約290万光年離れた位置にある矮小楕円体銀河である。2005年に発見された。アンドロメダ座Xは、アンドロメダ銀河の伴銀河でもある。.
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アンドロメダ座XIX
アンドロメダ銀河 アンドロメダ座XIX(Andromeda XIX)は、アンドロメダ銀河の伴銀河であり、局部銀河群の一部である。アンドロメダ座XIXは「局部銀河群で最も長く伸びた矮小銀河」であると考えられており、半径は1.7キロパーセクにもなる。カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡で発見された。.
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アンドロメダ銀河
アンドロメダ銀河（アンドロメダぎんが、Andromeda Galaxy、M31、NGC 224）は、アンドロメダ座に位置する地球から目視可能な渦巻銀河である。さんかく座銀河 (M33) 、銀河系（天の川銀河）、大マゼラン雲、小マゼラン雲などとともに局部銀河群を構成する。.
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カシオペヤ座矮小銀河
記載なし。
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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。.
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。 1000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局部銀河群に属している。.
銀河群
銀河群（ぎんがぐん、Galaxy group, group of galaxies, GrG）は、各々がそれぞれ銀河系程度の明るさを持つ、50個程度かそれ以下の銀河が重力的に結びついた集合体である。これよりも銀河の数が多いと銀河団と呼ばれる。また、銀河群や銀河団が集まったものは超銀河団と呼ばれる。 銀河系は、局部銀河群と呼ばれる銀河群の一部である。.
IC 1613
IC 1613（Caldwell 51）は、くじら座26番星の近くにある矮小不規則銀河である。1906年にマックス・ヴォルフが発見した。地球に向かって234km/sの速度で近づいている。 IC 1613は局部銀河群に属している。距離を推定するための、ケフェイド変光星の周期と光度の関係の校正に重要な役割を果たしている。マゼラン雲以外では、こと座RR型変光星が観測される唯一の局部銀河群に存在する矮小不規則銀河である。 1999年、Coleらはハッブル宇宙望遠鏡を用いて、この銀河は70億歳以下の恒星によって大部分が占められていることが発見された。彼らはヘス図を用いて、この銀河の進化の歴史がペガスス座矮小不規則銀河と似ていることも発見した。どちらの銀河もIr Vに分類される。また1999年に、Antonelloらは、IC 1613内に5つの種族IIのケフェイド変光星を発見し、 IC 1613には非常に古い恒星が存在するという自らの説を立証した。1999年、King, Modjaz, & LiはIC 1613内で初めての新星を発見した。.
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M110 (天体)
M110 (NGC205) は、アンドロメダ座に位置する楕円銀河である。.
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M32 (天体)
M32 (NGC 221) は、アンドロメダ座にある楕円銀河。アンドロメダ銀河 (M31) の伴銀河であり、局部銀河群に属する。.
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NGC 147
NGC 147（Caldwell 17） は、カシオペヤ座に位置する矮小円銀河。アンドロメダ銀河（M31）の伴銀河であり、我々の住む銀河を含む局部銀河群の一員でもある。近くに輝くNGC 185は同じくM31の伴銀河であり、このNGC 147と実際の宇宙空間でもペアとなっている。NGC 147はジョン・ハーシェルによって1829年9月に発見された。NGC 185よりはわずかに大きいが、両者ともその光は微かである。それでもこの2つの銀河は小望遠鏡で見ることが出来る。 NGC 147が局部銀河群の一員であることは、1944年にウォルター・バーデが確認した。この時バーデはロサンゼルス近郊にあるウィルソン山天文台の2.54メートル（100インチ）望遠鏡によってこの銀河を個々の星に分解した。.
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NGC 185
NGC 185（Caldwell 18）は、カシオペヤ座の方向の208万光年の位置にある矮小楕円銀河である。有名なアンドロメダ銀河の伴銀河で、1787年11月30日にウィリアム・ハーシェルにより発見された。他の矮小楕円銀河とは異なり、NGC 185には若い星団も含まれ、最近まで低い割合で星形成が進んでいた。NGC 185は活動銀河で、2型のセイファート銀河に分類される。.
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NGC 3109
NGC 3109は、うみへび座の方角に約430万光年の位置にある小さな棒渦巻銀河である。局部銀河群のサブグループでは最も明るい。NGC 3109はポンプ座矮小銀河と潮汐力で相互作用していると考えられている。1835年3月24日に南アフリカでジョン・ハーシェルによって発見された 。.
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NGC 55
NGC 55（Caldwell 72）は、ちょうこくしつ座に位置する銀河である。 日本国内で見える銀河としてはアンドロメダ銀河、さんかく座銀河に次いで明るいが、東京での南中高度15度ほどと南に低いことから目立たない存在となっている。.
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NGC 6822
NGC 6822（Caldwell 57）は、いて座にある棒状構造の見られる不規則銀河である。局部銀河群に属している。1881年にアメリカの天文学者エドワード・エマーソン・バーナードによって発見された。発見者であるバーナードの名前をとってバーナードの銀河ともいう。 ハッブルのVと呼ばれるガス雲が存在し、研究者による観測も行われている。.
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暗黒物質
暗黒物質（あんこくぶっしつ、dark matter ダークマター）とは、天文学的現象を説明するために考えだされた「質量は持つが、光学的に直接観測できない」とされる、仮説上の物質である。"銀河系内に遍く存在する"、"物質とはほとんど相互作用しない"などといった想定がされており、間接的にその存在を示唆する観測事実は増えているものの、その正体は未だ不明である。.
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恒星ストリーム
恒星ストリーム（こうせいストリーム・Stellar stream）とは、銀河を取り巻く恒星または水素ガスで構成された構造物である。.
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