コミュニケーション

1501 関係: ADS 16402、APM 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J0555-57、銀河、銀河団、融点、選択触媒還元脱硝装置、華氏、褐色矮星、視程、計量単位一覧、計量法に基づく計量単位一覧、高温超伝導、魔装機神シリーズの登場兵器、負温度、超伝導、超伝導転移端センサー、超伝導電磁石、超イオン伝導体、超臨界水、超臨界流体、超流動、超新星、黒体、黒体放射、近似による誤差、脈動白色矮星、脂肪族ポリケトン、重力波 (相対論)、重水、量の次元、量子脳理論、臨界磁場、自由浮遊惑星、金属間化合物、金星、金星の大気、酸化マグネシウム、酸化レニウム(VI)、酸化インジウムスズ、酸化ガリウム(III)、酸化クロム(III)、酸素、酸素燃焼過程、酒石酸カリウムナトリウム、色温度、鉄系超伝導物質、鉛、蛍光灯、電子化物、電子ボルト、電気抵抗、電気抵抗率の比較、雑音温度、速さ、耐熱ガラス、降着円盤、G2 (星雲)、GCIRS 13E、GJ 1214、GJ 1214 b、GJ 1245、GJ 3021、GJ 3470 b、Gliese 180、GRB 101225A、GSC 02620-00648、GSC 02652-01324、HAT-P-11、HAT-P-12、HAT-P-3、HAT-P-4、HAT-P-5、HAT-P-7、HAT-P-7b、HAT-P-8、HAT-P-9、HD 101065、HD 10180、HD 101930、HD 102117、HD 102195、HD 102272、HD 102365、HD 104985、HD 111232、HD 114729、HD 11506、HD 125612、HD 12661、HD 128311、HD 130322、HD 131399 Ab、HD 133131、HD 134064、HD 13931、HD 140283、HD 141937、HD 142、HD 142415、HD 1461、HD 147018、HD 147506、HD 147513、HD 149026、HD 161693、HD 16175、HD 162826、HD 167042、HD 16760、HD 170469、HD 17092、HD 171238、HD 17156、HD 173739とHD 173740、HD 179949、HD 183263、HD 187085、HD 187123、HD 188753、HD 189733、HD 197027、HD 20367、HD 204313、HD 205739、HD 20782、HD 210277、HD 213240、HD 215497、HD 216770、HD 217107、HD 219828、HD 221287、HD 222582、HD 224693、HD 23079、HD 23596、HD 240210、HD 24040、HD 2638、HD 269810、HD 27894、HD 28254、HD 290327、HD 30177、HD 30562、HD 32518、HD 33283、HD 33564、HD 34445、HD 37124、HD 37605、HD 40307、HD 40979、HD 4113、HD 4203、HD 4208、HD 4308、HD 43197、HD 43691、HD 44219、HD 45350、HD 45652、HD 47536、HD 48265、HD 49674、HD 49798、HD 50554、HD 52265、HD 5388、HD 5980、HD 6434、HD 6718、HD 69830、HD 70642、HD 72659、HD 73256、HD 75289、HD 76700、HD 7924、HD 80606とHD 80607、HD 82943、HD 8535、HD 85512 b、HD 8574、HD 85951、HD 86081、HD 86264、HD 92788、HD 93083、HD 93129A、HD 9446、HD 96167、HD 98618、HE 0107-5240、HE 0437-5439、HIDランプ、HIP 12961、HIP 13044、HIP 14810、HIP 41378、HIP 5158、HIP 57050、HIP 70849、HIP 85605、HR 8799 b、HR 8799 c、HR 8799 d、HR 8799 e、HV 2112、IRAS、IRAS 17163-3907、IRC-10414、ISO 1、ISO 31-0、ISO 80000-5、ISO 80000-7、ITER、K、K2-229b、K2-3、K2-99b、KELT-9b、KOI-4878.01、KOI-74b、KPS 9566、LHS 1140b、LHS 288、LHS 292、M、MKSA単位系、MKS単位系、MOA-2007-BLG-192L、MOA-2007-BLG-400L、NGC 206、NGTS-1b、OGLE-2005-BLG-071L、OGLE-2005-BLG-390Lb、OGLE-2006-BLG-109L、OGLE-TR-111、OGLE-TR-122、OGLE-TR-132、OGLE-TR-182、OGLE-TR-211、OGLE-TR-56、OGLE2-TR-L9、OJ 287、OTS 44、P過程、PSO J318.5338-22.8603、PSR B1913+16、PSR B1937+21、PSR J1909-3744とEQ J190947-374414、R136a2、R85、RG 0050-2722、Rp過程、RX J1856.5-3754、S Ori 70、S/2001 (2001 QW322) 1、S2 (恒星)、SCP 06F6、SCR 1845-6357、SI基本単位、SN 2005gl、SSSPM J1549-3544、Su-57 (航空機)、T、TRAPPIST-1、TRAPPIST-1b、TRAPPIST-1c、TRAPPIST-1d、TRAPPIST-1e、TRAPPIST-1f、TRAPPIST-1g、TRAPPIST-1h、TYC 8241 2652 1、UGPS 0722-05、Unicodeにおけるラテン文字、Unicodeの互換文字、V774104、VB 10、VFTS 352、WASP-1、WASP-10、WASP-107b、WASP-11/HAT-P-10、WASP-11b/HAT-P-10b、WASP-12、WASP-121b、WASP-12b、WASP-14、WASP-15、WASP-16、WASP-17、WASP-18、WASP-19、WASP-19b、WASP-1b、WASP-2、WASP-20、WASP-3、WASP-4、WASP-43b、WASP-5、WASP-6、WASP-7、WASP-8、WASP-9、WD 1425+540、WISE J085510.83-071442.5、WISEPA J182831.08+265037.8、WMAPコールドスポット、WOH G64、WS-10 (エンジン)、WS-13 (エンジン)、X線天文学、XO-1、XO-2、XO-3、XO-3b、XO-4、XO-5、Zマシン、抵抗変化型メモリ、林トラック、恒星、恒星内元素合成、恒星磁場、恒星進化論、東京メトロ1000系電車、核 (天体)、核融合反応、根二乗平均速度、格子エネルギー、標準モルエントロピー、標準状態、標準気圧、毎メートル、比熱容量の比較、水、水素、水酸化ナトリウム、水星、水星の大気、水星の植民、氷点下、気体、沖国大米軍ヘリ墜落事件、液体窒素、液体酸素、液体水素、温度、温度の単位の換算、温度の比較、温度勾配、木星、月、惑星の居住可能性、惑星系の一覧、成層圏突然昇温、流体静力学、海王星、新しいSIの定義、文字様記号、放射圧、数量の比較、(119979) 2002 WC19、(225088) 2007 OR10、(26308) 1998 SM165、(308933) 2006 SQ372、(471143) 2010 EK139、(59358) 1999 CL158、(6178) 1986 DA、(84922) 2003 VS2、0、1RXS J160929.1-210524、1SWASP J140747.93-394542.6、2003 LA7、2004 XR190、2005 HC4、2005 VX3、2010 KZ39、2011 QF99、2013 BL76、2M1207、2M1207b、2MASS J21265040-8140293、3K、4K、4U 0142+61、6月26日、7。 インデックスを展開 (1451 もっと) » « コンパクトインデックス

ADS 16402

ADS 16402は太陽に似た2つの恒星から構成される連星系である。とかげ座の方向に約450光年離れた位置にある。2つの恒星は約1,600AU離れており、年齢は約36億年と推定される。伴星ADS 16402Bは、HAT-P-1とも呼ばれる。ジョン・ハーシェルが1831年に発見した。.

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APM 08279+5255

APM 08279+5255は、やまねこ座の方向に存在するクエーサーである。.

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原始惑星状星雲

原始惑星状星雲 (protoplanetary nebula、PPN)は、中質量の恒星(1-8 M☉)の一生のうち最後から2番目にあたる段階で、漸近巨星分枝の後期から惑星状星雲へと進化する途中の天体である。原始惑星状星雲は赤外線を強く放射する。.

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原始惑星系円盤

原始惑星系円盤（げんしわくせいけいえんばん、protoplanetary disk）は新しく生まれた恒星（おうし座T型星）の周囲を取り巻く濃いガスが回転している円盤である。英語では proplyd という略称で呼ばれる場合もある。原始惑星系円盤のガス物質は円盤の内側の境界から中心星の表面に向かって落ち込んでいるため、この円盤は一種の降着円盤であると見ることもできる。（この降着過程は円盤内部で物質が集積して惑星が作られる過程とは別である。） おうし座T型星を取り巻く原始惑星系円盤は、近接連星系の周囲に存在する円盤とは大きさや温度の点で異なっている。原始惑星系円盤の半径は約1,000天文単位までで、連星系の円盤に比べて低温である。その温度は円盤の最も内側でようやく1,000Kを越える程度である。原始惑星系円盤には多くの場合ジェットが付随している。 典型的な原始星は水素分子を主成分とする分子雲から生まれる。分子雲の一部で大きさ・質量・密度などがある上限値に達すると、その雲の塊は自己重力によって収縮を始める。このような収縮しつつあるガス雲は原始太陽系星雲 (solar nebula) と呼ばれ、収縮によって密度が次第に高くなる。この収縮過程でガス雲が元々持っていたガスの乱雑運動は均される一方で、ガス雲の全角運動量は角運動量保存則によって不変なため、原始太陽系星雲が収縮して小さくなるにつれて星雲全体がある回転軸の周りに自転するようになる。この自転によって（生地を回転させることで平たいピザができるのと同様に）ガス雲は扁平になり、円盤状の形状を持つようになる。この最初の収縮過程は約10万年続く。この収縮が終わる頃には中心星の表面温度は同じ質量を持つ主系列星と同程度にまで上昇し、光を放射して外部から見えるようになる。この段階に達した星はおうし座T型星と呼ばれる。その後、円盤から中心星へのガスの降着が約1,000万年続いた後、円盤は外部から見えなくなる。円盤が観測されなくなる原因は、中心星の恒星風によって吹き飛ばされるか、あるいは単に質量降着が終わって円盤が光を放射しなくなるためだと考えられている。これまでに発見されている原始惑星系円盤で最も年齢が古いものは約2,500万年である。 太陽系の形成を説明する星雲説では原始惑星系円盤がどのようにして惑星系へと進化するかを次のように説明している。原始惑星系円盤の内部では、塵や氷の微粒子が静電気力や重力相互作用によって集積し、微惑星が作られる。この集積過程は、円盤のガスを系の外に四散させようとする中心のおうし座T型星からの恒星風や、円盤の物質を中心星に落とし込もうとする降着過程との競争となる。 我々の銀河系の中では、いくつかの若い星の周囲で原始惑星系円盤が観測されている。このような原始惑星系円盤は1984年にがか座β星で最初に発見された。最近のハッブル宇宙望遠鏡による観測で、オリオン大星雲の中に多くの原始惑星系円盤が見つかっている。 また太陽に近い明るい恒星の中でも、こと座のベガやかんむり座α星、みなみのうお座のフォーマルハウトなどでガスや塵からなる大きな円盤が恒星を取り巻いているのが発見され、当初は原始惑星系円盤ではないかと考えられた。これらのうち、ベガとフォーマルハウトはカストル運動星群 (Castor co-moving group) と呼ばれるほぼ同じ空間運動をしている恒星で、かつては同じ星間雲から生まれたと考えられている。最近のヒッパルコス衛星による観測で、この運動星群の年齢は約2±1億年と見積もられている。このことから、ベガとフォーマルハウトに見られる赤外線放射の超過は原始惑星系円盤というよりは、微惑星同士の衝突の過程で弾き飛ばされた小天体からなる円盤という解釈が妥当であると現在では考えられている。この説はハッブル宇宙望遠鏡によるフォーマルハウトの円盤の観測によっても裏付けられている。.

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おおぐま座47番星

おおぐま座47番星 (47 Ursae Majoris, 47 UMa) は約46光年の距離に位置するおおぐま座の恒星で、太陽とよく似た黄色の主系列星である。2010年現在3つの惑星（太陽系外惑星）の存在が確認されている。.

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おおぐま座ミュー星

おおぐま座μ星（おおぐまざミューせい、μ UMa / μ Ursae Majoris）は、おおぐま座の恒星で3等星。.

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おおぐま座ラムダ星

おおぐま座λ星（おおぐまざラムダせい、λ UMa / λ Ursae Majoris）は、おおぐま座の恒星で3等星。.

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おおぐま座プサイ星

おおぐま座ψ星 (おおぐまざプサイせい、ψ UMa / ψ Ursae Majoris) は、おおぐま座の恒星である。 この星は橙色の巨星である。.

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おおぐま座パイ2星

おおぐま座π2星は、おおぐま座の方向約256光年の距離にある、橙色巨星である。太陽系外惑星が1つ、この恒星の周りを公転していることが明らかとなっている。.

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おおぐま座デルタ星

おおぐま座δ星は、おおぐま座の恒星。北斗七星の中で唯一の3等星である。.

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おおぐま座ニュー星

おおぐま座ν星（おおぐまざニューせい、ν UMa / ν Ursae Majoris）は、おおぐま座の恒星で3等星。.

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おおぐま座ベータ星

おおぐま座β星は、おおぐま座の恒星で2等星。北斗七星を形成する恒星の1つでもある。.

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おおぐま座イータ星

おおぐま座η星は、おおぐま座の恒星で2等星。北斗七星を形成する恒星の1つでもあり、ひしゃくの柄の先に位置する。.

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おおぐま座イプシロン星

おおぐま座ε星は、おおぐま座の恒星で2等星。北斗七星を形成する恒星の1つでもある。.

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おおぐま座イオタ星

おおぐま座ι星（おおぐまざイオタせい、ι UMa / ι Ursae Majoris）は、おおぐま座の恒星で3等星。.

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おおぐま座オミクロン星

おおぐま座ο星（おおぐまざオミクロンせい、ο UMa / ο Ursae Majoris）は、おおぐま座にある3等星の恒星である。.

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おおぐま座カイ星

おおぐま座χ星（おおぐまざカイせい、χ UMa / χ Ursae Majoris）は、おおぐま座の恒星で4等星。.

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おおぐま座ガンマ星

おおぐま座γ星は、おおぐま座の恒星で2等星。北斗七星を形成する恒星の1つでもある。.

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おおぐま座クシー星

おおぐま座ξ星（おおぐまざクシーせい、ξ UMa / ξ Ursae Majoris）は、おおぐま座の恒星で4等星。連星であることが発見された初めての恒星で、複雑な連星系を成している。.

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おおぐま座シータ星

おおぐま座θ星（）はおおぐま座にある恒星である。見かけの明るさは3.18等で、おおぐま座の中では明るい恒星である。年周視差の値に基づくと、地球からの距離は43.96光年になる。 1976年、Helmut A. AbtとSaul G. Levyは、おおぐま座θ星に、公転周期371日で主星を公転する伴星がある事を発表した。しかし、1987年に、Christopher L. MorbeyとRoger F. Griffinは、これはデータの偶然だけで十分に説明出来るとして、伴星は存在しないと指摘した。2009年にアリゾナ州にあるで観測が行われ180m/sの視線速度を検知したが、ケプラー軌道を裏付けるのにはっきりとした結果は得られなかった。また、おおくま座θ星から約4.1度離れた位置には14等級の3重連星系があるが、これらは見かけの二重星とされている。 おおぐま座θ星はスペクトル型F6IVの準巨星とされてきた。しかし、2009年にHelmut A. Abtは、おおぐま座θ星はまだ主系列星の段階にあると主張し、それを踏まえて、スペクトル型をF7Vとしている場合もある。質量は太陽の1.41倍、半径は約2.5倍である。太陽よりも、光度は大きく、誕生から22億年が経過しているとされている。表面温度は約6,300Kである。おおぐま座θ星はF型主系列星なので、肉眼では、黄白色に光って見える。 マクドナルド天文台の研究チームは0.05-5.2auの範囲に0.24-4.6木星質量の惑星が存在していると主張している。.

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おおぐま座BE星

おおぐま座BE星（BE Ursae Majoris、BE UMa）は、おおぐま座の方角、地球からおよそ7,000光年の距離にある食変光星である。.

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おおぐま座LM星

おおぐま座LM星（おおぐまざLMせい、LM Ursae Majoris、LM UMa）は、おおぐま座の方向に位置する脈動変光星である。.

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おおぐま座W星

おおぐま座W星（おおぐまざWせい、W Ursae Majoris、W UMa）は、おおぐま座の方角にある食変光星である。視等級は約7.9で、暗くて肉眼では見えないが、小さい望遠鏡を使えば見ることができる。視差の測定より、地球から約170光年離れていることが分かっている。.

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おおいぬ座デルタ星

おおいぬ座δ星は、おおいぬ座の恒星で2等星。.

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おおいぬ座ベータ星

おおいぬ座β星は、おおいぬ座の恒星で2等星。.

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おおいぬ座イータ星

おおいぬ座η星は、おおいぬ座の恒星で2等星。.

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おおいぬ座イプシロン星

おおいぬ座ε星は、おおいぬ座の恒星で2等星。1.50等星と、2等星の中では最も明るい。.

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おおいぬ座オミクロン2星

おおいぬ座ο2星（おおいぬざオミクロン2せい、ο2 CMa / ο2 Canis Majoris）は、おおいぬ座の恒星で3等星。 知られている中で、最も光度が大きな恒星の1つである。核内で燃料として水素を使い終えた超巨星で、ヘリウムを炭素に融合する過程に入っている。この燃料を使い終わると、超新星爆発を起こすと考えられている。 地球から見て近隣におおいぬ座ο1星があるが、重力的な相互作用はない。しかし、2つの恒星は100光年以内の距離にある。.

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おおいぬ座カッパ星

おおいぬ座κ星 (κ CMa, κ Canis Majoris) は、おおいぬ座の恒星である。 この星は青白色の主系列星である。カシオペヤ座γ型変光星に分類されており、等級は+3.42から+3.97まで変化する。.

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おおいぬ座ガンマ星

おおいぬ座γ星（おおいぬざガンマせい、γ CMa）はおおいぬ座の4等星。.

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おおいぬ座シグマ星

おおいぬ座σ星 (σ CMa / σ Canis Majoris) は、おおいぬ座の恒星で3等星。 おおいぬ座σ星は橙色の超巨星で、不規則型の脈動変光星に分類される。.

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おおいぬ座ゼータ星

おおいぬ座ζ星は、おおいぬ座の恒星で3等星。おおいぬの足先に位置する。.

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おおいぬ座VY星

おおいぬ座VY星（おおいぬざVYせい）は、おおいぬ座にある赤色超巨星である。.

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おおかみ座デルタ星

おおかみ座δ星は、おおかみ座の恒星で3等星。 おおかみ座GG星とは、見かけの二重星である。.

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おおかみ座ベータ星

おおかみ座β星は、おおかみ座の恒星で3等星。.

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おおかみ座アルファ星

おおかみ座α星は、おおかみ座で最も明るい恒星で2等星。.

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おおかみ座イータ星

おおかみ座η星は、おおかみ座の恒星で3等星。.

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おおかみ座イプシロン星

おおかみ座ε星は、おおかみ座の恒星で3等星。.

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おおかみ座ガンマ星

おおかみ座γ星 （おおかみざガンマせい、Gamma Lupi / γ Lup) はおおかみ座にある3等星。青白色の準巨星である。 中国では星官「騎官」に属しており、騎官第一星（騎官一）に当たっていた。.

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おおかみ座ゼータ星

おおかみ座ζ星（）は、おおかみ座にある3等級の恒星である。.

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おとめ座59番星

おとめ座59番星 (59 Virginis) は、おとめ座の領域にあり、太陽系から約57光年の位置にあるG型主系列星である。太陽より40億年以上若い、年齢1億～5億1000万年程度の星と考えられている。2013年7月、ハワイのすばる望遠鏡による観測で、木星型の太陽系外惑星が発見された。.

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おとめ座61番星

おとめ座61番星 (61 Virginis) は太陽と似た恒星で、おとめ座にあり地球からは26.9光年離れている。太陽系近傍の恒星としては最も太陽に近い性質を持つとされ、2009年までに3つの太陽系外惑星が発見されている。.

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おとめ座70番星

おとめ座70番星 (70 Virginis, 70 Vir) は、おとめ座の方角に約59光年の距離にあるG型主系列星である。このスペクトル型にしては異常に明るく、準巨星の段階が始まったばかりだと考えられている。.

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おとめ座ラムダ星

おとめ座λ星（おとめざラムダせい、λ Vir / λ Virginis）は、おとめ座の恒星で5等星。5.00等の主星と5.63等の伴星による連星系と考えられている。.

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おとめ座デルタ星

おとめ座δ星は、おとめ座の恒星で3等星。.

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おとめ座ファイ星

おとめ座φ星（おとめざファイせい、φ Vir / φ Virginis）は、おとめ座の恒星で5等星。4.92等の黄色巨星または準巨星のA星と10.02等の橙色矮星のB星からなる連星系で、A星自身も分光連星である可能性を示唆されている。.

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おとめ座ベータ星

おとめ座β星 (おとめざベータせい、β Vir / β Virginis) は、おとめ座の方角にある恒星で4等星。.

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おとめ座イータ星

おとめ座η星 (おとめざイータせい、η Vir / η Virginis) は、おとめ座の方角にある恒星で4等星。.

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おとめ座イプシロン星

おとめ座ε星（おとめざイプシロンせい、ε Vir / ε Virginis）は、おとめ座の恒星である。.

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おとめ座イオタ星

おとめ座ι星 (おとめざイオタせい、ι Vir / ι Virginis) は、おとめ座の方角にある恒星で4等星。.

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おとめ座カッパ星

おとめ座κ星（おとめざカッパせい、κ Vir / κ Virginis）は、おとめ座の恒星で4等星。.

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おとめ座カイ星

おとめ座χ星 (おとめざカイせい、Chi Virginis, χ Vir) は、おとめ座の恒星で5等星である。 四重連星であり、おとめ座χ星Aは4.66等級のK型橙色巨星、離角173.1秒のおとめ座χ星Bはスペクトル型K0で9.1等級、離角221.2秒のおとめ座χ星Cは10等級、離角321.2秒のおとめ座χ星Dは9.1等級である。.

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おとめ座ガンマ星

おとめ座γ星（）はおとめ座にある3等級の連星である。.

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おとめ座ゼータ星

おとめ座ζ星は、おとめ座の恒星で3等星。 スピカのほぼ北に位置し、γ星とで正三角形を描く。また、ろくぶんぎ座α星同様に天の赤道の近くに位置している。歳差運動により、1883年2月より天の赤道から南側に位置する事となった。.

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おとめ座GW星

おとめ座GW星は、PG1159型星のプロトタイプ星である。紫外線を用いたPalomar-Green surveyで発見され、惑星状星雲の中心星から白色矮星への移行過程にあることが分かった。 この星の光度が変化することは1979年に観測され、1985年におとめ座GW型変光星と命名された, P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovets, and N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #2681, March 8, 1985.

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おとめ座HW星

おとめ座HW星(HW Virginis)とは地球から見ておとめ座の方向に位置するスペクトル型がsdB型のB型準矮星とM型の赤色矮星から成る連星系である。アルゴル型変光星でもある。.

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おとめ座OY星

おとめ座OY星（おとめざOYせい、OY Virginis、OY Vir）は、おとめ座の方向に位置する脈動変光星である。.

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おとめ座QS星

おとめ座QS星（QS Virginis, QS Vir）とは、太陽系から160光年の位置にある食連星・激変星である。3.37時間で共通重心を周回する近接した白色矮星と赤色矮星から構成され、さらにその周囲を別の天体が公転しているとされている。 第3の天体について詳細は分かっていない。2009年の報告当初、は太陽系外惑星と考えられていたが、後の研究でより質量の大きい天体（褐色矮星か低質量の恒星）であることが示された。.

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おひつじ座30番星

おひつじ座30番星(30 Arietis)とはおひつじ座の方向に約130光年離れた位置にある太陽より明るい2つのF型主系列星を主星とした2つの連星系から成る4重連星系である。.

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おひつじ座39番星

おひつじ座39番星（）はおひつじ座の方向に、約170光年離れた位置にある5等級の恒星である。寿命を迎えつつある橙色巨星の段階にある。.

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おひつじ座41番星

おひつじ座41番星 (41 Arietis, 41 Ari) は、おひつじ座の恒星で4等星。.

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おひつじ座デルタ星

おひつじ座δ星は、おひつじ座の恒星で4等星。K型の巨星で、わずかな変光が観測されているが、真に変光星であるかは定かではない。.

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おひつじ座ベータ星

おひつじ座β星は、おひつじ座の恒星で3等星。.

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おひつじ座アルファ星

おひつじ座α星は、おひつじ座で一番明るい恒星で2等星。.

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おひつじ座ガンマ星

おひつじ座γ星は、おひつじ座の恒星で4等星。.

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おひつじ座TZ星

記載なし。

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おうし座16番星

おうし座16番星(16 Tauri)は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属する5等星。.

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おうし座17番星

おうし座17番星(17 Tauri)は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属している。.

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おうし座19番星

おうし座19番星(19 Tauri)は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属する4等星。.

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おうし座20番星

おうし座20番星(20 Tauri)は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属する4等星。プレアデス星団の中でも明るいものの一つ。.

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おうし座21番星

おうし座21番星は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属している。.

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おうし座22番星

おうし座22番星は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属す。.

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おうし座23番星

おうし座23番星(23 Tauri)は、おうし座に位置する恒星でプレアデス星団に属している。.

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おうし座27番星

おうし座27番星(27 Tauri)は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属している。.

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おうし座28番星

おうし座28番星(28 Tauri)は、おうし座の恒星でプレアデス星団に属す。 プレアデス星団の中では輝星の一つだが、視等級は5.09と暗く、また近くに約4倍明るいおうし座27番星が見えるために裸眼で見つけるのは難しい。.

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おうし座ラムダ星

おうし座λ星（おうしざラムダせい、λ Tau / λ Tauri）は、おうし座の恒星で3等星。 三重星系である。主星のおうし座λ星Aは青白色のB型主系列星。光度は太陽の約4000倍であり、半径は太陽の6.6倍である。伴星は白色のA型準巨星で太陽の5.5倍の半径、95倍の光度を持つ。これらは共通の重心を0.1天文単位離れて3.95日の周期で公転している。系には3つめの暗い恒星が33日の周期で回っている。 てんびん座δ星とともに、1909年にフランク・シュレシンジャーによって、回転によるスペクトルの線幅拡大が初めて観測された, Frank Schlesinger, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol.

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おうし座デルタ1星

おうし座δ星（おうしざデルタせい、δ Tau, δ Tauri）は、おうし座の恒星で4等星。.

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おうし座ベータ星

おうし座β星は、おうし座で2番目に明るい恒星で2等星。.

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おうし座イータ星

おうし座η（イータ）星 (η Tau / η Tauri) は、おうし座の恒星で3等星。プレアデス星団で 最も明るい恒星である。 プレアデス星団の構成.

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おうし座イプシロン星

おうし座ε星（おうしざイプシロンせい、Epsilon Tauri）は、おうし座の方角に位置する橙色巨星である。ヒアデス星団に属する恒星。.

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おうし座オミクロン星

おうし座ο星（おうしざオミクロンせい、)は、おうし座にある恒星である。おうし座ο星は、黄色のG型巨星で、視等級は3.6等ある。この恒星の質量は太陽の3倍、半径は15倍である。干渉法で測定した後者の値に基づくと、自転周期は533日である。地球からは約212光年離れており、太陽の155倍の光度を持つ。 おうし座ο星は連星であり、2つの恒星は、0.263の軌道離心率で、1,655日間の周期で互いの周りを公転している。.

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おうし座ガンマ星

おうし座γ星（おうしざガンマせい、γ Tau, γ Tauri）は、おうし座の恒星で4等星。 二重星とされているが、伴星について特にわかっていることはない。主星AはG9.5～K0のスペクトルを持つ巨星である。.

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おうし座シータ星

おうし座θ星（おうしざシータせい、θ Tau, θ Tauri）は、おうし座の二重星であり、ヒアデス星団のメンバーである。 5.62′離れた2つの星から構成される。視差の測定から、おうし座θ1星は地球から約152光年、おうし座θ2星は約157光年の距離に位置すると推定されている。 Jim Kalerは、θ1とθ2が実際の連星であるかどうかわからないとする一方、次のように述べている。測定された2星の距離の差 約4光年は、多分に連星ではない事を示唆している。もし距離に誤差があり、同じ距離にあったと仮定すると、16,000 AU以上離れ周期70万年以上となるが、互いの重力作用により、このような連星系は存在しえない。 おうし座θ1星は、橙色の巨星である。一方、おうし座θ2星は、白色の巨星でたて座δ型変光星であり、光度は約1.82時間の周期で+3.35から+3.42まで変化する。 どちらの恒星も分光連星であり、少なくとも1つの暗い伴星を持っている。おうし座θ1星は0.082″、少なくとも4光年離れたところに7等星を伴っている。おうし座θ2星は0.005″、少なくとも2光年離れたところに6等星を伴っており、141日で公転している。.

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おうし座ゼータ星

おうし座ζ星（おうしざゼータせい、ζ Tau, ζ Tauri）は、おうし座の恒星で3等星。.

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おうし座CE星

おうし座CE星は、太陽から約1800光年離れたところにある 赤色超巨星で、学名は119 Tauri (略称はCE Tau) 。半径は太陽の約600倍あり、光度は太陽の約43,000倍あるとされている。この恒星はおうし座の中に位置しており、4.23等と4.54等の間を変光するSRC型の脈動変光星である。.

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おうし座GR星

おうし座GR星（GR Tauri、GR Tau）は、おうし座の方角に地球からおよそ1,120光年の距離にある食変光星である。.

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おうし座IK星

おうし座IK星（IK Tauri）は、おうし座にあるミラ型変光星である。.

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おうし座T星

おうし座T星（T Tauri、T Tau）は、おうし座にある変光星で、おうし座T型星の典型である。ヒヤデス星団のV字型の最も北、おうし座ε星の近くにあり、星団の一員のように見えるが、実際にはヒヤデス星団より300光年程遠くにあり、一緒に誕生したのではないと考えられる。.

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おうし座V411星

おうし座V411星（V411 Tauri）は、おうし座の方角、地球からおよそ150光年離れた場所にある白色矮星である。.

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たて座デルタ星

たて座δ星 (Delta Scuti, δ Sct) は、たて座にある恒星である。たて座δ型変光星のプロトタイプとされる。.

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たて座アルファ星

たて座α星（たてざアルファせい、α Sct / α Scuti）は、たて座で最も明るい恒星である。 この星は橙色の巨星である。.

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たて座UY星

たて座UY星（たてざUYせい）はSRC型の脈動変光星で、直径は太陽の約1,700倍あるとされる赤色超巨星であり、太陽系の中心に置けば木星の軌道に達する程あるのは確実だが、正確な直径はまだ知られていない。距離は太陽からおよそ2,900パーセク(9,500光年)の位置にある。.

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ぎょしゃ座AE星

ぎょしゃ座AE星（AE Aurigae、AE Aur）は、ぎょしゃ座にある逃走星で、散光星雲IC 405を光らせる光源となっている恒星でもある。.

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ぎょしゃ座プサイ1星

ぎょしゃ座ψ1星は、太陽から約4,000光年離れたところにある 赤色超巨星。学名はψ1Aurigae（略称はψ1Aur）で、光度は太陽の約63,000倍あるとされている。この恒星はぎょしゃ座の中に位置しており、4.54等と5.7等の間を変光するLC型の脈動変光星である。.

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ぎょしゃ座パイ星

ぎょしゃ座π星（ぎょしゃざパイせい、π Aur / π Aurigae）は、ぎょしゃ座の方角にある恒星である。2等星であるぎょしゃ座β星の北、赤緯+1°に見える。 ぎょしゃ座π星はM型の輝巨星で、地球からは約750光年離れている。不規則型の脈動変光星に分類され、明るさは+4.24等級から+4.34等級まで変化する。.

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ぎょしゃ座デルタ星

ぎょしゃ座δ星（ぎょしゃざデルタせい、δ Aur / δ Aurigae）は、ぎょしゃ座に位置する多重星である。 「主星」のAは橙色のK型巨星で、+3.83等級である。「伴星」は、Bが+10.6等級で124.4秒離れており、Cが+10.1等級で195.5秒離れている。更に、Cも二重星で、94.3秒離れた+11.4等の「伴星」Dがある。これらは全て見かけの重星で、物理的な関係はないと考えられる。 一方で、ぎょしゃ座δ星は分光連星である。多数の分光観測から求めた視線速度の周期的な変動を分析した結果、公転周期は1283.4日、軌道離心率は0.231と見積もられている。.

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ぎょしゃ座ベータ星

ぎょしゃ座β星は、ぎょしゃ座の恒星で2等星。.

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ぎょしゃ座イータ星

ぎょしゃ座η星（）は、ぎょしゃ座にある3等星の恒星である。.

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ぎょしゃ座イプシロン星

ぎょしゃ座ε星は、ぎょしゃ座の恒星で3等星。変光が確認されて以来長い間その変光メカニズムが説明困難なため研究の対象とされてきた食変光星である。.

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ぎょしゃ座イオタ星

ぎょしゃ座ι星（ぎょしゃざイオタせい、ι Aur / ι Aurigae）は、ぎょしゃ座の恒星で3等星。橙色の輝巨星で、星間塵のせいで約0.6等級暗く見える。.

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ぎょしゃ座オミクロン星

ぎょしゃ座ο星 (ぎょしゃざオミクロンせい、ο Aurigae、ο Aur) は、ぎょしゃ座の恒星で5等星。白色のA型主系列星で、そのスペクトルから恒星大気中にクロムやユウロピウムを多く含むことがわかっている。視等級は5.460等と5等星の中でも暗いほうだが、絶対等級では-0.06と、同じA型主系列星で全天で最も明るく見える恒星であるシリウス（絶対等級 1.42）より約4倍明るい。.

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ぎょしゃ座シータ星

ぎょしゃ座θ星 (ぎょしゃざシータせい、θ Aur / θ Aurigae) は、ぎょしゃ座の恒星で3等星。.

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ぎょしゃ座ゼータ星

ぎょしゃ座ζ星（ぎょしゃざゼータせい、ζ Aur）は、ぎょしゃ座の4等星。.

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ぎょしゃ座NO星

ぎょしゃ座NO星は、太陽から1900光年先に存在するS型の赤色超巨星若しくは輝巨星。この恒星はぎょしゃ座の中に位置しており、学名はNO Aurigae（略称はNO Aur）。質量は太陽の約5倍程度であるが、半径は太陽の約630倍。光度も太陽の75,000倍。6.05等と6.50等の間を変光するLC型の脈動変光星でもある。.

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きりん座ベータ星

きりん座β星（きりんざベータせい、β Cam / β Camelopardalis）は、きりん座で最も明るい恒星である。 この星は連星であり、伴星は7.4等級である。.

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きりん座アルファ星

きりん座α星（きりん座アルファせい、α Camelopardalis / α Cam）は、O型超巨星で、視等級は4.29等である。きりん座では、きりん座β星、きりん座CS星に次いで3番目に明るい。各星座のα星の中では地球から最も遠く、約5,200光年離れた場所にある。.

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きょしちょう座デルタ星

きょしちょう座δ星 (δ Tuc / δ Tucanae) は、きょしちょう座の方角にある連星である。 主星は青白色のB型主系列星で、伴星は+9.3等級で地球からは主星より7秒離れて見える。.

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きょしちょう座ベータ星

きょしちょう座β星は、きょしちょう座の3つの恒星β1とβ2のペアとβ3に対する総称である。.

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きょしちょう座アルファ星

きょしちょう座α星 (きょしちょうざアルファせい、α Tuc / α Tucanae) は、きょしちょう座で最も明るい恒星で3等星。 この星は分光連星で、主星のきょしちょう座α星Aは橙色の巨星である。伴星は直接観測できないが、主星の固有運動の変化から存在が確認される連星である。連星系の軌道周期は11.5年である。.

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きょしちょう座ガンマ星

きょしちょう座γ星 (きょしちょうざガンマせい、γ Tuc / γ Tucanae) は、きょしちょう座の恒星で4等星。黄白色の主系列星。.

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きょしちょう座ゼータ星

きょしちょう座ζ星（きょしちょうざゼータせい、ζ Tuc / ζ Tucanae）は、きょしちょう座の恒星で4等星。黄白色の主系列星。.

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くじゃく座デルタ星

くじゃく座δ星（くじゃくざデルタせい、δ Pav / δ Pavonis）は、くじゃく座の恒星。.

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くじゃく座ベータ星

くじゃく座β星は、くじゃく座の恒星で3等星。 λ星がカシオペヤ座γ星のようなBe星でない限り、この星が星座内で2番目に明るい。.

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くじゃく座アルファ星

くじゃく座α星（くじゃくざアルファせい）は、くじゃく座で最も明るい恒星で2等星。.

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くじゃく座ガンマ星

くじゃく座γ星（くじゃくざガンマせい、γ Pav / Gamma Pavonis）は、くじゃく座の方角にある恒星である。金属量が少なく、ヘリウムより重い元素の割合が小さいと考えられている。近隣の恒星に比べて異常に速いスピードで銀河系を公転している。質量は太陽より小さいと考えられるが、半径は若干大きく、温度も高い。 この恒星は、アメリカ航空宇宙局の地球型惑星探査ミッションTerrestrial Planet Finderの候補天体として、14番目にランクされていた。主星から約1.2天文単位のハビタブルゾーンの中に、地球型惑星が公転していると考えられている。.

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くじら座79番星

くじら79番星は、くじら座の方向約127光年の距離にある連星系である。 主星Aは、太陽より質量が1割程度大きい黄色準巨星である。核での水素の核融合も既に終わって、主系列を離れたと考えられる。 2005年、UKIRTによる観測で、6.2秒離れた位置にある恒星と固有運動が共通していることがわかり、この伴星Bと連星をなしていると考えられるようになった。伴星Bは、質量は太陽の3割程度の赤色矮星とみられる。主星と伴星は、およそ240AU離れている。.

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くじら座94番星

くじら座94番星は、くじら座の方角に約74光年の距離にある連星である。.

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くじら座9番星

くじら座9番星 (9 Ceti, 9 Cet) とは、太陽系からくじら座の方角に67光年離れた位置にある太陽に似た恒星である。HD 1835 やくじら座BE星 (BE Ceti) とも呼ばれる。.

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くじら座ベータ星

くじら座β星は、くじら座の恒星で2等星。.

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くじら座アルファ星

くじら座α星は、くじら座の恒星で3等星。.

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くじら座イータ星

くじら座η星（くじらざイータせい、η Cet / η Ceti）は、くじら座の恒星で3等星。.

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くじら座ガンマ星

くじら座γ星（くじら座ガンマせい、γ Cet）は、くじら座に位置する恒星で3等星。.

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くじら座ゼータ星

くじら座ζ星は、くじら座の恒星で4等星。.

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くじら座タウ星

くじら座τ星（略称: τ Cet ）は地球から、くじら座の方向にある恒星で、太陽に似た黄色のG型主系列星である。.

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くじら座タウ星f

くじら座τ星f（くじらざタウせいf）(英語:Tau Ceti f)とは地球からわずか11.9光年のところにある太陽に似た恒星、くじら座τ星を公転している5つの太陽系外惑星の内の一つである。.

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くじら座YZ星

くじら座YZ星（YZ Ceti）は、太陽系から12光年の距離に存在する赤色矮星である。質量は太陽の13%ほどで、非常に暗いため肉眼では確認できない。この恒星はくじら座UV型の変光星（閃光星）である。 この恒星はくじら座τ星に近く、両者は1.6光年しか離れていない。これは太陽とケンタウルス座α星の距離の3分の1未満である。.

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ちょうこくぐ座アルファ星

ちょうこくぐ座α星 (α Cae / α Caeli) は、ちょうこくぐ座に位置する二重星である。これは見かけの二重星ではなく連星である。 ちょうこくぐ座α星Aは、黄白色の主系列星である。たて座δ型変光星であると推定されている。 伴星のちょうこくぐ座α星Bは、赤色矮星である。くじら座UV型変光星で、光度はランダムに変化する。地球からは主星と8.6秒離れて見え、軌道長半径は206天文単位と推定される。 宇宙速度は、U.

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ちょうこくしつ座アルファ星

ちょうこくしつ座α星（ちょうこくしつざアルファせい、α Scl / α Sculptoris）は、ちょうこくしつ座で最も明るい恒星である。 この星は、青白色の巨星である。おひつじ座SX型変光星に分類され、変光範囲は0.01等である。 この星の光度は太陽の約1700倍で、表面温度は14,000Kである。半径は太陽の7倍であるが、質量は5.5倍である。スペクトルの変化は、かつてはブラックホールが公転しているためだと考えられていたが、現在では大気中の化学組成の変化に由来することが知られている。.

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つる座ベータ星

つる座β星（つるざベータせい）は、つる座の恒星で2等星。同星座のα星と隣り合っている。.

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つる座アルファ星

つる座α星は、つる座の恒星で2等星。本来は明るく、青白く輝く星だが、日本では地平線低くしか昇らない。.

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つる座イプシロン星

つる座ε星（）は、つる座に位置している3等星の恒星である。.

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つる座ガンマ星

つる座γ星（つるざガンマせい、γ Gru / γ Gruis）は、つる座の3等星である。この星は青色巨星で、光度は太陽の210倍近い。元々、クラウディオス・プトレマイオスはみなみのうお座の一部としていた。.

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てんびん座23番星

てんびん座23番星（23 Librae、23 Lib）は、てんびん座にある恒星で、黄道付近にあるので、地球上のほとんどの場所から観測できる。視等級は6.47で、肉眼でみるには非常に暗い空が必要となる。てんびん座23番星の周りには、2つの太陽系外惑星が発見されている。.

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てんびん座デルタ星

てんびん座δ星 (Delta Librae) とは、てんびん座に属する3連星で、アルゴル型食変光星である。.

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てんびん座ベータ星

てんびん座β星（てんびんざベータせい）は、てんびん座で最も明るい恒星で3等星。 この星には2つの大きな特徴があり、1つは緑色の星と表現される事、もう1つはかつてアンタレスより明るかったと報告された事である。.

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てんびん座アルファ星

てんびん座α星（てんびんざアルファせい、α Lib / alpha Librae）は、てんびん座の二重星である。.

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てんびん座シグマ星

てんびん座σ星 (Sigma Librae) は、てんびん座の恒星で3等星。.

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とけい座ベータ星

とけい座β星(とけいざベータせい、β Horologii, β Hor)は、とけい座の恒星で5等星。この星は白色の巨星であり、またA型金属線星である。.

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とけい座アルファ星

とけい座α星 (とけいざアルファせい、α Hor, α Horologii) は、とけい座の恒星で4等星。この星は橙色の巨星である。.

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とけい座イオタ星

とけい座ι星（とけいざイオタせい）は、とけい座の方角に約56光年の位置にあるソーラーアナログである。スペクトル型F8Vの黄白色の主系列星である（以前はスペクトル型G3の準巨星に分類されていた）。半径と質量は太陽より大きく、光度も50%大きい。 1998年、とけい座ι星の周囲を公転する太陽系外惑星が1つ発見された。惑星の軌道が地球の軌道と比較的近いため、とけい座ι星は、アメリカ航空宇宙局のTerrestrial Planet Finderの候補天体リストの69番目にランクされていた。2000年、恒星の周囲に原始惑星系円盤が発見されたが、後にアーチファクトであったことが確認された。.

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とけい座R星

とけい座R星は、とけい座の方向に地球から約685光年の位置にある赤色巨星である。 脈動変光星で、変光周期は407.6日と長く、とても規則的で、光度が最大の時と最小の時では7等級以上明るさが変化するので、ミラ型変光星に分類される。最大光度の時の明るさは周期によって異なり、変光の幅は最大で4.7等級から14.3等級となっている。スペクトル型は輝線星であることを示し、スペクトル中でマグネシウム原子や水素原子のバルマー線が輝線として見える。.

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とかげ座アルファ星

とかげ座α星 (とかげざアルファせい、α Lacertae, α Lac) は、とかげ座にある白色の主系列星で、視等級3.77等ととかげ座で最も明るい恒星である。.

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とも座19番星

とも座19番星（19 Puppis、19 Pup）は、とも座の方角にある黄色巨星である。視等級は4.72で、地球からの距離は年周視差に基づいて計算すると約177光年である。 とも座19番星が変光星であるか否かの検証も行われたが、測光学的には変光は検出できなかったとされる。.

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とも座ロー星

とも座ρ星（ρ Puppis、略称はρ Pup）は、とも座の恒星で3等星。.

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とも座パイ星

とも座π星は、とも座の恒星で3等星。.

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とも座ニュー星

とも座ν星は、とも座の恒星で3等星。.

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とも座クシー星

とも座ξ星は、とも座の恒星で3等星。.

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とも座ゼータ星

とも座ζ星は、とも座で一番明るい恒星で2等星。肉眼で色を識別できる程度に明るい恒星の中では最も青く見える。 日本ではあまり高く昇らず、南中高度は東京で約14度、そのため本来は明るい2等星だが、それよりは暗く見え、同様にレイリー散乱により、青みも少なく見える。.

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とも座タウ星

とも座τ星は、とも座の恒星で3等星。.

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とも座L2星

とも座L2星（ともざL2せい）は、とも座の脈動変光星。.

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はくちょう座16番星

はくちょう座16番星（16 Cygni, 16 Cyg）は、太陽系からはくちょう座の方向に70光年離れた場所に存在する3重連星である。2つの太陽に似たG型主系列星（はくちょう座16番星A、はくちょう座16番星B）と、1つの赤色矮星（はくちょう座16番星C）から構成されている。また、1996年には太陽系外惑星がはくちょう座16番星Bの周りに発見されている。.

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はくちょう座61番星

はくちょう座61番星 (61 Cygni) ははくちょう座にある恒星。観測機器を持たない観測者にとってはさほど目をひく恒星ではないが、その固有運動の大きさのために天文学者らに注目されてきた。連星系である。 ちなみに、まぎらわしいがはくちょう座16番星という太陽と同じタイプの恒星もある。.

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はくちょう座デルタ星

はくちょう座δ星（はくちょうざデルタせい、δ Cyg / Delta Cygni）は、はくちょう座の恒星で3等星。西暦11600年頃、4世紀ほどに渡って北極星になると予測されている。.

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はくちょう座イプシロン星

はくちょう座ε星は、はくちょう座の恒星で2等星。北十字を構成する星の1つ。.

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はくちょう座ガンマ星

はくちょう座γ星は、はくちょう座で2番目に明るい恒星で2等星。北十字の交点に位置する。.

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はくちょう座ゼータ星

はくちょう座ζ星()は、はくちょう座の3等星。実際は連星系である。 主星のはくちょう座ζ星Aはスペクトル型G8IIIaの巨星である。この恒星は、ヘリウムで核融合反応を起こす種類の巨星、レッドクランプである可能性がある。質量は太陽の3倍、半径は15倍まで膨張している。明るさは太陽の112倍もあるが、表面温度は4,910Kと、太陽より低い。この温度は、太陽と同じスペクトル分類であるG型に分類される。はくちょう座ζ星Aは過剰なほど、バリウムに富んでいる。そのため、はくちょう座ζ星Aは漸近巨星分枝 (AGB) にある恒星だとされている。 伴星はスペクトル型DA4.2の白色矮星であり、主星の周りを軌道離心率0.22の軌道を6489日で公転している。見かけの明るさは13.2で、直接観測する事は出来ない。.

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はくちょう座P星

はくちょう座P星 (P Cygni) は、はくちょう座の方向にある爆発型変光星である。巨大な高光度青色変光星 (LBV) で、スペクトル分類はB1Ia+（青色超巨星）であり、銀河系で最も光度の大きい恒星の1つである。.

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はくちょう座Q星

はくちょう座Q星（Q Cygni、Q Cyg）は、はくちょう座に位置する変光星である。はくちょう座の中では、北東端のとかげ座との境界近くに位置する。はくちょう座新星1876としても知られ、NGC 7114、HR 8296といったカタログ名も付与されている。.

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はくちょう座RW星

はくちょう座RW星（はくちょうざRWせい）は、はくちょう座に位置する脈動変光星である。.

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はくちょう座X-1

はくちょう座X-1の想像図 はくちょう座X-1（-ざエックスワン、Cyg X-1）は太陽系から約6,000光年の距離にある、強力なX線源である。連星系を形成しており、その伴星は現在ブラックホールの最有力候補と考えられている。太陽系と同様に天の川銀河のオリオン腕に存在する。 連星系をなす恒星の一方の質量が巨大だと、もう一方の恒星のガス成分を吸い込み、自身の周りを高速で回転し円盤を形成するようになる。これを降着円盤という。この高速で回転するガスから強いX線が放射されることになる。このX線を観測することが、ブラックホールを探る上での重要な指標となる。X線は、X線天文衛星によって観測する。 HDE226868星系の主星はO型青色超巨星であり、そのガス成分が周囲に流出し、近くの何ものかに吸い込まれていた。その際に極めて強いX線が観測されたため、はくちょう座X-1はブラックホールの最有力候補となったものである。発見されているブラックホールの中では地球から2番目に近い。はくちょう座X-1は、9(±5)×1029Wと、太陽の2400倍ものエネルギーをジェットとして放出している。 なお、はくちょう座X-1は回転楕円体でもあり、はくちょう座V1357星（V1357 Cyg）という変光星としての名前も持っている。変光星としてのV1357星は、HDE226868の主星の青色超巨星が伴星のブラックホールとの潮汐力によってひしゃげて楕円様になっているため、見かけの明るさに揺らぎが生ずるものである。.

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はちぶんぎ座デルタ星

はちぶんぎ座δ星（）は、はちぶんぎ座にある4等星の恒星で、オレンジ色に輝く巨星である。 土星にとっての南極星となっている。.

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はちぶんぎ座ニュー星

はちぶんぎ座ν星 (ν Octans) は、はちぶんぎ座の恒星で4等星。 この星は分光連星で、周囲には未確認の太陽系外惑星が一つ発見されている。.

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はと座ミュー星

はと座μ星（μ Columbae、μ Col）は、はと座にある恒星である。はと座μ星は、肉眼でみることができる数少ないO型星の1つである（例えば、輝星星表におけるO型星は51個だけである）。太陽系からの距離は、およそ1,300光年とされるが、誤差が100光年以上ある。.

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はと座ベータ星

はと座β星は、はと座の3等星。α星に次いで、はと座で2番目に明るい恒星である。.

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はと座アルファ星

はと座α星は、はと座の3等星。はと座で一番明るい恒星である。.

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はと座シータ星

はと座θ星は、はと座の5等星。.

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はえ座ベータ星

はえ座β星（）は、はえ座にある3等星の恒星である。 見かけの明るさは3.07等級で、はえ座の中では2番目に明るい。.

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はえ座アルファ星

はえ座α星 (はえざアルファせい、α Muscae / α Mus) は、はえ座で最も明るい恒星で3等星。 この星は高温の青白色の準巨星である。放射のほとんどは紫外線で、温度と光度の値から半径は太陽の4.7倍であると推測される。また恒星の構造と進化のモデルから、質量は太陽の8倍で、準巨星ではあるが、まだ水素を燃料としていると考えられる。B型主系列星では良くあるように、自転は速く、赤道付近では秒速114kmにもなり、自転周期は2日以下である。またケフェウス座β型変光星であり約2時間10分ごとに、明るさが約0.5%変化する。13等星の伴星は地球からは約0.5分離れた位置に見える。.

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はんだ

はんだ（半田、盤陀、）とは、はんだ付けに利用される鉛とスズを主成分とした合金である。金属同士を接合したり、電子回路で、電子部品をプリント基板に固定するために使われる。材質にも依るが、4 - 10 K程度で超伝導状態へと転移する。 2003年のRoHSなど環境保全の取り組みにおいて、鉛を含まない鉛フリーはんだ（無鉛はんだ）が使われることが多い。.

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ぶたのしっぽ分子雲

ぶたのしっぽ分子雲 (Pigtail molecular cloud) とは、地球から約3万光年離れた銀河系の中心部にある分子雲である。2012年に慶應義塾大学の松村真司らの研究チームが発見した。 ぶたのしっぽ分子雲は、国立天文台野辺山宇宙電波観測所の45メートル電波望遠鏡を用いた観測によって発見された。名前はその螺旋構造に因む。螺旋構造の大きさは約60×60光年で、太陽質量の20万倍から60万倍のガスを含んでいる。 この螺旋構造は、最初は一酸化炭素の115GHzスペクトル線で見つかり、その後346GHzスペクトル線でも同様の構造が確認された。そしてこの分子雲は、周囲に比べてやや高温・高密度であり、また、何かが衝突した衝撃波に由来する一酸化ケイ素も発見された。このことは、ぶたのしっぽ分子雲の周辺で大規模な衝突が起きたことを示している。銀河系中心部には、いて座A*を中心として巨大な分子雲が公転する楕円軌道があるが、そのうちの2つの軌道で、ぶたのしっぽ雲の根元に相当する部分で交差している点があり、そこには、視線速度がそれぞれ-40km/sと-110km/sの、2つの巨大な分子雲がある。この2つの分子雲がこするように衝突し、垂直であった磁力線の束がねじれ、磁力線にトラップされた分子がぶたのしっぽ分子雲の現在の構造を構成したと考えられている。 銀河系中心部には1ミリガウスの磁力線が発見されており、また螺旋構造も銀河系中心部においてこれまでに2つ発見されているが、ぶたのしっぽ分子雲は、よりはっきりした構造をしている。また、この構造は銀河系円盤面近くにあり、円盤面内の分子雲の動きや、磁力線の構造を探る重要な発見である。.

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へびつかい座45番星

へびつかい座45番星は、へびつかい座に位置する黄白色の巨星である。スペクトル型はF5III-IVである。視等級は4.28で、年周視差に基づく距離は約111.6光年である。.

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へびつかい座70番星

へびつかい座70番星は、太陽系から16.6光年離れたへびつかい座領域の連星である。 主星は黄色がかったオレンジ色の主系列星（矮星）でスペクトル型はK0、伴星はオレンジ色の主系列星（矮星）でスペクトル型はK5である。主星はりゅう座BY型変光星でもある。主星と伴星の間の平均距離は23.2AUだが、離心率が高いために11.4AUから34.8AUまで変化する。 18世紀にウィリアム・ハーシェルが連星系の研究をする中で、この星系も連星であることを初めて証明した。ハーシェルは同時に、眼視では分離できないもう一つの伴星が存在する可能性にも触れている。 1855年、英国東インド会社のマドラス天文台長W・S・ジェイコブがこの連星の軌道に異常性を発見し、この星系には高い確率で惑星があると主張した。1899年にはトーマス・シーが、この星系には不可視の伴星があると強く主張した。しかし、フォレスト・モールトンがそのような軌道要素の3体連星系は非常に不安定であることを証明する論文をすぐに発表した。現在ではジェイコブとシーの主張は誤りであったとされているが、ジェイコブの主張は恐らく、アストロメトリ法に基づく太陽系外惑星の発見の、最も初期の報告の一つである。 2006年には、マクドナルド天文台の研究チームが16年に及ぶ観測結果に基づき、へびつかい座70番星 A から 0.05 - 5.2 天文単位の範囲において存在できる惑星の質量の上限を導き出している。.

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へびつかい座ラムダ星

へびつかい座λ星（へびつかいざラムダせい、λ Oph / λ Ophiuchi）は、へびつかい座の恒星で4等星。.

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へびつかい座デルタ星

へびつかい座δ星（へびつかいざデルタせい、δ Oph / δ Ophiuchi）は、へびつかい座の恒星で3等星。.

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へびつかい座ニュー星

へびつかい座ν星 (へびつかいざニューせい、Nu Ophiuchus) は、へびつかい座にある恒星で3等星。.

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へびつかい座ベータ星

へびつかい座β星（へびつかいざベータせい、β Oph / β Ophiuchi）は、へびつかい座の恒星で3等星。.

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へびつかい座アルファ星

へびつかい座α星は、へびつかい座で最も明るい恒星で2等星。 夏の大三角のうちベガとアルタイルの2星とこの星を結ぶと、通常の三角形とは逆側にも三角形を描くことができる。.

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へびつかい座イータ星

へびつかい座η星（へびつかいざイータ星）は、へびつかい座の恒星で2等星。へびつかい座ではα星に次いで明るい。.

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へびつかい座イプシロン星

へびつかい座ε星（へびつかいざイプシロンせい、ε Oph / ε Ophiuchi）は、へびつかい座の恒星で3等星。.

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へびつかい座カッパ星

へびつかい座κ星は、へびつかい座の恒星で3等星。.

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へびつかい座ガンマ星

へびつかい座γ星（へびつかいざガンマせい、Gamma Ophiuchi, γ Oph）はへびつかい座の4等星。A型主系列星。 赤外線の放射が卓越しているのが観測され、中心星の周囲に半径64天文単位程度の塵の回転円盤が存在すると予測されている。.

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へびつかい座シータ星

へびつかい座θ星は、へびつかい座の恒星で3等星。 天球上では、銀河系の中心やパイプ星雲の近くに位置する。.

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へびつかい座ゼータ星

へびつかい座ζ星（へびつかいざゼータせい、ζ Oph / ζ Ophiuchi）は、へびつかい座の恒星で3等星。 へびつかい座ζ星は高温の青色の輝巨星であるが、星間塵が青い光を吸収するため、赤みがかって見える。実際に、塵がなければへびつかい座ζ星は今より何倍も明るく、全天で最も明るい恒星の1つになるはずである。へびつかい座ζ星は恒星の進化の段階のほぼ半分を経ており、数百万年後には超巨星となって超新星爆発を起こすと考えられている。.

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へび座ベータ星

へび座β星()は、へび座の頭部にある三重連星系である。 へび座β星は、おおぐま座運動星団に属する。 主星へび座β星Aは白色のA型準巨星で、視等級は3.67等級である。第1伴星のへび座β星Bはスペクトル型K3VのK型主系列星で、視等級は9.9等。主星からは31秒離れて見える。第2伴星のへび座β星Cは10.7等級で201秒離れて見える。.

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へび座アルファ星

へび座α星(へびざアルファせい、α Ser / α Serpentis)は、へび座の頭側の領域に位置する3等星。へび座で最も明るい恒星である。.

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へび座イータ星

へび座η星は、へび座の恒星で3等星。へび座の尾部では最も明るい。.

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へび座ガンマ星

へび座γ星（へびざガンマせい、γ Ser / γ Serpentis）は、へび座の頭部に位置する恒星である。 この星は黄白色の準巨星である。10等級の伴星を2つ持っていると言われることがあるが、これらは見かけの伴星である。.

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へび座シータ星

へび座θ星（へびざシータせい、θ Serpentis、別名：へび座63番星）は、へび座の尾部の領域に位置する恒星。.

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ほうおう座ベータ星

ほうおう座β星は、ほうおう座の恒星で3等星。.

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ほうおう座アルファ星

ほうおう座α星（ほうおうざアルファせい）は、ほうおう座で最も明るい恒星で2等星。.

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ほうおう座ガンマ星

ほうおう座γ星（）は、ほうおう座にある3等級の恒星である。.

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ほうおう座ゼータ星

ほうおう座ζ星（ほうおうざゼータせい）は、ほうおう座の恒星で4等星。アルゴル型変光星として知られる。.

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ほ座ミュー星

ほ座μ星（）は、ほ座に位置している3等級の連星である。.

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ほ座ラムダ星

ほ座λ星は、ほ座の恒星で2等星。.

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ほ座ファイ星

ほ座φ星は、ほ座の恒星で3等星。.

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ほ座ガンマ星

ほ座γ星（ほざガンマせい）は、ほ座の恒星で2等星。.

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ほ座N星

ほ座N星は、ほ座の恒星で3等星。 現在は橙色の巨星であり、最終的に太陽質量の55%を持つ白色矮星になると予想されている。.

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ぼうえんきょう座アルファ星

ぼうえんきょう座α星(ぼうえんきょうざアルファせい、α Tel / α Telescopii)は、ぼうえんきょう座で最も明るい恒星で3等星。 この星は、青白色の準巨星である。ヒッパルコス星表では、内因性の変光星であるかもしれないとされている。.

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みずへび座ベータ星

みずへび座β星（みずへびざべーたせい、β Hyi / Beta Hydri）は、みずへび座の恒星。みずへび座で最も明るく見える星であり、3等星の中では天の南極に最も近い位置にある。.

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みずへび座アルファ星

みずへび座α星(みずへびざアルファせい、α Hyi,α Hydri)は、みずへび座で2番目に明るい恒星で3等星。 エリダヌス座の明るい恒星アケルナルの南西にあり、容易に見つけることができる。 この星は、黄白色の準巨星である。みずへび座α星は、アルタイルと似たX線を放出している。空間速度成分は、.

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みずへび座イータ2星

みずへび座η2星（η2 Hydri、η2 Hyi）、或いはHD 11977は、みずへび座の方角、地球から約219光年の距離にある黄色巨星である。2005年時点で、1つの太陽系外惑星が、周囲を公転しているのが発見されている。.

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みずへび座ガンマ星

みずへび座γ星（）は、みずへび座にある3等級の恒星である。.

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みずがめ座プサイ1星

みずがめ座ψ1星（ψ1 Aquarii、ψ1 Aqr）或いはみずがめ座91番星（91 Aquarii、91 Aqr）は、みずがめ座にある連星系である。視等級は4.21で、肉眼でも見える。年周視差の測定から計算した地球からの距離は、約150光年である。主星の周りには、太陽系外惑星が発見されている。.

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みずがめ座デルタ星

みずがめ座δ星（みずがめざデルタせい、Delta Aquarii; δ Aqr / δ Aquarii）は、みずがめ座で3番目に明るい恒星で3等星。.

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みずがめ座ベータ星

みずがめ座β星 (Beta Aquarii, β Aqr)は、みずがめ座で最も明るい恒星で3等星。3連星で、主星は黄色超巨星である。 みずがめ座α星、ペガスス座ε星と同じ場所で同時期に生まれたものと考えられている。.

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みずがめ座アルファ星

みずがめ座α星（α Aquarii, α Aqr）は、みずがめ座の恒星で3等星。みずがめ座ではβ星に次ぎ2番目に明るい恒星である。.

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みずがめ座イプシロン星

みずがめ座ε星（みずがめざイプシロンせい、epsilon Aquarii; ε Aqr / ε Aquarii）は、みずがめ座の恒星で4等星。.

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みずがめ座カッパ星

みずがめ座κ星（みずがめざカッパせい、kappa Aquarii; κ Aqr / κ Aquarii）は、みずがめ座の恒星で5等星。スペクトル分類K型の巨星。.

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みずがめ座ガンマ星

みずがめ座γ星（みずがめざガンマせい、gamma Aquarii; γ Aqr / γ Aquarii）は、みずがめ座の恒星で4等星。.

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みずがめ座クシー星

みずがめ座ξ星（ξ Aquarii, ξ Aqr）は、みずがめ座の恒星で5等星。.

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みずがめ座シータ星

みずがめ座θ星（みずがめざシータせい、theta Aquarii; θ Aqr / θ Aquarii）は、みずがめ座の恒星で4等星。.

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みずがめ座EZ星

みずがめ座EZ星(英:EZ Aquarii)はみずがめ座の方向に約11.3光年（3.45パーセク）離れた三重連星系である。「ルイテン789-6」や「グリーゼ866」という名称としても知られている。3つの恒星は全て、太陽より小さい赤色矮星である。かつては二重連星系だと思われていたが、恒星Aの分光観測により、恒星Cと連星を成していることがわかった。AとCは0.03au離れており、公転周期はわずか3.8日である。この連星を823日周期で恒星Bが公転している。AとBからは強いX線が放出されている。 連星系のハビタブルゾーンには、生命の存在が可能な周連星惑星が存在する可能性がある。みずがめ座EZ星は約3万2300年後に太陽系に約8.2光年（2.5パーセク）まで最接近するとされている。ChViewシミュレーションによると、この連星系に最も近い恒星はラカーユ9352で、約4.1光年（1.3パーセク）離れている。.

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みなみのさんかく座デルタ星

みなみのさんかく座δ星 (δ TrA / δ Trianguli Australis) は、みなみのさんかく座に位置する連星である。 主星みなみのさんかく座δ星Aは黄色のG型超巨星で、+3.86等級である。伴星みなみのさんかく座δ星Bは12等級で、地球から観望すると主星から30秒離れて見える。.

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みなみのさんかく座ベータ星

みなみのさんかく座β星 (みなみのさんかくざベータせい、β TrA / β Trianguli Australis) は、みなみのさんかく座の恒星で3等星。 この星は連星で、主星のみなみのさんかく座β星Aは黄白色の巨星、14等級の伴星とは、地球からは約155秒離れて見える。.

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みなみのさんかく座イオタ星

みなみのさんかく座ι星 (ι TrA / ι Trianguli Australis) は、みなみのさんかく座にある三重連星である。 主星みなみのさんかく座ι星Aは分光連星で、+5.28等級である。どちらの恒星も黄白色のF型主系列星で、39.8日の公転周期を持つ。連星の1つはかじき座γ型変光星であり、連星の明るさは1.45日ごとに0.12等級変化する。3つめの恒星みなみのさんかく座ι星Bは10等級で、地球から観望すると主星から約20秒離れて見える。.

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みなみのさんかく座カッパ星

みなみのさんかく座κ星（みなみのさんかくざカッパせい、κ TrA / κ Trianguli Australis）は、みなみのさんかく座の恒星である。 みなみのさんかく座κ星は、黄色の超巨星である。.

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みなみのさんかく座ガンマ星

みなみのさんかく座γ星 (みなみのさんかくざガンマ星、γ TrA / γ Trianguli Australis) は、みなみのさんかく座の恒星で3等星。白色の主系列星。.

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みなみのさんかく座ゼータ星

みなみのさんかく座ζ星 (ζ Trianguli Australis, ζ TrA) は、みなみのさんかく座に位置する分光連星である。 連星系は、黄白色のF型主系列星と黄色のG型主系列星の2つの恒星からなる。互いの周りを13日ごとに公転しており、軌道離心率は0.014である。 天文学者のKen Croswellによれば、おおぐま座運動星団の一員であるとされる。一方、それを否定する説もある。.

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みなみのかんむり座アルファ星

みなみのかんむり座α星 (みなみのかんむりざアルファせい、α CrA / α Coronae Australis) は、みなみのかんむり座の恒星で4等星。.

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みなみじゅうじ座デルタ星

みなみじゅうじ座δ星は、みなみじゅうじ座の恒星で、十字を形作る4つの星の中では最も暗い3等星。.

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みなみじゅうじ座ベータ星

みなみじゅうじ座β星は、みなみじゅうじ座の恒星で全天21の1等星の1つ。.

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みなみじゅうじ座アルファ星

みなみじゅうじ座α星は、みなみじゅうじ座の恒星で全天21の1等星の1つ。ケンタウルス座α星よりもわずかに南にあり、最も南に位置する1等星である。.

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みなみじゅうじ座イプシロン星

みなみじゅうじ座ε星は、みなみじゅうじ座の恒星で、十字を形作る4つの星に次いで明るい4等星である。.

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みなみじゅうじ座ガンマ星

みなみじゅうじ座γ星は、みなみじゅうじ座の恒星で2等星。.

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がか座ベータ星

がか座β星（がかざベータせい、β Pic / β Pictoris）はがか座で2番目に明るい恒星である。地球からの距離は約63.4光年で、太陽の約1.75倍の質量と8.7倍の光度を持つ。がか座β星は誕生してから、まだ800万から2000万年しか経過していないが、すでに主系列星の段階にある。この恒星はがか座β星運動星団に属する代表星で、この運動星団に属している恒星はがか座β星と同じく若い恒星である。 がか座β星は赤外超過と呼ばれる、他の恒星に比べて赤外線を多く放射する現象が観測されている。これは、周辺に大きな原始惑星系円盤などの塵円盤や星間塵（一酸化炭素を含む）がある事を示す。初めて恒星の周りを塵やガスから出来た大きな塵円盤が観測されると、まず宇宙望遠鏡などを使用して画像を撮影する事が多い。がか座β星にはそれに加えて、いくつかの微惑星が集合した領域や、彗星活動などが確認されている。通常、このような塵円盤は、惑星が形成される過程にあるとされるが、ダストからなる円盤を持つことが初めて発見された恒星として知られている。がか座β星の円盤の大半は太陽系でいう流星サイズの星間塵から形成されていると思われている。 2008年11月、ヨーロッパ南天天文台(ESO)は、恒星の周辺にある塵円盤を超大型望遠鏡VLTを使用して直接観測を行った結果、以前の理論で惑星が存在出来るであろう領域に惑星がか座β星bを発見した。この惑星は、2016年時点で、直接撮影で発見された太陽系外惑星では最も恒星に近い軌道を公転している。その距離は太陽系に置き換えると太陽から土星までの距離に相当する。.

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がか座アルファ星

がか座α星（がかざアルファせい、α Pic, α Pictoris）は、がか座で最も明るい恒星で3等星。.

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ふたご座37番星

ふたご座37番星はふたご座の北西領域に存在する恒星であり、我々の太陽からは56.2光年離れている。この恒星は単独の、黄白色をした主系列星である。現在のところ、この恒星を巡る惑星は発見されていない。 ふたご座37番星は多くの物理的性質において太陽と共通点の多い恒星であり、最も近距離にあるソーラーアナログの一つである。このため、一部の科学者はこの恒星の近傍が生命にとって好ましい場所だと期待している。2003年9月、 ツーソン にあるアリゾナ州立大学 の宇宙生物学者マーガレット・ターンブルは、この恒星を、太陽系近傍で生命居住可能惑星を持つ可能性がある恒星系のカタログHabCatの中で最も生命に適した恒星の一つとした。 ふたご座37番星にはMETIメッセージが送信されている。これは当時ユーラシア大陸最大の電波望遠鏡であったイェウパトーリヤ70メートル鏡を用いて送信された。このメッセージはティーンエイジ・メッセージと命名され、2001年9月3日に送信された。メッセージは、ふたご座37番星へ2057年12月に到着するとみられる。.

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ふたご座ミュー星

ふたご座μ星（ふたござミューせい、μ Gem）は、ふたご座の恒星で3等星。.

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ふたご座デルタ星

ふたご座δ星は、ふたご座の恒星で4等星。.

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ふたご座イータ星

ふたご座η星は、ふたご座の恒星で3等星。.

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ふたご座イプシロン星

ふたご座ε星は、ふたご座の恒星で3等星。.

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ふたご座オミクロン星

ふたご座ο星（ふたござオミクロンせい、ο Gem / ο Geminorum）は、ふたご座の恒星で5等星。.

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ふたご座ガンマ星

ふたご座γ星は、ふたご座の恒星で2等星。.

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ふたご座クシー星

ふたご座ξ星（）は、ふたご座にある3等星の恒星である。地球から約60光年離れた、F型主系列星、あるいは準巨星で、太陽の1.7倍の質量と2.7倍の半径を持つ。年齢は15億年と若く、金属量は太陽とほぼ同程度とされている。.

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ふたご座ゼータ星

ふたご座ζ星は、ふたご座の恒星で4等星。.

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ふうちょう座アルファ星

ふうちょう座α星(ふうちょうざアルファせい、α Apodis / α Aps)は、ふうちょう座で最も明るい恒星である。.

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ふうちょう座シータ星

ふうちょう座θ星（ふうちょうざシータせい、θ Apodis、略称：θ Aps）は、ふうちょう座の恒星で脈動変光星。.

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しし座83番星

しし座83番星 (83 Leonis, 83 Leo) とは、太陽系からしし座の方角に58光年離れた位置にある連星である。橙色準巨星の主恒星と、橙色の主系列星の伴恒星からなる。両天体の間は少なくとも515天文単位離れており、ともに太陽より低温と考えられている。 2011年時点で、2つの太陽系外惑星が伴恒星の周囲に確認されている。1つは2005年に発見され、もう1つは2010年に発見された。.

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しし座AD星

しし座AD星(AD Leonis)またはグリーゼ388は、赤色矮星である。しし座の方向に約16光年と比較的近い位置にある。しし座AD星は、スペクトル型M3.5Vの主系列星である。閃光星であり、光度がランダムに上昇する。.

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しし座ミュー星

しし座μ星（ししざミューせい、μ Leo / μ Leonis）は、しし座の恒星で4等星。.

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しし座ラムダ星

しし座λ星（ししざラムダせい、λ Leo / λ Leonis）は、しし座の恒星で4等星。.

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しし座デルタ星

しし座δ星（ししざデルタせい、δ Leo / δ Leonis）は、しし座の恒星で3等星。.

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しし座イータ星

しし座η星は、しし座の恒星で3等星。.

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しし座イプシロン星

しし座ε星（）は、しし座の方向に見える3等星の恒星である。この星は、黄色の輝巨星で、地球からは約250光年離れている。主系列星だった頃は、スペクトル型B4の恒星だったと考えられている。.

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しし座オミクロン星

しし座ο星（ししざオミクロンせい、ο Leo / ο Leonis）は、しし座の恒星で4等星。.

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しし座ガンマ星

しし座γ星は、しし座の恒星にある2等星である。.

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しし座シータ星

しし座θ星（ししざシータせい、θ Leo / θ Leonis）は、しし座の恒星で3等星。.

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しし座シグマ星

しし座σ星(Sigma Leonis)は、しし座の恒星で4等星。.

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しし座ゼータ星

しし座ζ星（ししざゼータせい、ζ Leo / ζ Leonis）は、しし座の恒星で3等星。.

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しし座CW星

しし座CW星（ししざCWせい）あるいはIRC +10216は、しし座にある脈動変光星。.

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しし座R星

しし座R星 (R Leonis) とは、しし座にあるミラ型変光星で赤色巨星である。 しし座R星は、310日周期で見かけの等級が4.4から11.3の範囲を変化する。極大光度の時は肉眼で見えるが、極小の際は口径7cm以上の望遠鏡が必要となる。有効温度は2930から3080ケルビン、半径は太陽の320から350倍と計算されている。この半径は1.36-1.5天文単位に相当し、仮に太陽をしし座R星に置き換えた場合、火星の軌道付近に達する大きさである。.

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けんびきょう座AX星

けんびきょう座AX星()、またはラカーユ8760()は、けんびきょう座の方向にある赤色矮星である。望遠鏡なら容易く観測出来るが、視等級は6.7等なので、非常に良い観測条件であれば、なんとか肉眼でも観測出来る。太陽系からの距離は12.9光年（3.97パーセク）で、地球に近い恒星の一つである。ニコラ・ルイ・ド・ラカーユにより南アフリカ天文台で発見され、他の恒星と共に1763年作成の星表に掲載された。 以前は、けんびきょう座AX星はスペクトルにおける分類が曖昧で、文献によってK2型からM7型までと大きく差がある。1979年にPatrick Byrneはこの恒星が閃光星である事を発見した。よって、閃光星であることを示すアルゲランダー記法に基づく名称（けんびきょう座AX星）が与えられた。平均で1日1回以下しか太陽フレアを起こさない。これは閃光星としては比較的、静穏の方である。 太陽を含む多くの恒星は銀河系を円軌道で公転しているが、けんびきょう座AX星は離心率0.23の楕円軌道で公転している。この星が太陽系に最も接近したのは2万年前で、その時の距離は12光年（3.7パーセク）であった。けんびきょう座AX星は推定で、約750億年の寿命を持っているとされており、これは太陽よりも7倍以上長い。 2011年時点で、恒星の周りに太陽系外惑星などの天体は発見されていない。 けんびきょう座AX星は、太陽の60%の質量と51%の半径を持つ。これまで知られている中で、けんびきょう座AX星は最大級の規模を持つ赤色矮星の内のひとつである。.

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けんびきょう座ガンマ星

けんびきょう座γ星（けんびきょうざガンマせい、γ Microscopii / γ Mic）は、けんびきょう座で最も明るい恒星である。黄色巨星で、レッドクランプ段階にあると考えられている。 おおぐま座運動星団の一員ではないか考えられており、約380万年前には、太陽からわずか6光年の位置にあり、この頃は現在のシリウスよりも明るい-3等級であったと推定されている。 けんびきょう座は、18世紀半ばにいて座とみなみのうお座の間に新しく作られた星座であるので、けんびきょう座γ星にはみなみのうお座1番星と別の星座でのフラムスティード番号が付与されている。.

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こぐま座デルタ星

こぐま座δ星（こぐまざデルタせい）は、こぐま座の恒星で4等星。天の北極はこの星とポラリスとの中間あたりに位置している。.

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こぐま座ベータ星

こぐま座β星は、こぐま座の恒星で2等星。北斗七星より一回り小さな、こぐま座の小北斗七星ともいえる星の並びの中にあり、ひしゃくの水汲みの先にある。.

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こぐま座ガンマ星

こぐま座γ星（こぐまざガンマせい）は、こぐま座の恒星で3等星。.

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こと座ベータ星

こと座β星（ことざベータせい、 Beta Lyrae、β Lyr）は、こと座の恒星で3等星。.

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こと座イータ星

こと座η星（η Lyrae、η Lyr）は、こと座の方角、地球からおよそ1,390光年の距離にある連星系である。三重星の最輝星であり、分光連星でもある。主星には、国際天文学連合（IAU）が定めた固有名が付いている。.

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こと座ガンマ星

こと座γ星（ことざガンマ星、Gamma Lyrae、γ Lyr）は、こと座の恒星で3等星。.

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こと座RR星

こと座RR星（ことざRRせい、RR Lyrae、略称：RR Lyr）は、こと座の方向に位置する脈動変光星。.

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こじし座T星

こじし座T星（T Leonis Minoris、T LMi）は、こじし座の方角、地球から約1,890光年離れた場所にある食変光星である。.

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こいぬ座ベータ星

こいぬ座β星（こいぬざベータせい、β CMi / β Canis Minoris）は、こいぬ座の恒星で3等星。.

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こうま座アルファ星

こうま座α星は、太陽系から190光年離れた位置にある連星系で、こうま座に4等星として輝いている。.

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いっかくじゅう座3番星

いっかくじゅう座3番星（3 Monocerotis、3 Mon）は、いっかくじゅう座の方角、地球からは約780光年離れた場所にあるにある連星系である。.

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いっかくじゅう座ベータ星

いっかくじゅう座β星（いっかくじゅうざベータせい、β Monocerotis / β Mon）は、いっかくじゅう座の三重連星系である, Jim Kaler, Stars.

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いっかくじゅう座アルファ星

いっかくじゅう座α星（α Monocerotis、α Mon）は、いっかくじゅう座ではβ星に次いで明るくみえる恒星である。ただし、β星系は三重星であり、単独の恒星としては、この星がいっかくじゅう座で最も明るくみえる。.

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いっかくじゅう座R星

記載なし。

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いっかくじゅう座V838星

いっかくじゅう座V838星 (V838 Monocerotis, V838 Mon) は、いっかくじゅう座にある赤色変光星である。太陽からの距離はおよそ2万光年と推定される。.

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いて座A*

いて座A*（いてざエー・スター、略号Sgr A*）は、我々銀河系の中心にある明るくコンパクトな天文電波源。より大規模な構造の電波源領域であるいて座Aの一部である。いて座A*の位置には超大質量ブラックホールが存在すると考えられ、多くの渦巻銀河や楕円銀河の中心にも同じように超大質量ブラックホールがあるというのが定説となっている。いて座A*の周囲を公転している恒星S2の観測によって、銀河系中心に超大質量ブラックホールが存在する証拠と、ブラックホールに関するデータがもたらされ、いて座A*がその存在位置であるという結論になっている。.

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いて座ミュー星

いて座μ星（いてざミューせい）は、いて座の4等星。南斗六星の柄の端に位置する。.

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いて座ラムダ星

天の川といて座 いて座λ星は、いて座の恒星で3等星。.

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いて座パイ星

いて座π星（いてざパイせい、π Sgr / π Sagittarii）は、いて座の恒星系である。.

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いて座デルタ星

天の川といて座 いて座δ星（いてざデルタせい、δ Sgr）は、いて座の恒星で3等星。.

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いて座ファイ星

いて座φ星は、いて座の恒星で3等星。南斗六星の1つ。.

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いて座ベータ1星

いて座β1星 (β1 Sgr) は、いて座の恒星で4等星。.

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いて座ベータ2星

いて座β2星 (β2 Sgr) は、いて座の恒星で4等星。.

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いて座アルファ星

いて座α星（いてざアルファせい）は、いて座の4等星。.

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いて座イータ星

いて座η星は、いて座の恒星で3等星。 2等星のε星の南南西2.5°に位置し、また散開星団M7が西北西4.5°に位置している。.

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いて座イプシロン星

天の川といて座 いて座ε星は、いて座で最も明るい恒星で2等星。.

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いて座オメガ星

いて座ω星（いてざオメガせい、ω Delphini, 略称ω Del）は、いて座の恒星で5等星。同じいて座にあるオメガ星雲 (M17、NGC6618) とは名前が似ているだけで異なる天体である。.

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いて座ガンマ2星

いて座γ2星 (γ2 Sgr) は、いて座の恒星で3等星。.

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いて座シグマ星

天の川といて座 いて座σ星は、いて座で2番目に明るい恒星で2等星。南斗六星を作る星の1つ。.

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いて座ゼータ星

いて座ζ星（いてざゼータせい、ζ Sgr / ζ Sagittarii）は、いて座で3番目に明るい恒星で3等星。.

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いて座タウ星

いて座τ星（Tau Sagittarii）は、黄道十二星座であるいて座の南側にある3等級の恒星である。.

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いて座KW星

いて座KW星は、太陽から約7,800光年離れたところにある赤色超巨星で、学名はKW Sagittarii（略称はKW Sgr）。直径は太陽の約1,000-1460倍あり、現在知られている恒星の中では特に大きいものの一つとされており、また光度は太陽の176,000-360,000倍あるとされている。この恒星はいて座のOBアソシエーションに位置しており、SRC型の脈動変光星でもある。.

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いて座VX星

いて座VX星は、太陽から約5000光年離れたところにある赤色超巨星で、学名はVX Sagittarii（略称はVX Sgr）。直径は太陽の1520倍あり、現在知られている恒星の中では特に大きいものの一つとされており、また光度は太陽の340000倍あるとされている。この恒星はいて座の中に位置しており、SRC型の脈動変光星でもあり - 変光星総合カタログ内のページ。 - アメリカ変光星観測者協会公式サイト内のページ。、6.52等と14.0等の間を半規則的に変光している。.

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いるか座18番星

いるか座18番星（18 Delphini）は、いるか座の方向に約238光年の位置にある、黄色巨星である。太陽系外惑星を持つ。.

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いるか座デルタ星

いるか座δ星 (Delta Delphini, Del Del) とは、いるか座に存在するスペクトル型A型の4等星で、いるか座を形作る恒星の一つ。ヒッパルコス衛星が観測した年周視差に基づくと、太陽から203光年（±9光年）の距離に存在している。.

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いるか座ベータ星

いるか座β星（いるかざベータせい、β Delphini / β Del）は、いるか座の多重星である。.

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いるか座アルファ星

いるか座α星(いるかざアルファせい、α Delphini / α Del)は、いるか座の多重星である。.

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いるか座イプシロン星

いるか座ε星（いるかざイプシロンせい、ε Delphini, 略称ε Del）は、いるか座の恒星。青白い巨星である。.

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うお座107番星

うお座107番星 (107 Piscium, 107 Psc) は、太陽系から24光年離れた位置にあるうお座の5等星である。太陽より小さいスペクトル型Kの主系列星で、サイズや表面温度などの性質は、太陽近傍の恒星ではケンタウルス座α星Bに近い。また、視等級5.26-5.14等級の範囲で変光をしている可能性があり、変光星として NSV 600 の名前が与えられている。.

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うお座109番星

うお座109番星（109 Piscium）は、うお座の方角約106光年の距離にある黄色準巨星である。質量は太陽よりわずかに大きく、鉄の存在量が太陽に比べやや多い。.

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うお座54番星

うお座54番星は、うお座の方角に約36光年の距離にある橙色の主系列星である。2002年に、周囲を公転する太陽系外惑星の存在が確認されている。また2006年には、周囲を公転する褐色矮星が発見され、「連星系」を形成していることが明らかとなった。.

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うお座ベータ星

うお座β星（）は、うお座にある青白い色の恒星である。視等級は4.52で、肉眼でもみることができる。ガイア計画で測定された年周視差の最新データに基づいて計算された地球からの距離は約420光年である。.

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うお座アルファ星

うお座α星（うおざアルファせい）は、うお座の4等星で変光星。.

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うお座イータ星

うお座η星（うおざイータせい、η Psc / η Piscium）は、うお座で最も明るい恒星である。.

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うお座イプシロン星

うお座ε星(Epsilon Piscium, Epsilon Psc, ε Piscium, ε Psc)は、うお座の方角に地球から約182光年に位置する恒星である。黄橙色でスペクトル型はG9IIIまたはKOIIIであり、表面温度が約5000度であることを意味する。通常の巨星であり、太陽と比べて表面温度は若干低いが、明るく大きい。離角0.25秒で等光の二重星と推測される。.

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うお座イオタ星

うお座ι星（うおざイオタせい、ι Piscium、ι Psc）は、うお座の恒星で4等星。 この星は、薄黄色の主系列星で表面温度は6000Kから7500Kである。太陽よりもいくらか大きく明るいが、周囲に地球型惑星が存在しうる範囲内である。うお座ι星は変光星であると疑われており、かつては1つか2つの伴星があると考えられていたが、どちらも視線が偶然一致する見かけの伴星であった。.

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うお座オミクロン星

うお座ο星（うおざオミクロンせい）は、うお座の4等星。4.26等のA星と8.30等のB星の二重星である。.

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うお座オメガ星

うお座ω星(Omega Piscium, Omega Psc, ω Piscium, ω Psc)は、うお座の恒星で、F型主系列星。近接した連星である可能性があり、スペクトルの変化はかつて軌道周期2.16日と解釈されたが、この説は後に誤りであることが分かった。単一の恒星である場合、太陽よりも20倍明るく、質量は1.8倍大きい。 うお座ω星は、フラムスティード番号、ギリシャ文字のバイエル符号、固有名を持つ恒星の中では、最も大きい赤経であったが、26000年周期の歳差により、2013年に赤経は0度に戻った。 この星は、うお座の西側の魚の頭部を構成するアステリズムCircletの東に位置する最初の星である。.

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うお座ガンマ星

うお座γ星（うおざガンマせい、γ Piscium, γ Psc）は、うお座の恒星で4等星。 うお座の中ではうお座η星に次いで2番目に明るい。この星は、うお座のアステリズムであるCircletを構成している。 この星は、黄色の準巨星で表面温度は5000Kから6000Kである。表面温度は太陽より若干低いが、半径は11倍あり、太陽の61倍の光を放出している。かつては白色のA2型の恒星であり、約14億歳である。 うお座γ星は、1年に3/4秒の速さで天球を移動している。この事実は、この恒星は銀河系の別の場所から移動してきたことを示している。金属量はわずか太陽の4分の1で、比較的金属の少ない銀河系外縁部の薄い円盤部分でできたことを示している。また、炭素や窒素の含量も少ない。.

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うお座ゼータ星

うお座ζ星（うおざゼータせい）は、うお座の恒星で5等星。5つの恒星が多重星を構成している。.

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うお座EL星

うお座EL星（うおざELせい、EL Piscium、EL Psc）またはうお座57番星は、うお座の方向、地球からおよそ780光年の距離に位置する脈動変光星である。.

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うみへび座パイ星

うみへび座π星（）は、うみへび座に位置している3等級の恒星で、肉眼で観望する事も出来る。年周視差による測定から基づくと、この恒星は地球から101光年離れている。.

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うみへび座ニュー星

うみへび座ν星（うみへびざニューせい、ν Hya / ν Hydrae）は、うみへび座の恒星で3等星。 この恒星は橙色の巨星である。.

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うみへび座ウプシロン1星

うみへび座υ1星 （うみへび座ウプシロン1星、υ1 Hya、υ1 Hydraeis) は、うみへび座の恒星で4等星。.

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うみへび座ガンマ星

うみへび座γ星（うみへびざガンマせい、γ Hya / γ Hydrae）は、うみへび座の恒星で3等星。 この恒星は黄色巨星である。.

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うみへび座シグマ星

うみへび座σ星 （うみへび座シグマ星、σ Hya、σ Hydraeis) は、うみへび座の恒星で4等星。.

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うみへび座ゼータ星

うみへび座ζ星（うみへびざゼータせい、ζ Hya / ζ Hydrae）は、うみへび座の3等星。うみへび座の頭の部分では最も明るい恒星である。 黄色の巨星または輝巨星。.

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うみへび座R星

うみへび座R星（うみへびざあーるせい）は、うみへび座にあるミラ型変光星である。学名はR Hydrae（略称はR Hya）。.

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うみへび座TW星

うみへび座TW星 (TW Hydrae・TW Hya) とは、地球から見てうみへび座の方向に約176光年離れた位置にある、おうし座T型星に分類されるかなり若い爆発型変光星である。原始惑星系円盤を持ち、惑星が形成されつつあると考えられている。.

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うしかい座38番星

うしかい座38番星（うしかいざ38ばんせい、38 Boo / 38 Boötis）は、うしかい座の恒星で6等星。.

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うしかい座ミュー星

うしかい座μ星は、うしかい座にある連星系。2つの7等星からなる連星μ2星が、4等星のμ1星の周囲を回るという連星系である。.

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うしかい座ラムダ星

うしかい座λ星は、うしかい座の恒星で4等星。 この星は化学組成が特異であり、外層のクロム、バリウム、ニッケル、チタンなどの金属量が太陽に比べて1/10程度と少ない。このような星は珍しく、うしかい座λ型星と呼ばれており、50星ほどが知られている。.

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うしかい座デルタ星

うしかい座δ星（うしかいざデルタせい、δ Boo / δ Boötis）は、うしかい座の恒星で3等星。 この星は、連星である。主星は黄色の準巨星で、伴星は視等級+8.7の黄色の主系列星である。恒星間は3800天文単位離れており、公転周期は12万年である。.

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うしかい座ベータ星

うしかい座β星（うしかいざベータせい、β Boo / β Boötis）は、うしかい座の恒星で4等星。.

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うしかい座イータ星

うしかい座η星（うしかいざイータせい、η Boo / η Boötis）は、うしかい座の恒星で3等星。.

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うしかい座イプシロン星

うしかい座ε星は、うしかい座の恒星で2等星。うしかい座では1等星のアークトゥルスに次いで明るい恒星。.

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うしかい座イオタ星

うしかい座ι星（ι Boötis、ι Boo）或いはうしかい座21番星（21 Boötis、21 Boo）は、うしかい座にある連星である。地球からは、約95光年離れたところにある。.

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うしかい座ガンマ星

うしかい座γ星（うしかいざガンマせい、γ Boo / γ Boötis）は、うしかい座の恒星で3等星。.

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うしかい座クシー星

うしかい座ξ星（うしかいざクシーせい、Xi Boötis, Xi Boo, ξ Boo）は、うしかい座の連星系。天球上では、うしかい座α星のアークトゥルスからへび座の方向に寄った位置で5等星として輝いている。主星Aは太陽と同じG型主系列星に、伴星Bはより暗いK型主系列星に分類される。.

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うしかい座シータ星

うしかい座θ星(θ Boo / θ Boötis)は、うしかい座に位置する4等星の恒星である。 紀元前4300年頃に、天の北極の最も近くにあったが、現在は天の北極からはだいぶ離れている。 4.02から4.07等級とわずかに明るさが変化しているが、変光星型など詳しい性質は明らかになっていない。 地球から見て約70秒離れた位置に11等級の暗い星がある。この星は赤色矮星で、主星より約1,000AU離れている。重力の相互作用を及ぼし合っているのかは明らかでないが、固有運動がほぼ同じで、相対的な位置関係や、それぞれの距離推定からして、連星系であると考えられる。.

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うしかい座シグマ星

うしかい座σ星(σ Boo / σ Bootis)は、うしかい座に位置する4等星の恒星である。うしかい座ρ星のすぐ南東に位置する。.

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うしかい座タウ星b

うしかい座τ星b（うしかいざタウせいb、Tau Boötis b、Tau Boo b）とは、F型主系列星うしかい座τ星Aの周りを公転する太陽系外惑星である。.

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うさぎ座ミュー星

うさぎ座μ星は、うさぎ座の恒星で3等星。.

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うさぎ座ベータ星

うさぎ座β星 (うさぎざベータせい、β Leporis / β Lep) は、うさぎ座で2番目に明るい恒星で3等星。.

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うさぎ座アルファ星

うさぎ座α星 (うさぎざアルファせい、α Lep / α Leporis) は、うさぎ座で最も明るい恒星で3等星。.

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うさぎ座イプシロン星

うさぎ座ε星は、うさぎ座の恒星で3等星。 うさぎ座の中では主要な明るさを持つ星であるにも関らず、初期のアラブ人が考案したα星からδ星で構成された『Chair of the Giant』や『Throne of al Jauza』からは除外されている。.

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うさぎ座ガンマ星

うさぎ座γ星（うさぎざガンマせい、Gamma Leporis / γ Lep）は、うさぎ座の恒星で4等星。この星は、うさぎ座の南中央部に位置し、うさぎ座β星の南東、うさぎ座δ星の南西に位置する。 実際は、2つか3つの恒星からなる連星系で、太陽より明るいF型主系列星のうさぎ座γ星A、太陽より暗いK型主系列星のうさぎ座γ星B、そしておそらくうさぎ座γ星Cから構成される。 恒星の性質（うさぎ座γ星Aとうさぎ座γ星Bがともに太陽によく似た主系列星である）と地球との距離が約29光年と比較的近いことから、うさぎ座γ星はアメリカ航空宇宙局のTerrestrial Planet Finderの候補天体の1つとなっていた。.

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うさぎ座ゼータ星

うさぎ座ζ星（ζ Leporis、ζ Lep）は、うさぎ座の方角に約71光年の距離にある恒星である。視等級は3.6で、肉眼でみることができる。うさぎ座ζ星は、小惑星帯が恒星の周りを取り巻いていると考えられている。.

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うさぎ座R星

うさぎ座R星（うさぎざあーるせい）はうさぎ座にある脈動変光星で、学名はR Leporis（略称はR Lep）。非常に赤い色をしているので「クリムゾンスター(Crimson Star)」と呼ばれるが、この名はこの星を発見したロンドンのジョン・ハインドによって名付けられた。.

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さそり座18番星

さそり座18番星はさそり座領域にある地球から45.7光年離れた恒星である。さそり座18番星は多くの物理的性質が太陽と似ている。 Cayrel de Strobelは論文中で「最も太陽に似た恒星」に分類している。またPorto de Melloとda Silvaはこの恒星をソーラーツイン としている。複数の研究において、この恒星系は生命が存在する見込みが高いとされているが、惑星は発見されていない。.

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さそり座AR星

さそり座AR星（）は、さそり座の方向に約380光年離れた位置にある連星系である。主星は白色矮星で、伴星は太陽よりも小さな赤色矮星である。.

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さそり座ミュー星

さそり座μ星（）は、さそり座に位置する重星。μ1星とμ2星で構成される。この2つの恒星は、連星であるという主張と、単なる見かけの二重星であるという主張の両方が存在しており、どちらが正しいかははっきりしていない。μ1星は、2つのB型星から成る連星で、約1日半で公転している。.

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さそり座パイ星

さそり座π星（さそりざパイせい、π Sco / π Scorpii）は、さそり座の恒星で3等星。 この星は三重星である。さそり座π星Aはこと座β型変光星の接触連星である。どちらも熱い青白色のB型主系列星である。公転周期は1.57日で、わずかに太陽半径の15倍だけ離れている。 さらに遠くを+12.2等級の暗い伴星さそり座π星Bが公転している。地球から見て50秒ほど離れ、少なくとも7000天文単位の公転軌道であると考えられている。.

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さそり座デルタ星

さそり座δ星は、さそり座の恒星で2等星。.

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さそり座ニュー星

さそり座ν星（）は、地球から見てさそり座の方向に約500光年離れた位置にある、4等級の恒星である。.

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さそり座イータ星

さそり座η星（さそりざイータせい、η Sco/η Scorpii）は、さそり座の恒星で3等星。黄白色の準巨星。.

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さそり座イオタ1星

さそり座ι1星は、さそり座の恒星で3等星。 地球から観望した際に近くに見えるι2星は、実際は、地球からの距離はι1星の2倍離れている。.

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さそり座ウプシロン星

さそり座υ星（さそりざウプシロンせい、Upsilon Scorpii、υ Sco）は、さそり座の恒星で3等星。.

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さそり座シータ星

さそり座θ星は、さそり座の恒星で2等星。.

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さそり座シグマ星

さそり座σ星(さそりざシグマせい、σ Sco, σ Scorpii)は、さそり座にある恒星で3等星。.

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さそり座ゼータ1星

さそり座ζ1星（さそり座ゼータ1星、Zeta1 Scorpii、ζ1 Sco）は、さそり座に位置する恒星である。.

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さそり座ゼータ2星

さそり座ζ2星(さそり座ゼータ2星、Zeta2 Scorpii、ζ2 Sco)は、さそり座に位置する恒星である。.

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さそり座タウ星

さそり座τ星(τ Sco / τ Scorpii)は、さそり座の恒星で3等星。青白色のB型主系列星である。.

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さそり座G星

さそり座G星は、さそり座の恒星で3等星。この星は橙色の巨星である。.

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さそり座U星

さそり座U星（さそりざユーせい、、U Sco）は銀河系内で知られる10個の反復新星 (NR)のうちの一つ。さそり座の北辺付近に位置し、静穏時は平均18.0等だが、増光時には最大7.5等まで明るくなる。2016年現在までに1863年、1906年、1917年、1936年、1945年、1969年、1979年、1987年、1999年、そして最近では2010年に増光が観測された。.

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さいだん座ミュー星

さいだん座μ星（さいだんざミューせい、μ Arae）はさいだん座にあり、太陽系からおよそ50光年離れた位置にある恒星。この星には4つの惑星が発見されていて、そのうちの3つは木星に匹敵する質量を持つ。最も内側の惑星は最初に発見された「ホット・ネプチューン」（Hot Neptune）もしくは「スーパーアース」（super-earth）である。.

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さいだん座デルタ星

さいだん座δ星（δ Arae、δ Ara）は、さいだん座にある重星である。視等級は3.62で、肉眼でもみることができる。年周視差に基づいて推定した距離は、地球からおよそ198光年である。.

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さいだん座ベータ星

さいだん座β星 (さいだんざベータせい、β Ara / β Arae) は、さいだん座で最も明るい恒星で3等星。 さいだん座β星は、橙色の輝巨星または超巨星である。.

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さいだん座アルファ星

さいだん座α星（さいだんざアルファせい、α Ara）は、さいだん座でβ星に次いで2番目に明るい恒星で3等星。.

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さいだん座ガンマ星

さいだん座γ星は、さいだん座の恒星で3等星。.

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さいだん座ゼータ星

さいだん座ζ星（）は、さいだん座にある3等級の恒星である。δ星と共にTseen Yinと呼ばれることもある。見かけの明るさは3.127等で、南半球の郊外の空で見ることができる。ヒッパルコスによる年周視差の観測結果から、地球からの距離は約490光年とされている。 さいだん座ζ星のスペクトル分類はK3III型である。この III は、中心核では核融合反応の燃料となる水素を使い果たし、主系列星の段階から巨星へと進化したことを示す。表面温度は4,246Kと、太陽 (5,778K) よりも低温であり、この温度では恒星は橙色に見える。さいだん座ζ星の周辺では赤外超過が観測されていおり、周囲に塵円盤などの何かしらの物質が存在している可能性がある。 中国では、ζ星はε1星、γ星、δ星、η星と共に、亀を意味する「杵」という星群を成している。ζ星は、この5番目の恒星とされているため、龜五と呼ばれることもある。.

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さんかく座デルタ星

さんかく座δ星（さんかくざデルタせい）は、さんかく座の方角に約35光年の位置にある分光連星系である。この系は、ヘルクレス座ζ星の運動星団の一部である。.

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さんかく座ベータ星

さんかく座β星 (さんかくざベータせい、β Trianguli / β Tri) は、さんかく座で最も明るい恒星で3等星。.

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さんかく座アルファ星

さんかく座α星は、さんかく座で2番目に明るい恒星で3等星。.

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さんかく座ガンマ星

さんかく座γ星（）は、地球からさんかく座の方向に約112光年離れた位置にある4等星である。.

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かに座55番星

かに座55番星（55 Cancri、55 Cnc、かに座ρ（ロー）星とも）とは、太陽系から41光年の距離にあるかに座の連星系である。太陽に似たG型主系列星（かに座55番星A）と赤色矮星（かに座55番星B）から構成され、2つの天体は1000天文単位以上離れている。 2008年までに、かに座55番星Aの周りには5つの太陽系外惑星が発見されている。最も内側の惑星は海王星に近い質量を持つ岩石惑星かガス惑星、外側の4つの惑星は木星のようなガス惑星と考えられている。 かに座55番星はNASAのTerrestrial Planet Finderの100の優先観測目標のうち63番目に選ばれていたが、この計画は中止された。.

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かに座ラムダ星

かに座λ星（かにざラムダせい、λ Cnc / λ Cancri）は、かに座の恒星で6等星。この星は青白いB型主系列星である。.

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かに座デルタ星

かに座δ星（かにざデルタせい、δ Cnc / δ Cancri）は、かに座に位置する恒星で4等星。.

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かに座ベータ星

かに座β星（かにざベータせい、β Cnc / β Cancri）は、かに座で最も明るい4等星の恒星である。実視連星であり、主星のかに座β星Aは橙色のK型巨星で、バリウム星としても知られている。視等級は3.50等、絶対等級は-1.25等。伴星かに座β星Bは赤色矮星で、主星から29秒（2,600au）離れた軌道を76,000年で公転している。.

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かに座アルファ星

かに座α星（かにざアルファせい、α Cnc / α Cancri）は、かに座にある恒星系である。.

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かに座イプシロン星

かに座ε星（かにざイプシロンせい、ε Cnc / ε Cancri）は、かに座の恒星で6等星。白色のA型主系列星で、プレセペ星団で明るい星の1つである。.

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かに座イオタ星

かに座ι星（かにざイオタせい、ι Cnc / ι Cancri）は、かに座に位置する二重星である。 4等星と6.6等星のペアで、主星は黄色の巨星であり、伴星は白色のA型主系列星である。地球からは2つの星は約30.5秒離れて見え、小さな望遠鏡でも分解して観望することができる。.

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かに座オメガ1星

かに座ω1星 (かにざオメガ1せい、ω1 Cnc / ω1 Cancri) は、かに座の恒星で6等星。この星は黄色巨星である。.

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かに座カッパ星

かに座κ星 (かにざカッパせい、κ Cnc / κ Cancri) は、かに座の恒星で5等星。 この星は青白い巨星である。また、りょうけん座α2型変光星であり、明るさは約5日間の周期で+5.22から+5.27まで変化する。.

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かに座カイ星

かに座χ星 (かにざカイせい、χ Cnc / χ Cancri) は、かに座の恒星で5等星。 この星は黄白色のF型主系列星である。.

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かに座ガンマ星

かに座γ星（かにざガンマせい、γ Cnc / γ Cancri）は、かに座に位置する恒星で5等星。.

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かに座クシー星

かに座ξ星（かにざクシーせい、ξ Cnc / ξ Cancri）は、かに座の恒星で5等星。.

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かに座シータ星

かに座θ星 (θ Cnc / θ Cancri) は、かに座に位置する連星系である。 この星は、橙色のK型巨星に分類される。黄道面の近くにあるため、月や稀に惑星による掩蔽が観測されることがある。掩蔽の際の光度曲線の観測より、かに座θ星はそれぞれ+6.4等級の2つの恒星からなる近接連星であることが明らかとなった。.

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かに座ゼータ星

かに座ζ星 (ζ Cnc / ζ Cancri) は、少なくとも4つの恒星から構成されるかに座の恒星系である。.

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かに座DX星

かに座DX星 (DX Cancri) は、太陽から11.8光年の距離に存在する赤色矮星でウィレム・ヤコブ・ルイテンによって発見された。太陽に比して8.7パーセントの質量を持ち、直径は11パーセントであり非常に冷たく小さい恒星である。非常に暗いため肉眼では観測できない。 恒星から0.04AUの位置に地球型惑星があれば快適な気候となるであろう。この惑星の1年はわずか10時間である。ただし、かに座DX星は閃光星であるので実際には生命が安定して存在するのは難しいと考えられている。.

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かに座HM星

かに座HM星は、かに座の方向に地球から1600光年離れた位置にある白色矮星の連星である。.

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かみのけ座11番星

かみのけ座11番星（11 Comae Berenices、11 Com）は、かみのけ座の方角にあるスペクトル型G8 IIIの橙色巨星である。位置は、しし座のデネボラの東方でおとめ座ε星までは行かない辺りの、若干北よりにある。視等級は4.74である。 かみのけ座11番星は、質量が太陽の2-3倍という中程度の恒星で、金属量が少なく、鉄の含有量は水素との存在比で太陽の約半分しかない。.

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かみのけ座ベータ星

かみのけ座β星 (β Comae Berenices / β Com) は、かみのけ座で最も明るい恒星。 バイエル符号のβ（ベータ）は、通常はその星座で実視等級が2番目に明るい恒星に与えられるが、この恒星はかみのけ座α星より明るい。 この恒星は薄黄色の主系列星である。太陽と似ていて、少し大きく（絶対等級が）明るいだけである。恒星表面の活動サイクルは16.6年（太陽は11年）で、9.6年の第2次活動サイクルもある。 かつては分光連星の可能性が指摘されたが、視線速度測定の精度が向上したことで否定された。この恒星を巡る惑星および原始惑星系円盤は観測されていない。.

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かみのけ座アルファ星

かみのけ座α星(α Com, α Comae Berenices)は、かみのけ座の恒星である。バイエル符号はαであるが、実際は4.32等級でかみのけ座β星よりも暗い。.

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かみのけ座ガンマ星

かみのけ座γ星（かみのけざガンマせい、γ Comae Berenices、γ Com）は、かみのけ座の恒星で4等星。 この星は、橙色の巨星である。散開星団Mel 111に属しているように見えるが、恐らく実際はそうではないと考えられている。.

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かじき座AB星

かじき座AB星(AB Doradus)は、かじき座の方向、太陽系から約49光年離れた場所にある、四重連星系である。K型（前）主系列星の主星Aと、3つの赤色矮星Ba、Bb、Cで構成される。 視等級は7.0で、肉眼で見ることはできないが、双眼鏡や小型の望遠鏡があれば見ることができる。 名前のかじき座AB星は、変光星の命名規則に従って付与されたもので、かじき座で56番目に発見された変光星を示す。 この星系はとても若く、30個程度の同じくらいの年齢の恒星が、同じ方向に運動している「かじき座AB運動星団」の名前の由来となっている。これらの恒星は、全て同じ分子雲で形成されたと考えられている。.

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かじき座ベータ星

かじき座β星 (かじきざベータせい、Beta Dor / β Doradus / β Dor) は、かじき座で2番目に明るい恒星である。ケフェイド変光星で、3.46等級から4.08等級まで変化する。スペクトル型は、変光に伴ってF4型からG4型に変化する。極大時には超巨星となるが、極小時は輝巨星である。.

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かじき座アルファ星

かじき座α星 (かじきざアルファせい、α Doradus, α Dor) は、かじき座で最も明るい恒星で3等星。 2つの恒星からなる連星系で、巨星Aの周囲を準巨星Bが軌道離心率の大きな軌道で12年周期で公転しており、視等級は3.26等から3.30等まで変化するalf Dor, database entry,, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.

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かじき座ガンマ星

かじき座γ星（かじきざガンマせい、Gamma Dor / γ Doradus / γ Dor）は、かじき座で3番目に明るい恒星である。平均等級4.25等の変光星で、かじき座γ型変光星と呼ばれる。これらの変光星は、非動径方向に重力モードで震動することにより、明るさが0.1等以下変動する脈動変光星である。かじき座γ星自身の明るさは、約17.6時間と約18.2時間という2つの周期で正弦関数的な変化を起こしている。また、この他に未解明の、不規則に見える明るさの変動も存在する。.

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かじき座ゼータ星

かじき座ζ星（かじきざゼータせい）は、かじき座の恒星で5等星。黄白色の主系列星である。.

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かじき座R星

かじき座R星（R Doradus、R Dor）は、かじき座にある半規則変光星である。かじき座の恒星ではあるが、レチクル座との境界線近くに見える。かじき座P星というバイエル符号も付与されている。.

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かんむり座ベータ星

かんむり座β星は、かんむり座の恒星で4等星。.

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かんむり座アルファ星

かんむり座α星は、かんむり座で最も明るい恒星で2等星。.

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かんむり座カッパ星

かんむり座κ星（かんむりざカッパせい）はかんむり座の5等星。橙色の巨星あるいは準巨星である。年齢は25億歳と見られており、かつて主系列星だった時代にはスペクトル型A型の星だったと推測されている。.

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かんむり座R星

かんむり座R星（かんむりざアールせい）は、かんむり座にある有名な爆発型変光星で、かんむり座R型変光星の代表星として知られている。学名はR Coronae Borealis（略称はR CrB）。1795年にエドワード・ピゴットにより発見された。.

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からす座デルタ星

からす座δ星（からすざデルタせい、δ Crv / δ Corvi）は、からす座の恒星で3等星。.

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からす座ベータ星

からす座β星(からすざベータせい、Beta Crv / β Corvi / β Crv)は、からす座の3等星。からす座で2番目に明るい恒星で黄色の輝巨星である。.

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からす座アルファ星

からす座α星 (からすざアルファせい、α Crv / α Corvi) は、からす座の方角にある恒星である。 α星ではあるが、からす座の恒星の中で5番目の明るさである。分光連星を形成していると考えられているが、まだ確認されていない。.

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からす座イプシロン星

からす座ε星（からすざイプシロンせい、ε Crv, ε Corvi）は、からす座の恒星で3等星。 この星は橙色の巨星である。核の水素は消費し尽くし、既に主系列星の段階からは離れている。干渉法で測定した角直径は、約4.99masで、地球からの距離を考慮すると、物理的な直径は、約52太陽半径である。K型星に典型的な橙色となっている。.

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からす座ガンマ星

からす座γ星（からすざガンマせい）は、からす座の恒星で3等星。からす座では最も明るく見える星である。 水素核融合を終え、ヘリウムのコアが収縮している段階にあり、今後数百万年の間に赤色巨星になるものと考えられている。水銀・マンガン星の1つで、水銀は通常より10万倍も多いのに、アルミニウムやニッケルのような元素は著しく少ない。.

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からす座VV星

からす座VV星（)は、からす座にある近接した分光連星である。2つの恒星は、周期1.46日、軌道離心率0.088で互いの周りを回っている。2つの恒星の質量比は、0.775±0.024である。2008年、2MASSによる観測よって、約5.2度離れた位置にあるF型主系列星HR 4822が、この連星系の一員であることが判明した。.

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か焼

（かしょう、calcination、calcining）とは、鉱石などの固体を加熱して熱分解や相転移を起こしたり、揮発成分を除去したりする熱処理プロセスである。通常その物質の融点より低い温度で行う。焙焼とは異なる。.

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半金属

半金属（はんきんぞく、metalloid）とは、元素の分類において金属と非金属の中間の性質を示す物質のことである。その定義は曖昧であり、決定的な定義や分類基準は存在せず、様々な方法によって分類が試みられている。 一般的にはホウ素、ケイ素、ゲルマニウム、ヒ素、アンチモン、テルルの6元素が半金属とされ、セレン、ポロニウム、アスタチンの3元素がしばしば加えられる。炭素やリンなどは通常半金属とはされないものの、その同素体にはグラファイトや黒リンのような半金属性を有しているものが存在する。これらの半金属元素は周期表上において、おおよそホウ素からポロニウムまでを繋ぐライン上に現れるが、その境界線の引き方にもまた多くの議論がある。 半金属に特徴的な性質としては脆性、半導体性、金属光沢、酸化物の示す両性などが挙げられ、半金属のイオン化エネルギーや電気陰性度の値は一定の範囲に収まる。半金属の単体もしくはその化合物は、ガラスや半導体、合金の構成元素として広く利用されている。.

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卿

卿（きょう、けい）は中国・日本の官位制における高位の官職。それに由来する呼称も指す。;官職.

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単位の換算一覧

単位の換算一覧（たんいのかんさん いちらん）は、さまざまな単位を相互に換算するための一覧http://www.nmij.jp/library/units/si/。単位の換算、国際単位系、SI組立単位、CGS単位系、尺貫法、ヤード・ポンド法、度量衡、計量単位一覧、次元解析、SI接頭辞なども参照のこと。.

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反転分布

物理、とくに統計力学において、低いエネルギー状態よりも励起状態の方が占有率が高いような系が存在するとき、系のエネルギー分布が反転分布（はんてんぶんぷ、Population inversion）であるという。また反転分布は（便宜上）負温度とも呼ばれる。この様な概念は、レーザー科学において基礎的で重要な役割を演じている。レーザーを動かすうえで、欠かすことのできない過程が反転分布によって、生じているからである。 通常の電子の分布はフェルミ・ディラック分布に従い、より下の準位の方が電子の数が多い状態である。しかし、特殊な条件を満たしてやることによりこの「下のほうが電子が多い」状態とは異なる状態にすることができる。フェルミ・ディラック分布における式での温度項の符号をマイナスにした状態とも考えることもできるので負温度と呼ばれる。ただし、反転分布にある物質は熱平衡状態にはないので、これは熱力学温度とは異る概念である。 このような、高い準位に電子が多い状態に光が入射すると誘導放出により入射光を増幅でき、レーザーが発振される。 2準位系の励起では、下の電子が上に励起されても誘導放出により高い準位に低い準位よりも多くの電子を入れることは不可能である。 3準位系になって初めて、上の準位のほうが多くなれる条件を作り出せる。 4準位系になるとさらに反転分布を作りやすい状態になりうる。.

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合成ダイヤモンド

圧高温法により合成し、様々な色を呈したダイヤモンド。 合成ダイヤモンド（ごうせいダイヤモンド、synthetic diamond）または人工ダイヤモンド（じんこうダイヤモンド、artificial diamond）は、地球内部で生成される天然ダイヤモンドに対して、科学技術により人工的に作製したものである。主に高温高圧合成（HPHT）や化学気相蒸着（CVD）法により合成される。 1879年から1928年にかけて、合成が試みられたが、全て失敗している。1940年代には、アメリカ合衆国、スウェーデン、そしてソビエト連邦がCVD法とHPHT法を用いた合成を体系的に研究し始め、1953年頃に最初の再現可能な合成方法を発表した。現在はこの2つの方法で主に合成されている。CVD法、HPHT法以外では、1990年代後半に炭素元素を含む爆薬を使用し、爆轟（デトネーション）による合成法が開発された。さらに高出力の超音波を用いてグラファイトを処理するキャビテーション法もあるが、未だ商業的には利用されていない。 特性は合成方法により異なり、硬さや熱・電気伝導性、電子移動度が天然のものよりも優れる特性を有する。このため研磨材、切削工具、ヒートシンク（放熱板）などに広く使われる。また、発電所の高電圧開閉器、高周波電界効果トランジスタと発光ダイオードとしての利用が進められている。 HPHT法やCVD法で合成されたものは宝石としても利用される。天然ダイヤモンドの取引会社にとっては、重大な関心事であり、天然のものと区別するために、分光装置を開発するなど様々な対策が施されている。.

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多摩 (小惑星)

多摩（たま、1089 Tama）は、フローラ族に属する小惑星。1927年（昭和2年）11月17日に、三鷹の東京帝国大学天文台（現：国立天文台）で及川奥郎によって発見された。 天文台の近くを流れていた多摩川に因んで命名された。.

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天王星

天王星（てんのうせい、Uranus）は、太陽系の太陽に近い方から7番目の惑星である。太陽系の惑星の中で木星・土星に次ぎ、3番目に大きい。1781年3月13日、イギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルにより発見された。名称のUranusは、ギリシア神話における天の神ウーラノス（Ουρανός、ラテン文字転写: Ouranos）のラテン語形である。 最大等級+5.6等のため、地球最接近時は肉眼で見えることもある。のちにハーシェル以前に恒星として20回以上の観測記録（肉眼観測も含む）があることが判明した。.

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天王星探査

天王星に対する宇宙探査について述べる。現在まで天王星の探査は多くが望遠鏡で行われており、天王星に近接して探査したのは1986年のボイジャー2号のみである。ボイジャー2号は天王星の衛星、冷たい大気、天王星の環などを研究し、今まで知られていなかった10個の衛星や2つの環などを発見した。また、今までに知られていた5個の大きな衛星の画像も撮影し、クレーターや峡谷を多く見つけた。 天王星専門の探査ミッションも提案されてはいるものの、2012年現在どれも正式な実現には至っていない。.

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太陽

太陽（たいよう、Sun、Sol）は、銀河系（天の川銀河）の恒星の一つである。人類が住む地球を含む太陽系の物理的中心尾崎、第2章太陽と太陽系、pp. 9–10であり、太陽系の全質量の99.86%を占め、太陽系の全天体に重力の影響を与えるニュートン (別2009)、2章 太陽と地球、そして月、pp. 30–31 太陽とは何か。 太陽は属している銀河系の中ではありふれた主系列星の一つで、スペクトル型はG2V（金色）である。推測年齢は約46億年で、中心部に存在する水素の50%程度を熱核融合で使用し、主系列星として存在できる期間の半分を経過しているものと考えられている尾崎、第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.1太陽の概観 pp. 10–11。 また、太陽が太陽系の中心の恒星であることから、任意の惑星系の中心の恒星を比喩的に「太陽」と呼ぶことがある。.

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太陽光

雲間から差す太陽光。 太陽光（たいようこう、sunlight）とは、太陽が放つ光である。日光（にっこう）とも言う。地球における生物の営みや気候などに多大な影響を与えている。人類も、太陽の恵みとも言われる日の光の恩恵を享受してきた。.

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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。.

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太陽系外惑星の発見方法

本項では、太陽系外惑星の発見方法について述べる。惑星は、自ら光る恒星と比べて、非常にかすかな光を反射しているに過ぎないため発見しにくい。例えば、太陽のような恒星は、惑星が反射する光の約10億倍の明るさを持つ。そのようなわずかな光を検出するという本質的な難しさに加え、恒星の光が惑星からの光をかき消してしまう場合もある。こうした理由から、2014年4月までに発見された太陽系外惑星のほとんどは、直接観測されていない。 よって、天文学者は、間接的な方法を主として観測せざるを得なかった。2016年時点で、数種類の間接的方法が成功を収めている。.

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太陽風

太陽風（たいようふう、Solar wind）は、太陽から吹き出す極めて高温で電離した粒子（プラズマ）のことである。これと同様の現象はほとんどの恒星に見られ、「恒星風」と呼ばれる。なお、太陽風の荷電粒子が存在する領域は太陽圏と呼ばれ、それと恒星間領域の境界はヘリオポーズと呼ばれる。.

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太陽核

太陽核（たいようかく、Solar core）は、太陽の中心から太陽半径のおよそ0.2倍から0.25倍の範囲に広がっていると考えられている。太陽系で最も高温の場所である。密度は15万kg/m3で、温度は1500万ケルビンに迫る（これに対して、太陽の表面の温度は6000ケルビンである）。中心の圧力は2.4×1016Pa、中心から0.2太陽半径では4.3×1015Paである。 太陽の核は、プラズマ状態にある高温で高密度のガスからできている。0.24太陽半径以内の核は太陽のエネルギーの99%を産み出している。.

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太陽放射

太陽放射（たいようほうしゃ）とは、太陽が出す放射エネルギーのこと。日射とも呼ばれる。特に電磁波の放射を指すことが多い。太陽放射のスペクトルから、太陽の黒体放射温度は約5800 Kと見積もられる。太陽放射の約半分は電磁スペクトルでいう可視光線であり、残り半分は赤外線や紫外線が占める。光とも呼ばれるこれら3つの電磁波が太陽放射の大部分を占めるため、太陽放射により放出される電磁波のことを太陽光とも言う。 太陽放射は主に、日射計や日照計で観測・測定される。.

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定圧モル熱容量

定圧モル熱容量（ていあつモルねつようりょう、英語：molar heat capacity at constant pressure）とは定圧過程における1モル当たりの熱容量のことである。すなわち、圧力一定の条件のときに物質（特に気体について用いられる）を単位物質量あたり単位温度上昇させるのに必要な熱量を意味する。 定圧モル比熱（ていあつモルひねつ、英語：molar specific heat at constant pressure）とも呼ばれ、平成21年現在、日本の高等学校の「物理II」の教科書では「定圧モル比熱」と記述されている。.

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室温超伝導

室温超伝導（しつおんちょうでんどう、Room temperature superconductivity）は、超伝導になる転移温度が室温（およそ300K（ケルビン））程度であること。 室温超伝導を示す物質を探索する研究は盛んに行われているが、2017年7月現在でも未だ発見されていない。 過去に、室温超伝導を示す物質を発見したとの報告が複数なされているが、いずれも再現できず室温超伝導と認知されていない。 現在最も常温に近いのは、高圧下の硫化水素で、約200GPa・150Kで超電導となる。 こちらより引.

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宇宙の年表

宇宙の年表（うちゅうのねんぴょう）は我々の住む宇宙で起きた出来事の年表であり、ビッグバン理論を中心に他の科学理論も交えてまとめたものである。 宇宙の歴史、宇宙の展開、宇宙の進化などとも表現されるものであるが、他の宇宙では冷却速度や対称性の破れ方の違いなどによって違った過程をとる可能性もあるので注意が必要である。 観測によれば、宇宙はおよそ138億年前に誕生した。それ以来宇宙は3つの段階を経過してきている。未だに解明の進んでいない最初期宇宙は今日地上にある加速器で生じさせられるよりも高エネルギーの素粒子からなる高温の状態であり、またほんの一瞬であったとされている。そのためこの段階の基礎的特徴はインフレーション理論などにおいて分析されているが、大部分は推測からなりたっている。 次の段階は初期宇宙と呼ばれ、高エネルギー物理学により解明されてきている。これによれば、はじめに陽子、電子、中性子そして原子核、原子が生成された。中性水素の生成にともない、宇宙マイクロ波背景が放射された。 そのような段階を経て、最初の恒星とクエーサー、銀河、銀河団、超銀河団は形成された。 宇宙の終焉については、さまざまな理論がある。.

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宇宙マイクロ波背景放射

cmあたりの波数。横軸の5近辺の波長1.9mm、160.2Ghzにピークがあることが読み取れる WMAPによる宇宙マイクロ波背景放射の温度ゆらぎ。 宇宙マイクロ波背景放射（うちゅうマイクロははいけいほうしゃ、cosmic microwave background; CMB）とは、天球上の全方向からほぼ等方的に観測されるマイクロ波である。そのスペクトルは2.725Kの黒体放射に極めてよく一致している。 単に宇宙背景放射 (cosmic background radiation; CBR)、マイクロ波背景放射 (microwave background radiation; MBR) 等とも言う。黒体放射温度から3K背景放射、3K放射とも言う。宇宙マイクロ波背景輻射、宇宙背景輻射などとも言う（輻射は放射の同義語）。.

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宇宙文明

宇宙文明（うちゅうぶんめい）は、地球人もしくは異星人による星間文明のこと。SFが好むテーマのひとつであるが、学術的にも、SETI（地球外知的生命体探査）の対象として研究されている。 銀河系に存在する宇宙文明の数を推量する方法として、ドレイクの方程式が知られている。.

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°

°（ど、デグリー）は、主に単位記号に使われる記号。単体での使用のほか、記号の後ろに文字をつけて単位記号とする使用法もある。.

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小田急1000形電車

小田急1000形電車（おだきゅう1000がたでんしゃ）は、小田急電鉄（小田急）が1988年（昭和63年）以降に運用している通勤車両である。 9000形に代わる帝都高速度交通営団（現在の東京地下鉄）千代田線への直通対応車として登場した。1988年（昭和63年）から1993年（平成5年）にかけて4両固定編成×25編成・6両固定編成×8編成・8両固定編成×1編成・10両固定編成×4編成の合計196両が製造され、1990年（平成2年）には幅2mのワイドドア（乗務員室直後のみ幅1.5m）を採用した車両が登場した。これらの車両は1700形（過去に存在した4両編成の場合は1500形）に分けられることがある。ワイドドア車の4両編成は2004年に一部の先頭車を中間車に改造した上で6両編成となった。 小田急では、編成表記の際には「新宿寄り先頭車両の車両番号（新宿方の車号）×両数」という表記を使用しているため、特定の編成を表記する際には「1051×4」「1251×6」「1552×4」「1752×6」「1081×8」「1094×10」のように表記する。また、特定の車両は車両番号から「デハ1400番台」などのように表記し、小田原方面に向かって右側を「山側」、左側を「海側」と表記する。.

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居住するのに適した太陽系外惑星の一覧

ハビタブルゾーンに位置する太陽系外惑星ケプラー22bの想像図 本項ではハビタブルゾーン内にある、地球外生命体が存在する可能性がある太陽系外惑星について述べる。この一覧は「Habitable Exoplanets Catalog(HEC)」により居住性の見積もりに基づいている。HECはプエルトリコ大学アレシボ校にあるPlanetary Habitability Laboratoryによって管理されている。 惑星の居住性は、表面に液体の水があるか、恒星からの距離が適切であるか、など様々な地球物理学や地球力学の観点から考察する。.

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中性子線

原子核物理学における中性子線（ちゅうせいしせん、neutron beam）とは中性子の粒子線を言う。.

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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。.

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三重点

純物質の三重点（さんじゅうてん、triple point）とは、その物質の三つの相が共存して熱力学的平衡状態にある温度と圧力である。三相を指定しないで単に三重点というときには、気相、液相、固相の三相が共存して平衡状態にあるときの三重点を指す。水を例にとるならば、水蒸気、水、氷が共存する温度、圧力が水の三重点である。.

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一フッ化二銀

一フッ化二銀（いちフッかにぎん、disilver monofluoride）は、化学式が Ag2F で表される銀のフッ化物である。結晶構造は逆ヨウ化カドミウム型構造で、Ag-F の層に Ag の層が挿入された構造をとる。Ag-Ag 間距離は300, 2.81 Å、Ag-F 間は2.45 Åである。密度は8.57 g/cm3。金属伝導性を持ち、0.65 Kで超伝導性を示す。光に対して安定である。90 で分解する。歯科合金として使われる。 一フッ化二銀はフッ化銀(I)を液体フッ化水素に溶解させた後にコロイド状の銀を加えて製造する。水中では即座に銀とフッ化銀(I)とに不均化する。.

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度 (温度)

度（ど）は、いくつかの温度目盛りで使用される単位（温度の単位）である。記号には ° が用いられ、その後に温度目盛りの名称の頭文字がつけられる。例えばセルシウス温度目盛りでは"Celsius"の頭文字をつけて℃と書く。 度が用いられる温度目盛りには以下のようなものがある。.

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人名に由来する物理単位

人名に由来する物理単位（じんめいにゆらいするぶつりたんい）は、人名に由来する物理単位の一覧である。.

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二リン

二リン（にりん、Diphosphorus）は、リンによる二原子分子である。二リンは同じ窒素族の窒素分子の三重結合と違ってπ結合のエネルギーが高く不安定なため、リンは正四面体構造（P4）の方を取りやすい。したがって二リンは反応性がとても高く、その結合解離エネルギー(117 kcal/mol or 490 kJ/mol) は窒素分子の約半分である。 伝統的に二リンは白リンを1100Kまで加熱して作られるが、2006年に、より低温で合成する新しい方法が開発された。これは、ニトレンの形のアジ化物を除去する方法である。二リンの前駆体はリン化ニオブとクロロイミノホスファンで構成される。 この化合物を1,3-シクロヘキサジエン中で50℃に加熱すると二リンは、二重のディールス・アルダー反応による生成物とニオブイミド化合物を与える。.

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二フッ化クリプトン

二フッ化クリプトン（にフッかクリプトン、Krypton difluoride、KrF2）は、最初に発見されたクリプトン化合物である。揮発性の固体である。分子構造は直線形で、Kr-F間の距離は188.9pm。強酸と反応してKrF+とKr2F3+カチオンを形成する。.

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二ホウ化マグネシウム

二ホウ化マグネシウム（にホウかマグネシウム、magnesium diboride、MgB2）はホウ素とマグネシウムからなる無機化合物で、六方晶の層状物質。結晶構造は AlB2 型構造 (P6/mmm)。これは、ホウ素がグラファイトのように亀の甲（ハニカム）状となって層状に積層した間を、マグネシウムがインターカレート（intercalate, 挿入）したような構造である。金属間化合物であり、金属の性質を示す。ホウ素層内は主に共有結合であり、ホウ素層、マグネシウム層間はイオン結合的な力で結合している（この点が、グラファイト層間のファンデルワールス結合と異なる）。.

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亜鉛

亜鉛（あえん、zinc、zincum）は原子番号30の金属元素。元素記号は Zn。亜鉛族元素の一つ。安定な結晶構造は、六方最密充填構造 (HCP) の金属。必須ミネラル（無機質）16種の一つ。.

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二次元電子ガス

二次元電子ガス（にじげんでんしガス、two dimensional electron gas、2DEG ）は、半導体中で二次元状に電子が分布する状態を示す。半導体同士や半導体と絶縁体の接合等で伝導帯に障壁を作り、電圧やドーピングの調整により、フェルミ準位が伝導帯より上に来る状態にすること。この領域では、半導体中に電子が充満する。これを電子ガスといい、これが通常、二次元状に分布するため、二次元電子ガスと言う。 通常、HEMTのチャネル部分や、MOSFETの反転層がこれに当たる。ホールの場合は、二次元ホールガス(2DHG)と言う。.

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仮面ライダーカブト

『仮面ライダーカブト』（かめんライダーカブト）は、2006年（平成18年）1月29日から2007年（平成19年）1月21日まで、テレビ朝日系列で毎週日曜8:00 - 8:30（JST）に全49話が放映された、東映制作の特撮テレビドラマ作品、および作中で主人公が変身するヒーローの名称である。ハイビジョン制作（アナログ放送ではレターボックス放送）。 「平成仮面ライダーシリーズ」第7作目に当たる。キャッチコピーは「天の道を往き、総てを司る!」、「俺が正義」。.

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低温物理学

低温物理学（ていおんぶつりがく）は、絶対零度に非常に近い超低温領域における物理学の1分野である。この様な超低温では、熱的な擾乱が小さくなるために、凝縮系内の微小な相互作用や巨視的な量子効果による特異な現象が現れてくる。.

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彩層

彩層（さいそう、chromosphere）とは、太陽などの恒星の表層部分で、光球の外側、コロナの内側に位置する薄いガスによって形成される層。 太陽の場合、厚さは数千から1万km。彩層の最下層である温度最低層では光球よりやや低温（4,700-5,800K）で、高度と共に増加してコロナとの境界層（遷移層）付近では1万度ケルビンに達する。彩層では磁場が支配的であり、磁気エネルギーの解放現象である太陽フレアや、プラズマが磁力線によって太陽大気中に保持された紅炎（プロミネンス）が観測される。肉眼では地球上から視認することはできないが、皆既日食発生時や水素の出すHα線フィルターを用いることで観測する事ができる。 Category:太陽.

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土星

土星（どせい、、、）は、太陽から6番目の、太陽系の中では木星に次いで2番目に大きな惑星である。巨大ガス惑星に属する土星の平均半径は地球の約9倍に当る。平均密度は地球の1/8に過ぎないため、巨大な体積の割りに質量は地球の95倍程度である。そのため、木星型惑星の一種とされている。 土星の内部には鉄やニッケルおよびシリコンと酸素の化合物である岩石から成る中心核があり、そのまわりを金属水素が厚く覆っていると考えられ、中間層には液体の水素とヘリウムが、その外側はガスが取り巻いている。 惑星表面は、最上部にあるアンモニアの結晶に由来する白や黄色の縞が見られる。金属水素層で生じる電流が作り出す土星の固有磁場は地球磁場よりも若干弱く、木星磁場の1/12程度である。外側の大気は変化が少なく色彩の差異も無いが、長く持続する特徴が現れる事もある。風速は木星を上回る1800km/hに達するが、海王星程ではない。 土星は恒常的な環を持ち、9つが主要なリング状、3つが不定的な円弧である。これらはほとんどが氷の小片であり、岩石のデブリや宇宙塵も含まれる。知られている限り62個の衛星を持ち、うち53個には固有名詞がついている。これにはリングの中に存在する何百という小衛星（ムーンレット）は含まれない。タイタンは土星最大で太陽系全体でも2番目に大きな衛星であり、水星よりも大きく、衛星としては太陽系でただひとつ有意な大気を纏っている。 日本語で当該太陽系第六惑星を「土星」と呼ぶ由来は、古代中国において五惑星が五行説に当てはめて考えられた際、この星に土徳が配当されたからである。英語名サターンはローマ神話の農耕神サートゥルヌスに由来する。.

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土星探査

土星探査（どせいたんさ）は、主に土星専用の無人探査機によって行われているが、地球からの距離が遠いこともあり探査の進み方は遅い。初期のミッションはフライバイによるものであったが、2016年現在は土星周回軌道上にカッシーニが存在し、探査を続けている。.

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圧縮率因子

圧縮率因子（あっしゅくりついんし、compressibility factor）は実在気体の振る舞いに関して、理想気体からのずれを表す無次元量のひとつである。圧縮因子あるいは圧縮係数ともいう。 1モルの実在の気体または理想気体について、P 、V 、n 、T をそれぞれその気体が受ける圧力、体積、モル数、温度とすると圧縮率因子 z は次のように表される。 ここで R は気体定数である。また、Vm は気体分子のモル体積、 V は理想気体としてプロットしたモル体積である（便宜上、前者をモル体積、後者を理想のモル体積と呼ぶことにする）。 モル体積と理想のモル体積の商をビリアル展開することでz を求める方法もある（詳細はビリアル方程式を参照）。 z は圧力 P に対してプロットすると物質固有の曲線になる。一般に十分低圧では1より小さく、十分高圧では1より大きくなる。これは実在気体では無視できない分子間力と分子自体の体積の2つの影響によるものである。z を対臨界定数P およびT の関数で表したのがz 線図で、気体の種類に関係なく適用できる。 理想気体では より圧縮率因子の値は常にz.

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地球

地球（ちきゅう、Terra、Earth）とは、人類など多くの生命体が生存する天体である広辞苑 第五版 p. 1706.。太陽系にある惑星の1つ。太陽から3番目に近く、表面に水、空気中に酸素を大量に蓄え、多様な生物が生存することを特徴とする惑星である。.

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地球内部物理学

地球内部物理学（ちきゅうないぶぶつりがく）は地球内部を研究対象とする自然科学である。地球物理学の一分野に属する。 地球内部を直接掘削して調査することは困難を伴い、これまで地下10km内外を掘削したに過ぎず、内部を探求する方法は主に地球内部を透過する地震波の研究に依るところが大きい。.

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地球類似性指標

地球類似性指標・地球類似性インデックス（Earth Similarity Index, ESI）とは、惑星質量天体や衛星が、どれだけ地球に類似しているかを特徴づけるために提案された指標である。0から1の間の数値を取り、地球では1となる。この指標は、膨大な天体のデータベースで簡単に天体を比較できるようにすることを意図している。惑星の居住可能性を定量化したものではない。.

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化学に関する記事の一覧

このページの目的は、化学に関係するすべてのウィキペディアの記事の一覧を作ることです。この話題に興味のある方はサイドバーの「リンク先の更新状況」をクリックすることで、変更を見ることが出来ます。 化学の分野一覧と重複することもあるかもしれませんが、化学分野の項目一覧です。化学で検索して出てきたものです。数字、英字、五十音順に配列してあります。濁音・半濁音は無視し同音がある場合は清音→濁音→半濁音の順、長音は無視、拗音・促音は普通に（ゃ→や、っ→つ）変換です。例：グリニャール反応→くりにやるはんのう †印はその内容を内含する記事へのリダイレクトになっています。 註) Portal:化学#新着記事の一部は、ノート:化学に関する記事の一覧/化学周辺に属する記事に分離されています。.

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ペルディータ (衛星)

ペルディータ (Perdita) は、天王星の内衛星。軌道はベリンダとパックの間にある。仮符号はS/1986 U 10、別名UranusXXV。名前はウィリアム・シェイクスピアの戯曲『冬物語』のレオンテスとハーマイオニーの娘にちなんで名づけられた。.

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ペルセウス座ロー星

ペルセウス座ρ星(ρ Per / ρ Persei)は、ペルセウス座の恒星で3等星。 ペルセウス座ρ星は、SRB型の半規則型変光星であり、視等級は50日、1100日の周期で3.3から4.0まで変化する。 β星・π星・ω星とともに、メドゥーサの首を形作っており、この星は Gorgonea tertia（第三ゴルゴン星）と呼ばれていた。.

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ペルセウス座パイ星

ペルセウス座π星（ペルセウスざパイせい、π Persei, π Per）は、ペルセウス座の恒星で5等星。 β星・ρ星・ω星とともに、メドゥーサの首を形作っており、この星は Gorgonea secunda（第二ゴルゴン星）と呼ばれていた。.

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ペルセウス座デルタ星

ペルセウス座δ星（ペルセウスざデルタせい、δ Per / δ Persei）は、ペルセウス座の恒星で3等星。 この星は、青色巨星である。 ペルセウス座δ星は、散開星団Mel 20の中で、ペルセウス座α星に次いで2番目に明るい。.

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ペルセウス座ニュー星

ペルセウス座ν星（ペルセウスざニューせい、ν Per / ν Persei）は、ペルセウス座の恒星で4等星。光度の大きい黄白色の輝巨星である。.

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ペルセウス座アルファ星

ペルセウス座α星（ペルセウスざアルファせい）は、ペルセウス座で最も明るい恒星で2等星。.

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ペルセウス座イータ星

ペルセウス座η星（ペルセウスざイータせい、η Per / η Persei）は、ペルセウス座の恒星である。 28.4秒離れた所に8.5等の白い伴星（スペクトル型はA0）が輝く二重星。見かけの二重星と連星のどちらに該当するかは不明。.

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ペルセウス座イプシロン星

ペルセウス座ε星（ペルセウスざイプシロンせい、ε Persei, ε Per）は、ペルセウス座の恒星で3等星。 ペルセウス座ε星は、2つの恒星からなる連星系である。2.90等級でB0.5V型の青いB型主系列星の主星と、3.92等級でA2Vの白いA型主系列星の伴星からなる。.

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ペルセウス座イオタ星

ペルセウス座ι星（ペルセウスざイオタせい、ι Per / ι Persei）は、ペルセウス座の方角にあるF型主系列星である。太陽よりもいくらか大きくて重い。この星は、92 km/s という比較的大きな固有運動を持つ。 この恒星の伴星は見つかっていない。同じ視線の方向に12等級の恒星が見えるが、重力的な相互作用関係はないと考えられている。.

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ペルセウス座オミクロン星

ペルセウス座ο星 (おとめざオミクロンせい、ο Per / ο Persei) は、ペルセウス座の方角にある恒星で4等星。.

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ペルセウス座カッパ星

ペルセウス座κ星（ペルセウスざカッパせい、κ Per）は、ペルセウス座の恒星である。 ペルセウス座κ星は、分光二重星からなる三重連星系である。.

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ペルセウス座クシー星

ペルセウス座ξ星 （ペルセウスざクシーせい、Xi Persei / ξ Per） はペルセウス座にある4等星。.

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ペルセウス座シータ星

ペルセウス座θ星 (θ Persei / θ Per) は、ペルセウス座の方角に約36光年の位置にある連星系である。 見かけでは三重星で、主星Aから20.7秒離れた位置に10等級の伴星Bが、94.8秒離れた位置に11等級のCがある。Cは、固有運動の違いからして明らかに、偶然同じ方向に見えている見かけの重星で、A、Bと物理的な関係はない。 主星は薄黄色の主系列星で、太陽より若干大きく明るいが、地球型惑星を持ちうる範囲である。伴星Bは、スペクトル型M1.7Vの赤色矮星で、主星からの距離およそ248AUの軌道を公転しており、離心率からすると主星と伴星の距離は216AUから280AUまで変化する。.

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ペルセウス座ゼータ星

ペルセウス座ζ星（ペルセウスざゼータせい、Zeta Persei / ζ Per）は、ペルセウス座の3等星である。非常に明るい恒星で青色超巨星に分類されている。.

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ペルセウス座RS星

ペルセウス座RS星（ペルセウスざアールエスせい）は、ペルセウス座にある脈動変光星。.

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ペルセウス座S星

ペルセウス座S星（ペルセウスざエスせい）は、ペルセウス座に位置する脈動変光星。.

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ペルセウス座T星

ペルセウス座T星（ペルセウスざティーせい）は、ペルセウス座にある脈動変光星。.

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ペンタレン

ペンタレン（pentalene）は、化学式 C8H6 で表される二環式炭化水素である。5員環同士が縮環した炭化水素で、二重結合と単結合が交互に並んだ構造を持つ。ナフタレンやアズレンがπ電子の非局在化により、二重結合と単結合の中間程度の結合長を持つのと異なっている。 またナフタレンやアズレンが非常に安定であるのに対し、ペンタレンの誘導体は非常に不安定でありほとんどの場合単離は不可能である。これは8電子の環状π電子系を持ち、反芳香族性を示すためである。.

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ナトリウム

ナトリウム（Natrium 、Natrium）は原子番号 11、原子量 22.99 の元素、またその単体金属である。元素記号は Na。アルカリ金属元素の一つで、典型元素である。医薬学や栄養学などの分野ではソジウム（ソディウム、sodium ）とも言い、日本の工業分野では（特に化合物中において）曹達（ソーダ）と呼ばれる炭酸水素ナトリウムを重炭酸ソーダ（重曹）と呼んだり、水酸化ナトリウムを苛性ソーダと呼ぶ。また、ナトリウム化合物を作ることから日本曹達や東洋曹達（現東ソー）などの名前の由来となっている。。毒物及び劇物取締法により劇物に指定されている。.

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ナイアド (衛星)

ナイアド (Naiad) は、海王星の衛星。.

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ペガスス座51番星

ペガスス座51番星（ペガススざ51ばんせい、51 Pegasi、略称51 Peg）は、地球から約50光年の距離にある太陽に似た恒星。地球から見るとペガスス座の四辺形の近くに位置する。1995年10月6日、太陽外の惑星の存在が確認された。.

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ペガスス座ミュー星

ペガスス座μ星（ペガススざミューせい、μ Peg）は、ペガスス座の恒星で3等星。.

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ペガスス座ベータ星

ペガスス座β星は、ペガスス座の恒星で2等星。ペガススの大四辺形を形成する恒星の1つでもある。.

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ペガスス座アルファ星

ペガスス座α星は、ペガスス座の恒星で2等星。ペガススの大四辺形を形成する恒星の1つでもある。.

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ペガスス座イータ星

ペガスス座η星（ペガススざイータせい、η Peg）は、ペガスス座の恒星で3等星。.

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ペガスス座イプシロン星

ペガスス座ε星は、ペガスス座の恒星で2等星。.

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ペガスス座シータ星

ペガスス座θ星 (θ Pegasi, θ Peg) は、ペガスス座にある恒星で4等星。.

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ペガスス座ゼータ星

ペガスス座ζ星（ペガススざゼータせい、ζ Pegasi, ζ Peg）は、ペガスス座にある恒星で3等星。.

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ペガスス座タウ星

ペガスス座τ星（）はペガスス座にある5等級の恒星で、太陽より大きなA型主系列星または準巨星である。.

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ペガスス座S星

ペガスス座S星（ペガスス座Sせい）は、ペガスス座の赤色巨星で脈動変光星。.

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ペガスス座V376星

ペガスス座V376星 は、ペガスス座の恒星である。.

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ミマス (衛星)

ミマス (Saturn I Mimas) は、土星の第1衛星。1789年に天文学者ウィリアム・ハーシェルによって発見された。その後、ウィリアムの息子のジョン・ハーシェルが1847年にギリシア神話の巨人族の一人ミマースにちなみ命名、発表した。.

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ミネルヴァ (小惑星)

ミネルヴァ (93 Minerva) は、小惑星帯に位置するC型小惑星の一つ。主に炭素化合物でできており、暗い。ケレス族またはミネルヴァ族に含まれると考えられていたこともあるが、スペクトル分析によって違うことがわかった。 アメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソンによりミシガン州アナーバーで発見された。ローマ神話の知恵の女神ミネルヴァにちなみ命名された。 1982年11月22日にフランス、スペイン、アメリカ合衆国で、2008年5月18日に九州で掩蔽が観測された。 2009年8月31日に、直径4kmと3kmの2個の衛星が発見されたことが発表された。2013年12月17日に、この衛星がアイギス（Aegis）とゴルゴネイオン（Gorgoneion）と名付けられた事が発表された。.

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ミラ (恒星)

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したミラ。 紫外線で撮影されたミラの「尾」。 紫外線と可視光で撮影されたミラ。 ミラ（Mira）は、くじら座のο（オミクロン）星（ο Cet）。最も有名な脈動変光星の1つで、ミラ型変光星の代表星である。.

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ミランダ (衛星)

ミランダ(Miranda)とは天王星の第5衛星。他の天王星の大型衛星と同じように、天王星の赤道面に近い軌道で公転している。しかし、天王星が横倒しで自転しているため、太陽、あるいは黄道に対しては横倒しで公転している事になる。そのため、ミランダは天王星と同様に極端な季節変化がある。ミランダの直径はわずか470kmで、太陽系の衛星の中でも静水圧平衡を満たす、最小級の衛星の一つである。静水圧平衡を満たす最小の衛星は土星のミマス（直径約400km）である。 ミランダには、太陽系の中で最も極端かつ多様な地形を持つ。高さ5kmから10kmで、太陽系最大の落差を誇るヴェローナ断崖が有名で、金星にも見られる、コロナと呼ばれている地殻変動の痕跡も残されている。この多様な地形の起源と進化については、完全に解明されておらず、ミランダの形成についても複数の仮説がある。 ミランダは1948年2月16日にマクドナルド天文台で観測を行っていたジェラルド・カイパーによって発見された。ミランダという名は、ウィリアム・シェイクスピアの戯曲『テンペスト』に登場するプロスペローの娘の名前に由来する。 2016年現在、ミランダに接近した画像を撮影したのはボイジャー2号のみで、1986年1月にフライバイによる接近観測を行った。その間、ミランダは南半球を太陽に向けていたため、その部分の観測しか成功していない。.

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ミリアム (小惑星)

ミリアム (102 Miriam) は、小惑星帯に位置する小惑星の一つ。珍しいL型小惑星で、比較的大きくて暗い。 アメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズ (Christian Heinrich Friedrich Peters) によりニューヨーク州クリントンで発見された。旧約聖書に登場するモーセの姉ミリアムにちなんで命名された。.

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ミレッド

ミレッド（mired）は、逆色温度（色温度の逆数）の単位である。色温度のかわりに逆色温度を使うのは、数値の差を色の違いにうまく比例させるためである（図参照）。 逆色温度のSI単位は K（毎ケルビン）となる。ミレッドはその倍（100万分の1）であり、µ(K) （マイクロ毎ケルビン）と表せる。つまり、色温度をケルビンで表した値の逆数を100万倍すると、逆色温度をミレッドで表した値となる。miredという語は"micro（SI接頭辞でを意味するマイクロ） reciprocal（逆数） degree（度）"から作られたものである。degreeのかわりにkelvinを使ってミレック (mirek) ともいう。 ただし、2 が (cm) であるように、SI組立単位は冪より接頭辞のほうが優先順位が高いので、ミレッドをSIで普通に表すと MK（毎メガケルビン）となる。これはつまり、色温度をメガケルビンで表した値（ケルビンで表した値の100万分の1）の逆数ということだが、計算の順序が違うだけで同じことである。 例えば、色温度 25 000 K (0.025 MK) の青空は40ミレッド、5000 K (0.005 MK) の撮影用フラッシュは200ミレッドとなる。 ミレッドは写真撮影の際の色温度の計量に特に便利である。10ミレッドを意味するデカミレッド(decamired)という単位も用いられる。 Category:温度の単位 Category:色.

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ミニスカ宇宙海賊

『ミニスカ宇宙海賊』（ミニスカパイレーツ）は、笹本祐一のSF小説・ライトノベル。イラストは松本規之。2008年10月より朝日ノベルズから刊行されている。 ミニスカートの船長服をまとった女子高校生が、免許を受けた「合法的な」宇宙海賊の船長として活躍する物語。 2010年にテレビアニメ化が発表され、2012年1月から6月まで『モーレツ宇宙海賊』（モーレツパイレーツ）として放送された。同年6月からは、ニコニコ静画の『ニコニコASAHIコミックファンタジー』で峠比呂による漫画版の連載が始まった。映画化も発表され、2014年2月に『モーレツ宇宙海賊 ABYSS OF HYPERSPACE -亜空の深淵-』のタイトルで劇場版が公開された。.

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ノーベル物理学賞

ノーベル物理学賞（ノーベルぶつりがくしょう、Nobelpriset i fysik）は、ノーベル賞の一部門。アルフレッド・ノーベルの遺言によって創設された6部門のうちの一つ。物理学の分野において重要な発見を行った人物に授与される。 ノーベル物理学賞のメダルは、表面にはアルフレッド・ノーベルの横顔（各賞共通）、裏面には宝箱を持ち雲の中から現れた自然の女神のベールを科学の神が持ち上げて素顔を眺めている姿（化学賞と共通）がデザインされている。.

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マイスナー効果

マイスナー効果（マイスナーこうか Meissner effect, Meißner Ochsenfeld Effekt）は、超伝導体が持つ性質の1つであり、遮蔽電流（永久電流）の磁場が外部磁場に重なり合って超伝導体内部の正味の磁束密度をゼロにする現象である。マイスナー―オクセンフェルト効果 、あるいは完全反磁性とも呼ばれる。.

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ノイズ (電子工学)

電子工学におけるノイズ（noise）または雑音とは電気信号の無作為な変動であり、全ての電気回路に存在する。電子機器が発生するノイズは様々で、その発生原因もいくつかある。熱雑音とショット雑音は物理法則に起因し、防ぐことができない。一方、他のノイズは機器に起因するもので、多くが製造品質や半導体の欠陥による。 一般にノイズは好ましくないが、ノイズを有効活用する用途として乱数発生や後述するディザがある。.

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チタニア (衛星)

チタニア（タイタニア、ティターニア、Uranus III Titania）は、天王星の第3衛星で、天王星の5大衛星の1つである。.

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ネメシス (小惑星)

ネメシス (128 Nemesis) は、小惑星帯に位置するかなり大きく暗い小惑星の一つで、主に炭素化合物からできている。地球時間にして約1日半とかなりゆっくり自転している。ネメシス族という小惑星族の中で最も大きい小惑星である。 1872年11月25日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソンによってミシガン州アナーバーで発見され、ギリシア神話に登場する復讐の女神ネメシスにちなんで命名された。なお、太陽の伴星が存在するという仮説でもその伴星はネメシスと名付けられている。.

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ネール温度

ネール温度（ネールおんど、Néel temperature, TN）とは、反強磁性体が常磁性へと転移する温度である。即ち、物質中の部分格子が有限の自発磁化を示す温度である。反強磁性体やその変形であるフェリ磁性の理論的研究を行ったルイ・ネールに由来する。ネールはこの磁性分野の研究における貢献で1970年にノーベル物理学賞を受賞した。ネール温度以上では物質は常磁性体として振る舞い、この温度以下では秩序相の発達と共に徐々に容易軸方向の磁化率は低下する。通常の反強磁性体であれば、困難軸方向の磁化はネール温度以下では温度依存が少なく、ほぼ定数と見なせる状態となる。 ネール温度は強磁性体が常磁性体へと転移するキュリー温度 TCに類似している。反強磁性体とよく似た磁気構造を持つフェリ磁性や弱強磁性の場合の転移温度に対してもこの語は用いられるが、これらの系においては転移点以下で自発磁化を示すことから、強磁性体と同じくキュリー温度の語を用いる場合もある。.

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ネオン燃焼過程

ネオン燃焼過程（ネオンねんしょうかてい、Neon burning process）は大質量星（少なくとも8太陽質量）で起きる核融合過程である。 ネオンの燃焼は炭素燃焼過程によって恒星のコア中の炭素が全て消費された後に起こる。炭素の燃焼が終了するとコアの温度は低下する。コアは重力により圧縮され、密度と温度が上昇し、ネオンの燃焼が始まる。ネオンの燃焼には高温 (1.2 K) と高圧(4 kg/m3) が必要とされる。このような高温では原子核の光崩壊 (photodisintegration) が無視できなくなり、ネオン原子核の一部はアルファ粒子を放出して崩壊する。 O-16 + He -->: 反応が進行するとネオンが消費され、酸素とマグネシウムが生成する。酸素とマグネシウムはコアに蓄積していく。数年でコア中のネオンは全て消費され、コアの温度は再び低下する。重力によりコアが圧縮され、酸素燃焼過程が始まる。 Category:核融合 Category:恒星物理学.

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ハルモニア (小惑星)

ハルモニア (40 Harmonia) はメインベルト小惑星帯の大きな小惑星。 1856年3月30日にヘルマン・ゴルトシュミットによって発見された。 この小惑星が発見された日にクリミア戦争が終わったことから、ギリシア神話の調和の神ハルモニアーにちなんで名づけられた。.

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ハービッグ・ハロー天体

ハービッグ・ハロー天体（ハービッグハローてんたい、Herbig-Haro object、HH object、HH天体）とは新しく生まれた恒星に付随する星雲状の小領域で、若い星から放出されたガスが数百km/sの速度で周辺のガスや塵の雲と衝突して作られるものである。ハービッグ・ハロー天体は星形成領域にはしばしば見られる天体で、一つの恒星の自転軸に沿って複数個が存在する場合も多い。 ハービッグ・ハロー天体の実体は一時的な現象で、長くても数千年しか持続しない。HH 天体はガスの放出元である親星から星間空間のガス雲（星間物質）に向かって高速で移動するに従い、数年単位という短期間で見た目の形状が変化する場合がある。ハッブル宇宙望遠鏡を用いた数年にわたる観測で、HH 天体のガスが星間物質の密度の高い領域と衝突することで、HH 天体の一部が暗くなる一方で別の場所が明るくなる、といった複雑な変化が起こる過程が明らかになっている。 この種の天体は19世紀にシャーバーン・バーナムによって最初に観測されていたが、輝線星雲の中で独立した一種として識別されるようになったのは1940年代になってからであった。この天体を詳細に研究した最初の天文学者はアメリカのジョージ・ハービッグとメキシコのギイェルモ・アロで、彼らの名前にちなんで天体の名称が付けられている。ハービッグとアロは星形成の研究の過程で HH 天体の分析を独立に行い、HH 天体が星形成過程の副産物であることを明らかにした。.

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バンドギャップ

バンドギャップ（Band gap、禁止帯、禁制帯）とは、広義の意味は、結晶のバンド構造において電子が存在できない領域全般を指す。 ただし半導体、絶縁体の分野においては、バンド構造における電子に占有された最も高いエネルギーバンド（価電子帯）の頂上から、最も低い空のバンド（伝導帯）の底までの間のエネルギー準位（およびそのエネルギーの差）を指す。 E-k空間上において電子はこの状態を取ることができない。バンドギャップの存在に起因する半導体の物性は半導体素子において積極的に利用されている。 半導体のバンド構造の模式図。Eは電子の持つエネルギー、kは波数。Egが'''バンドギャップ'''。半導体（や絶縁体）では「絶対零度で電子が入っている一番上のエネルギーバンド」が電子で満たされており（価電子帯）、その上に禁制帯を隔てて空帯がある（伝導帯）。 金属、および半導体・絶縁体のバンド構造の簡単な模式図(k空間無視) バンドギャップを表現する図は、E-k空間においてバンドギャップ周辺だけに着目した図、さらにk空間を無視してエネルギー準位だけを表現した図も良く用いられる。.

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バーナード星

バーナード星 (Barnard's star) とは、太陽系から約6光年の距離に位置する恒星である。 1916年にアメリカの天文学者であるエドワード・エマーソン・バーナードにより発見された。ケンタウルス座α星系に次いで、2番目に太陽系に近い恒星系である。.

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バークリウム

バークリウム (berkelium) は原子番号97の元素。元素記号は Bk。アクチノイド元素の一つ。超ウラン元素でもある。安定同位体は存在しない。比重は14.78、融点は986℃(1000K程度）。原子価は+3、+4価(+3価が安定)。物理的、化学的性質の詳細は良く分かっていない。.

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バトラー・ボルマー式

バトラー・ボルマー式（バトラー・ボルマーしき、）または Erdey-Grúz-Volmer 式とは、における最も基礎的な関係式である。同じ電極上でカソード反応とアノード反応の両方が起きるとした上で、電極に流れる電流が次のように電極電位に依存することを主張する。 または、次のように簡便化して書くこともできる。 α の値によってどのようにグラフが変化するかを片対数グラフで示している。 ここで、次のような変数を用いた。.

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ポラリス (恒星)

ポラリス (Polaris) は、こぐま座α星、こぐま座で最も明るい恒星で2等星。現在の北極星である。.

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ポルックス (恒星)

ポルックス（Pollux）は、ふたご座β星、ふたご座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。.

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ポンプ座アルファ星

ポンプ座α星 (ポンプざアルファせい、α Antliae, α Ant) は、ポンプ座で最も明るい恒星であるが、固有名は持たない。この星は、橙色の巨星である。 太陽と比べると、水素とヘリウム以外の元素の存在量はわずか41%である。.

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ポーシャ (衛星)

ポーシャ (Portia) は、天王星の衛星。 ポーシャは1986年1月3日にボイジャー2号探査機によって発見された。仮符号はS/1986 U 1。 この衛星はシェイクスピアの戯曲『ジュリアス・シーザー』に登場するブルータスの妻の名にちなんで名づけられた。 ポーシャの軌道は天王星の静止軌道よりも内側にあり、潮汐力によってゆっくりと減衰している。ポーシャはやがて砕けて天王星の環となるか、天王星に突入してしまうものと考えられている。 ポーシャは、測光的特徴や軌道がよく似たビアンカ、クレシダ、デズデモーナ、ジュリエット、ロザリンド、キューピッド、ベリンダ、ペルディータとともに、ポーシャ群を形成している。.

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メリボエア (小惑星)

メリボエア (137 Meliboea) は、小惑星帯に位置する大きくて暗いC型小惑星。メリボエア族というかなり小規模な小惑星族の中で、最大の小惑星である。1874年4月21日にオーストリアの天文学者、ヨハン・パリサにより発見され、ギリシア神話に登場する2人のメリボエアのいずれかにちなみ命名された。.

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メデューサ (小惑星)

メデューサ (149 Medusa) は、小惑星帯に位置する明るくて岩石質の小惑星の一つ。1875年9月21日にフランスの天文学者、アンリ・ジョセフ・ペロタンにより発見され、ギリシア神話に出てくる、ヘビの頭を持った怪物ゴルゴン姉妹の一人メデューサにちなみ命名された。約26時間という小惑星としては比較的長い自転周期を持つ。 メデューサは、発見された時点では（当時は知られていなかったが）それまでに見つかった最小の小惑星であった。これ以降、さらに小さな小惑星が多数発見されている。また、それまでに見つかった最も太陽に近い小惑星でもあった（長い間、この記録は (8) フローラが有していた）。この記録は1898年に (433) エロスと (434) ハンガリアが発見され、4:1共鳴をするカークウッドの空隙より内側に二つの新たな小惑星のグループが存在することが明らかになるまで破られなかった。.

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ラマン冷却

原子物理学において、ラマン冷却（ラマンれいきゃくRaman cooling）とは、には存在する、光子が原子に与えることのできる反跳エネルギーの限界、反跳限界を超えた冷却が可能な光学的な冷却法である。この方式は単純な内、およびを重ね合わせた光モラセスの中で行うことが可能で、それぞれ自由空間ラマン冷却およびラマンサイドバンド冷却と呼ばれる。どちらの技術も原子によるレーザー光のラマン散乱を利用する。.

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ラバール・ノズル

ラバール・ノズルの断面図とグラフ。流速 (v)、温度 (t)、圧力 (p) ラバール・ノズルまたはドラバル・ノズル（De Laval nozzle）は、中ほどが狭まっている管で、砂時計のような形状のノズル。収縮拡大ノズル、CDノズルとも。ガス流をこれに通すことで加速させ、超音速を得るのに使われる。ある種の蒸気タービン（衝動タービン）に広く使われ、ロケットエンジンや超音速ジェットエンジンにも使われている。 同様の流れの特性は、天体物理学における宇宙ジェットにも適用される。.

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ラランド21185

ラランド21185 (Lalande 21185) は地球から8.21光年の距離にある恒星である。1801年にパリ天文台の天文学者ジェローム・ラランドによって発見された。この恒星は変光星（閃光星）だと考えられている。また軌道の分析から、この恒星は惑星を有している可能性がある。もし存在すれば、プロキシマ・ケンタウリ系に次いで、太陽系から2番目に近い惑星系となる。.

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ラリッサ (衛星)

ラリッサ（Larissa）は、海王星の衛星。.

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ランキン度

ランキン度（ランキンど、、記号: °R）は、温度の単位である。蘭氏温度（らんしおんど）ともいう。絶対零度を 0 としている点では、ケルビンと同じであるが、ケルビンが 1 度の間隔をセルシウス度（摂氏温度）と同じにしているのに対して、ランキン度は 1 度の間隔をファーレンハイト度（華氏温度）と同じにしている。そのため、華氏を温度の単位として日常で使っているアメリカ圏の人々には非常に使いやすい単位であるが、既に熱力学温度の単位としてケルビンを使うことが決まっており、特に他に用途がないので、実際はあまり普及しなかった。ウィリアム・ランキンにちなむ。 Category:温度の単位 Category:エポニム.

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ランキン・ユゴニオの式

ランキン・ユゴニオの式（ランキン・ユゴニオのしき、Rankine-Hugoniot equation）、またはランキン・ユゴニオ関係式とは、垂直衝撃波の通過前後における物理量の関係を表す次の式のことである： & \frac.

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ラッテン番号

ラッテン番号（ラッテンばんごう、）とは、光学フィルターを識別するための体系であり、通常は写真撮影用のフィルターに用いられる。.

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ラドン

ラドン（radon）は、原子番号86の元素。元素記号は Rn。.

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ラカーユ9352

ラカーユ9352 (Lacaille 9352) は、太陽系から10.74光年はなれた赤色矮星である。質量は太陽の47パーセントで、直径は太陽のおよそ半分である。この恒星は変光星だと考えられており、ニコラ・ルイ・ド・ラカーユによって作成された恒星図に記載されている恒星のひとつである。光が弱いため、肉眼では観測できない。 ラカーユ9352に一番近い恒星はみずがめ座EZ星で、4.21光年離れている。.

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リチウム

リチウム（lithium、lithium ）は原子番号 3、原子量 6.941 の元素である。元素記号は Li。アルカリ金属元素の一つで白銀色の軟らかい元素であり、全ての金属元素の中で最も軽く、比熱容量は全固体元素中で最も高い。 リチウムの化学的性質は、他のアルカリ金属元素よりもむしろアルカリ土類金属元素に類似している。酸化還元電位は全元素中で最も低い。リチウムには2つの安定同位体および8つの放射性同位体があり、天然に存在するリチウムは安定同位体である6Liおよび7Liからなっている。これらのリチウムの安定同位体は、中性子の衝突などによる核分裂反応を起こしやすいため恒星中で消費されやすく、原子番号の近い他の元素と比較して存在量は著しく小さい。 1817年にヨアン・オーガスト・アルフェドソンがペタル石の分析によって発見した。アルフェドソンの所属していた研究室の主催者であったイェンス・ベルセリウスによって、ギリシャ語で「石」を意味する lithos に由来してリチウムと名付けられた。アルフェドソンは金属リチウムの単離には成功せず、1821年にウィリアム・トマス・ブランドが電気分解によって初めて金属リチウムの単離に成功した。1923年にドイツのメタルゲゼルシャフト社が溶融塩電解による金属リチウムの工業的生産法を発見し、その後の金属リチウム生産へと繋がっていった。第二次世界大戦の戦中戦後には航空機用の耐熱グリースとしての小さな需要しかなかったが、冷戦下には水素爆弾製造のための需要が急激に増加した。その後冷戦の終了により核兵器用のリチウムの需要が大幅に冷え込んだものの、2000年代までにはリチウムイオン二次電池用のリチウム需要が増加している。 リチウムは地球上に広く分布しているが、非常に高い反応性のために単体としては存在していない。地殻中で25番目に多く存在する元素であり、火成岩や塩湖かん水中に多く含まれる。リチウムの埋蔵量の多くはアンデス山脈沿いに偏在しており、最大の産出国はチリである。海水中にはおよそ2300億トンのリチウムが含まれており、海水からリチウムを回収する技術の研究開発が進められている。世界のリチウム市場は少数の供給企業による寡占状態であるため、資源の偏在性と併せて需給ギャップが懸念されている。 リチウムは陶器やガラスの添加剤、光学ガラス、電池（一次電池および二次電池）、耐熱グリースや連続鋳造のフラックスとして利用される。2011年時点で最大の用途は陶器やガラス用途であるが、二次電池用途での需要が将来的に増加していくものと予測されている。リチウムの同位体は水素爆弾や核融合炉などにおいて核融合燃料であるトリチウムを生成するために利用されている。 リチウムは腐食性を有しており、高濃度のリチウム化合物に曝露されると肺水腫が引き起こされることがある。また、妊娠中の女性がリチウムを摂取することでの発生リスクが増加するといわれる。リチウムは覚醒剤を合成するためのバーチ還元における還元剤として利用されるため、一部の地域ではリチウム電池の販売が規制の対象となっている。リチウム電池はまた、短絡によって急速に放電して過熱することで爆発が起こる危険性がある。.

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リン化ガリウム

リン化ガリウム（リンかガリウム、GaP、gallium phosphide）は、ガリウムのリン化物で、2.26 eV（300 K）の間接バンドギャップを持つ化合物半導体である。.

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リディア (小惑星)

リディア (110 Lydia) は、小惑星帯に位置する比較的大きな小惑星の一つ。M型小惑星でニッケルや鉄を含む。小惑星族の一つであるリディア族の名前の由来となった。 1870年4月19日にフランスの天文学者、アルフォンス・ボレリーにより発見され、紀元前に地中海沿岸にあった国リディアにちなんで命名された。1999年9月18日にリディアによる掩蔽が観測された。.

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リゲル

リゲル (Rigel) は、オリオン座β星、オリオン座の恒星で全天21の1等星の1つ。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。.

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リシテア (衛星)

リシテア(Jupiter X Lysithea)は、木星の第10衛星。ヒマリア群という小衛星の集団に属している。この集団には他にも5つの衛星がある。 1938年にセス・バーンズ・ニコルソンが、ウィルソン山天文台で発見した。名前はギリシア神話のオーケアノスの娘で、ゼウスの愛人の1人であるニンフのリシテアから取られている。 正式に命名されたのは1975年で、それ以前はJupiter Xとして知られていた。デメテールという仮称も使われていたが、同名の小惑星およびローマ神話においてデメテールと同一視されるケレスの名を持つ小惑星（2006年に準惑星に変更）が既に存在するためか正式名称にはならなかった。.

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ルーメン (小惑星)

ルーメン (141 Lumen) は、小惑星帯に位置する比較的大きくて暗い小惑星の一つ。C型小惑星に分類される。エウノミア族に近い軌道を通るが、S型小惑星で構成されているエウノミア族には含まれない。 1875年1月13日にパリでフランスの天文学者アンリ兄弟により発見され、フランスの天文学者でSF作家でもあるカミーユ・フラマリオンの著書のタイトルから命名された。 2005年1月に本州のかなり広い範囲で掩蔽が観測された。.

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ルドヴィカ (小惑星)

ルドヴィカ (292 Ludovica) は小惑星帯にある小惑星の一つ。 1890年4月25日にウィーンでヨハン・パリサによって発見された。フランス語の女性の名前が付けられたが、正確な由来は不明である。.

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ルイテン726-8

ルイテン726-8 (Luyten 726-8) はくじら座にある連星。主星 (Luyten 726-8 A) はくじら座BL星 (BL Ceti)、伴星 (Luyten 726-8 B) はくじら座UV星 (UV Ceti) とも呼ばれ、後者は閃光星（爆発型変光星）としてよく知られている。.

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ルキナ (小惑星)

ルキナ (146 Lucina) は、小惑星帯に位置する比較的大きくて暗い小惑星の一つ。C型小惑星に分類され、主として炭素化合物よりなる暗い表面を持つ。 1875年6月8日にフランスの天文学者、アルフォンス・ルイ・ニコラ・ボレリーによりマルセイユで発見され、ローマ神話の誕生の女神ルキナにちなんで命名された。 1982年、1989年、2005年、2009年の少なくとも4度（うち3回目は日本、4回目は香港で）掩蔽が観測され、1982年の時に6km程度の小さな衛星の存在する可能性が指摘された。2003年には天文学的観測によって、衛星の存在についてのさらなる証拠が示された。.

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レチクル座アルファ星

レチクル座α星 (レチクルざアルファせい、α Reticuli / α Ret) は、レチクル座で最も明るい恒星で3等星。.

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レチクル座イプシロン星

レチクル座ε星（レチクルざイプシロンせい、Epsilon Reticuli, ε Ret）は、2つの恒星からなる連星で、レチクル座に属している。主星はスペクトル分類K2の巨星あるいは準巨星で伴星は白色矮星である。主星は南半球の暗い空において肉眼で観測することができる。2000年に主星の軌道上を公転する太陽系外惑星が確認された。.

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レチクル座ゼータ星

レチクル座ζ星（レチクルざゼータせい、ζ Reticuli、ζ Ret）は、レチクル座にある連星系で、主星-伴星間の距離が大きい。肉眼で二重星としてみることができる。年周視差の測定に基づき、この星系までの距離を計算すると、地球から約39光年である。どちらの星も、性質が太陽に似ているソーラーアナログである。レチクル座ζ星は、の恒星であり、所属する他の恒星と起源を同じくする。.

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レネ・ハウ

レネ・ハウ、またはレーネ・ヴェスタコー・ハウ（Lene Vestergaard Hau、1959年11月13日 -）はデンマークの物理学者。ヴァイレ出身。オーフス大学でPhDを取得した。 ハーバード大学のチームを率いて1999年にボース＝アインシュタイン凝縮を用いて光線を約17メートル毎秒まで遅らせることに成功し、また、2001年には光線を完全に止めることに成功した。これらの実験に基づく後の研究は光が物質に移動し、物質から戻るということにつながった。これは、量子暗号と量子計算に対し重要な意味を持つ過程である。近年は極低温原子とナノスケールのシステムの間の新たな相互作用に関する研究に携わっている。物理学や応用物理学に加え、ハーバード大学では光電池、原子力、電池、光合成を含むエネルギー科学を教えている。自身の実験と研究のほか、しばしば国際会議での講演に招待され、様々な機関での科学政策の構築に携わっている。コペンハーゲンで行われたEliteForsk-konferencen 2013("Elite Research Conference")で基調講演を行った。この会議にはデンマークの政府大臣や科学政策及び研究開発者が参加した。.

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レーザー冷却

レーザー冷却（レーザーれいきゃく）とは、レーザー光を用いて、気体分子の温度を絶対零度近くまで冷却する方法のこと。おもに、単原子分子、もしくは単原子イオンに用いられる。.

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レウコテア (小惑星)

レウコテア (35 Leukothea) は大きく暗いメインベルト小惑星帯の小惑星。 1855年4月19日にロベルト・ルターが発見した。 ギリシア神話の海の女神レウコテアー (Leukothea) にちなんで名づけられている。.

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レグルス

レグルス (Regulus)は、しし座α星、しし座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。1等星の中では最も暗い。.

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ロバート・H・ディッケ

バート・H・ディッケ（Robert Henry Dicke, 1916年5月6日 - 1997年3月4日）は、アメリカ合衆国の物理学者。天体物理学、原子物理学、宇宙論、重力理論の分野で重要な貢献をおこなった。 セントルイスで生まれた。プリンストン大学で学んだ後、1939年にロチェスター大学で核物理学の博士号を取得した。第二次世界大戦中はマサチューセッツ工科大学の放射線研究所でレーダーの開発に従事し、ディッケ放射計を設計し、宇宙の背景放射が20K以下であることを示した。 1946年にプリンストン大学に戻り、レーザーや電子の磁気回転比の計測などの研究を行った。宇宙背景放射の発見に貢献した一人で、ジム・ピーブルズ、デイヴィッド・ウィルキンソン、ピーター・ロールらと理論的な研究を行い、アーノ・ペンジアスとロバート・W・ウィルソンの発見にも重要な役割をはたした。 ディッケは等価原理の枠組みのなかで一般相対性理論の正確性の検証を行った。カール・ブランスとともにブランス・ディッケ理論を作り、それによって、相対論の正しさを証明した結果の一つである水星の近日点のニュートン理論からのずれの量をより正確に求められると主張した。.

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ロザリンド (衛星)

リンド (Rosalind) は、天王星の衛星である。1986年ボイジャー2号の天王星接近の際に発見された。ロザリンドという名前は、ウィリアム・シェイクスピアの喜劇『お気に召すまま』に登場する追放された公爵の娘ロザリンドにちなんで付けられた。大きさや軌道以外の情報は、未知である。.

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ロス128

128（）はおとめ座の方向にある小型の恒星である。ロス128の見かけの等級は11.13で、肉眼での観測は不可能である。年周視差に基づく測定では、地球からの距離は約11光年（3.38パーセク）で、地球に近い恒星の一つである。ロス128は1925年にフランク・エルモア・ロスによって発見され、翌年の1926年にカタログに登録された。.

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ロス128b

128b（）は、おとめ座の方向に約11光年離れた位置にある赤色矮星ロス128を公転している地球サイズとされている太陽系外惑星である。.

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ロス154

154（）は、いて座にある恒星である。視等級は10.495等で、肉眼での観測は不可能である。ロス154を観測するには、少なくとも口径6.5cmの望遠鏡が必要となる。地球からは約9.69光年（約2.97パーセク）離れている。ロス154は地球に近い恒星の一つとして知られる。.

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ワインバーグ＝サラム理論

ワインバー.

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ヴァルター・マイスナー

ヴァルター・マイスナー フリッツ・ヴァルター・マイスナー（Fritz Walther Meißner (Meissner), 1882年12月16日 - 1974年11月16日）は、ドイツの物理学者。超伝導の特性の1つであるマイスナー効果を発見した。.

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ヴァージニア (小惑星)

ヴァージニア (50 Virginia) は大きく暗い小惑星帯（メインベルト）の小惑星。 ジェイムズ・ファーガソンが1857年10月4日に、ロベルト・ルターが同年10月19日にそれぞれ独自に発見した。先に発表したのはルターだったが、ファーガソンが正式な発見者となっている。 名前の由来はわかっていないが、ローマの逸話にある父に殺された娘ヴィルジニアに基づいているという説、アメリカのバージニア州に基づくという説の二通りがある。.

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ヴェンデルシュタイン7-X

ヴェンデルシュタイン7-X(Wendelstein 7-X、W7-X)とは、ドイツのグライフスヴァルトにあるにて研究が進められているヘリカル型の核融合実験炉。2015年10月に完成した。これはヴェンデルシュタイン7-ASの発展形であり、将来的なヘリカル型核融合炉の主要部品の評価を主目的としている。 ヴェンデルシュタイン7-Xは、物理学者ライマン・スピッツァーが発案したヘリカル型のものとしては世界最大であり、30分以上のプラズマ放電を通して将来の発電所に不可欠な要素となる連続運転の実証実験を行う予定である。 プロジェクトの名称はヴェンデルシュタイン山から採られた。これは、マッターホルンにちなんだ先行プロジェクト「Project Matterhorn」にちなみ、1950年代末に決められた。.

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ボルツマン定数

ボルツマン定数（ボルツマンていすう、Boltzmann constant）は、統計力学において、状態数とエントロピーを関係付ける物理定数である。統計力学の分野において重要な貢献をしたオーストリアの物理学者ルートヴィッヒ・ボルツマンにちなんで名付けられた。通常は記号 が用いられる。特にの頭文字を添えて で表されることもある。 ボルツマンの原理において、エントロピーは定まったエネルギー（及び物質量や体積などの状態量）の下で取りうる状態の数 の対数に比例する。これを と書いたときの比例係数 がボルツマン定数である。従って、ボルツマン定数はエントロピーの次元を持ち、熱力学温度をエネルギーに関係付ける定数として位置付けられる。国際単位系（SI）における単位はジュール毎ケルビン（記号: J K）が用いられる。.

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ボース＝アインシュタイン凝縮

ボース＝アインシュタイン凝縮（ボース＝アインシュタインぎょうしゅく、Bose-Einstein condensation英語では、凝縮する過程を condensation、凝縮した状態を condensate と言い分ける場合もある。）、または略してBECとは、ある転移温度以下で巨視的な数のボース粒子が最低エネルギー状態に落ち込む相転移現象 上田 (1998) E.A. Cornel ''et al.'' (1999) F. Dalfavo ''et al.'' (1999) W. Kettelrle ''et al.'' (1999)。量子力学的なボース粒子の満たす統計性であるボース＝アインシュタイン統計の性質から導かれる。BECの存在はアルベルト・アインシュタインの1925年の論文の中で予言されたA. Pais (2005), chapter.23 。粒子間の相互作用による他の相転移現象とは異なり、純粋に量子統計性から引き起こされる相転移であり、アインシュタインは「引力なしの凝縮」と呼んだ。粒子間相互作用が無視できる理想ボース気体に近い中性原子気体のBECは、アインシュタインの予言から70年経った1995年に実現された。1995年にコロラド大学の研究グループはルビジウム87（87Rb）、マサチューセッツ工科大学（MIT）の研究グループはナトリウム23（23Na）の希薄な中性アルカリ原子気体でのBECを実現させた。中性アルカリ原子気体でBECが起こる数マイクロKから数百ナノKという極低温状態の実現には、レーザー冷却などの冷却技術やなどの捕獲技術の確立が不可欠であった (free access) (free access)。2001年のノーベル物理学賞は、これらのBEC実現の実験的成果に対し、授与された。.

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ボイジャー2号

ボイジャー2号 (Voyager 2) は、1977年に打ち上げられたNASAの無人宇宙探査機。 姉妹機であるボイジャー1号と同型だが、2号は土星接近の際に1号と異なる軌道をとり、タイタンへの接近をせずに土星でのスイングバイを行って天王星と海王星に向かった。これにより、ボイジャー2号はこの二つの惑星を訪れた最初にして現在のところ唯一の探査機となり、また木星・土星・天王星・海王星の「グランドツアー」を初めて実現した探査機となった。このグランドツアーはこれら4惑星の配置が約175年に一度という稀な条件を満たしたこの時期にのみ実現可能なものであった。 ボイジャー探査機の搭載装置の詳細についてはボイジャー計画を参照。.

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トリプルアルファ反応

トリプルアルファ反応（トリプルアルファはんのう、triple-alpha process）とは、3個のヘリウム4の原子核（アルファ粒子）が結合して炭素12の原子核に変換される核融合反応の1つである。.

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トルートンの規則

トルートンの規則（トルートンのきそく、）とは液体の蒸発熱と沸点の間に成り立つ法則のことである。1884年、アイルランドの物理学者であるが発見した。 液体の蒸発熱（ 当たりの蒸発エンタルピー）、沸点を絶対温度で表した値 とすると、 となるというものである。 沸点においては気相と液相が平衡にあるから、 当たりの蒸発ギブズエネルギー は 0 である。すなわち、 当たりの蒸発エントロピーを とすると、ギブズエネルギーの定義 より、 であるから、トルートンの規則は液体の種類によらず蒸発モルエントロピーが と一定の値を示すことを意味している。 しかし、水や低分子量のアルコール、カルボン酸などのように強く水素結合している液体ではそれによって秩序だった構造が存在するため液体のエントロピーが低く、そのような秩序がない気相への相転移には余分にエントロピーの増加が必要となる。またメタンのように慣性モーメントの小さい分子では回転運動のエネルギー準位の間隔が広いために気体のエントロピーが低く、気相への相転移のエントロピーの増加は普通の液体に比べて少なくてよい。このような種類の液体はトルートンの規則が成立しない例外となる。.

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トロサ (小惑星)

トロサ (138 Tolosa) は、小惑星帯に位置する明るくて岩石質の小惑星の一つ。1874年5月19日にフランスの天文学者、アンリ・ジョセフ・ペロタンにより発見され、フランス・トゥールーズ地方のラテン語名にちなみ命名された。.

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ヘラ (小惑星103番)

ヘラ (103 Hera) は、小惑星帯に位置する大きな小惑星の一つ。表面はケイ素で覆われている。1868年9月7日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソン (James Craig Watson) により発見された。ギリシア神話のゼウスの妻、ヘラにちなんで命名された。なお、ローマ神話でヘラに対応するユノにちなんだ小惑星ジュノーも別に存在するほか、日本語で表記すると「ヘラ」になる小惑星がこれ以外に2つ存在する（ヘラを参照）。.

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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。.

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ヘリウムフラッシュ

ヘリウムフラッシュ(Helium flash)とは、太陽質量の約0.5倍から2.25倍程度の比較的軽い恒星の核や降着が起こっている白色矮星の表面で見られるヘリウムの核融合の暴走である。 この規模の恒星内において、ヘリウムが縮退している状態、即ち熱圧力よりも量子力学的圧力の大きさのほうが支配的で、核融合反応を起こしている部分の体積がもっぱら量子力学的圧力と重力との釣り合いによって定まっている状態になると、温度が少々上昇しても体積は変化しない。このため、何らかの理由で核融合反応が加速し温度が上昇しても、その部位の体積の膨張やそれに伴う冷却にはつながらず、温度上昇はさらなる核融合を促すことになる。その結果、ヘリウムの核融合反応が急激に進行し大量のエネルギーが放出される。これは、核融合反応をしている領域が十分高温になって、熱圧力が再び支配的になるまで続く。熱圧力が十分大きくなれば、それに応じて反応領域は膨張し温度が下がるため、核融合反応の加速が抑えられ暴走は止まる。部分的に似ているが暴走には至らない過程は、大きな恒星の外層の殻でも起こる。.

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ヘリウム燃焼過程

ヘリウム融合、ヘリウム燃焼過程はヘリウム同士が融合する核融合。 恒星は初期には水素の燃焼反応によってエネルギーとヘリウムを生産し、これによって恒星は徐々にヘリウムの多い状態に姿を変えていき、水素が減少し、水素の核融合は恒星表面で行われるようになる。恒星表面で核融合を行うようになると恒星内部で核融合を行っていたときより外部へのエネルギーの流出が大きくなり、恒星の表層は拡大し、より重いヘリウムは恒星中心核にたまる。このとき太陽質量の0.47倍よりも重い恒星の場合はヘリウムの中心核は自らの重力によって収縮しながら温度を上げ、1億度を超えるとヘリウムが安定元素に合成される核融合反応が始まる。 なお、ヘリウム3同士の融合やヘリウム3とヘリウム4の融合は陽々連鎖の際にも発生するが、これは通常ヘリウム燃焼過程としては言及されない。.

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ヘルミオネ (小惑星)

ヘルミオネ (121 Hermione) は、小惑星帯に位置する大きく暗い小惑星の一つで、C型小惑星であり、メインベルト外縁部のキュベレー族の仲間である。1872年5月12日にアメリカ合衆国の天文学者、J・C・ワトソンにより発見され、ギリシア神話に出てくるスパルタ王メネラーオスとヘレネーの娘、ヘルミオネーから命名された。 W・M・ケック天文台での観測で2002年に衛星が発見され、さらに2003年12月に行われた補償光学を用いた観測により、ヘルミオネ自体も接触二重小惑星であることが分かった。衛星の歳差の解析により、ヘルミオネは雪だるま型をしていると考えられている。雪だるま型が正しいとすると、この小惑星は半径60kmと80kmの2つの球からなり、その中心は115km離れている。 衛星の軌道の観測により、ヘルミオネの重量が正確に割り出された。雪だるまモデルにより密度は1.8 ± 0.2 g/cm³と推定され、ラブルパイルで構成されていると見られている。掩蔽は少なくとも3度観測されており、そのうち最新のものは2004年2月である。.

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ヘルクレス座14番星

ヘルクレス座14番星（14 Herculis）は、ヘルクレス座の方向約59光年の距離にあるK型主系列星である。等級が低いため、肉眼では見ることが出来ない。ヘルクレス座14番星は、2つの太陽系外惑星を持つと考えられている。.

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ヘルクレス座ミュー星

ヘルクレス座μ星は、ヘルクレス座の恒星で3等星。.

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ヘルクレス座ラムダ星

ヘルクレス座λ星 (ヘルクレスざラムダせい、λ Herculis / λ Her) は、ヘルクレス座の恒星で4等星。.

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ヘルクレス座パイ星

ヘルクレス座π星は、ヘルクレス座の恒星で3等星。.

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ヘルクレス座デルタ星

ヘルクレス座δ星 (ヘルクレスざデルタせい、δ Herculis / δ Her) は、ヘルクレス座の恒星で3等星。.

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ヘルクレス座ベータ星

ヘルクレス座β星 (ヘルクレスざベータせい、β Herculis / β Her) は、ヘルクレス座で最も明るい恒星で3等星。.

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ヘルクレス座アルファ星

ヘルクレス座α星は、ヘルクレス座の恒星で3等星。.

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ヘルクレス座オメガ星

ヘルクレス座ω星 (ヘルクレスざオメガせい、ω Herculis / ω Her) は、ヘルクレス座の恒星で5等星。.

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ヘルクレス座カッパ星

ヘルクレス座κ星 (ヘルクレスざカッパせい、κ Herculis / κ Her) は、ヘルクレス座の恒星。.

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ヘルクレス座ゼータ星

ヘルクレス座ζ星は、ヘルクレス座の恒星で3等星。.

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ヘルタ (小惑星)

ヘルタ (135 Hertha) は、小惑星帯の内側寄り、ニサ族の軌道に位置する大きな小惑星の一つ。スペクトルからはM型小惑星に分類されるが、レーダー観測では非金属質だと示唆するようなデータもある。また光度曲線のデータから、平坦な形であると推定される。 1874年2月18日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズによりニューヨーク州クリントンで発見された。北欧神話に出てくる大地と豊穣の女神ネルトゥスの別名ヘルタにちなみ命名された。なおネルトゥスという小惑星も別に存在する。 MUSES-C（はやぶさ）後継機の探査対象候補として検討されたことがある。 2000年と2008年に（後者は日本の石川県で）ヘルタによる掩蔽が観測された。.

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ヘレナ (小惑星)

ヘレナ (101 Helena) は、小惑星帯に位置する小惑星の一つ。1868年8月15日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソン (James Craig Watson) により発見された。S型小惑星に分類され、岩石質で大きめである。かなり小規模な小惑星族を代表しているという見方もあるが、その範囲についてはよくわかっていない。 トロイア戦争の原因となった美女、ヘレネにちなんで命名された。.

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ヘンドリック・シェーン

ヤン・ヘンドリック・シェーン（Jan Hendrik Schön、1970年 - ）はドイツ人の元物理学研究者である。現在では科学における不正行為を行ったことで最も知られている人物である。 北ドイツ生まれで、ドイツ南部を経てオーストリアで高校時代を過ごす。 コンスタンツ大学卒業。 精鋭が集うベル研究所で研究者として勤務し、物理学上の大発見を発表し、科学者らからは傑出した科学者と見なされた。2001年にオットー・クルン・ウェーバーバンク賞、ブラウンシュヴァイク賞、2002年に「傑出した若手研究者のための材料科学技術学会賞」を受賞し、ノーベル賞受賞も間違いなしと言われたが、その後、彼による「大発見」が実は捏造によるものであったことが露見し、科学界に衝撃を与えた。 シェーンのスキャンダルは科学者のコミュニティにおいて、.

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ヘール・ボップ彗星

ヘール・ボップ彗星（ヘール・ボップすいせい、Comet Hale-Bopp、公式符号 C/1995 O1）は、1997年に非常に明るくなった彗星である。「1997年の大彗星 (The Great Comet of 1997)」とも呼ばれている。HB彗星と略称されることもある。 おそらく20世紀で最も広く観測されたであろう彗星である。18か月もの期間にわたって肉眼で見ることができ、これはそれまで記録を保持していたの2倍にもなった。 ヘール・ボップ彗星は1995年7月23日に太陽から非常に遠い位置で発見され、太陽の近くを通過する頃には非常に明るくなるのではという期待が高まった。彗星の明るさをある程度正確に予想するのは非常に難しいが、ヘール・ボップ彗星は1997年4月1日の近日点通過の頃には、予想通りかそれを超える明るさになった。 彗星核が50kmと極めて大きかった。過去に観測された彗星の中でも最大級であると推定されている。公転周期は約2530年と考えられている。 1997年の春には、地球にあまり接近しなかったにも拘らず、-1等級前後の明るさになり、約3か月もの間肉眼で楽に見える状態が続いた。写真を撮ると、尾が明るく長く写り、白いダスト・テイル（塵の尾）と、青いイオン・テイル（イオンの尾）をはっきりと区別することができた。 ヘール・ボップ彗星の出現は、彗星についてはここ数十年無かったようなパニックを誘発した度合いもまた注目すべきものだった。彗星に続いて宇宙人の宇宙船がやってくるという噂が非常に広がり、カルト団体であるヘヴンズ・ゲートの信者の集団自殺を引き起こした。.

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ヘイケ・カメルリング・オネス

ヘイケ・カマリン・オンネス（Heike Kamerlingh Onnes, 1853年9月21日-1926年2月21日) はオランダの物理学者である。日本ではカーメルリング・オンネス、カマリン・オンネス、カマリン・オネスなど様々にカナ表記されている。ヘリウムの液化に成功、超伝導の発見など、低温物理学の先駆者として知られている。1913年にノーベル物理学賞を受賞した。.

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ヘカテ (小惑星)

ヘカテ (100 Hekate) は、小惑星帯に位置する小惑星の一つ。ヒギエア族と同じような軌道を通るが、0.19という高いアルベドを持つS型小惑星であるため、主にC型小惑星で構成されるヒギエア族には通常分類されない。 1868年7月11日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソン (James Craig Watson) により発見された、ちょうど100個目の小惑星である。ギリシア神話の女神ヘカテーおよび、ギリシア語で100を意味するhekatonより命名された。2003年7月14日にニュージーランドで掩蔽が観測された。.

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ヘキュバ (小惑星)

ヘキュバ (108 Hecuba) は、小惑星帯に位置する明るくて比較的大きな小惑星の一つ。ヒギエア族と同じような軌道を回るが、C型小惑星で構成されたヒギエア族と異なりS型小惑星であるため、ここには分類されない。 1869年4月2日にドイツの天文学者、ロベルト・ルターによりデュッセルドルフのビルク天文台で発見された。トロイア戦争の英雄プリアモス王の妻、ヘキュバにちなみ命名された。 2005年10月に千葉県で掩蔽が観測された。.

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ヘスティア (小惑星)

ヘスティア (46 Hestia) は暗くて大きい小惑星帯の小惑星。 ヘスティア族最初の小惑星でもある。 ギリシャ神話の炉の女神ヘスティアにちなんで名づけられた。.

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ブリュンヒルト (小惑星)

ブリュンヒルト (123 Brunhild) は、小惑星帯に位置する典型的な岩石質の小惑星の一つでS型小惑星に分類される。1872年7月31日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズにより発見され、北欧神話に登場するワルキューレの一人、ブリュンヒルデ (Brünnehilde) にちなんで命名された。.

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ブーメラン星雲

ブーメラン星雲(Boomerang Nebula)は、ケンタウルス座の方向に地球から5000光年離れた位置にある原始惑星状星雲である。既に観測された自然な状態の宇宙空間の中で最も低温になっている場所でもある。.

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ブースト型核分裂兵器

ブースト型核分裂兵器（boosted fission weapon）または、ブースト型核分裂爆弾、あるいは強化原爆は、通常は少量の核融合物質を用いて余分な中性子を発生させ、核分裂の頻度を増加させることで、早期発火（predetonation、または未熟核爆発 (fizzle yield)）を防ぐとともに核出力 (nuclear yield) を増強するタイプの核兵器（爆縮型核分裂兵器）を指す。 この方式による核分裂（そして核出力）の増強効果をブースト、そのためのメカニズムをブースターと呼ぶ。核融合反応を利用するが、それによる発生エネルギーの増加はごく僅か、恐らく1%程度であり、その主な目的が核分裂反応の増強である点で水素爆弾などの核融合兵器とは異なる。 ブーストによる早期発火の防止は、原子炉級プルトニウム (reactor grade plutonium, RGPu) で核分裂兵器を製造する際の鍵となる技術でもある、社団法人 原子燃料政策研究会。また、同量の核物質であれば、この技術を用いることにより、より大きな威力を得られるので、核弾頭の小型化には不可欠の技術とされる。 このブーストというアイデアは、1947年の秋から1949年の秋の間に、米国のロスアラモス国立研究所で初めて開発された。.

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プランクの法則

プランクの法則（プランクのほうそく、Planck's law）とは物理学における黒体から輻射（放射）される電磁波の分光放射輝度、もしくはエネルギー密度の波長分布に関する公式。プランクの公式とも呼ばれる。ある温度 における黒体からの電磁輻射の分光放射輝度を全波長領域において正しく説明することができる。1900年、ドイツの物理学者マックス・プランクによって導かれた。プランクはこの法則の導出を考える中で、輻射場の振動子のエネルギーが、あるエネルギー素量（現在ではエネルギー量子と呼ばれている） の整数倍になっていると仮定した。このエネルギーの量子仮説（量子化）はその後の量子力学の幕開けに大きな影響を与えている。.

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プランク単位系

プランク単位系（プランクたんいけい）は、マックス・プランクによって提唱された自然単位系である。 プランク単位系では以下の物理定数の値を 1 として定義している。 プランク単位系は物理学者によって「神の単位」と半ばユーモラスに言及される。自然単位系は「人間中心的な自由裁量が除かれた単位系」であり、ごく一部の物理学者は「地球外の知的生命体も同じ単位系を使用しているに違いない」と信じている。 プランク単位系は、物理学者が問題を再構成するのに役立つ。.

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プラスケット星

プラスケット星は、いっかくじゅう座に位置する分光連星である。.

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プリローダ (ミール)

プリローダ（Природа）(TsM-I, 77KSI, 11F77I)はロシアのミール宇宙ステーションの7番目のモジュールで、最後のモジュール。主目的はリモートセンシングを通じての地球資源に関する実験、リモートセンシング方法の開発と実証であった。制御システムはウクライナのによって開発された。.

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プレセペ星団

プレセペ星団（プレセペせいだん、Praesepe 、M44、NGC 2632）はかに座にある散開星団である。.

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プロトゲネイア (小惑星)

プロトゲネイア (147 Protogeneia) は、小惑星帯に位置する大きな小惑星の一つ。C型小惑星に分類され、主として炭素よりなる暗い表面を持つ。 1875年7月10日にハンガリーの天文学者、レオポルド・シュルホフにより発見された。これは彼が発見した唯一の小惑星である。ギリシア神話に登場するエレクテウスの娘の一人プロトゲネイアにちなんで命名された。2002年5月28日にテキサス州で掩蔽が観測された。.

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プロテウス (衛星)

プロテウス（Proteus、Πρωτέας, Neptune VIII）は、海王星の2番目に大きな衛星である。ギリシア神話で姿を自由に変えられる海神のプロテウスにちなんで名付けられた。.

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プロキオン

プロキオン（Procyon）は、こいぬ座α星、こいぬ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。おおいぬ座のシリウス、オリオン座のベテルギウスともに、冬の大三角を形成している。また、冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。.

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プロキシマ・ケンタウリ

プロキシマ・ケンタウリ（）は、ケンタウルス座の方向に4.246光年離れた位置にある赤色矮星である。太陽系に最も近い恒星として知られている。.

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プロキシマ・ケンタウリb

プロキシマ・ケンタウリb (Proxima Centauri b)、またはプロキシマb (Proxima b) は、太陽に最も近い恒星である赤色矮星プロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーンに存在すると考えられている太陽系外惑星である。地球からの距離は約4.2光年（1.3パーセク、40兆km）、ケンタウルス座の方角に位置しており、2016年現在知られている太陽系外惑星の中では最も太陽系に近い天体である。生命が存在する可能性から注目を集めているが、サイズが近い他の太陽系外惑星と比べて特別条件が良いわけではない。 ただし、正確な評価のためには惑星の物理的特性に関するより多くの情報が必要である。 プロキシマ・ケンタウリbの発見は、2016年8月にヨーロッパ南天天文台によりアナウンスされた。惑星の発見には主星のスペクトル線の周期的なドップラーシフトから惑星の存在を探る視線速度法が用いられた。主星の視線速度は、毎秒約2mほどである。 プロキシマ・ケンタウリbは地球に極めて近いことから、数世紀以内という太陽系外惑星としては比較的現実的な期間で探査が可能であり、研究者らによりブレークスルー・スターショット計画といった無人探査が提案されている。.

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プロセルピナ (小惑星)

プロセルピナ (26 Proserpina) は小惑星帯（メインベルト）の小惑星。研究者によってはプロセルピナに代表される小惑星族が存在すると考える者もいる。 デュッセルドルフでロベルト・ルターによって発見された。ローマ神話のユーピテルとケレースの娘、プロセルピナから名づけられた。.

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パレス (小惑星)

パレス (49 Pales) は大きいが暗いメインベルト小惑星帯の小惑星。 ヘルマン・ゴルトシュミットが1857年7月19日に発見し、ローマ神話の牧畜の女神パレスにちなんで名づけられた。.

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パンドラ (衛星)

パンドラ (Pandora) は、土星の衛星のひとつ。 別名 S/1980 S 26、土星 XVII。土星からの距離は、141,700 kmで、直径は約84km。.

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パーフェクト・ブラッド

『パーフェクト・ブラッド』は赤井紅介・作、椋本夏夜・画のライトノベル作品。集英社・スーパーダッシュ文庫刊。.

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パック (衛星)

パック (Puck) は、天王星の衛星である。ボイジャー2号の天王星接近の際に発見された。大きさや軌道以外の情報は、未知である。.

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パシファエ (衛星)

パシファエ(Jupiter VIII Pasiphaë)は、木星の第8衛星。パシファエ群という、逆行する小衛星の集団の中で最大のものであり、また最初に発見された木星の逆行衛星である。 1908年2月28日の夜に、フィリベール・ジャック・メロッテによってグリニッジ天文台で初めて感光板に撮影された。入念に以前の感光板を遡って点検すると、1月27日の画像までに映っているのが見つかった。この時は小惑星か木星の衛星かはっきりしなかったため、1908 CJという小惑星としての仮符号が与えられた。その後4月10日にも確認された。 ギリシア神話でミノスの妻でありミノタウロスの母であるパーシパエーから名付けられている。正式に命名されたのは1975年で、それ以前はJupiter VIIIとして知られていた。ポセイドンという仮称も使われていたが、海王星すなわちネプチューンと被るためか正式名称にはならなかった。 赤外線の分光測定により、パシファエは電磁スペクトル的には平凡な天体で、小惑星起源の天体だと推測できることが分かった。パシファエはパシファエ群の他の衛星と同様に、木星に捕獲された小惑星の破片だと考えられている。.

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ビノミ (小惑星)

ビノミ (2029 Binomi) は小惑星帯に位置する小惑星である。スイスの天文学者、パウル・ヴィルトがベルン近くのツィンマーヴァルト天文台で発見した。ベスタ族のような軌道を回っているが、スペクトルが違うので族には含まれない。 「二項定理」(Binomial theorem) を発見したとされる架空の数学者、アレサンドロ・ビノミ (de:Alessandro Binomi)（ファーストネームは諸説がある）に因んで命名された。"binom"というのはもともと「二つの "Bi"」「名前、言葉 "nomen"」というラテン語に由来するが、それが人名になったのはヴィルトの教え子の一人が試験で誤答したからだという。 二項定理を実際に証明したスイスの数学者ヤコブ・ベルヌーイの名も、同じくパウル・ヴィルトによって発見された小惑星 (2034) ベルヌーイに付けられている。.

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ビビリア (小惑星)

ビビリア (144 Vibilia) は、小惑星帯の内側寄りに位置する比較的大くて暗い小惑星の一つ。ビビリア族という小規模な小惑星族の中では最も大きい。 1875年6月3日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズによりニューヨーク州クリントンで発見され、ローマ神話の女神ビビリアにちなんで命名された。 1993年と2001年の2度、掩蔽が観測された。.

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ビスマス系超伝導体

ビスマス系超伝導体（ビスマスけいちょうでんどうたい）とは、ビスマス(Bi2)を含む、高温超伝導体の中で銅酸化物高温超伝導体に分類される90ケルビン(K)以上で超伝導転移を起こす化合物で化学式はである。構成する元素の頭文字をとってBSCCO（ビスコ）または、構成元素の物質量比（モル比）からBi2223（ビスマスにににさん）とも呼ばれる。.

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ピスミス24

ピスミス24 (Pismis 24) は、地球から見てさそり座の方向に約8000光年離れた位置にある散開星団である。.

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ピストル星

ピストル星 (Pistol star) は1990年代の初め、ハッブル宇宙望遠鏡で発見された、それまで観測された銀河系の恒星のうち、最も明るい超巨星（高光度青色変光星）である。銀河系の中心方向のいて座に位置にある、太陽系から2万5000光年ほどの離れた五つ子星団 (Quintuplet cluster) の中にある。ピストルの形に似た星雲の中にあるためこの名称で呼ばれる。.

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ピセン

ピセン (picene) とは、多環芳香族炭化水素の一種で、泥炭や原油を蒸留したときに出る残滓（ピッチ）の中に存在する。シメンを溶媒として繰り返し再結晶させて得る。 再結晶させたピセンは、青みがかった蛍光を示す無色の大きな板状結晶である。濃硫酸に溶かすと緑色を呈する。 ピセンを合成的に得るためには、ナフタレンと1,2-ジブロモエタンに塩化アルミニウムを作用させる方法、α-ジナフトスチルベンを熱反応にかける方法、コール酸から脱水素する方法などが知られる。 酢酸中でピセンにクロム酸酸化を施すと、キノン、カルボン酸を経て、最後は縮合環構造が分解したフタル酸に変わる。 イドリア石(Idrialite)というピセンを主成分にした鉱物がある。 2009年、岡山大学理学部の久保園芳博教授のグループにより、ピセンの結晶にカリウム、ルビジウムをドープさせることにより20Kで超伝導になることが発見された。20Kという温度は、超伝導となる有機化合物としては2010年現在で最も高い。このため、将来の応用が期待されている。一方で発見されて以来、国内外で追試の成功例は無く、近年超伝導は存在しないとする報告がなされた:en。化学・物理の領域を問わず国内外から疑義が高まっている。.

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テューラ (小惑星)

テューラ (115 Thyra) は、小惑星帯に位置する大くて明るい小惑星の一つ。1868年8月6日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソン (James Craig Watson) により発見され、10世紀前半のデンマーク王ゴームの妃でハーラル1世の母テューラにちなんで命名された。.

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テルビウム

テルビウム (terbium) は原子番号65の元素。元素記号は Tb。スウェーデンの小さな町イッテルビー (Ytterby) にちなんで名づけられた。イッテルビーからは、テルビウムの他、イットリウム、イッテルビウム、エルビウムと合計四つの新元素が発見されている。これらの元素はいずれも、イッテルビー から名称の一部をとって命名された。希土類元素の一つ（ランタノイドにも属す）。.

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テーブルさん座パイ星

テーブルさん座π星（テーブルさんざパイせい）は、テーブルさん座の5等星。この恒星は太陽と同じ黄色の主系列星に属し、半径や光度は太陽を上回り、年齢は太陽より少し若い。また、固有運動量は大きい。NASAのTerrestrial Planet Finderの対象天体100個の100番目に挙げられていた。.

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テーブルさん座アルファ星

テーブルさん座α星（テーブルさんざアルファせい、Alpha Mensae, α Men）は、テーブルさん座で最も明るい恒星である。 +5.09等級であり、星座内で最も明るい恒星としては、最も暗い。南方に位置するため、地球からは南半球の緯度が高い場所でなければ良く見ることができないが、南中の頃には、赤道少し北からでも空の低いところに見ることができる。 黄色の主系列星で、太陽よりも若干小さく表面温度は低い。この恒星は比較的大きな固有運動を持つ。周囲を公転する惑星は見つかっていないが、3.05秒（約30天文単位）離れた位置に赤色矮星を伴っている。.

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テティス (衛星)

テティス (Saturn III Tethys) は、土星の第3衛星である。土星の衛星の中では5番目に大きい。1684年3月21日にジョヴァンニ・カッシーニによってディオネと共に発見された。.

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ティーガーデン星

ティーガーデン星 (Teegarden's star) は、太陽から12.5光年の距離に存在する赤色矮星。質量は太陽の8パーセントほどで非常に暗い恒星である。.

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テクネチウム

テクネチウム（technetium）は原子番号43の元素。元素記号は Tc。マンガン族元素の1つで、遷移元素である。天然のテクネチウムは地球上では非常にまれな元素で、ウラン鉱などに含まれるウラン238の自発核分裂により生じるが、生成量は少ない。そのため、後述のように自然界からはなかなか発見できず、人工的に合成することで作られた最初の元素となった。安定同位体が存在せず、全ての同位体が放射性である。最も半減期の長いテクネチウム98でおよそ420万年である。.

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デネボラ

デネボラ（Denebola）あるいはしし座β星は、しし座の恒星で2等星。うしかい座のアークトゥルスとおとめ座のスピカとで、春の大三角形を形成する。.

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デネブ

デネブ (Deneb) は、はくちょう座α星、はくちょう座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。こと座のベガ、わし座のアルタイルとともに、夏の大三角を形成している。夏を代表する恒星の1つ。 西暦10000年の前後数世紀には、北極星になると予測されている。.

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デュロン＝プティの法則

'''デバイ模型とアインシュタイン模型による低温の比熱'''デバイ温度程度の高温になるにつれ、デュロン＝プティの法則による3 N_\mathrm A k_\mathrm B（赤線）へと近付く デュロン＝プティの法則 (Dulong–Petit law) とは、固体元素の定積モル比熱 C_V が常温付近（デバイ温度より大きい領域）ではどれもほとんど等しく、 C_V.

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ディオネ (小惑星)

ディオネ (106 Dione) は、小惑星帯に位置する比較的大きな小惑星の一つである。G型小惑星に分類され、ケレスと似た構造を持つと考えられている。 1868年10月10日にアメリカ合衆国のアナーバーでジェームズ・クレイグ・ワトソン (James Craig Watson) により発見され、ギリシア神話に登場するティーターンの女性ディオーネーにちなんで命名された。なお、土星の衛星にも同名のディオネがある。 1983年1月19日に掩蔽が観測され、この時に計算された直径147kmはIRASによる観測値と良く一致した。.

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ディオネ (衛星)

ディオネ (Saturn IV Dione) は、土星の第4衛星である。1684年3月21日にジョヴァンニ・カッシーニによってテティスと共に発見された。.

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ディスチャージヘッドランプ

ディスチャージヘッドランプ（Discharge headlight、放電式ヘッドライト）は、従来の白熱電球（ハロゲンなど）に替わって、メタルハライドランプなどのHIDランプを使った自動車や鉄道車両の前照灯である。 メーカーによって、HIDヘッドランプ、キセノンヘッドランプ、ディスチャージヘッドライト、など、呼び方はさまざまである。 世界で最初に実用化されたのは1991年に登場したBMW・7シリーズである。また、日本車で初めて設定された車種は三菱ふそうの大型トラック、スーパーグレート（1996年（平成8年））、乗用車は日産自動車・テラノ（1996年9月）である。 鉄道車両でも、1996年（平成8年）に登場した東武鉄道30000系やJR東日本485系3000番台（リニューアル改造車）より本格的に採用が開始された。.

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デスピナ (衛星)

デスピナ（Despina）は、海王星の衛星。.

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デズデモーナ (衛星)

デズデモーナ（デスデモナとも、Desdemona）は、天王星の衛星である。天王星の衛星のうち内側から5番目を回っている。1986年のボイジャー2号の天王星接近の際に発見された。 デズデモーナという名前は、ウィリアム・シェイクスピアの戯曲『オセロ』に登場するオセロの妻デズデモーナにちなんで付けられた。大きさや軌道以外の情報は未知である。 1億年以内に、デズデモーナは隣の衛星であるクレシダもしくはジュリエットに衝突すると考えられている。 Category:天王星の衛星 Category:1986年発見の天体 Category:天文学に関する記事 Category:オセロ (シェイクスピア).

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フランク＝コンドンの原理

フランク＝コンドンの原理（フランク＝コンドンのげんり、Franck–Condon principle）とは、分光学および量子化学において、振動電子状態間の遷移確率（振電遷移の強度）を説明する法則である。 振電遷移とは、分子の電子エネルギー準位と振動エネルギー準位が光子の吸収や放出に起因して同時に変化することを指す。 この法則によれば、電子遷移に伴って起こる振動エネルギー準位間の遷移は、電子遷移をまたいだ2つの振動状態の波動関数の重なりが大きい程生じやすい。.

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フラーレン

60 の球棒モデル 60 のCPKモデル フラーレン (fullerene 、Fulleren) は、閉殻空洞状の多数の炭素原子のみで構成される、クラスターの総称である。共有結合結晶であるダイヤモンドおよびグラファイトと異なり、数十個の原子からなる構造を単位とする炭素の同素体である。呼び名はバックミンスター・フラーの建築物であるジオデシック・ドームに似ていることからフラーレンと名づけられたとされる。最初に発見されたフラーレンは、炭素原子60個で構成されるサッカーボール状の構造を持った60フラーレンである。.

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フッ化スカンジウム(III)

フッ化スカンジウム(III)（scandium(III) fluoride）は、組成式がScF3の無機化合物である。水には僅かしか溶解しないが、フッ化物イオンが過剰量のときはScF63−を形成する。.

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フッ化銀

フッ化銀（フッかぎん、silver fluoride）とは、フッ素と銀からなる無機化合物である。銀のフッ化物にあたる。銀の酸化数が1/2, 1, 2, 3の化合物が知られており、それぞれ一フッ化二銀、フッ化銀(I)、フッ化銀(II)、フッ化銀(III)と呼ばれる。 酸化数の多様性以外にも、フッ化銀は他のハロゲン化銀と性質が大きく異なる。.

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フッ化酸素

フッ化酸素（フッかさんそ、oxygen fluoride）は、酸素とフッ素からなる無機化合物である。現在 OF2、O2F2、O3F2、O4F2 および O2F の5種類のフッ化酸素が知られている。二フッ化酸素は他のハロゲン化酸素と同様に水とフッ素との反応で生成するが、それ以外のフッ化酸素は低温下で二酸素 O2 と二フッ素 F2 の混合物に放電もしくは紫外線を照射することで生成する漆山 秋雄、「フッ化酸素」、『世界大百科事典』、CD-ROM版、平凡社、1998年。ISBN 978-4582040029 。また、酸化フッ素（さんかフッそ、fluorine oxide）と呼ばれることもある。また、フッ化酸素はロケット燃料の酸化剤として検討されているCotton, F. A.; Wilkinson,G.; Murillo, C. A.; Bochmann, M. (1999).

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フッ素

フッ素（フッそ、弗素、fluorine）は原子番号 9 の元素。元素記号はラテン語のFluorumの頭文字よりFが使われる。原子量は 18.9984 で、最も軽いハロゲン元素。また、同元素の単体であるフッ素分子（F2、二弗素）をも示す。 電気陰性度は 4.0 で全元素中で最も大きく、化合物中では常に -1 の酸化数を取る。反応性が高いため、天然には蛍石や氷晶石などとして存在し、基本的に単体では存在しない。.

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ファエトン (小惑星)

ファエトン (3200 Phaethon) は、太陽系の地球近傍小惑星で、アポロ群に属する。 イギリス、アメリカ、オランダの共同科学プロジェクトの赤外線天文衛星 (IRAS) の画像を調査していたイギリスのサイモン・グリーン、ジョン・K・デイヴィースが、1983年10月11日に小天体を発見した。10月14日に国際天文学連合回報 (IAUC) 3878号でこの天体は仮符号 1983 TB として発見が公表され、チャールズ・コワルが、この天体は恒星状である（彗星ではない）と報告した。その後間もなく刊行されたIAUC3881号では、フレッド・ホイップルが、1983 TB の軌道要素と、写真測定されたふたご座流星群の軌道要素が一致すると報告した。こうして、1983 TB はふたご座流星群の母天体だと判明した。 その後、1983 TB は当時知られていた地球近傍小惑星の中では最も太陽に接近する（0.140天文単位…水星の近日点の58%）天体であることが判明し、ギリシア神話に登場する太陽神ヘーリオスの息子パエトーン（ラテン語ではファエトン）にちなみファエトンと命名された。ファエトンは、太陽への接近時には表面温度が最大で1,025 Kに達する。なお、現在では更に太陽に近付く小惑星も発見されている。 21世紀初頭までの調査では、ファエトンからはコマやダストテイルなどは観測されていないが、ふたご座流星群の母天体と確定したこと、スペクトル分類がB型（C型に近く、炭素質に富む）であることなどから、ファエトンは塵を出し尽くした彗星の成れの果て（彗星・小惑星遷移天体）であると考えられている。 2007年12月8日、アレシボ天文台がファエトンのレーダー測定を行った。近日点通過直後の2009年6月、STEREO衛星の観測により一時17等級から10等級に急激に増光し、2012年5月にも同様に増光が観測された。この急激な増光の原因として2013年に彗星状の尾が発見され、ファエトンが今もなお活動していることが明らかとなった。 ファエトンは2093年12月14日に地球から0.0194天文単位（291万 km）まで接近すると予測されている。また、潜在的に危険な小惑星 (PHA) の中では最大級の大きさである。.

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フィデス (小惑星)

フィデス (37 Fides) はメインベルト小惑星帯の大きな小惑星。 1855年8月5日にロベルト・ルターによって発見された。 名前はローマ神話の信義の女神フィデースにちなんで名づけられた。.

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フェリキタス (小惑星)

フェリキタス (109 Felicitas) は、小惑星帯に位置する比較的大きくて暗い小惑星の一つ。1869年10月9日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズによりニューヨーク州クリントンで発見され、ローマ神話の成功の女神フェリキタスにちなんで命名された。 2003年3月29日には日本でフェリキタスによる掩蔽が観測されており、その結果からはややいびつな形をしている可能性がある。.

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フェルミ凝縮

フェルミ凝縮（フェルミぎょうしゅく、fermionic condensate）は、フェルミ粒子によって低温で形成される超流動相である。同様の条件下でボース粒子である原子によって形成される超流動相であるボース＝アインシュタイン凝縮と密接に関係している。フェルミ凝縮はボース粒子ではなくフェルミ粒子によって形成される点が、ボース＝アインシュタイン凝縮とは異なっている。 最初に認識されたフェルミ凝縮は、超伝導体における電子の状態を記述するものであった。フェルミ原子（フェルミ粒子である原子）のフェルミ凝縮に関する物理的性質も基本的には電子のフェルミ凝縮と類似するものである。初めての原子のフェルミ凝縮は、Deborah S. Jinによって2003年に作られた。.

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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。.

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フォーマルハウト

フォーマルハウト()、またはみなみのうお座α星(α PsA)は、みなみのうお座にある恒星で、全天に21個ある1等星の1つである。.

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フォボス (衛星)

フォボス (Mars I Phobos) は、火星の第1衛星。もう1つの火星の衛星であるダイモスより大きく、より内側の軌道を回っている。1877年8月18日にアサフ・ホールによって発見された。ギリシア神話の神ポボスにちなんで命名された。.

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フォカエア (小惑星)

フォカエア (25 Phocaea) は小惑星帯（メインベルト）のS型小惑星である。ジャン・シャコルナクが1853年4月6日にマルセイユで発見したもので、彼が最初に発見した小惑星である。フォカエア族という小規模な小惑星族があると考える研究者もいる。フォカエア族は小惑星帯の内側寄りで離心率が比較的大きいため、この族に分類される小惑星の中には火星横断小惑星もある。 イオニア（現在のトルコ西部、フォチャ付近）に建設された古代ギリシアのポリス、フォカエアから名付けられた。 2009年4月に熊本県で掩蔽が観測された。.

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ドリス (小惑星)

ドリス (48 Doris) は大きく軽い小惑星帯の小惑星。古在由秀はドリスに代表される小惑星族の存在を提唱した。 1857年9月19日、ヘルマン・ゴルトシュミットによって発見された。 オケアニデスのひとりドリスから名づけられた。.

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ニュートン度

ニュートン度（ニュートンど、記号 °N）は、アイザック・ニュートンによって1700年ごろに考案された温度目盛りである。 ニュートンは最初に「冬の外気」から「台所の火の中で激しく燃焼している石炭」までの間の約20の参照点によって温度目盛りを構成した。この目盛りでは間隔が粗く、彼は不満を感じた。そして、物質は熱せられると膨張するという性質を利用することにし、亜麻仁油を熱して温度と体積との関係を計測した。その結果、雪が溶ける温度から水が沸騰する温度までの間に、亜麻仁油の体積が7.25%増大したことがわかった。そこで、雪が融ける時の温度を「0度」(zeroth degree of heat)とし、水が沸騰する時の温度を「33度」(33 degrees of heat)と定め、この亜麻仁油によって温度を測る装置を「温度計」(thermometer)と名づけた。 ニュートン度の0度はセルシウス度の0度と同じで、セルシウス度の100度がニュートン度では33度となる。すなわち、ニュートン度の温度間隔はセルシウス度（あるいはケルビン）の33/100である。 Category:温度の単位 Category:エポニム Category:アイザック・ニュートン.

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ニュクス (小惑星)

ニュクス (3908 Nyx) は、アモール群の小惑星で、火星横断小惑星の一つでもある。1980年8月6日にドイツの天文学者ハンス＝エミール・シュスターによって発見され、ギリシア神話の夜の女神ニュクスにちなんで命名された。冥王星の衛星ニクスも全く同じ語源である。 直径1-2kmのV型小惑星で、元は(4)ベスタの欠片であると考えられている。 2000年にアレシボ天文台とゴールドストーン天文台によるレーダー観測でニュクスの形状のモデルが作られた。この小惑星は金平糖のような形をしていると推定された。.

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ニサ (小惑星)

ニサ (44 Nysa) は少し大きめでかなりの明るさを持つ、ニサ族の中で一番明るい小惑星。ギリシア神話に登場する地名ニサにちなんで名づけられた。 スペクトル分類の中でも珍しいスペクトル分類E型に分類されており、その中でも特に大きいものの一つ。(55) パンドラよりも大きいため、おそらくこのタイプでは一番大きいと考えられている。 ライトカーブ観測より円錐のような形と考えられ、接触連星のように二つの小惑星が組み合わさったような形でないかとも考えられている。 また、ニサによる恒星の掩蔽が今までに二度観測されている。 MUSES-C（はやぶさ）後継機の探査対象候補として検討されたことがある。.

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ホウ化イットリウム

ホウ化イットリウム（ホウかイットリウム、Yttrium boride）はイットリウムとホウ素からなる結晶性物質で、その組成はさまざまで、YB2、YB4、YB6、YB12、YB25、YB50、YB66などが存在する。これらは灰色がかった硬質の固体で、高い融点を持つ。最も有名なものは六ホウ化イットリウム YB6である。これは比較的高い温度 (8.4 K) で超電導を示し、LaB6と同じく陰極線管に用いられる。他の面白いホウ化イットリウムはYB66である。これは大きな格子定数 (2.334 nm) を持ち、高い熱力学的安定性を持つので、低エネルギーシンクロトロン放射 (1-2 keV) の回折格子として使われる。.

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ホウ化物

化学においてホウ化物（ホウかぶつ、Boride）とは、ホウ素とそれより電気陰性度が小さい元素との間の化合物の総称である。ホウ化物は非常に大きな化合物の一群であり、一般に融点が高く天然では非イオン性である。いくつかのホウ化物は非常に役立つ物理的特性を持つ。また、ホウ化物という用語は大まかであり、二十面体ホウ化物であるB12As2のような化合物にも適用される。.

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ホウ素の同素体

本項ではホウ素の同素体について記述する。ホウ素には7つの同素体が存在しており、それらは結晶およびアモルファスの構造を取る。よく知られているものにα-菱面体、β-菱面体、β-正方晶があり、特殊な条件下ではα-正方晶やγ-斜方晶のような形も取る。アモルファスの同素体には、微細な粉末状のものとガラス状のものの2つが知られている。少なくとも14以上の同素体が報告されているが、前述の7つ以外の同素体は弱い論拠に基いたものであったり実験的に立証できなかったりするため、それらは単一の同素体ではなく複数の同素体の混合物や不純物によって安定化した構造であると考えられている。2014年には新しいホウ素の同素体として、グラフェンに類似した平面状構造を取るボロフェンの存在に関する実験的証拠が確認されている。β-菱面体構造が最も安定である一方で他の同素体は全て準安定状態であり、室温においてはβ-菱面体以外の構造への変化率は無視できる程度である。これら5つの結晶質の同素体は周囲の状況によって形成される。粉末状のアモルファスホウ素および多結晶β-菱面体ホウ素は最も一般的な形である。他の同素体は非常に硬いビッカース硬さでは立方晶窒化ホウ素と同等灰色の素材であり、アルミニウムより10 %ほど軽く、融点は鋼鉄よりも数百度高い2080である。 単体のホウ素は自然界には存在せず、ホウ素化合物から単離することは非常に難しい。最も初期には、酸化ホウ素をマグネシウムやアルミニウムなどの金属で還元する方法が用いられていたが、そうして得られた単体のホウ素はその多くが金属ホウ素化合物によって汚染されていた。純粋なホウ素は、揮発性のハロゲン化ホウ素を高温で水素還元することによって得られる。 高純度ホウ素はジボランを高温で熱分解させたものをゾーンメルト法やチョクラルスキー法で精製することによって合成され、半導体産業で利用される。ホウ素には多形が存在し他の不純物元素と反応しやすい傾向があるため、純粋なホウ素の単結晶を合成するのはさらに困難であり、典型的な単結晶の結晶形は0.1 mm以下である。.

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ダーウィン (探査機)

ダーウィン は、欧州宇宙機関 (ESA) が提案していた、4機あるいは5機、または8機の宇宙機を1つの観測機として太陽系外地球型惑星の直接検出、および地球外生命の調査を目的とした基礎計画である。2015年以降の打ち上げを予定していた。.

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ダビダ (小惑星)

ダビダ (511 Davida) は小惑星帯に位置する小惑星。アメリカ合衆国の天文学者レイモンド・ドゥーガンがドイツのハイデルベルクにあるケーニッヒシュトゥール天文台で発見し、同じくアメリカ合衆国の天文学者デイヴィッド・ペック・トッドに因んで命名された。 海王星より内側を公転している準惑星および小惑星の中で6番目の大きさの天体である。2002年にW・M・ケック天文台の光学的な観測によって写真が撮影された。.

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ダイモス (衛星)

ダイモス (Mars II Deimos) は、火星の第2衛星。火星のもう1つの衛星フォボスより小さく、外側を公転する。 1877年8月12日にアサフ・ホールによって発見された。ギリシア神話の神デイモスにちなんで命名された。.

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ダイヤモンドの物質特性

ダイヤモンドの物質特性（ダイヤモンドのぶっしつとくせい）では、ダイヤモンドの物理、光学、電気そして熱的特性について述べる。ダイヤモンドは炭素の同素体で、と呼ばれる特殊な立方格子で炭素原子が配列している。ダイヤモンドは光学的に等方性を持つ鉱物で基本的には透明である。原子どうしが強い共有結合をしているため、自然界に存在する物質の中で最も硬い。しかし、構造的な欠点があるためダイヤモンドの靱性はあまり良くない。引張強さの値は不明で、60GPaまで観測され、結晶方位次第では最大225GPaまで達すると予測される。硬度は結晶方向によって違う異方性で、ダイヤモンド加工を行うには注意が必要である。屈折率2.417と高く、また分散率は0.044と他の鉱物と比較してさほど大きくないが、これらの特性がカット加工を施したダイヤモンドの輝きを生み出す。ダイヤモンドの結晶欠陥の有無により主に4つに分類される。微量の不純物が炭素原子と置換され、時に格子欠陥をも引き起こすが、様々な色を帯びたダイヤモンドを作り出す。大抵のダイヤモンドは電気絶縁体であるが、優れた熱伝導体にもなる。他の鉱物と異なり、産地や不純物の有無を含め、全てのダイヤモンド結晶の比重はほぼ一定である。.

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ベラ・ジュニア

ベラ・ジュニア (Vela Junior) とは、地球から見てほ座の方向に約650から700光年離れた位置にある超新星残骸である。.

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ベリリウム8

ベリリウム8 (Beryllium-8・8Be) とは、ベリリウムの同位体の1つ。.

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ベリンダ (衛星)

ベリンダ (Belinda) は、天王星の衛星である。1986年1月13日にボイジャー2号の天王星接近によって発見された。大きさや軌道以外の情報は未知である。 ベリンダという名前は、アレクサンダー・ポープの『髪盗人』に登場するヒロインにちなんで付けられた。.

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ベローナ (小惑星)

ベローナ (28 Bellona) は、小惑星帯の大きい小惑星。ロベルト・ルターによって1854年3月1日にデュッセルドルフで発見された。ゲフィオン族に近い軌道を持つ、小規模な小惑星族を代表する小惑星だとされることがある。 この小惑星の発見後まもなくクリミア戦争が始まったため、それに関連してローマ神話の戦争の女神ベローナにちなんで名づけられた。 2008年4月に鹿児島県で掩蔽が観測された。.

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ベンゾトリアゾール

ベンゾトリアゾール (benzotriazole) は複素環式芳香族化合物の一種である。BTAと略される。.

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ベテルギウス

ベテルギウス（Betelgeuse）は、オリオン座α星、オリオン座の恒星で全天21の1等星の1つ。おおいぬ座のシリウス、こいぬ座のプロキオンとともに、冬の大三角を形成している。.

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ベガ

ベガ（ヴェガ、Vega ヴィーガまたは ヴェィガ）は、こと座α星、こと座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。七夕のおりひめ星（織女星（しょくじょせい））としてよく知られている。わし座のアルタイル、はくちょう座のデネブとともに、夏の大三角を形成している。.

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りょうけん座ベータ星

りょうけん座β星（りょうけんざベータせい、Beta Canum Venaticorum, 略称 β CVn）は、りょうけん座で2番目に明るい恒星である。.

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りょうけん座アルファ星

りょうけん座α星は、りょうけん座で最も明るい恒星で3等星。春のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。.

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りょうけん座RS星

りょうけん座RS星（RS Canum Venaticorum、RS CVn）は、りょうけん座の方角、地球から約450光年離れた場所にある食変光星である。.

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りょうけん座Y星

りょうけん座Y星(Y CVn, Y Canum Venaticorum)は、りょうけん座の恒星である。非常に赤く見えることで知られる。.

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りゅうこつ座a星

りゅうこつ座a星は、りゅうこつ座の恒星で3等星。 ニセ十字を形成する2等星のι星から離角1度未満に位置する。.

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りゅうこつ座ベータ星

りゅうこつ座β星は、りゅうこつ座の恒星で2等星。現在、2等星の中では天の南極に最も近く、Diamond Crossというアステリズムを作る恒星のうち最も明るいもので、南西の一角を占める。.

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りゅうこつ座イータ星

りゅうこつ座η星（りゅうこつざイータせい、Eta Carinae, η Car）は、りゅうこつ座の恒星。 太陽質量のおよそ70と30倍の大質量星同士の連星であり、高光度の青色超巨星（高光度青色変光星、LBV）である。光度は太陽のおよそ40万倍である。銀河系内でも特に異色の大質量星である。 イータ（エータ）・カリーナという名でも知られている。過去に恒星から放出された大量の物質が星雲（人形星雲）となって周囲を取り巻いており、この星雲を含めてイータ・カリーナと呼ぶ事もある。なお、ラテン語では Eta Carinae であり、原語により忠実に読むと「エータ・カリーナエ」、英語では「イータ・カライニー」となるが、日本語ではCarinaを属格Carinaeにしない「イータ（エータ）・カリーナ」という通称が広まっている。.

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りゅうこつ座イプシロン星

りゅうこつ座ε星（りゅうこつざイプシロンせい）は、りゅうこつ座の恒星で2等星。ニセ十字を形成する恒星の1つでもある。りゅうこつ座の中央に位置する。.

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りゅうこつ座イオタ星

りゅうこつ座ι星は、りゅうこつ座の恒星で2等星。ニセ十字を形成する恒星の1つでもある。地球の歳差運動により、西暦8100年ごろには南極星になることが予想されている。.

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りゅうこつ座ウプシロン星

りゅうこつ座υ星は、りゅうこつ座の恒星で3等星。.

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りゅうこつ座オメガ星

りゅうこつ座ω星は、りゅうこつ座の恒星で3等星。.

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りゅうこつ座カイ星

りゅうこつ座χ星は、りゅうこつ座の恒星で3等星。.

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りゅうこつ座シータ星

りゅうこつ座θ星（）は、りゅうこつ座に位置している3等星の分光連星である。.

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りゅうこつ座EV星

りゅうこつ座EV星は、太陽から約 8,200-13,700 光年離れたところにある 赤色超巨星で、半径は太陽の約1100倍以上あり、光度は太陽の約200,000倍あるとされている。この恒星はりゅうこつ座の中に位置しており、6.76等と8.8等の間を変光するSRC型の脈動変光星である。.

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りゅうこつ座l星

りゅうこつ座l星は、りゅうこつ座の恒星で3等星。.

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りゅうこつ座p星

りゅうこつ座p星は、りゅうこつ座の恒星で3等星。.

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りゅうこつ座q星

りゅうこつ座q星は、りゅうこつ座に位置する3等星の恒星である。.

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りゅうこつ座RT星

りゅうこつ座RT星は、りゅうこつ座に位置する赤色超巨星で、8.2等と9.9等の間を変光する脈動変光星でもある - 変光星総合カタログ内のページ。 - アメリカ変光星観測者協会公式サイト内のページ。。変光星総合カタログでは407.9日の周期で変光するSRC型の変光星に分類しているが、アメリカ変光星観測者協会ではLC型の変光星に分類している。半径は太陽の約1100倍あり、光度は太陽の約200,000倍あるとされている。.

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りゅうこつ座V382星

りゅうこつ座V382星は、りゅうこつ座に位置する黄色極超巨星。距離は太陽から8,900光年で、直径は太陽の約700倍のケフェイド変光星である。低い赤外超過が多く検出されているのは、この星が赤色超巨星段階になっている可能性があることを示唆している。.

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りゅうこつ座V602星

りゅうこつ座V602星は、太陽から約 1,977 パーセク離れたところにある 赤色超巨星で、半径は太陽の約1000倍以上あり、光度は太陽の約200,000倍あるとされている。この恒星はりゅうこつ座の中に位置しており、7.6等と9.2等の間を変光するSRC型の脈動変光星である。.

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りゅう座42番星

りゅう座42番星 (42 Draconis, 42 Dra) は、りゅう座の恒星で5等星。2009年に太陽系外惑星が発見されている。.

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りゅう座7番星

りゅう座7番星（りゅうざ7ばんせい、7 Dra / 7 Draconis）は、りゅう座の恒星で5等星。.

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りゅう座8番星

りゅう座8番星（りゅうざ8ばんせい、8 Dra / 8 Draconis）は、りゅう座の恒星で5等星。.

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りゅう座ミュー星

りゅう座μ星（りゅうざミューせい）は、りゅう座の恒星で5等星。.

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りゅう座ラムダ星

りゅう座λ星は、りゅう座の恒星で4等星。.

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りゅう座プサイ1星

りゅう座ψ星(りゅうざプサイせい、ψ Dra / ψ Draconis)は、りゅう座の方角に位置する恒星である。.

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りゅう座デルタ星

りゅう座δ星（りゅうざデルタせい）は、りゅう座の恒星で3等星。.

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りゅう座ベータ星

りゅう座β星（りゅうざベータせい）は、りゅう座の恒星で3等星。.

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りゅう座イータ星

りゅう座η星（りゅうざイータせい、η Dra、η Draconis）は、りゅう座の恒星で3等星。.

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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。.

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りゅう座カイ星

りゅう座χ星 (りゅうざカイせい、Chi Draconis, Chi Dra, χ Dra) は、太陽系から26光年離れた位置にあるりゅう座の連星系である。バテンタバン・ボレアリスという固有名もあり、これはアラビア語の بطن الثعبان （baţn al-thubān, 竜の腹）に由来する。.

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りゅう座ガンマ星

りゅう座γ星（りゅうざガンマせい）は、りゅう座で最も明るい恒星で2等星。.

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りゅう座シグマ星

りゅう座σ星（りゅうざシグマせい、σ Dra / σ Draconis）は、りゅう座の恒星である。.

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りゅう座ゼータ星

りゅう座ζ星（りゅうざゼータせい、ζ Dra、ζ Draconis）は、りゅう座の恒星で3等星。.

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ろくぶんぎ座アルファ星

ろくぶんぎ座α星 (ろくぶんぎざアルファせい、α Sex / α Sextantis) は、ろくぶんぎ座で最も明るい恒星である。この星は白色の巨星である。 ろくぶんぎ座α星は天の赤道から1/4度以内に位置し、非公式な「equator star」と考えられている。1900年には、赤道の7分北にあったが、地球の赤道傾斜角の運動のため、1923年12月に南半球に入った Retrieved 24 May, 2009。.

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ろ座ベータ星

ろ座β星(ろざベータせい、β Fornacis, β For)は、ろ座の恒星で4等星。 14等級の伴星CCDM J02491-3224Bが存在する。.

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ろ座アルファ星

ろ座α星（ろざアルファせい、α Fornacis, α For）は、ろ座の恒星で4等星。ろ座では最も明るい恒星である。.

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わし座ラムダ星

わし座λ星は、わし座の恒星で3等星。.

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わし座デルタ星

わし座δ星は、わし座の恒星で3等星。 過去にはアンティノウス座に使用されたり、この星とη星とθ星の3星をアラブ人が「Al Mizan」と呼んだ天秤とされた事もあった。.

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わし座ベータ星

わし座ベータ星 (β Aql) は、わし座の恒星で4等星。.

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わし座イータ星

わし座η星（わしざイータせい、η Aql, η Aquilae）は、天の赤道近くわし座の方角にある恒星である。かつてのアンティノウス座の一部でもあった。わし座では明るい恒星の1つである。.

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わし座イプシロン星

わし座ε星(ε Aquilae, ε Aql)は、わし座の恒星で4等星。.

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わし座ガンマ星

わし座ガンマ星 (γ Aql) は、わし座の恒星で3等星。.

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わし座クシー星

わし座ξ星（わしざクシーせい、Xi Aquilae, ξ Aql）は、わし座の恒星で5等星。黄色巨星。.

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わし座シータ星

わし座θ星（）は、わし座にある3等星の連星系である。見かけの視等級は3.22等で、わし座の中では4番目に明るい。.

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わし座ゼータ星

わし座ζ星はわし座の恒星で3等星。.

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わし座V1302星

わし座V1302星（V1302 Aquilae、V1302 Aql）またはIRC +10420は、わし座の方角、太陽系から1万3000-2万光年程度離れたところにある黄色極超巨星である。.

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アマルテア (小惑星)

アマルテア (113 Amalthea) は、小惑星帯の内側よりの軌道に位置する典型的な小惑星の一つ。1871年3月12日にドイツの天文学者、ロベルト・ルターにより発見され、ギリシア神話に登場する、ゼウスを育てたニンフの一人アマルテイア (Amaltheia) にちなんで命名された。なお木星の衛星にも同名のアマルテアがある。 アマルテアは、(9) メティスとともに、約10億年前にベスタサイズの小惑星が壊れ、そのマントルの部分からできたと考えられている。.

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アマルテア (衛星)

アマルテア(Jupiter V Amalthea)は、木星の第5衛星。2007年までに発見された衛星の中で内側から3番目の軌道を回っている。同様にガリレオ衛星より内側を回っている木星内部衛星群をアマルテア群と呼ぶことがある。 1892年9月9日にエドワード・エマーソン・バーナードによって、91cm屈折望遠鏡の肉視観測で発見された。名前はゼウスを育てたニンフ、アマルテイアに由来し、発見後まもなくカミーユ・フラマリオンによって提唱された。しかし正式に命名されたのは1975年で、それ以前は単にJupiter Vという名で知られていた。俗にバーナード星とも（ただしこの呼称はへびつかい座の恒星の方を指すことが多い）。なお、同名の小惑星 (113) アマルテアも存在する。 直接の目視によって発見された最後の衛星で、ガリレオ衛星以来最初に発見された木星の衛星である。平均直径 189 kmで、いびつな形をしている。エウロパの1/15の大きさであり、木星の衛星の中ではガリレオ衛星に次ぐ5番目の大きさである。しかし、ガリレオ衛星が木星に近い内側ほど密度が大きい傾向があるのに対し、アマルテアはそれより内側にあるにもかかわらず密度は液体の水程度と測定されている。赤みがかった色をしているが、イオから噴出した硫黄のためである。また、イオと同じく熱の吸収より放出の方が大きい、これは木星の潮汐力により内部が熱せられるからである。 アマルテアの内部構造は、密度が低いことから氷が主体か、もしくはラブルパイル構造になっていると考えられている。木星の重力に捕らえられた小惑星かもしれない。実際、すばる望遠鏡の観測によって得られたアマルテアの赤外線スペクトルは、炭素質小惑星が起源と考えられている隕石の幾つかに類似している。 2002年11月、ガリレオ探査機が最後の探査活動として接近、観測した。 アマルテアの表面には、衛星本体にくらべ非常に大きな2つのクレーターと、2つのファキュラ（明るい部分、山脈と推定される）が確認されている。クレーターはパーンとガイア、ファキュラはクレタ島のゼウスにゆかりのある場所に因んでリュクトスとイダと名付けられた。.

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アモール (小惑星)

アモール (1221 Amor) は、アモール群の語源となった地球近傍小惑星の一つで、地球と火星の間の軌道を通る。アモールはしばしば火星の軌道を横断するが、地球の軌道を横断することはない。 アモールが地球から1600万km（地球 - 月間の40倍）の距離に近づいた時に、ベルギーの天文学者、ウジェーヌ・デルポルトが写真の撮影に成功、発見した。これは、小惑星がこれほどまで地球に近づきうることが知られた初の事例である。翌月にはアポロも地球に接近していることが分かり、小惑星の地球への激突の可能性が科学者に懸念されることとなった。 アモールはローマ神話の愛の神として知られるクピド（キューピッド）の別名アモルにちなんで名付けられた。同じような命名の小惑星として、(763) クピドやギリシア神話でキューピッドに相当する (433) エロスがある。なおエロスもアモールと同じように地球近傍小惑星、火星横断小惑星に分類されるが、地球近傍小惑星には男性神の名前をつけるという命名規則からすれば偶然とは言えない（クピドにはエロスやアモールに比べて中性・両性具有的なイメージがあるためか、小惑星帯の中でも比較的太陽に近いところを周る小惑星に名付けられている）。.

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アリアドネ (小惑星)

アリアドネ (43 Ariadne) はやや大きく明るいメインベルト（小惑星帯）のS型小惑星。フローラ族では二番目に大きい小惑星であり、この族自体がアリアドネ族と呼ばれていたこともある。 1857年4月15日、ノーマン・ポグソンによってオックスフォードで発見され、ギリシア神話のアリアドネーにちなんで名づけられた。 ライトカーブ観測からアリアドネは非常に細長い形で、ひょうたん型、あるいはとても角度のある形をしていると推測されている。極が黄道座標に対してほぼ平行であり (β, λ).

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アリス (小惑星)

アリス (291 Alice) は小惑星帯にある小惑星の一つで、フローラ族に分類される。 1890年4月25日にウィーンでヨハン・パリサによって発見された。フランス語の女性の名前が付けられたが、正確な由来は不明である。 光度曲線の分析により、アリスの極の黄道座標は(β, λ).

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アルビレオ

アルビレオ (Albireo) は、はくちょう座の恒星で3等星で二重星のはくちょう座β星の通称、またはそれを構成する星の1つであるはくちょう座β1星の固有名である。はくちょう座β星は、北十字を構成する星の1つ。全天で最も有名な二重星の1つである。 当記事では、はくちょう座β星について記載する。.

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アルテミス (小惑星)

アルテミス (105 Artemis) は、小惑星帯に位置する比較的大きなC型小惑星の一つである。主に炭素化合物から構成されており、とても暗い。 1868年9月16日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソン (James Craig Watson) によりミシガン州のアナーバーで発見され、ギリシア神話の月の女神アルテミスにちなんで命名された。 2008年10月に日本の茨城県で掩蔽が観測された。それ以前にも何度か掩蔽の観測が報告されている。.

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アルデバラン

アルデバラン (Aldebaran)、またはおうし座α星は、おうし座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。木星の数倍の質量の惑星を持つ。 惑星探査機パイオニア10号は現在、おおよそ、アルデバランの方向へ飛行を続けているが、アルデバランに最接近するのは約200万年後と考えられている。.

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アルファルド

アルファルド (Alphard) あるいはうみへび座α星は、うみへび座で最も明るい恒星で2等星。.

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アルベルト (小惑星)

アルベルト (719 Albert) は、アモール群の小惑星で、このグループの中では (433) エロスに次いで2番目に発見された。火星横断小惑星の一つでもある。 1911年にヨハン・パリサにより発見され、8ヶ月前に死去したパリサの恩人アルベルト・ザーロモン・フォン・ロートシルト（Albert Salomon von Rothschild、1844年 - 1911年）から命名されたが、その後は長期間行方不明になっていた。2000年にスペースウォッチのプロジェクトで発見され、という仮符号を付けられた天体がアルベルトと同定され、再発見された。1991年に (878) ミルドレッドが再発見されて以降、アルベルトは小惑星番号を登録された小惑星の中で最後の‘迷子の’小惑星だった（ (69230) ヘルメスは2003年まで番号登録されなかった）。.

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アルケステ (小惑星)

アルケステ (124 Alkeste) は、小惑星帯に位置するS型小惑星である。1872年8月23日、C.

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アルゴル

アルゴル（Algol）は、ペルセウス座β星、ペルセウス座の恒星で2等星。.

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アルゴン

アルゴン（argon）は原子番号 18 の元素で、元素記号は Ar である。原子量は 39.95。周期表において第18族元素（希ガス）かつ第3周期元素に属す。.

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アルジェントソーマ

『アルジェントソーマ』は、2000年10月5日から2001年3月29日までテレビ東京で放送されたテレビアニメ。放送時間は毎週木曜25時15分から25時45分まで。未放送の特別編1話を含めて全26話。.

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アルタイル

アルタイル（Altair アルテア）は、わし座α星、わし座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。七夕の彦星（ひこぼし、牽牛星（けんぎゅうせい）とも）としてよく知られている。こと座のベガ、はくちょう座のデネブとともに、夏の大三角を形成している。.

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アレトゥーサ (小惑星)

アレトゥーサ (95 Arethusa) は小惑星帯（メインベルト）にある大きめの小惑星。1867年にデュッセルドルフでロベルト・ルターによって発見された。 色が暗いため、表面は単純な炭素化合物で構成されていると考えられている。 ギリシア神話のアレトゥーサにちなんで名づけられた。 1998年2月に1回と2003年に2回、さらに2011年8月3日、アレトゥーサによる恒星の掩蔽が観測された。特に2011年の観測から、アレトゥーサは扁平な形状であると考えられている。.

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アンティオペ (小惑星)

アンティオペ (90 Antiope) は、小惑星帯に位置する小惑星の一つ。1866年10月1日にドイツの天文学者、ロベルト・ルター (Karl Theodor Robert Luther) により発見された。ギリシア神話から命名されたが、ギリシア神話に2人登場するアンティオペーのどちらが語源になっているかで論争になっている。 小惑星帯の外側から3番目のグループであるテミス族に属しており、このグループのほとんどの小惑星と同じくC型小惑星である。密度が小さいことから、30%以上の空隙を持つ多孔質でできていると推定され、衝突によって砕けた小惑星のかけらが集まったラブルパイルだと考えられている。 1980年6月11日、2008年1月3日に掩蔽が観測された。2008年の観測では主星と衛星の影が観測され、2006年のカリオペと衛星リヌスに次いで、掩蔽以外の方法で見つかっていた小惑星の衛星による掩蔽の観測に成功した二番目の例となった。.

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アンティゴネ (小惑星)

アンティゴネ (129 Antigone) は、小惑星帯に位置する大きな小惑星の一つ。レーダーを使った観測によると、この星はほぼ純粋なニッケルと鉄でできている。この種の星は、ベスタのような微惑星の核の部分からできたと考えられている。1873年2月5日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズにより発見され、ギリシア神話に登場するテーバイの王女、アンティゴネーにちなんで命名された。 1979年に、光度曲線のデータより衛星の存在する可能性が指摘された。これより構築されたモデルによると、アンティゴネは極めて普通の形をしていると推測される。 1985年以降、合計で3度の掩蔽が観測された。.

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アンフィトリテ (小惑星)

アンフィトリテ (29 Amphitrite) は小惑星帯（メインベルト）の小惑星の中でも比較的大きなものの一つ。古在由秀は小規模な小惑星族を代表する小惑星としている。 1854年4月1日にアルベルト・マルトによってロンドンのリージェンツ・パークにあったジョージ・ビショップ天文台で発見された。これは彼の発見した唯一の小惑星である。 ギリシア神話の女神、アムピトリーテーから名付けられた。 アンフィトリテによる恒星の掩蔽が観測された際のデータから、衛星を保有するのではないかと考えられている。.

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アンドロメダ座14番星

アンドロメダ座14番星 (14 Andromedae, 14 And) は、アンドロメダ座の恒星で5等星。太陽系外惑星が発見されている。.

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アンドロメダ座ミュー星

アンドロメダ座μ星（アンドロメダざミューせい、μ Andromedae、μ And）は、アンドロメダ座にある恒星である。視等級は3.87で、肉眼でみることができる。年周視差に基づいて計算した、地球からアンドロメダ座μ星までの距離は、約130光年である。アンドロメダ座の中でのμ星の位置は、β星（ミラク）、ν星の間にあり、アンドロメダ銀河（M31）を探す上で手掛かりとなる恒星である。.

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アンドロメダ座ラムダ星

アンドロメダ座λ星（アンドロメダざラムダせい、λ Andromedae、λ And）は、アンドロメダ座にある連星系である。地球からの距離は約86光年で、視等級は平均で3.8である。都市部の中でなければ、肉眼で十分みることができる明るさである。.

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アンドロメダ座デルタ星

アンドロメダ座δ星（アンドロメダざデルタせい、δ And / δ Andromedae）は、アンドロメダ座の恒星で3等星。.

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アンドロメダ座ベータ星

アンドロメダ座β星は、アンドロメダ座の恒星で2等星。.

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アンドロメダ座アルファ星

アンドロメダα星は、アンドロメダ座の恒星で2等星。ペガススの大四辺形を形成する恒星の1つでもある。.

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アンドロメダ座イプシロン星

記載なし。

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アンドロメダ座ウプシロン星

アンドロメダ座υ星（アンドロメダざウプシロンせい）は、アンドロメダ座の方角に約44光年の位置にある連星である。主星（アンドロメダ座υ星A）は太陽より若干若いF型主系列星で、伴星（アンドロメダ座υB）は、赤色矮星である。 2008年までに、主星の周りを3つの太陽系外惑星が公転していることが明らかとなった。3つとも全て木星型惑星である。また、アンドロメダ座υ星は、複数の惑星を持った主系列星、複数の惑星を持った多重星系として初めて発見された。アンドロメダ座υ星Aは、NASAの地球型惑星探査計画であるTerrestrial Planet Finderの探査対象の21番目に挙げられていたが、計画は中止された。.

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アンドロメダ座ウプシロン星b

アンドロメダ座υ星b（）は、アンドロメダ座の方向に約44光年の位置にある太陽系外惑星である。赤色矮星で伴星のアンドロメダ座υ星Bと区別するため、アンドロメダ座υ星Abと呼ばれることもある。この惑星は、ソーラーアナログのアンドロメダ座υ星を、ほぼ5日間で公転しているのが発見された。1996年6月にジェフリー・マーシーとポール・バトラーが、最初のホットジュピターの1つとして発見した。アンドロメダ座υ星bは、惑星系の中で最も内側を公転している。.

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アンドロメダ座カッパ星

アンドロメダ座κ星（κ Andromedae、κ And）は、アンドロメダ座にある明るい恒星である。視等級は4.1、ボートル・スケールの基準では、郊外と都市部の間なら肉眼で観察可能だが、都市部の中では難しい。年周視差は、ヒッパルコスによって精度良く測られており、それに基づく地球からの距離は、約168光年である。.

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アンドロメダ座クシー星

アンドロメダ座ξ星は、アンドロメダ座の恒星で5等星。黄色の巨星。.

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アンドロメダ座GY星

アンドロメダ座GY星(GY Andromedae, GY And)は、アンドロメダ座の恒星で、りょうけん座α2型変光星。明るさは6.27等級から6.41等級の間で変化する。また、恒星磁場の活動は23年程度という異常に長い周期での変動が見られる。 化学的特異星（Ap/Bp星）に分類され、クロムやユウロピウムのスペクトル線が特徴的だが、最も際立った特徴は、不安定な元素（半減期が17.7年以下）であるプロメチウム1階電離イオンの輝線スペクトルが観測されることである。プロメチウムは、より質量数の大きい超ウラン元素の自発核分裂によって生成されると考えられる。 また、分光連星でもあることが1958年に発見された。約273日の周期、0.47の軌道離心率を持ち、主星と伴星の間は少なくとも3.74km（0.25AU）の距離があると見積もられる。.

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アンタレス

アンタレス（Antares）は、さそり座α星、さそり座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。夏の南の空に赤く輝くよく知られる恒星の1つである。.

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アークトゥルス

アークトゥルス（Arcturus）は、うしかい座α星、うしかい座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つである赤色巨星。太陽を除き実視等級がマイナスとなる4つの恒星の1つ。.

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アテ (小惑星)

アテ (111 Ate) は、小惑星帯に位置する大きくて暗い小惑星の一つ。1870年8月14日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズにより発見され、ギリシア神話の破壊の化身アーテーにちなんで命名された。2000年に、二ヶ月間隔で2度掩蔽が観測された。.

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アデオナ (小惑星)

アデオナ (145 Adeona) は、小惑星帯に位置する比較的大きい小惑星。アデオナ族という小惑星族に属する。 1875年6月3日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズによりニューヨーク州クリントンで発見され、ローマ神話の子供の守護神アデオナにちなんで命名された。 表面は暗く、主として炭素化合物でできているらしい。 2002年7月9日と2005年2月3日に（後者は日本で）掩蔽が観測された。.

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アドニス (小惑星)

アドニス (2101 Adonis) は初期に発見された地球近傍小惑星の一つ。 1936年ウジェーヌ・デルポルトによって発見された。 なお、アドニスは地球近傍小惑星のうちアポロ群として認識された小惑星としては2個目である。 名前は美の女神ヴィーナスが恋に落ちた美しい若者、アドニスに由来する。 大きさはおよそ直径1キロメートルほどと考えられている。 発見当初の接近の際は軌道を計算するに足る観測は行えなかったため、1977年にチャールズ・トーマス・コワルが再発見するまで見つけることができなかった。 21世紀の間に、アドニスが地球へ30Gm以内まで接近するのは6回あり、そのうち2036年が最も近く5.3Gmまで接近することが予想される。 ベルギーの漫画『タンタンの冒険旅行』シリーズの『月世界探検』で、ハドック船長がつかまりそうになった小惑星はこれである。.

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アダマンタン

アダマンタン (adamantane) は、10個の炭素がダイヤモンドの構造と同様に配置されている、かご型の分子である。化学式はC10H16、分子量は136.23。融点は270 。CAS登録番号は 。名称はダイヤモンドに相当するギリシャ語の "adamas" から名づけられたものである。単体は無色透明の結晶性固体で、樟脳様の臭気を有する。各炭素の結合角がsp3炭素の本来の角度（約109.5度）を成しているため全くひずみのない構造で、このため極めて安定である。対称性が高いため融点が高く、長らく炭化水素の高融点記録を保持していた。 1933年、チェコスロバキア産の原油から発見された。発見前の1924年にはデッカーにより存在の可能性が示唆されており、彼はこの物質を「デカテルペン (decaterpene)」と呼んでいた。 ジシクロペンタジエンから合成され、アダマンタン誘導体はフォトレジストや医薬品などの用途がある。.

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アエトラ (小惑星)

アエトラ (132 Aethra) は、近日点が火星の遠日点より内側に位置する、離心率の大きな軌道を持つ小惑星で、1873年6月13日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソンにより発見された。最初に見つかった火星横断小惑星である。光度曲線が変化することより、いびつな形をしていると推測されている。ギリシア神話に登場するテセウスの母アイトレのラテン語表記にちなんで命名された。 2004年に日本でアエトラによる掩蔽が観測された。.

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アエグレ (小惑星)

アエグレ (96 Aegle) はかなり大きいメインベルト（小惑星帯）の小惑星である。外観は暗い色をしており、多分単純な炭素化合物で構成されていると考えられる。 1868年にジェローム・E・コッジャによってマルセイユで発見された。ギリシア神話のアエグレ (Aegle) にちなんで名づけられている。 2010年1月に福島県から岡山県にかけて掩蔽が観測された。.

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アキレス (小惑星)

アキレス (588 Achilles) は、トロヤ群で最初に発見された小惑星である。1906年2月22日にドイツの天文学者マックス・ヴォルフによって発見され、『イリアス』に登場する英雄アキレウスにちなんで名づけられた。 アキレスは太陽 - 木星系で木星の軌道上前方のL4ラグランジュ点を周回する。このような軌道の小惑星がいくつか見つかると、トロイア戦争に見立ててL4点にある小惑星にはギリシア側の人物、木星後方のL5点にある小惑星にはトロイ側の人物にちなんで命名されるルールが確立したが、区別がなされる以前に命名された (617) パトロクロスや (624) ヘクトルなどはこのルールに従っていないため、‘スパイ’扱いされることがある。.

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アグラヤ (小惑星)

アグラヤ (47 Aglaja) は大きいが暗い小惑星帯の小惑星。 ロベルト・ルターによって発見された。 ギリシャ神話のカリスの一柱、アグライアーのドイツ語表記から名づけられた。.

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アケルナル

アケルナル（Achernar）、またはエリダヌス座α星は、エリダヌス座で最も明るい恒星で、全天に21個ある1等星の1つである。エリダヌス座の南端にある。アケルナルは、2つの恒星から成る連星で、主星はエリダヌス座α星A、伴星はエリダヌス座α星B（非公式だが、アケルナルBとも呼ばれる）と呼ばれている。ヒッパルコス衛星による年周視差の値からすると、アケルナルは地球から約139光年離れている。 主星はスペクトル分類においてはB型主系列星に分類される。主星は、自転速度が異常なほど高速なため、形状は回転楕円体になっているとされている。伴星はA型主系列星で、主星よりも小さく、主星からは12au離れている。.

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アスクレピウス (小惑星)

アスクレピウス (4581 Asclepius) は地球までの距離が最短60万kmまで近づくことのあるアポロ群の小さな小惑星。 1989年、アメリカの天文学者ヘンリー・ホルトとノーマン・G・トーマスによって発見され、ギリシア神話の医神アスクレピオス (Asklepios) に因んで名付けられた。 1989年3月22日にアスクレピウスは地球から僅か70万kmの距離を通ったため、メディアの関心を集めた。 このサイズの小惑星が地球に衝突すれば、その威力たるや広島型原爆約430万発相当であろうと試算される。 後の観測でいくつかある地球近傍小惑星のうち大きいものの一つであることがわかり、地球に当たりそこなったものの、2~3年に一度地球近傍に来ることが明らかにされた。「宇宙レベルの危機一髪」とヘンリー・ホルトは語った。.

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アタランテ (小惑星)

アタランテ (36 Atalante) は比較的大きくて暗い小惑星帯（メインベルト）の小惑星。1855年10月5日にヘルマン・ゴルトシュミットによって発見された。 ギリシア神話のアタランテーにちなんで名づけられている。.

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アタカマ宇宙論望遠鏡

アタカマ宇宙論望遠鏡とセロ・トコ山(5604m)山頂。外から見えるのは、望遠鏡本体を取り巻くカップ状のグラウンド・スクリーンであり、本体は見えない。 この写真では、まだグラウンド・スクリーンが完成していないので、望遠鏡本体が見える。 アタカマ宇宙論望遠鏡（アタカマうちゅうろんぼうえんきょう、英：Atacama Cosmology Telescope 、ACT）は、チリ北部、アタカマ砂漠のセロ・トコ山(5604m)の山頂近くに建設された6m電波望遠鏡である。宇宙マイクロ波背景放射 (cosmic microwave background radiation ； CMB)を研究するため、マイクロ波サーベイにおいて、高い分解能が得られるようにデザインされている。現在のところ、恒久的な地上設置望遠鏡としては最も高い、5190mの高度に設置されている 。 2007年の秋（南半球の）に建設され、2007年10月22日に、科学受信機である、Millimeter Bolometer Array Camera (MBAC)でファーストライトを観測し、2007年12月に最初のシーズンを完了した。第2シーズンは2008年6月から始まっている。 このプロジェクトは、以下の研究機関の共同事業である。プリンストン大学、ペンシルベニア大学、ゴダード宇宙飛行センター (NASA/GSFC)、ブリティッシュコロンビア大学、アメリカ国立標準技術研究所、Pontifical Catholic University of Chile、University of KwaZulu-Natal、カーディフ大学、ラトガース大学、ピッツバーグ大学、コロンビア大学、ハバフォード大学、INAOE (Mexico)、 ローレンス・リバモア国立研究所、ジェット推進研究所、トロント大学、ケープタウン大学、マサチューセッツ大学、ニューヨーク市立大学。また、アメリカ国立科学財団から資金供給を受けている。.

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インテラムニア (小惑星)

インテラムニア (704 Interamnia) は小惑星帯に位置するとても大きな小惑星で、小惑星帯の中ではケレス、ベスタ、パラス、ヒギエアに次ぎ、5番目に大きい天体である。小惑星帯内の全天体の質量の2.0％を占めると見積もられている。太陽から平均3.067天文単位の位置を公転している。1910年10月2日にイタリアのテーラモでヴィンチェンツォ・チェルッリによって発見され、テーラモのラテン語名にちなんで命名された。 いわゆる「ビッグ・フォー」以外では最も大きい小惑星であるが、インテラムニアの研究はほとんど進んでいない。最大のF型小惑星であるが、内部の組成や形は分かっていない。また光度曲線が観測されていないため、黄道座標や赤道傾斜角も測定されていない。かさ密度は高いと見積もられており、全て固体で、気孔や水の痕跡はないと考えられている。その大きさから、太陽系の形成時に小惑星帯で起こったと考えられる衝突に耐え抜いたものと考えられている。 表面がとても暗く、太陽からも比較的離れているため、インテラムニアは口径5cm程度の双眼鏡では見ることは困難である。衝の付近では、光度は11.0等級になるが、これはベスタ、ケレス、パラスの最も暗い時よりもさらに暗い。近日点にいる時でさえ、光度はベスタより4等級も暗い9.9等級にすぎない。 2003年3月に日本とハワイで掩蔽が観測され、長径約350kmの楕円状の形が明らかになった。また、掩蔽された恒星は連星であることも確かめられた。.

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インディアン座ロー星

インディアン座ρ星（インディアンざローせい）は、インディアン座の方向にある黄色の主系列星。 2002年9月17日に、インディアン座ρ星を回る太陽系外惑星が発見された。.

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インディアン座アルファ星

インディアン座α星 (α Ind, α Indi) は、インディアン座にある3等星で、インディアン座で最も明るい恒星である。.

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インディアン座イプシロン星

インディアン座ε星（インディアンざイプシロンせい、Epsilon Indi, ε Ind / ε Indi）は、インディアン座の方向にある5等級のK型主系列星である。.

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イットリウム系超伝導体

イットリウム系超伝導体（イットリウムけいちょうでんどうたい）とは、イットリウム(Y)を含む、90ケルビン(K)以上で超伝導転移を起こす化合物のことである。高温超伝導の中で銅酸化物高温超伝導に分類され、Y系高温超伝導体、Y系銅酸化物高温超伝導体とも書かれる。化学式はYBa2Cu3O7である。構成する元素の頭文字をとってYBCO（ワイビーシーオー）または、構成元素の物質量比（モル比）からY123（イットリウムいちにさん）とも呼ばれる。初めて発見された液体窒素の沸点(77 K)を超える転移温度をもつ超伝導体であり、この発見以後、超伝導の研究が盛んに行われるようになった。.

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イフィゲニア (小惑星)

イフィゲニア (112 Iphigenia) は、小惑星帯に位置する大きくて暗い小惑星の一つ。主に炭素で構成されていると考えられている。1870年9月19日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズにより発見され、ギリシア神話に登場する、ミュケナイの王女イピゲネイア（ラテン語ではイフィゲニア）にちなんで命名された。.

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イダルゴ (小惑星)

イダルゴ (944 Hidalgo) は、土星族彗星に似た軌道を持つ小惑星。1920年10月31日にハンブルク近郊のベルゲドルフ天文台で発見された。ドイツの天文学者たちが1923年9月10日の皆既日食を観測するためにメキシコを訪れたこと、その際メキシコ大統領と会見したことを記念して、メキシコ独立革命の英雄ミゲル・イダルゴから名付けられた。なお日本ではヒダルゴと表記されることも多い。 イダルゴは離心率が0.66と大きく、かつては彗星だったのではないかと考える天文学者たちもいる。近日点は小惑星帯の内縁部に、遠日点はほぼ土星軌道に相当する距離にある。厳密に言えば、土星の公転軌道をかすめているが、横断しているわけではない。軌道傾斜角が43度弱もあるのは、かつて木星のすぐ近くを通過したためと考えられている。 (95P/ 2060) キロンが発見されるまでは公転周期が最も長い小惑星だった。ジェット推進研究所 (JPL) のデータベースではケンタウルス族に分類されている。 1993年にハッブル宇宙望遠鏡を用いて、アマチュア天文家を含む研究グループによって行われたトランジッション・コメッツ（小惑星の水酸基放射の紫外線観測）の対象となった五つの小惑星の一つである。.

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イアンテ (小惑星)

イアンテ (98 Ianthe) は小惑星帯の大きな小惑星。 クリスチャン・H・F・ピーターズによって発見された小惑星の一つである。 表面は炭素化合物で構成されているため暗い。 ギリシャ神話のイアンテ (Ianthe) にちなんで名づけられた。.

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イオ (衛星)

イオ (Jupiter I Io) は、木星の第1衛星。2007年までに発見された衛星の中で内側から5番目の軌道を回っている。地球以外で最初に活火山が観測された天体である。名はギリシア神話に登場する人物、イーオーにちなむ。なお、同名の小惑星 (85) イオも存在する。 この衛星はガリレオ・ガリレイによって発見されており、そのためエウロパ、ガニメデ、カリストとあわせてガリレオ衛星と呼ばれている。 比較的明るい衛星で、双眼鏡でも観察できる。 宇宙探査機のパイオニアやボイジャーなどによって、火星の衛星（フォボス、ダイモス）などと同様に接近写真が撮られ、観測された。.

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ウナ (小惑星)

ウナ (160 Una) は、小惑星帯に位置する大きくて暗い小惑星の一つ。 1875年6月3日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズによりニューヨーク州クリントンで発見され、エドマンド・スペンサーの叙事詩、『妖精の女王』（1590年）の登場人物にちなんで命名された。.

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ウラン濃縮

ウラン濃縮（ウランのうしゅく）とは、核分裂性のウラン235の濃度を高めるために行う同位体分離である。.

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ウラニア (小惑星)

ウラニア (30 Urania) は小惑星帯（メインベルト）の比較的大きい小惑星。1854年7月22日、ジョン・ハインドによって発見された。これは彼が最後に発見した小惑星である。 ギリシア神話の天文をつかさどる女神ウーラニアーにちなんで名づけられた。 2005年1月に近畿地方で掩蔽が観測された。.

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ウィリアム・トムソン

初代ケルヴィン男爵ウィリアム・トムソン（William Thomson, 1st Baron Kelvin OM, GCVO, PC, PRS, PRSE、1824年6月26日 - 1907年12月17日）は、アイルランド生まれのイギリスの物理学者。爵位に由来するケルヴィン卿（Lord Kelvin）の名で知られる。特にカルノーの理論を発展させた絶対温度の導入、クラウジウスと独立に行われた熱力学第二法則（トムソンの原理）の発見、ジュールと共同で行われたジュール＝トムソン効果の発見などといった業績がある。これらの貢献によって、クラウジウス、ランキンらと共に古典的な熱力学の開拓者の一人と見られている。このほか電磁気学や流体力学などをはじめ古典物理学のほとんどの分野に600を超える論文を発表した。また、電磁誘導や磁気力を表すためにベクトルを使い始めた人物でもある。.

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ウィルソン・ハリントン彗星

ウィルソン・ハリントン彗星 (107P/Wilson-Harrington) またはウィルソン・ハリントン (4015 Wilson-Harrington) は、アポロ群の軌道を回る彗星・小惑星遷移天体。アルファベット表記すると17文字で、小惑星番号を持つ天体の名前としては最も長い。 1949年11月19日、パロマー天文台でアルバート・ウィルソンとロバート・ハリントンによって新彗星が発見されたが、3回写真観測された後に見失われてしまい、将来の回帰を予測できるような軌道を推定するのに十分なデータを得ることができなかった。 1979年11月15日、パロマー天文台でエレノア・ヘリンによって新しい地球近傍小惑星が発見され、1979 VAという仮符号を与えられた。1988年12月20日にも再観測され、小惑星4015番として登録された。 1992年8月13日、1979 VAの確定した軌道を元に、1979年以前に撮影された写真乾板の中から写っている可能性があるものを調査した結果、1949年に発見され見失われていた彗星と同一の天体であったということが報告された。この天体は周期彗星107番としても登録され、彗星の命名規則に従って発見者の名前で呼ばれることになった。 1949年に撮影された写真では彗星としての特徴を見せているが、それ以後の写真では普通の星のような姿しか写っておらず、ごくまれに増光（アウトバースト）を起こす不活発な彗星だということを示しているようである。離心率は約0.624で、典型的な小惑星帯の小惑星よりは周期彗星に近い。 アメリカ航空宇宙局 (NASA) が打ち上げたディープ・スペース1号は2001年3月にウィルソン・ハリントン彗星の近接探査を行うことを計画していたが、トラブルで予定の軌道に乗れず目標をボレリー彗星に変更した。また、MUSES-C（はやぶさ）後継機の探査対象候補として検討されたこともある。.

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ウェスタールンド1-26

ウェスタールンド1-26 (Westerlund 1-26, Wd 1-26) は、超星団のはずれにある赤色超巨星もしくは極超巨星。この星は今まで見つかった星のなかでも最大級の大きさを持つが、その半径は大まかにしか分かっていない。その半径は太陽のおよそ1,530倍、1,064,880,000キロメートル（7 天文単位）に達する。仮にこの星を太陽系に置いたとすると、その光球は木星の軌道まで飲み込むであろう大きさ。.

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ウォルフ1061

ウォルフ1061 は、太陽系から13.82光年離れた赤色矮星である。太陽の4分の1の質量しか持たない。さらに太陽の0.78%の光度しかない為、地球から肉眼で見ることはできない。.

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ウォルフ359

ウォルフ359 (英語:Wolf 359) は地球から見てしし座の方向にある赤色矮星で、しし座CN星(CN Leonis)と呼ぶことがある。地球からの距離は約7.8光年、見かけの等級は13.5で、観測には大型の望遠鏡が必要である。太陽をのぞけば、ケンタウルス座α星系（プロキシマ・ケンタウリを含む）、バーナード星、褐色矮星のWISE 1049-5319とWISE 0855-0714に次いで地球に近い恒星である。地球に近い恒星であって、SF作品の舞台になる事もある。 ウォルフ359は既知の恒星の中で、最も規模が小さい分類である「超低質量星」の一つである。この恒星の名は、1918年にドイツの天文学者マックス・ウォルフ（ドイツ語での発音に忠実な日本語表記は"ヴォルフ"）が天体写真によって発見したことに由来する。ウォルフ359に最も近い恒星はロス128で、3.79光年（1.16パーセク）離れている。.

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ウジェニア (小惑星)

ウジェニア (45 Eugenia) は小惑星帯（メインベルト）の大型の小惑星。 地上からの観測によって衛星が発見された最初の小惑星として有名である。メインベルトでは (87) シルヴィアの次に確認された、2個の衛星を持つ小惑星でもある。.

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エネルギーの比較

本項では、エネルギーの比較（エネルギーのひかく）ができるよう、昇順に表にする。.

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エララ (衛星)

ララ(Jupiter VII Elara)は、木星の第7衛星。2007年までに発見された衛星の中で内側から13番目の軌道を回っている。ヒマリア群という小衛星の集団に属している。 1905年にチャールズ・ディロン・パーラインがリック天文台で発見した。ゼウスの愛人の1人であり、ティテュオスを産んだエラレーに因んで名付けられた。正式に命名されたのは1975年で、それ以前はJupiter VIIとして知られていた。ヘラという仮称も使われていたが、同名の小惑星が存在するため正式名称にはならなかった。.

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エリダヌス座82番星

リダヌス座82番星は、太陽系から約20光年離れたところに位置するエリダヌス座の恒星である。スペクトル型G8の主系列星である。.

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エリダヌス座デルタ星

リダヌス座δ星（エリダヌスざデルタせい、δ Eridani、δ Eri）は、エリダヌス座にある3.54等の恒星である。ラテン語で「蛙」を意味する、ラナ（Rana）という固有名も持っているが、国際天文学連合で定められた固有名ではない。.

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エリダヌス座ベータ星

リダヌス座β星は、エリダヌス座の恒星で3等星。エリダヌス座の北東の端に位置する。.

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エリダヌス座イータ星

リダヌス座η星は、エリダヌス座の恒星で4等星。.

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エリダヌス座イプシロン星

リダヌス座ε星（エリダヌスざイプシロンせい、Epsilon Eridani, ε Eri）は、エリダヌス座にある4等級の恒星である。.

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エリダヌス座ウプシロン2星

リダヌス座υ2星（エリダヌスざウプシロン2せい）は、エリダヌス座の恒星で4等星。.

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エリダヌス座ウプシロン3星

リダヌス座υ星（エリダヌスざウプシロン3せい）は、エリダヌス座の恒星で4等星。.

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エリダヌス座オミクロン1星

リダヌス座ο1星は、エリダヌス座の恒星で4等星。.

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エリダヌス座オミクロン2星

リダヌス座ο2星（エリダヌスざオミクロン2せい）は、三重連星をなす恒星で、太陽系から16.3光年の距離にある。伴星のB星は史上初めて発見された白色矮星である。.

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エリダヌス座ガンマ星

リダヌス座γ星は、エリダヌス座の恒星で3等星。.

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エリダヌス座シータ星

リダヌス座θ星は、エリダヌス座の恒星で3等星。.

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エリダヌス座ゼータ星

リダヌス座ζ星は、エリダヌス座の恒星で5等星。.

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エリダヌス座タウ2星

リダヌス座τ星（エリダヌスざタウ2せい）は、エリダヌス座の恒星で5等星。主星のA星はK型スペクトルの巨星で、1897年に約50秒離れたところに15等級のB星が発見されている。.

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エリダヌス座EF星

リダヌス座EF星（EF Eridani）は、エリダヌス座にある強磁場激変星（ポーラー）と呼ばれるタイプの変光星で、白色矮星と亜恒星天体からなる連星系である。この恒星の視等級は、発見以降13.7等級から18.4等級の間で変化しているが、1997年以降は暗い状態が続いている。.

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エレクトラ (小惑星)

レクトラ (130 Elektra) は、小惑星帯に位置するとても大きな小惑星の一つ。1873年2月17日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズにより発見され、ギリシア神話に登場するエレクトラから命名された。 G型小惑星に分類され、ケレスと同じような構造を持つと考えられる。表面からは有機化合物のスペクトルが見つかっている。 光学的な観測により、衛星の存在が明らかとなった。またその軌道によって、エレクトラの正確な質量が計算された。1.3 kgという質量が分かったことにより、3.8 ± 0.3 g/cm³という、小惑星としてはかなり大きな密度を持つことも明らかとなった。さらに光学的な観測により、エレクトラはかなりいびつな形をしていることも分かった。これらの観測により、エレクトラはラブルパイルではなく詰まった固体でできていると推定されている。.

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エントロピー

ントロピー（entropy）は、熱力学および統計力学において定義される示量性の状態量である。熱力学において断熱条件下での不可逆性を表す指標として導入され、統計力学において系の微視的な「乱雑さ」「でたらめさ」と表現されることもある。ここでいう「でたらめ」とは、矛盾や誤りを含んでいたり、的外れであるという意味ではなく、相関がなくランダムであるという意味である。を表す物理量という意味付けがなされた。統計力学での結果から、系から得られる情報に関係があることが指摘され、情報理論にも応用されるようになった。物理学者ののようにむしろ物理学におけるエントロピーを情報理論の一応用とみなすべきだと主張する者もいる。 エントロピーはエネルギーを温度で割った次元を持ち、SIにおける単位はジュール毎ケルビン（記号: J/K）である。エントロピーと同じ次元を持つ量として熱容量がある。エントロピーはサディ・カルノーにちなんで一般に記号 を用いて表される。.

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エンケラドゥス (衛星)

ンケラドゥス (Saturn II Enceladus) は、土星の第2衛星。直径498km、土星からの距離は約24万km、土星の周りを33時間ほどで公転している。生命の可能性を持つ衛星として知られる。エンケラドス、エンセラダスとも称される。 1789年に天文学者ウィリアム・ハーシェルによって発見された。その後、1847年にギリシア神話のギガース族の1人エンケラドスにちなみ、息子のジョン・ハーシェルが命名・発表した。.

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エウロパ (小惑星)

ウロパ (52 Europa) は小惑星帯（メインベルト）の小惑星。ヒギエア族の軌道に近いが、属してはいない。 ヘルマン・ゴルトシュミットが1858年2月4日に発見した。ギリシア神話でゼウスが雄牛に変化してさらったとされる美しい娘エウロペにちなんで名づけられている。 エウロパはメインベルトの小惑星と準惑星の中で7番目に大きく、質量は6番目に大きい（ケレス、ベスタ、パラス、ヒギエア、インテラムニアに次ぐ）。これはメインベルトのすべての岩石のうちの2%に当たる。 C型小惑星であり、この中でも4番目に大きいが表面は暗い。分光器での観測によると、表面の一部にはカンラン石や輝石が含まれていると考えられる。 観測回数は多いにもかかわらず、エウロパの自転について詳しくわかるようになるまでには時間がかかった。現在では、ライトカーブ観測によって5時間ほどの周期で順行回転していると考えられている。また、詳しい観測によると (β, λ).

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エウロパ (衛星)

ウロパ (Jupiter II Europa) は、木星の第2衛星。2007年までに発見された衛星の中で内側から6番目の軌道を回っている。ギリシア神話の、ゼウスが恋に落ちたテュロスの王女エウローペーにちなんで名づけられており、そのラテン語形である。英語読みからユーロパとも表記される。なお、同名の小惑星 (52) エウロパも存在する。 この衛星はガリレオ・ガリレイによって発見されており、そのためイオ、ガニメデ、カリストとあわせてガリレオ衛星と呼ばれている。 比較的明るい衛星で、双眼鏡でも観察できる。.

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エウテルペ (小惑星)

ウテルペ (27 Euterpe) は小惑星帯（メインベルト）の小惑星。ジョン・ハインドが1853年11月8日にロンドンで発見した。 ギリシア神話のエウテルペに因んで名づけられた。.

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エウカリス (小惑星)

ウカリス (181 Eucharis) は、小惑星帯に位置する大きな小惑星の一つ。 1878年2月2日にフランスの天文学者、パブロ・コトノがマルセイユ天文台で発見し、フランソワ・フェヌロンの『テレマコスの冒険』に登場するニンフの一人から名付けられた。.

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オリオン座15番星

リオン座15番星 (15 Orionis) とは、オリオン座にある4.4等級の恒星である。 オリオン座15番星はF型主系列星であり、絶対等級は-0.6等級である。太陽の約6倍の大きさと、約2.5倍の質量を持つ。地球から318光年離れた位置にある。 オリオン座15番星は、天王星からみれば南極星になる恒星である。.

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オリオン座ラムダ星

リオン座λ星（オリオンざラムダせい、λ Orionis、λ Ori）は、オリオン座の恒星。 青色巨星の主星と青白色の主系列星の伴星による連星系を為している。コリンダー69星団の一員であると考えられている。.

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オリオン座パイ3星

リオン座π3星 (Pi3 Orionis, π3 Ori) は、オリオン座の端に輝く恒星で3等星。.

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オリオン座デルタ星

リオン座δ星は、オリオン座の恒星で2等星。三つ星 (オリオンの帯) を形成する恒星の1つ。.

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オリオン座イータ星

リオン座η星（オリオンざイータせい、η Ori, η Orionis）は、オリオン座の恒星で3等星。 オリオン座η星は、オリオンのベルトの少し西側、オリオン座δ星とリゲルの間にある。地球からは約1000光年離れ、オリオン腕の中に存在する。 四重星系であり、そのうち3つは望遠鏡で識別できる。主星は、3つの恒星からなる食連星である。これらの恒星は、8日間と9.2年間の周期で公転している。また、この中には約8時間の周期で脈動する変光星が含まれる。3つの恒星は、スペクトル分類が各々B1V、B3V、B2VのB型主系列星である。.

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オリオン座イプシロン星

リオン座ε星は、オリオン座の恒星で2等星。三つ星（オリオンの帯）の中央に位置する。.

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オリオン座イオタ星

リオン座ι星（オリオンざイオタせい、ι Ori / ι Orionis）は、オリオン座の恒星で3等星。.

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オリオン座ウプシロン星

リオン座υ星（υ Orionis、υ Ori）は、オリオン座にある恒星である。青白い主系列星で、視等級は4.62、太陽系からはおよそ1,200光年離れた位置にある。変光星として確定してはいないが、ケフェウス座β型変光星ではないかといわれている。.

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オリオン座カッパ星

リオン座κ星は、オリオン座にある2等星の恒星である。.

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オリオン座カイ1星

リオン座χ1星 (Chi1 Orionis, χ1 Ori) は、オリオン座の恒星。 G型主系列星の主星と、推定質量が太陽の15%ほどの暗い赤色矮星の伴星からなる連星で、相互の公転周期は14.1年である。主星と伴星との平均距離は6.1天文単位であるが、その軌道の離心率は非常に高く、相互の距離は3.3天文単位から8.9天文単位まで変化する。伴星の存在ゆえに、この星系に生命居住可能惑星が存在する可能性は低いと考えられている。 この恒星はおおぐま座運動星団の一員であると考えられている。.

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オリオン座ガンマ星

リオン座γ星は、オリオン座の恒星で2等星。.

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オリオン座シグマ星

リオン座σ星は、オリオン座の恒星で4等星。.

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オリオン座ゼータ星

リオン座ζ星は、オリオン座の恒星で2等星。三つ星 (オリオンの帯) を形成する恒星の1つ。.

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オリオン座タウ星

リオン座τ星（）はオリオン座に位置している単独の恒星で、4等星である。.

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オルバースのパラドックス

ルバースのパラドックス (Olbers' paradox, Olbers's paradox) とは「宇宙の恒星の分布がほぼ一様で、恒星の大きさも平均的に場所によらないと仮定すると、空は全体が太陽面のように明るく光輝くはず」というパラドックスである。 オルバースの逆説、逆理、背理などともいう。 このパラドックスの帰結は、星は距離の2乗に反比例して見かけの面積が小さくなるが、距離が遠い星の数は距離の2乗で増えるので、これらはちょうど打ち消しあい、どの方向を見てもいずれかの星のまばゆい表面がみえるはずだという推論に基づく。 現在では、そのために必要な距離や時間あるいは星の密度は、実際の宇宙の大きさ・年齢・密度よりおよそ10兆倍も大きなものとなることが明らかとなったため、パラドックスの前提は成立しないことがわかっている。.

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オルクス (小惑星)

ルクス (90482 Orcus) は、将来的に準惑星（冥王星型天体）に分類される可能性がある太陽系外縁天体の一つ。カリフォルニア工科大学のマイケル・ブラウン、ジェミニ天文台のチャドウィック・トルヒージョ、イェール大学のデイヴィッド・ラビノウィッツらによって発見された。公式には初めて写真に捉えられたのは2004年2月17日、発見地はパロマー天文台とされているが、実際には1951年にも観測されていたことが後に判明した。.

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オロチ (天体)

チ(Orochi)とは、地球から見てくじら座の方向に約120億光年離れたところにある銀河である。2012年現在、最も明るいモンスター銀河である。仮符号AzTEC-ASTE-SXDF1100.001。.

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オーストリア (小惑星)

ーストリア (136 Austria) は、小惑星帯に位置する大きな小惑星の一つ。M型小惑星に分類される。1874年3月18日にオーストリアの天文学者、ヨハン・パリサにより当時オーストリア領だったプーラで発見された。これはパリサが発見した最初の小惑星であり、彼の母国の名前にちなみ命名された。.

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オゾン

ゾン(ozone)は、3つの酸素原子からなる酸素の同素体である。分子式はO3で、折れ線型の構造を持つ。腐食性が高く、生臭く特徴的な刺激臭を持つ有毒な気体である。大気中にとても低い濃度で存在している。.

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カペラ (恒星)

ペラ (Capella) は、ぎょしゃ座α星、ぎょしゃ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。 肉眼では、一つの恒星に見えるが、実は2つの恒星から成る連星が2組ある4重連星である。主星となる連星系はカペラAと呼ばれ、両者共にスペクトル型がG型の黄色巨星で、カペラAaとカペラAbと呼ばれる分光連星である。2つの恒星は0.76au離れていて、極めて円に近い軌道を約106日で公転している。カペラAaはスペクトル型がG8III型で、AbはG0III型になっている。光度ではAaの方が明るいが、表面温度はAbの方が高い。質量はそれぞれ、太陽の約3.05倍と約2.57倍である。この2つの恒星は、核融合反応を終えた巨星になっているが、巨星の進化過程において、現在、どの過程にあるかは分かっていない。 伴星となる連星系は、カペラAから約1万au離れた位置にあり、赤色矮星同士から成る、暗い連星系である。それぞれの恒星はカペラHとカペラLと呼ばれる。カペラAbは「カペラB」とも呼ばれる。しかし、カペラCからGと、IからKの名称がつく恒星は偶然、カペラの近くに見える、見かけの二重星で、全て連星系とは無関係の恒星である。.

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カミラ (小惑星)

ミラ (107 Camilla) は、小惑星帯に位置する比較的大きな小惑星の一つで、キュベレー族の仲間である。炭素化合物からなる、大変暗い表面を持つ。 イギリスの天文学者、ノーマン・ポグソンによりインドのマドラスで発見された。ローマ神話に出てくるヴォルスキ人の女王カミラから命名された。 光度曲線の分析により、カミラの極は10°の誤差範囲で黄道座標 (β, λ).

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カノープス

ノープス（Canopus）は、りゅうこつ座α星、りゅうこつ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。太陽を除くとシリウスに次いで全天で2番目に明るい恒星である。.

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カメレオン座アルファ星

メレオン座α星 (カメレオンざアルファせい、α Cha / α Chamaeleontis) は、カメレオン座で最も明るい恒星で、薄黄色の主系列星である。日本からは観ることが出来ない。.

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カリスト (衛星)

リスト (Jupiter IV Callisto) は、木星の第4衛星。2007年までに発見された衛星の中で内側から8番目の軌道を回っている。名はギリシア神話に登場するニュンペー、カリストーにちなむ。なお、カリストーに由来する小惑星 (204) カリストも存在するが、綴りは異なる (Kallisto)。 カリストは太陽系に存在する衛星の中ではガニメデ、タイタンに次いで3番目に大きく、太陽系の全天体の中でも水星に次いで12番目に大きい。 この衛星はガリレオ・ガリレイによって発見されており、そのためイオ、ガニメデ、エウロパとあわせてガリレオ衛星と呼ばれている。 比較的明るい衛星で、双眼鏡でも観察できる。.

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カンデラ

ンデラ（英・仏:Candela, 記号：cd）は、国際単位系（SI）における光度の単位であり、SI基本単位の一つである。 光度とは、点状の光源から特定の方向へ放射される単位立体角あたりの光の明るさである。光度は放射強度に似ているが、光源のスペクトル中の全ての波長の寄与を単純に合計するのではなく、それぞれの波長について標準的な比視感度（異なる波長に対する人間の目の感度のモデル）によって重みづけする。 一般的な蝋燭は、約1カンデラの光度で光を発する。 カンデラという言葉は、「獣脂蝋燭」という意味のラテン語に由来し、カンテラやキャンドル（蝋燭）と同一語源である。人名に由来するものではないので、単位記号の1文字目は大文字では書かない。.

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カーボンナノチューブ

ーボンナノチューブ（carbon nanotube、略称CNT）は、炭素によって作られる六員環ネットワーク（グラフェンシート）が単層あるいは多層の同軸管状になった物質。炭素の同素体で、フラーレンの一種に分類されることもある。 単層のものをシングルウォールナノチューブ (SWNT)single-wall nanotube、多層のものをマルチウォールナノチューブ (MWNT)multi-wall nanotube という。特に二層のものはダブルウォールナノチューブ (DWNT)double-wall nanotube とも呼ばれる。.

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カプタイン星

プタイン星 (Kapteyn's star) は、太陽系から12.75光年離れた赤色矮星である。.

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カイザー

イザー (kayser)は、CGS単位系の波数の単位である。.

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カシオペヤ座50番星

ペヤ座50番星（50 Cassiopeia、50 Cas）は、カシオペヤ座の方角にある恒星である。.

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カシオペヤ座6番星

ペヤ座6番星は、カシオペヤ座の中に位置してある白色の極超巨星 で、はくちょう座α型の脈動変光星でもあり、視等級は5.34 - 5.45等に変化する。半径は太陽の約217倍、質量は太陽の22倍でデネブとほぼ同規模だが、光度は太陽の約200,000倍で絶対等級も-8.30であることからデネブを凌ぐ。この星は8,000光年先にあるカシオペヤ座のOBアソシエーションのメンバーである。.

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カシオペヤ座A

ペヤ座A（カシオペヤざA、Cassiopeia A 、Cas A）はカシオペヤ座にある超新星残骸で、太陽系外の電波源としては全天で最も電波強度が強い天体である。その強度は 1 GHzの波長域で 2,720 Jyに達する。この天体を作った超新星爆発は地球から約10,000光年離れた銀河系内で起こった。この爆発の後に残された放出物質からなる雲は現在も膨張を続けて直径約10光年に達しており、条件の良い空では肉眼でもかすかに見ることができる。 カシオペヤ座Aは超新星爆発から約300年が経っていると考えられているが、この超新星の観測記録は歴史上のどの記録にも全く残っていない。これはおそらく星間塵によって超新星の可視光の放射が地球に達する前に吸収されてしまったせいだと考えられている。この原因としては、この超新星爆発を起こした恒星が非常に質量が大きかったために、爆発以前の段階で星の外層の大部分を周囲に放出していたとする可能性が考えられている。すなわち、星の外へ放出された外層の物質が星本体を覆い隠し、超新星爆発で放出された光の大部分を再吸収したために地球からは見えなかったとするものである。 カシオペヤ座Aはケンブリッジ電波源カタログ第3版（3Cカタログ）では 3C 461、またグリーン超新星残骸カタログでは G 111.7-2.1 という番号で記載されている。 この超新星残骸の膨張殻は約3,000万Kの温度を持ち、4,000km/sという速度で膨張を続けている。 カシオペヤ座Aは我々の太陽系外の天体としては全天で最も強い電波源で、1947年に初めて単独の電波源として発見された。この電波源の可視光での対応天体は1950年に同定された。1979年にヨシフ・シクロフスキーはカシオペヤ座Aにはブラックホールが存在すると予言した Shklovsky,　I.S., "Is Cassiopeia A a black hole?", Nature, 279(5715), 703, 1979.

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カシオペヤ座ミュー星

ペヤ座μ星（カシオペヤざミューせい、μ Cas, Mu Cas, Mu Cassiopeiae）は、カシオペヤ座に存在する連星で、太陽から24.6光年離れた位置に存在する。.

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カシオペヤ座ロー星

ペヤ座ρ星（カシオペヤざローせい、Rho Cassiopeiae、ρ Cas）は、カシオペヤ座の方角にある黄色極超巨星である。地球からは約11,650光年離れているが、太陽の55万倍も明るいため、北半球では肉眼で見ることができる。平均すると絶対等級は-7.5であり、既知の恒星の中で最も光度が大きいものの1つである。直径は、太陽の450倍で約6億3000万kmである。黄色極超巨星は、宇宙でも最も珍しい恒星のタイプの1つであり、銀河系全体でわずか7個しか知られていないが、カシオペヤ座にはこの恒星の他に、カシオペヤ座V509星もある。カシオペヤ座ρ星は単独星であり、SRD型の半規則型変光星に分類される。.

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カシオペヤ座デルタ星

ペヤ座δ星は、カシオペヤ座の恒星で3等星。.

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カシオペヤ座ベータ星

ペヤ座β星は、カシオペヤ座の恒星で2等星。.

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カシオペヤ座アルファ星

ペヤ座α星は、カシオペヤ座の恒星で2等星。.

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カシオペヤ座イプシロン星

ペヤ座ε星は、カシオペヤ座にある3等星の恒星である。.

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カシオペヤ座ウプシロン2星

ペヤ座υ2星（カシオペヤざウプシロン2せい、υ2 Cas）は、カシオペヤ座の恒星で5等星。.

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カシオペヤ座ガンマ星

ペヤ座γ星は、カシオペヤ座の恒星で2等星。カシオペヤ座の「W」の中心の星である。.

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カシオペヤ座ゼータ星

ペヤ座ζ星は、カシオペヤ座にある4等星の恒星である。.

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カシオペヤ座PZ星

ペヤPZ星 とはカシオペヤ座に存在するSRC型の赤色超巨星で学名はPZ Cassiopeia（略称はPZ Cas）。直径は推定太陽1,190-1,940 倍、距離は約2,400パーセク（7,800光年）であるとされた。その後、メーザーを用いた観測で、距離が約2,800パーセク(9,000 光年)、光度は太陽の約240,000‐270,000倍と判明し、その光度はおおいぬ座VY星 に匹敵する。.

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カシオペヤ座TZ星

ペヤTZ星は、太陽から約7800光年離れたところにある 赤色超巨星で、学名はTZ Cassiopeiae（略称はTZ Cas）。半径は太陽の400倍あり、光度は太陽の約98,000倍あるとされている。この恒星はカシオペヤ座に位置しており、8.86等と10.5等の間を変光するLC型の脈動変光星でもある。変光星総合カタログではこの星はLC型の代表星とされている。.

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カストル (恒星)

トル（Castor）は、ふたご座α星、ふたご座にある2等星の恒星。.

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ガラテア (小惑星)

ラテア (74 Galatea) は太陽系の小惑星帯（メインベルト）にある小惑星の1つである。表面は濃い暗色である。 1862年8月29日、フランス、マルセイユ天文台でエルンスト・テンペルが発見した。ギリシア神話に登場するガラテアにちなんで命名された（なお、海王星の衛星にも同名のガラテアがある）。 1987年9月8日にはガラテアによる恒星の掩蔽が観測された。2008年2月には九州で掩蔽が観測された。.

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ガラテア (衛星)

ラテア（Galatea、Neptune VI）は、海王星の衛星。.

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ガリンスタン

リンスタン (Galinstan) はガリウム、インジウム、スズの共晶合金で、常温で液体の金属である。ドイツの株式会社 (Geratherm. Medical AG) が開発し、Galinstanは同社の登録商標である。名前は各元素のラテン名、ガリウム (Gallium) - インジウム (Indium) - スズ (stannum) に由来する。 組成は、ガリウム68.5%、インジウム21.5%、錫10%である。.

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ガリア (小惑星)

リア (148 Gallia) は、小惑星帯に位置する比較的大きな小惑星の一つ。珍しいR型小惑星に分類される。 1875年8月7日にフランスの天文学者、アンリ兄弟によってパリで発見された。フランスを含む地域のローマ時代の地名ガリアから命名された。.

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ガリウム

リウム (gallium) は原子番号31の元素で、元素記号は Ga である。ホウ素、アルミニウムなどと同じ第13族元素に属する。圧力、温度によっていくつかの安定な結晶構造がある。常温、常圧では斜方晶系が安定（比重 5.9）で、青みがかった金属光沢がある金属結晶である。融点は 29.8 と低いが、一方、沸点は 2403 村上 (2004) 124頁。（異なる実験値あり）と非常に高い。酸やアルカリに溶ける両性である。価電子は3個 (4s, 4p) だが、3d軌道も比較的浅いところにある。 また、水と同じように、液体の方が固体よりも体積が小さい異常液体である。ガリウムは固体から液体になると、その体積が約3.4%減少する。そのため金属のガリウムをガラス容器に保管すると相転移に伴う体積変化によって容器が破損するため、通常はポリ容器に保管される。.

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ガーネット・スター

ーネット・スター（the Garnet Star）は、ケフェウス座μ（ミュー）星、代表的な変光星の1つ。.

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ガドリニウム

ドリニウム (gadolinium) は原子番号64の元素。元素記号は Gd。希土類元素の一つ（ランタノイドにも属す）。.

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ガニメデ (衛星)

ニメデ (Jupiter III Ganymede) は、木星の第3衛星。太陽系に存在する衛星の中では最も大きく、惑星である水星よりも大きい。比較的明るい衛星で、双眼鏡でも観察できる。.

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キャリバン (衛星)

ャリバン（Caliban）は、天王星の衛星の一つである。1997年9月6日から9月7日にかけて、ブレット・J・グラッドマン、フィリップ・D・ニコルソン、ジョセフ・A・バーンズ、ジョン・J・カヴェラースがパロマー山天文台の200インチヘール望遠鏡を使って発見した。その際、同じく天王星の衛星シコラクスも発見している。発見時の仮符号は S/1997 U 1、別名は 天王星 XVIである。ウィリアム・シェイクスピアの戯曲『テンペスト』に登場する怪物キャリバンにちなんで名付けられている。 キャリバンの表面はかなり強い赤色である。また、自転は2.7時間と早い。内衛星群と異なり、軌道も大きく傾いており、逆行軌道を持つ不規則衛星である。恐らくシコラクスと同じく、捕獲されたカイパーベルト天体であろう。.

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キャッツアイ星雲

ャッツアイ星雲（キャッツアイせいうん、NGC 6543、Caldwell 6）は、りゅう座にある惑星状星雲である。現在知られている中で最も構造が複雑な星雲の一つであり、ハッブル宇宙望遠鏡による高解像度の観測によって、ノットやジェット、弧のような形など、注目すべき構造が明らかにされている。 キャッツアイ星雲は、ウィリアム・ハーシェルによって1786年2月15日に発見された。また、イギリスのアマチュア天文家であるウィリアム・ハギンズによって、1864年に惑星状星雲として初めてプリズム分光法によりスペクトルが詳しく調査された。 近年の研究によって、いくつかの謎が解明されている。構造が複雑なのは、中心にある連星系の星からの質量放出過程に原因の一部があるのかもしれないが、今のところは中心星が連星であるという直接的な証拠は見つかっていない。また、元素の存在量は、2つの異なる方法で測定した値の間に大きな食い違いがあることが分かっている。 元素組成比は衝突励起輝線から求める方法と再結合輝線から求める2つの方法がある。衝突励起輝線は再結合輝線に比べ、電子温度の依存性が強い。 そのため、電離ガスに温度ゆらぎがある場合、衝突励起輝線から求めた元素組成比よりも再結合輝線から求めたものの方が大きくなる傾向がある。.

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キヤノン EOS 5Ds

ヤノン EOS 5Ds（イオス ファイブディーエス）は、2015年6月18日に発売されたキヤノン製デジタル一眼レフカメラである。撮像素子は、約5060万画素のCMOSセンサーを採用し、サイズは35mmフルサイズ(36.0×24.0mm)である。記憶媒体は、CFカード（タイプI、II準拠、UDMA対応 Mode7まで対応）SD/SDHC/SDXCメモリーカードツインスロットを採用する。 EOS 5Dsからローパスフィルターの機能をキャンセルした高解像度重視モデルのEOS 5Ds Rも存在する。 2015年現在、「デジタル一眼レフカメラEOSシリーズ」の製品ラインアップ中、「ハイアマチュアモデル」に位置づけられている2015年現在の「デジタル一眼レフカメラEOSシリーズ」の製品ラインアップは、「プロフェッショナルモデル」・「ハイアマチュアモデル」・「エントリーモデル」である。。.

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キヤノン EOS 7D

ヤノン EOS 7D キヤノン EOS 7D（イオス セブンディー）は、2009年10月2日に発売されたキヤノン製デジタル一眼レフカメラである。 撮像素子は、約1800万画素のCMOSセンサーを採用し、サイズはAPS-Cサイズ(22.3×14.9mm)である。記憶媒体は、CFカード（タイプI、II準拠、UDMA対応）を採用する。 キャッチコピーは、「IMAGE MONSTER」（イメージモンスター）である。 2012年現在、「デジタル一眼レフカメラEOSシリーズ」の製品ラインアップ中、「ハイアマチュアモデル」に位置づけられている。 2012年8月7日に、機能向上ファームウエアが無償公開される。このファームウエアのバージョンアップのキャッチコピーは「IMAGE MONSTER2.0」としている。後継機は2014年発売のEOS 7D MarkII。.

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キヤノン EOS 7D Mark II

ヤノン EOS 7D Mark II（イオス セブンディーマークツー）は、2014年10月30日に発売されたキヤノン製デジタル一眼レフカメラである。撮像素子は、約2020万画素のCMOSセンサーを採用し、サイズはAPS-Cサイズ(22.3×14.9mm)である。記憶媒体は、CFカード（タイプI、II準拠、UDMA対応 Mode7まで対応）SD/SDHC/SDXCメモリーカードツインスロットを採用する。 キャッチコピーは、「すべての一瞬が一新する」。 2017年現在、「デジタル一眼レフカメラEOSシリーズ」の製品ラインアップ中、「ハイアマチュアモデル」に位置づけられている。 2015年のカメラグランプリ大賞を受賞。.

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キヤノン EOS-1D X

ヤノン EOS-1D X キヤノン EOS-1D X（キヤノン イオスワンディー エックス）は、キヤノン製デジタル一眼レフカメラである。 キヤノンのプロフェッショナルモデルは、「EOS-1D X」が開発されるまで、報道・スポーツ向け（連写性能優先タイプ）の「EOS-1Dシリーズ」と、スタジオ撮影向け（画素数優先タイプ）の「EOS-1Dsシリーズ」の2機種が開発・販売されていた。「EOS-1D X」の開発により一台でカバーすることが可能になるとし、EOSのうち「1Dシリーズ」と「1Dsシリーズ」は製造が打ち切られる。.

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キュリーの法則

常磁性物質においては、 その物質の磁化は、（ほぼ）かけられた磁場に正比例する。しかし、もし物質が熱せられていると、この線形性は消失する: 一定の磁場については、磁化は（ほぼ）温度に反比例する。この事実はキュリーの法則にまとめられる: ここで.

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キュリー・ワイスの法則

'''反強磁性の磁化率の温度依存性'''右の常磁性領域がキュリー・ワイスの法則に従っている。（ただし正確には、容易軸・困難軸方向にわけた磁化率を測定しなければならない） キュリー・ワイスの法則（キュリー・ワイス則、Curie–Weiss law）とは、強磁性や反強磁性のキュリー点以上の温度における磁化率の振る舞いを説明する法則である。ピエール・ワイス (Pierre Weiss) が1907年に発表した分子場理論により求めた。 キュリー・ワイスの法則は \chi.

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キュリー温度

ュリー温度（―おんど、Curie temperature、記号T_\mathrm）とは物理学や物質科学において、強磁性体が常磁性体に変化する転移温度、もしくは強誘電体が常誘電体に変化する転移温度である。キュリー点（―てん、Curie point）とも呼ばれる。ピエール・キュリーより名づけられた。.

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キュベレー (小惑星)

ュベレーまたはキベレ (65 Cybele) は、火星と木星の間にある小惑星帯（メインベルト）の小惑星。メインベルトの中でも木星と1:2の軌道共鳴が起こるカークウッドの空隙より外側を公転している、キュベレー族 (Cybele family) またはキュベレー群 (Cybele group) と呼ばれるグループの代表的天体である。 1861年3月8日にエルンスト・テンペルによってマルセイユで発見され、ギリシア神話に登場するキュベレーに因んで命名された。なお、小惑星の名前についてはラテン語式に「キベレ」と表記されることも多いが、グループの名前については「キベレ族（群）」と表記されることはほとんどない。 炭素化合物を多く含むC型ないしP型の小惑星で、表面は暗い。 1979年10月17日に、ソビエト連邦領内でキュベレーによる恒星の掩蔽が初めて観測された。観測結果から導かれた直径は230kmで、IRAS衛星による実測値237kmにきわめて近い。また、この掩蔽の観測によって差し渡し11kmの衛星が存在する可能性が示唆された。 2006年2月には日本の福島県で掩蔽が観測された。.

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キルケ (小惑星)

ルケ (34 Circe) は大型であるがとても暗いメインベルト小惑星帯の小惑星。 ジャン・シャコルナクによって発見された。 ギリシア神話の魔女キルケーに因んで名づけられている。.

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キレネ (小惑星)

レネ (133 Cyrene) は、小惑星帯に位置する比較的大きくて明るいS型小惑星の一つ。 1873年8月16日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソンによってミシガン州アナーバーで発見された。ギリシア神話に登場するアポロンに愛されたニュンペー、キューレーネー (Kyrene) にちなんで命名された。 2007年10月に盛岡市で掩蔽が観測された。.

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キロ

（kilo, 記号:k）は国際単位系 (SI) における接頭辞の一つで、以下のように、基礎となる単位の103（＝1000）倍の量であることを示す。記号は小文字の「k」である。.

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キロメートル

メートル（kilometre、米国のみ1977年以降 kilometer、記号：km）は、国際単位系 (SI) の長さの単位で、1000 メートルに等しい。 km の記号は、長さのSI基本単位であるメートル m に 103 倍を表すSI接頭辞であるキロ k を付けたものである。 ヘクトメートル ≪ キロメートル ≪ メガメートル.

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キログラム

ラム（kilogram, kilogramme, 記号: kg）は、国際単位系 (SI) における質量の基本単位である。国際キログラムともいう。 グラム (gram / gramme) はキログラムの1000分の1と定義される。またメートル系トン (tonne) はキログラムの1000倍（1メガグラム）に等しいと定義される。 単位の「k」は小文字で書く。大文字で「Kg」と表記してはならない。.

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クラーク電池

ラーク電池（1897年） クラーク電池はイギリスのエンジニア、ジョサイア・ラティマー・クラークにより1873年に発明された湿式化学電池。安定して高い電圧を出すことができる。1893年、クラーク電池の15℃での出力は国際電気会議で1.434ボルトと定義され、この定義は1894年にアメリカで法律となった。この定義は後にウェストン電池に基づくものに取って代わられた。.

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クライオポンプ

ライオポンプは、真空ポンプの一つ。気体分子を極低温面に凝縮させて捕捉する、気体ため込み式真空ポンプである。ここでは、ソープションポンプの機能を付加したクライオソープションポンプについても言及する。.

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クリメネ (小惑星)

リメネ (104 Klymene) は、小惑星帯に位置する大くて暗い小惑星の一つ。テミス族の一つであり、主に炭素から構成されていると考えられている。1868年9月13日にアメリカ合衆国の天文学者、ジェームズ・クレイグ・ワトソン (James Craig Watson) により発見された。ギリシア神話に何人か登場するクリメネにちなんで命名された。.

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クレシダ (衛星)

クレシダ (Cressida) は、天王星の衛星である。1986年のボイジャー2号天王星接近のときに発見された。クレシダという名前は、ウィリアム・シェイクスピアの戯曲『トロイラスとクレシダ』に登場するトロイの神官カルカスの娘にちなんで付けられた。詳しい情報については、まだわかっていない。 Category:天王星の衛星 Category:天文学に関する記事 Category:1986年発見の天体.

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クワオアー

ワオアー (50000 Quaoar) は、将来的に準惑星（冥王星型天体）に分類される可能性がある太陽系外縁天体の一つ。エッジワース・カイパーベルトに位置し、太陽の周りをほぼ円軌道で公転している。.

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クーロンブロッケード

ーロンブロッケード（くうろんふろつけえと、Coulomb blockade, CB）とは、接合容量が低いトンネル接合を一つ以上含むような電子素子において、バイアス電圧が小さい時に電気抵抗が増大する現象である。 その名はシャルル・ド・クーロン (Charles-Augustin de Coulomb) にちなむ。.

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クォークグルーオンプラズマ

ークグルーオンプラズマ (Quark-Gluon Plasma, QGP) とは、高温・高密度状態において存在すると予想されているクォークおよびグルーオンからなるプラズマ状態である。高密度状態におけるハドロンからのクォークの解放は1975年にJohn C. CollinsとMalcolm John Perryによって予言され、同年、高温状態におけるクォークの解放がニコラ・カビボとGiorgio Parisiによって予言された。.

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クズネツォフ NK-32

ネツォフ NK-32はロシア連邦のN・D・クズネツォフ記念サマーラ科学技術複合が開発した低バイパスターボファンエンジンである。NK-32は軍用エンジンとしてはもっとも大きく推力の高いエンジンである。またNK-32は、レーダーや熱紋を低減するための設計が行われた世界初の量産型エンジンの一つである。.

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クズネツォフ NK-56

NK-56（露：НК-56）は、ソビエト連邦のN・D・クズネツォフ記念サマーラ科学技術複合が開発していた高バイパス比ターボファンエンジンである。NK-56は輸送機や旅客機用のエンジンとして1979年より開発が開始されたエンジンでIl-96などに搭載することを想定していた。NK-56は1983年5月の段階で3,630時間の試験を消化していたが、同年の干渉によりIl-96のエンジンはソロヴィヨーフD-90（ソロヴィヨーフ PS-90）のみとなることになり、NK-56は開発の中止が命ぜられた。.

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グラフェン

ラフェン (graphene) とは、1原子の厚さのsp2結合炭素原子のシート状物質。炭素原子とその結合からできた蜂の巣のような六角形格子構造をとっている。名称の由来はグラファイト (Graphite) から。グラファイト自体もグラフェンシートが多数積み重なってできている。 グラフェンの炭素間結合距離は約0.142 nm。炭素同素体（グラファイト、カーボンナノチューブ、フラーレンなど）の基本的な構造である。.

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グリーゼ1

リーゼ1 (Gliese 1) は、ちょうこくしつ座の8等星で、太陽系から14.2光年離れた赤色矮星である。Gl 1、GJ 1 とも呼ばれる。小さく暗い恒星なので肉眼で見ることはできない。.

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グリーゼ163

リーゼ163（）は、太陽から約49光年（15.0パーセク）の距離に存在するM3.5V型の赤色矮星である。かじき座に位置しており、天球上での座標は赤経、赤緯。見かけの明るさは11.8等だが、地球から恒星までの距離を考慮した絶対等級では10.9等となる。 グリーゼ163という名称はグリーゼ近傍恒星カタログによるものであり、その他にHIP 19394, LHS 188という名称も持つ。.

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グリーゼ163c

リーゼ163c(英語:Gliese 163c) はかじき座の方向に約49光年離れた位置にある赤色矮星グリーゼ163を公転している太陽系外惑星である。.

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グリーゼ229

リーゼ229（Gliese 229、GJ 229）は、うさぎ座の方角に約19光年の距離にある、赤色矮星と褐色矮星の連星系である。赤色矮星の主星は、太陽系外惑星を持つと考えられている。.

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グリーゼ370

記載なし。

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グリーゼ412

リーゼ412 (Gliese 412, GJ 412) は、太陽から15.8光年の距離にあるおおぐま座の恒星である。固有運動が共通した2つの天体からなり、連星だと考えられている。両者の距離は31.4秒角、位置角は126.1°で、ともに赤色矮星である。 2つの天体は現在およそ190AU離れている。質量は主星が太陽質量の48%で、伴星は10%である。投影された赤道自転速度は、主星が3km/s以下で、伴星がである。系の空間速度は U.

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グリーゼ436

リーゼ436 (Gliese 436) とは、しし座の方向に33光年離れた位置にある赤色矮星である。2010年の時点で太陽系外惑星が1つ発見されており、未確認ながら第2の惑星も推定されている。.

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グリーゼ440

リーゼ440 (Gliese 440, Gl 440, GJ 440) は太陽系から15光年の位置にある白色矮星で、核融合反応でエネルギーを生産せず、余熱で輝く天体である。WD-1142-645とも呼ばれる。スペクトル型がDQに分類される珍しいタイプの白色矮星で、スペクトルに炭素原子や炭素分子の兆候を見出せる。現在、知られている中では、シリウスB、プロキオンB、ヴァン・マーネン星に次いで4番目に地球に近い白色矮星である。.

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グリーゼ445

リーゼ445（Gliese 445、GJ 445）は、きりん座の方角にある赤色矮星である。現在は、太陽系から約17光年の距離にあり、視等級は10.8である。北回帰線より北の地域では、一晩中、一年中沈むことがないが、暗いので肉眼では観測できない。グリーゼ445は赤色矮星で、太陽と比べて小さく、質量は太陽の1/4程度しかない。.

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グリーゼ570

リーゼ570 (Gliese 570) またはHR 5568とは、太陽系からてんびん座の方角に19光年離れた位置にある三連星である。主星は太陽より小さいK型主系列星で、伴星は2つの赤色矮星からなる連星系である。またこれらの周囲を離れた軌道で公転する褐色矮星が存在する。.

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グリーゼ581

リーゼ581 (Gliese 581) は、太陽系から約20.40光年離れたM3V型の赤色矮星である。てんびん座の方角に位置しており、既知の恒星系の中では太陽から89番目に近い星系でもある。観測結果より6つの惑星、グリーゼ581e, b, c, d、それにfとgを持つ可能性が提示されており、そのうちc、d、gはハビタブルゾーン内に存在していると考えられている。.

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グリーゼ581g

リーゼ581g(英:Gliese 581g)または、GJ 581gとは地球から見ててんびん座の方向に約20光年先にある赤色矮星グリーゼ581を公転している未確認の太陽系外惑星である。グリーゼ581系では6番目の惑星である。その存在はリック・カーネギー太陽系外惑星サーベイによって2010年に報告された。しかし、ヨーロッパ南天天文台のHARPSでは惑星の存在を確認することはできなかった。 グリーゼ581gはグリーゼ581のハビタブルゾーンのほぼ中央を公転していることで注目されている。ハビタブルゾーンにあるため、表面は-31℃から-12℃という液体の水が存在できる温度になっており、生命が存在できる環境を保てていると考えられている。少なくとも地球の2.2倍の質量を持つスーパーアースとされている。グリーゼ581gはくじら座τ星eが発見されるまでは地球に最も近い、生命が存在できる惑星だとされてきた。また、地球を1とした時の、地球に対してどれだけ組成が似ているかを表したEarth Similarity Indexの値は翌年にグリーゼ667Ccが発見されるまでは最高の0.76であった。.

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グリーゼ667

リーゼ667（英: ）は、太陽系から約22.1光年（6.8パーセク）の距離に存在する三重星系である。さそり座の方角に位置しており、裸眼では5.89等の一つの天体として観測できる。GJ 667やGl 667, 142 G. Scorpii, HR 6426といった名称でも知られている。 この天体は比較的高い固有運動を持っており、天球上を年あたり1秒以上移動する。.

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グリーゼ667Cc

リーゼ667Cc (Gliese 667Cc)、またはグリーゼ667c (Gliese 667c) とは、地球から見てさそり座の方向に約22光年離れた位置にある3重連星系グリーゼ667の第2伴星、グリーゼ667Cを公転している太陽系外惑星である。2011年にドップラー分光法を用いて発見された。.

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グリーゼ674

リーゼ674 (Gl 674) は、さいだん座の方角にある赤色矮星で、太陽系からは約15光年離れている。.

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グリーゼ687

リーゼ687（）はりゅう座の方向にある赤色矮星である。地球との距離が約15光年しかなく、地球に近い恒星の1つである。近距離にあるが、肉眼での明るさが9等級のため、観測には望遠鏡が必要である。グリーゼ687は、1年に1.304秒角移動して見える「高速度星」で、視線速度は約29km/sである。海王星ほどの質量を持つ太陽系外惑星が公転している事が分かっている。.

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グリーゼ710

リーゼ710（Gliese 710）とは、へび座の尾部に存在する9.6等星で、太陽の0.6倍程度の質量を持つK型主系列星である。肉眼で観測することのできない暗い星だが、およそ135万年後に太陽系に1光年以内の距離にまで接近することで知られている。.

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グリーゼ758

リーゼ758 (Gliese 758, GJ 758) とは、こと座の6等星で、太陽系から50光年離れている。スペクトル型は太陽と同じG型だが、やや古い星表ではK型に分類される場合もある。天球上の位置はこと座とはくちょう座との境界付近で、ベガ・デネブ・アルタイルが形作る夏の大三角の内側にあるが、視等級が6.36と暗いため肉眼での目視は難しい。 2009年、グリーゼ758の周囲に太陽系外惑星の候補天体が発見された。この天体が惑星だと確認されれば、太陽に似たG型主系列星の周囲に直接撮影法で系外惑星が発見された最初の例となる。しかしより質量の大きい褐色矮星に分類されるの可能性もあり、2009年末の時点で結論は出ていない。.

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グリーゼ777

リーゼ777 (Gliese 777) は、太陽系から52光年の距離にあるはくちょう座の6等星で、太陽に似た恒星と暗い赤色矮星の連星である。2009年までに恒星Aを周回する2つの太陽系外惑星が発見されている。別名としては HD 190360 が用いられる。.

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グリーゼ832

リーゼ832（）またはGJ 832は、つる座に存在するスペクトル型M1.5Vの赤色矮星である。太陽系からの距離は16.1光年で、質量・半径ともに太陽の半分程度の恒星だと考えられている。約5万2920年前は、地球から15.71光年と、現在より少し地球に近い位置にあったと考えられている。.

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グリーゼ832c

リーゼ832c (Gliese 832 c) とは、地球から見てつる座の方向に約16.1光年離れた位置にあるグリーゼ832を公転する太陽系外惑星である。グリーゼ832星系の中で、恒星から最も近いところを公転している。.

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グリーゼ849

リーゼ849（英語:Gliese 849）は、みずがめ座の方角に約29光年の距離にある赤色矮星である。.

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グリーゼ876

リーゼ876 (Gliese 876)、別名ロス780 (Ross 780) は太陽系からみずがめ座の方向、約15光年の距離にある赤色矮星である。ドップラーシフト観測により、2016年時点で6つの太陽系外惑星が発見されている。.

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グリーゼ892

リーゼ892(Gliese 892)は、カシオペヤ座にある主系列星である。HR 8832やHD 219134とも呼ばれる。太陽よりも小さくて光度が低いスペクトル型K3Vの恒星であり、橙赤色に輝く。グリーゼ892は比較的太陽系に近く、距離は21.25光年と推定されている。この恒星は、裸眼で見える限界に近い視等級である。 この恒星は、106.6″離れた位置に9.4等級の伴星を伴っている。.

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グルームブリッジ1618

ルームブリッジ1618は、おおぐま座に位置する、太陽系から15.9光年という近距離にあるスペクトル型K5Vの赤色矮星である。肉眼では観測できない。 イギリスの天文学者スティーヴン・グルームブリッジが発見した。年周視差が早くから観測されていた星のひとつで、1884年の測定値はおよそ322ミリ秒/年だった。ただし、これは現在の測定値である205ミリ秒/年より大きい。また、くじら座UV星タイプの閃光星だが、赤色矮星の中では比較的明るく、活動も穏やかな方である。 IRAS赤外線宇宙望遠鏡による観測では、ベガの周りにあるようなデブリ円盤は発見できなかった。アストロメトリー観測によれば、木星質量の3-12倍より大きな惑星は（公転周期が5年から50年の範囲内には）存在しない。.

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グルームブリッジ1830

ルームブリッジ1830 (Groombridge 1830) は、太陽系から約30光年の位置にあるおおぐま座の恒星である。1842年にはフリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーによって大きな固有運動が発見され、カプタイン星が見つかるまで最大の固有運動を持つ天体として知られていた。.

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グルームブリッジ34

ルームブルッジ34 (Groombridge 34) は太陽系から11.6光年の距離に存在する、2個の恒星からなる連星である。 両恒星は118AUから196AUの距離を軌道運動している。 この恒星系は、スティーヴン・グルームブリッジが作成した星表に記載されている恒星のひとつである。 グルームブリッジ34Aはスペクトル分類M1.5の赤色矮星で、質量は太陽に比して48.6パーセント、直径は34パーセントである。 グルームブリッジ34Bはスペクトル分類M3.5の赤色矮星で、質量は太陽に比して16.3パーセント、直径は19パーセントである。.

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ケルヴィン (曖昧さ回避)

ルヴィン、ケルビン(Kelvin).

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ケルビネーター

ルビネーター(Kelvinator)は米国の家電機器・メーカー。1986年からスウェーデンのエレクトロラックス傘下にある。.

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ケルビンプローブフォース顕微鏡

ルビンプローブフォース顕微鏡（ケルビンプローブフォースけんびきょう、Kelvin probe Force Microscopy:KFM）は、原子間力顕微鏡 (AFM) を元に開発された顕微鏡の一種。.

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ケンタウルス座

ンタウルス座（Centaurus）は、トレミーの48星座の1つ。南天の明るい星座である。日本では星座の半分程度しか見えない場所が多く、全体が見えるのは沖縄県の一部や小笠原諸島の一部地域である。 α星・β星ともに、全天21の1等星の1つである。.

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ケンタウルス座ミュー星

ンタウルス座μ星（ケンタウルス座ミューせい、μ Cen）はケンタウルス座にある3等星。B型主系列星で視等級は3.43等、ケンタウルス座の中では明るい方である。地球からの距離は約500光年。 μ星はν星、φ星とともに、『アルマゲスト』における「プトレマイオスの星表」より、バイエル、ハレーらによって伝統的に、ケンタウルス座の星座の図像において "in dextro latere" - すなわち「右の脇腹」とみられていた。μ星はその "" - 中央星とされている。実際には、μ星・ν星・φ星の3星は三角形を描いていて、μ星とν星の2星が先行しており、φ星が後行している。μ星は、その先行している2星の南側に当たる。.

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ケンタウルス座ラムダ星

ンタウルス座λ星は、ケンタウルス座の恒星で3等星。.

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ケンタウルス座デルタ星

ンタウルス座δ星（）は、ケンタウルス座にある3等星の恒星である。.

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ケンタウルス座ニュー星

ンタウルス座ν星は、ケンタウルス座の恒星で3等星。.

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ケンタウルス座アルファ星

ンタウルス座α星は、ケンタウルス座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。.

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ケンタウルス座アルファ星Bb

ンタウルス座α星Bb（ケンタウルスざアルファせいBb、Alpha Centauri Bb）とは、ケンタウルス座α星Bを公転するとされた太陽系外惑星である。発見時、太陽系から最も近い太陽系外惑星であるとして注目を集めたが、後の研究により存在しないだろうとの指摘がなされている。.

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ケンタウルス座イータ星

ンタウルス座η星（ケンタウルスざイータせい）は、ケンタウルス座の恒星で2等星。.

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ケンタウルス座イオタ星

ンタウルス座ι星は、ケンタウルス座に位置する3等星の恒星である。.

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ケンタウルス座カッパ星

ンタウルス座κ星は、ケンタウルス座の恒星で3等星。.

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ケンタウルス座シータ星

ンタウルス座θ星は、ケンタウルス座の恒星で2等星。.

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ケンタウルス座ゼータ星

ンタウルス座ζ星（ケンタウルスざゼータせい、ζ Cen） は、ケンタウルス座の恒星で3等星。.

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ケンタウルス座V886星

ンタウルス座V886星は、白色矮星の変光星で、水素の大気を持ち、質量は太陽の約1.1倍と非常に大きい。地球からは、ケンタウルス座の方向に約50光年離れている。脈動しており、そのため地球から見た明るさが変化する。他の白色矮星のように、この星は主にヘリウムからトリプルアルファ反応で形成された炭素と酸素から構成されていると考えられている, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology, accessed online May 3, 2007.

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ケプラー102

プラー102(英語:Kepler-102)とは太陽の81％の質量、76％の半径を持つ、太陽よりやや小さい恒星である。表面温度は4900Kと太陽(5778K)よりかなり冷たい。2014年、ケプラー宇宙望遠鏡の観測により5つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー10b

プラー10b(Kepler-10b)は太陽系外惑星として最初に確認された岩石で出来た惑星である。NASAのケプラーミッションの数か月に及ぶ観測データの分析により、岩石で構成された可能性がある惑星が主星ケプラー10の前を横切ったことを確認し、2011年1月10日に発表された。ケプラー10bは地球の3.33 ± 0.49倍の質量と1.4倍の半径を持つが、主星のすぐ近くを公転しており、生命が存在するには過酷すぎると考えられている。その存在はハワイ島のW・M・ケック天文台によって発見が改めて確認された。.

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ケプラー11

プラー11 (Kepler-11) は年齢は約80億年と推定されている、太陽と非常に良く似た恒星である。2011年にケプラー計画により、惑星を6つ持つことが確認された。確認された当時、惑星が6つもある恒星系は他にグリーゼ581系とHD 10180系しか確認されておらず、太陽系外惑星系の中では最多であった。またこれまでに見つかっていた惑星系の中で、もっとも小さかった。.

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ケプラー11b

プラー11b (Kepler-11b) とは、地球からはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある、太陽と極めて似た直径、質量を持つG型主系列星であるケプラー11を公転する太陽系外惑星である。.

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ケプラー11c

プラー11c (Kepler-11c) とは、地球からはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある、太陽と極めて似た直径、質量を持つG型主系列星であるケプラー11を公転する太陽系外惑星である。.

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ケプラー11d

プラー11d (Kepler-11d) とは、地球からはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある、太陽と極めて似た直径、質量を持つG型主系列星であるケプラー11を公転する太陽系外惑星である。.

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ケプラー11e

プラー11e (Kepler-11e) とは、地球からはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある、太陽と極めて似た直径、質量を持つG型主系列星であるケプラー11を公転する太陽系外惑星である。.

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ケプラー11f

プラー11f (Kepler-11f) とは、地球からはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある、太陽と極めて似た直径、質量を持つG型主系列星であるケプラー11を公転する太陽系外惑星である。.

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ケプラー11g

プラー11g (Kepler-11g) とは、地球からはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある、太陽と極めて似た直径、質量を持つG型主系列星であるケプラー11を公転する太陽系外惑星である。.

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ケプラー12

プラー12（)は、地球から見てはくちょう座の方向にある、太陽よりやや大きい恒星である。2011年、ケプラー宇宙望遠鏡の観測により、ケプラー12bと呼ばれる1つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー12b

プラー12b(英語:Kepler-12b)とは地球からりゅう座の方向に1956光年先にある太陽よりやや大きい恒星、ケプラー12を公転している太陽系外惑星である。2011年にケプラー宇宙望遠鏡の観測により発見された。発見の成果は同年9月5日に公表された。.

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ケプラー13

記載なし。

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ケプラー138

プラー138(英語:Kepler-138)またはKOI-314とは地球から見てこと座の方向に217光年離れたところにある赤色矮星である。2013年にケプラー宇宙望遠鏡の観測により3つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー13b

プラー13b(英語:Kepler-13b)とは地球から見てはくちょう座の方向にある連星、ケプラー13の主星であるA型主系列星のケプラー13Aを公転している太陽系外惑星である。ケプラー13の物理的特徴は資料によって大きく異なっている。以下に4つの資料による質量、半径、表面温度、軌道長半径、軌道傾斜角のデータを記載する。以下の表からケプラー13bは木星のような巨大ガス惑星であるとされている。 ※2015年5月9日地点のデータ。.

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ケプラー14

プラー14（英語:Kepler-14）とは、地球から見てこと座の方向、約3,196光年（約980パーセク）先にある連星系である。2011年に、太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー14b

プラー14b(英語:Kepler-14b)とは地球から見てこと座の方向に約980pc離れたところにある連星、ケプラー14の主星であるF型主系列星のケプラー14Aを公転している太陽系外惑星である。ケプラー14bは木星の8.4倍という大きな質量を持つが、半径は木星の1.14倍しかない。その為、密度は7100kg/m3と地球(5515km3)より高密度である。この値は岩石惑星が取りうる範囲だが、質量や半径から巨大ガス惑星であるとされている。ケプラー14からわずか0.0787AUの距離をほぼ1週間で公転している為、表面温度は約1500Kにもなり、ケプラー14bはホット・ジュピターとされている。.

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ケプラー15b

プラー15b(英語:Kepler-15b)とは地球から見てはくちょう座の方向にある、太陽に似た恒星、ケプラー15を公転している太陽系外惑星である。質量は木星の66%、半径は木星の96%である。ケプラー15からわずか0.0571AU(約854万2000km)の距離をほぼ5日で公転している為、表面温度は1008Kにもなり、このことからケプラー15bはホット・ジュピターとされている。.

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ケプラー16

プラー16(Kepler-16)は、はくちょう座の方向に地球から約200光年離れたところにある連星である。.

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ケプラー1647

プラー1647(英語:Kepler-1647)は地球から見てはくちょう座の方向にある連星系である。.

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ケプラー174d

プラー174d(英語:Kepler-174d)とは地球から見てはくちょう座の方向に約1175光年(ケプラーチームは不明としている)離れたところにある太陽の6割の質量と半径を持つ恒星、ケプラー174を公転している太陽系外惑星である。大きさは地球の2.19倍である。この大きさからケプラー174dは地球より大きい岩石惑星、スーパーアースと小型のガス惑星の両方に可能性がある。主星から0.677AU離れており、これは太陽系では金星軌道(0.72AU)に相当する距離を247.35日で公転している。(金星の公転周期は224.7日)その為、ケプラー174dはハビタブルゾーンの外縁の縁を公転しており、表面温度は194K(-79℃)と人間には若干、寒い環境にあるが、生命が存在していくには十分な環境とされている。.

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ケプラー17b

プラー17b(英語:Kepler-17b)地球から見てはくちょう座の方向にある太陽に似た恒星、ケプラー17を公転している太陽系外惑星である。質量は木星の2.45倍、半径は木星の1.312倍である。ケプラー17からわずか0.0259AU(約387万6000km)の距離をほぼ1日半で公転している為、表面温度は1570Kにもなり、このことからケプラー17bはホット・ジュピターとされている。.

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ケプラー186

プラー186（Kepler-186）は、地球からはくちょう座の方向の492光年離れた先にあるスペクトル型M1V型の赤色矮星である。太陽よりも小型で、金属量も半分に満たない。5つの太陽系外惑星が公転しており、そのうちの一つであるケプラー186fは、初めて確認されたハビタブルゾーン内を公転する地球規模の惑星として知られている。残る4惑星のうち、b、c、dはケプラー186に非常に接近しているが、eに関してはハビタブルゾーンの内縁付近を公転しているとされている。.

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ケプラー186f

プラー186f（）は、地球から492±59光年（151±18パーセク）離れた赤色矮星ケプラー186を周回する太陽系外惑星である。 ケプラー186fは、太陽以外の恒星のハビタブルゾーン（生命が存在する可能性のある領域）内において、初めて発見された地球に近いサイズの惑星である。アメリカ航空宇宙局 (NASA) のケプラー探査機のトランジット法による観測により、内側の他の4つの惑星（いずれも地球より大きい）と同時に発見された。 この発見には、3年に渡る観測結果の分析が必要であった。発見は2014年3月19日のカンファレンスにて初めて公開され See session 19 March 2014 – Wednesday 11:50–12:10 – Thomas Barclay: The first Earth-sized habitable zone exoplanets.

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ケプラー18b

プラー18b(英語:Kepler-18b)とは地球から見てはくちょう座にあるG型主系列星、ケプラー18を公転している太陽系外惑星である。質量は地球の6.9倍、半径は地球のほぼ2倍である。このことからケプラー18bは地球のような岩石で構成された地球より大きなスーパーアースとされている。しかし、表面温度は1165K(892℃)にもなり、生命の存在は見込めない。.

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ケプラー18c

プラー18c(英語:Kepler-18c)とは地球から見てはくちょう座にあるG型主系列星、ケプラー18を公転している太陽系外惑星である。質量は地球の17.3倍、半径は地球の5.5倍である。このことからケプラー18cは海王星クラスのガス惑星とされている。また、表面温度は899K(626℃)にもなる為、ケプラー18cはホット・ネプチューンであるとされている。.

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ケプラー19

プラー19（英:Kepler-19）は、地球から見てはくちょう座の方向に6900光年離れた位置にある太陽よりやや小さい恒星である。.

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ケプラー20

プラー20 (Kepler-20) は、こと座の方向、約950光年（約290パーセク）先にある太陽に似た恒星である。.

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ケプラー20b

プラー20b(英語:Kepler-20b)とは地球から見てこと座の方向に約950光年離れたところにある太陽よりやや小さなG型主系列星、ケプラー20を公転している太陽系外惑星である。ケプラー20bは地球の8.7倍の質量と1.91倍の半径を持つ。質量が半径に対して大きい為、密度は6500kg/m3と地球(5515kg/m3)より高密度である。その為ケプラー20bは岩石惑星か小型のガス惑星かの判断が難しい。基本的に、ケプラー20bはガス惑星とされている事が多い。たとえ岩石惑星だとしても表面温度は1014Kにもなり生命が存在する可能性はほとんどない。.

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ケプラー20c

プラー20c(英語:Kepler-20c)とは地球から見てこと座の方向に約950光年離れたところにある太陽よりやや小さなG型主系列星、ケプラー20を公転している太陽系外惑星である。ケプラー20cは地球の16.1倍の質量と3.07倍の半径を持つ。密度は2910kg/m3である。その為、ケプラー20cは天王星クラスのガス惑星とされている。表面温度は714K(440℃)にもなりケプラー20cはホット・ネプチューンとされている。.

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ケプラー20e

プラー20e（英語:Kepler-20e）とは地球からこと座の方向に950光年先にある太陽によく似た恒星、ケプラー20の周囲を公転している5つの太陽系外惑星の内の一つである。アメリカ航空宇宙局(NASA)のケプラー宇宙望遠鏡の観測によって、2011年に発見された。大きさが判明している太陽系外惑星では史上初めて、発見された地球より小さい太陽系外惑星である。.

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ケプラー22

プラー22（英: ）は、太陽系から約620光年（190パーセク）の距離に存在する恒星である。天球座標系では赤経, 赤緯のはくちょう座の方角に位置している。視等級は12で、肉眼で見るには暗すぎるが、口径10cm以上の望遠鏡があれば見ることができる。.

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ケプラー223

プラー223(英語:Kepler-223)とははくちょう座の方向に4458光年離れたところにある太陽によく似た恒星である。2014年にケプラー宇宙望遠鏡の観測により4つの太陽系外惑星が発見された。この惑星系の公転周期はb:c:d:e.

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ケプラー22b

プラー22b またはKOI-87.01とは、太陽に似た恒星ケプラー22のハビタブルゾーン内を公転している太陽系外惑星である。地球から見てはくちょう座の方向に約600光年離れた位置にある。アメリカ航空宇宙局(NASA)のケプラー宇宙望遠鏡によるトランジット法（食検出法）の観測で発見された。ケプラー22bは、当時までに知られていた太陽系外惑星で初めて、トランジットを起こす、ハビタブルゾーン内を公転している惑星である。.

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ケプラー26

プラー26(英語:Kepler-26)とは地球から見てこと座の方向、1591光年先にある太陽の6割の質量と半径を持つK型主系列星である。.

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ケプラー296

プラー296(英語:Kepler-296)は、地球から見てこと座の方向に約740光年離れた位置にある2つの赤色矮星から成る連星系である。.

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ケプラー296e

プラー296e（）とは、地球から見てこと座の方向に約740光年離れた位置にある赤色矮星同士の連星系、ケプラー296の主星、ケプラー296Aを公転している5つの太陽系外惑星のうちの1つである。.

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ケプラー296f

プラー296f(英語:Kepler-296f)とは地球から見てこと座の方向に約740光年離れた位置にある赤色矮星同士の連星系、ケプラー296の主星、ケプラー296Aを公転している5つの太陽系外惑星うちの1つである。.

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ケプラー298d

プラー298d(英語:Kepler-298d)は地球から見てはくちょう座の方向に約1545光年離れた位置にあるとされるK型主系列星らしき恒星、ケプラー298を約77.5日で公転している太陽系外惑星である。 ケプラー298dはケプラー298から0.305AU離れた軌道を公転しているとされている。この軌道は液体の水が存在できるハビタブルゾーン内に位置する。その為、表面温度は271～291K(-2℃～18℃)と地球に非常に近いとされており、もし、ケプラー298dが地球と同じく岩石で構成されている場合、表面には液体の水や生命が存在する可能性がある。.

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ケプラー30

プラー30（英語:Kepler-30）とは、地球からこと座の方向に約4,600光年（1,400pc）離れたところにあるG型主系列星である。.

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ケプラー31

プラー31（英語:Kepler-31）とは地球からはくちょう座の方向に5773光年離れた太陽より比較的重く、大きく、熱い恒星である。.

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ケプラー32

プラー32（英語:Kepler-32）は地球からはくちょう座の方向に、約1000光年先にあるスペクトル型M1V型の赤色矮星である。.

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ケプラー33

プラー33(英語:Kepler-33)とは、こと座の方向にある太陽に似た恒星である。2012年に5つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー34

プラー34（英語：Kepler-34）とは、地球から約4,900光年離れた、太陽によく似た恒星同士による連星系である。2012年にケプラー宇宙望遠鏡の観測により、1つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー34b

プラー34b(Kepler-34b)またはケプラー34(AB)b(Kepler-34(AB)b)とは地球から見て、はくちょう座の方向に4900光年離れたところにある太陽に非常によく似たG型主系列星同士から成る連星系、ケプラー34を公転している太陽系外惑星である。この惑星は連星系全体を公転している周連星惑星でもある。ケプラー34bは木星の22％(地球の70倍)の質量と木星の76.4％(地球の8.56倍)の半径を持つことから巨大ガス惑星とされている。さらにケプラー34bは連星系のハビタブルゾーン内を公転している為、表面温度は323K(50℃)と生命が存在していくには最適な環境とされている。しかし、ケプラー34bのような巨大ガス惑星に生命が存在していけるかは分かっていない。しかし、周囲に地球サイズの衛星があれば、生命が存在する可能性はあるとされている。.

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ケプラー35

プラー35(英語:Kepler-35)とは、地球から約5,365光年離れた、太陽よりやや小ぶりな恒星同士による連星である。2012年にケプラー宇宙望遠鏡の観測により、1つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー36

プラー36(英語:Kepler-36)とは、地球から見てはくちょう座の方向に1530光年離れたところにある恒星である。.

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ケプラー36b

プラー36b (Kepler-36b) は、地球からはくちょう座の方向に約1500光年離れた距離にある恒星ケプラー36の周りを公転する太陽系外惑星である。別名KOI-277b。.

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ケプラー36c

プラー36c(英語:Kepler-36c)は、地球からはくちょう座の方向に約1500光年離れた距離にある恒星ケプラー36の周りを公転する太陽系外惑星である。別名KOI-277c。.

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ケプラー37

プラー37（英語：Kepler-37）とは地球からこと座の方向に215光年離れた、太陽より少し小ぶりなG型主系列星である。2015年1月の地点で4つの太陽系外惑星が発見されている。そのうちひとつは地球の3割の大きさしかない。これは今、発見されている太陽系外惑星の中では最小である。.

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ケプラー37b

プラー37b (Kepler-37b) とは、地球から見てこと座の方向に約210光年離れた位置にある恒星ケプラー37を公転する太陽系外惑星の1つである。2013年現在発見されている中で、直径と質量が共に最小の太陽系外惑星であり、地球の月より若干大きい程度である。.

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ケプラー4

プラー4 とはりゅう座の13等星で、太陽系から1800光年離れた位置にある太陽の2倍の光度の恒星である。2010年時点で1つの太陽系外惑星を持つことが知られている。.

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ケプラー42

プラー42(Kepler-42)は、はくちょう座の方向に地球から126.2光年離れた位置に存在する恒星である。別名KOI-961。.

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ケプラー421b

プラー421b(英語:Kepler-421b)とは地球からこと座の方向に約1040光年離れた位置にあるスペクトル型がG9型またはK0型の主系列星、ケプラー421を公転している太陽系外惑星である。.

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ケプラー429

プラー429(英語:Kepler-429)とは赤経赤緯の位置にある詳細不明の恒星である。質量は太陽の0.47倍、半径は0.24倍であるとされている。しかし質量と半径からして表面温度は27500Kと非常に高温である。このことからケプラー429はB型準矮星と呼ばれる、特異な分類に属するとされている。 2014年にケプラー宇宙望遠鏡の観測によって3つの太陽系外惑星が発見された。しかし惑星も詳細は分かっていない。しかしこれらの惑星はケプラー429に非常に近く、公転周期は1日にも満たない。その為、表面は灼熱の世界になっているとされている。.

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ケプラー42d

プラー42d(英語:Kepler-42d)とは地球から見てはくちょう座の方向に126光年離れたところにある太陽より非常に小さい赤色矮星、ケプラー42を公転している太陽系外惑星である。.

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ケプラー438

プラー438（Kepler-438）は、地球から470光年離れたこと座の方向にある恒星である。2015年にケプラー宇宙望遠鏡の観測により、地球に最もよく似た太陽系外惑星、ケプラー438bが発見された。.

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ケプラー438b

プラー438b（）は、地球から470光年（145パーセク）離れていて、地球からはこと座にある赤色矮星ケプラー438を周回する太陽系外惑星である 。地球に近いサイズの惑星であり、主星のハビタブルゾーン（生命が存在する可能性のある領域）内に存在すると考えられている。ケプラー438bは、アメリカ航空宇宙局 (NASA) のケプラー探査機により、トランジット法で2015年に発見された。観測時の (KOI) における名称はKOI-3284.01。.

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ケプラー440b

プラー440b（英語：Kepler-440b）は、地球から851光年（261パーセク）離れていて、地球からはこと座にあるK型主系列星ケプラー440を周回する太陽系外惑星である。地球に近いサイズの惑星であり、主星のハビタブル・ゾーン（生命が存在する可能性のある領域）内に存在すると考えられている。 ケプラー440bはアメリカ航空宇宙局（NASA）のケプラー宇宙望遠鏡により、トランジット法で2015年に発見された。観測時の（KOI）における名称はKOI-4087.01。.

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ケプラー443b

プラー443b(英語:Kepler-443b)とは地球から見てはくちょう座の方向に約2540光年離れたところにある恒星、ケプラー443を公転している太陽系外惑星である。.

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ケプラー444

プラー444 (Kepler-444) は、こと座にある恒星。宇宙の誕生後26億年という早い時期に形成されたと考えられている。.

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ケプラー444b

プラー444b(英語:Kepler-444b)とは地球からこと座の方向に117光年離れたところにある太陽の7割の質量と半径しか持たないK型主系列星、ケプラー444を公転している太陽系外惑星である。半径は地球の0.4倍と太陽系外惑星の中では最小の部類に属する。この大きさからケプラー444bは地球のような岩石惑星とされている。しかし、ケプラー444からわずか0.04178AU(625万km)しか離れていない為、表面温度は863K(590℃)にもなり、生命が存在していける可能性はほとんどない。.

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ケプラー444c

プラー444c(英語:Kepler-444c)とは地球からこと座の方向に117光年離れたところにある太陽の75%の質量と半径しか持たないK型主系列星、ケプラー444を公転している太陽系外惑星である。半径は地球のほぼ半分と太陽系外惑星の中では最小の部類に属する。この大きさからケプラー444cは地球のような岩石惑星とされている。しかし、ケプラー444からわずか0.04881AU(730万km)しか離れていない為、表面温度は799K(526℃)にもなり、生命が存在していける可能性はほとんどない。.

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ケプラー444d

プラー444d(英語:Kepler-444d)とは地球からこと座の方向に117光年離れたところにある太陽の75％の質量と半径しか持たないK型主系列星、ケプラー444を公転している太陽系外惑星である。半径は地球のほぼ半分と太陽系外惑星の中では最小の部類に属する。この大きさからケプラー444dは地球のような岩石惑星とされている。しかし、ケプラー444からわずか0.06AU(898万km)しか離れていない為、表面温度は721K(448℃)にもなり、生命が存在していける可能性はほとんどない。.

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ケプラー444e

プラー444e(英語:Kepler-444e)とは地球からこと座の方向に117光年離れたところにある太陽の75％の質量と半径しか持たないK型主系列星、ケプラー444を公転している太陽系外惑星である。半径は地球のほぼ半分と太陽系外惑星の中では最小の部類に属する。この大きさからケプラー444eは地球のような岩石惑星とされている。しかし、ケプラー444からわずか0.0696AU(約1041万km)しか離れていない為、表面温度は669K(396℃)にもなり、生命が存在していける可能性はほとんどない。.

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ケプラー444f

プラー444f(英語:Kepler-444f)とは地球からこと座の方向に117光年離れたところにある太陽の7割の質量と半径しか持たないK型主系列星、ケプラー444を公転している太陽系外惑星である。半径が地球の0.741倍しかない為、ケプラー444fは地球のような岩石惑星とされている。しかし、ケプラー444からわずか0.0811AU(1213万km)しか離れていない為、表面温度は620K(347℃)にもなり、とても生命が存在していくには過酷な環境である。.

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ケプラー451b

プラー451b(英語:Kepler-451b)はB型準矮星を主星、赤色矮星を伴星とする連星、ケプラー451を公転している太陽系外惑星である。2MASS J19383260+4603591bとも呼ばれる。.

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ケプラー452

プラー452（）とは、地球から見てはくちょう座の方向に約1400光年離れた位置にある太陽に非常によく似たG型主系列星である。2015年7月23日にNASAはケプラー宇宙望遠鏡の観測によってこれまでで最も地球に似ているとされている太陽系外惑星ケプラー452bの発見を公表した。.

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ケプラー47

プラー47 (Kepler-47) とは、恒星の連星である。初めて発見された、普通の恒星を回る周連星惑星を複数持つ惑星系である。仮符号はKOI-3154。.

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ケプラー47c

プラー47c(英: Kepler-47c)またはケプラー47(AB)c(英: Kepler-47(AB)c)とは地球から見てはくちょう座の方向に4900光年離れたところにあるG型主系列星と赤色矮星から成る連星を公転している周連星惑星である。2012年にケプラー宇宙望遠鏡によって発見され、それまで発見されていた周連星惑星ではケプラー16b、ケプラー34b、ケプラー35b、ケプラー38b、に次いで5例目である。BBCはケプラー47cをスター・ウォーズに登場する架空の周連星惑星「タトゥイーンのような惑星」と例えた。.

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ケプラー4b

プラー4b（）またはKOI-7.01は、海王星と同程度の質量と半径を持つ、ケプラー宇宙望遠鏡が初めて発見した太陽系外惑星である。しかし、主星に非常に近く、太陽系のどの惑星よりも高温である。最初にケプラー宇宙望遠鏡によって検出された 、ケプラー4bと他4つの惑星は、後にW・M・ケック天文台の観測によって確認された。そして、2010年1月4日にワシントンD.C.で発見が公表された。.

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ケプラー5

プラー5()は宇宙望遠鏡ケプラーの視野の範囲内であるはくちょう座に位置する恒星である。NASAのケプラー・ミッションで、恒星の前を通過する軌道を公転している木星のような太陽系外惑星(ケプラー5b)が発見されている。ケプラー5bはケプラーが発見した最初の5つの惑星のうちの1つである。その発見は様々な天文台で確かめられたうえで、2010年1月4日ににて正式に発表された。ケプラー5は太陽より大きく、重いが、太陽に似た金属量を持つ。.

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ケプラー539

プラー539(Kepler-539)とは地球から見てはくちょう座にあると思われる、太陽に非常によく似たG型主系列星である。2015年4月に、NASAのケプラー宇宙望遠鏡の観測によって、2つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー55

プラー55（）とは地球から見てこと座の方向に位置している恒星である。2012年に、ケプラー宇宙望遠鏡の観測により、5つの太陽系外惑星が発見されている。.

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ケプラー56

プラー56 (Kepler-56) とは、はくちょう座にある恒星である。.

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ケプラー6

プラー6（英語:Kepler-6）とは、はくちょう座にある黄色の恒星である。この恒星は、NASAが地球に似た太陽系外惑星を発見するために打ち上げられた探査機ケプラーの観測視野内にある。ケプラー6は太陽より金属が多く、やや大きい一方、表面温度はわずかに低い。ケプラーの観測により、ケプラー6に少なくとも1つ、ケプラー6bという木星サイズの太陽系外惑星が発見されている。.

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ケプラー62

プラー62（）は、太陽系から約1,200光年の距離に存在するK型主系列星である。こと座の方角に位置する。2013年4月18日、アメリカ航空宇宙局 (NASA) はケプラー宇宙望遠鏡によるトランジット法での観測の結果、この恒星に5つの惑星を発見したことを発表した。そのうちケプラー62eとケプラー62fは、生命が存在する可能性がある領域ハビタブルゾーン内に位置する地球に似た惑星とみられている。.

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ケプラー62b

記載なし。

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ケプラー62c

記載なし。

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ケプラー62d

記載なし。

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ケプラー62e

プラー62e は、アメリカ航空宇宙局によって打ち上げられたケプラーによって発見された、ケプラー62の周囲を公転している5つの太陽系外惑星のうち、外側から2番目の軌道を公転するスーパーアースサイズの惑星で、主星のハビタブルゾーンの内縁付近にあると考えられている。ケプラー62eは、こと座の方角に地球から約1,200光年離れた位置にある。この惑星は、主星の前面を通過する事によって発生する減光を検出するトランジット法により発見された。ハビタブルゾーンの内側を公転しており、地球型惑星か海洋惑星である可能性が示されている。地球との類似性を示した地球類似性指標（ESI）は0.83とされている。 ケプラー62eは、122日の公転周期で主星の周りを公転しており、地球よりも約60%大きい。.

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ケプラー62f

プラー62f (Kepler-62f) とは、地球から見てこと座の方向に約1200光年離れた位置にある恒星ケプラー62を公転する太陽系外惑星の1つである。2013年の発見当初は、天体が液体の水を保持できるハビタブルゾーンの内部にあると予測されている天体の中では最小の直径を有する太陽系外惑星であった。.

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ケプラー63b

プラー63b(英語:Kepler-63b)とは地球から652光年離れたところにあるG型主系列星、ケプラー63を公転している太陽系外惑星である。質量は木星の0.3775倍未満、半径は木星の0.557倍である。このことからケプラー63bは巨大ガス惑星であるとされている。しかしケプラー63bはケプラー63からわずか0.08AUの距離を9.4日で公転している為、表面温度は789Kにもなり、そのためこの惑星はホット・ジュピターでもある。.

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ケプラー64

プラー64は、四重連星であり、ケプラー64Aa、ケプラー64Ab、ケプラー64Ba、ケプラー64Bbから構成されている。 ケプラー64Aaとケプラー64Abの重心の周りを公転する太陽系外惑星ケプラー64b (PH1)が存在する。.

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ケプラー66

プラー66(Kepler-66)とは地球からはくちょう座の方向に約3600光年離れた位置にある太陽に非常によく似たG型主系列星である。2013年にケプラー宇宙望遠鏡の観測によって1つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー67

プラー67(英語:Kepler-67)とは地球から見てはくちょう座の方向に約3600光年離れた位置にある太陽よりやや小ぶりなG型主系列星である。2013年にケプラー宇宙望遠鏡の観測によって1つの太陽系外惑星が発見された。.

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ケプラー69

プラー69 (Kepler-69) は、太陽系からこと座の方向に1,900光年離れた位置にある恒星である。.

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ケプラー69b

プラー69b(Kepler-69b)とは地球から見てはくちょう座の方向に約2700光年離れた位置にあるG型主系列星ケプラー69を公転している太陽系外惑星である。 地球の2.24倍の半径を持ち、組成については半径から見てケプラー69bは岩石惑星と小型のガス惑星の両方に可能性がある。しかし岩石惑星だとしてもケプラー69から0.094AU(約1406万km)の距離をわずか2週間で公転している為、表面温度は779K(506℃)にもなり、生命が存在するには極めて過酷な環境とされている。.

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ケプラー69c

プラー69c（）、またはKOI-172.02は、地球から見て、はくちょう座の方向に約2,700光年離れた位置にある太陽に似たG型主系列星、ケプラー69を公転している2つの太陽系外惑星うちの1つである。NASAのケプラー宇宙望遠鏡の観測により発見された。ケプラー69cは岩石で構成された、地球より数倍大きな惑星、スーパーアースの可能性が高いとされている。惑星が恒星の前を通過する現象を捉える、トランジット法で発見され、最初の発見は2013年1月7日に公表された。そして、同年4月18日にケプラー69cがハビタブルゾーンの中を公転している事が発表された。しかし、現在では、金星のように分厚い大気に覆われ、暴走温室効果が発生する「スーパービーナス」であると考えられており、生命や液体の水が存在する可能性は低くなっている。.

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ケプラー7

プラー7は、こと座の方角で、NASAが太陽系外惑星探査を行う宇宙望遠鏡ケプラー計画の観測領域内に位置する恒星である。ケプラーによる発見が最初に公表された、5つの系外惑星の内の1つの母星であり、太陽よりも大きく、金属量は太陽より少し多い。2010年1月4日、ケプラー7の周囲を公転する太陽系外惑星の存在は、アメリカ天文学会の会合で公表された。.

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ケプラー76b

プラー76b (Kepler-76b) とは、地球から見てはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある恒星ケプラー76を公転する太陽系外惑星である。ビール・アルゴリズム (BEER analysis) で発見された初めての太陽系外惑星である。.

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ケプラー78

プラー78は、はくちょう座の方向に約407光年の距離にある、見かけの明るさが12等級の恒星である。半径は太陽より約26%小さい。表面温度は5,058Kと推定される。.

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ケプラー78b

プラー78b(英語:Kepler-78b)とは地球から見てはくちょう座の方向に400光年彼方にある太陽よりやや小ぶりな恒星、ケプラー78を公転している太陽系外惑星である。地球と同等サイズの岩石惑星とされており、このような種類の惑星が発見されたのは初めての事である。.

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ケプラー8

プラー8は、こと座の方角で、NASAの太陽系外惑星捜索用宇宙望遠鏡ケプラーの観測領域内に位置する恒星である。ケプラー8は、太陽よりもやや高温で、半径、質量が大きく、1つの木星型惑星が周囲を公転している。ケプラー8の周囲を公転する惑星の発見は、2010年1月4日に他4つの惑星と一緒に公表された。ケプラー8は、ケプラー計画によって惑星系の存在が確定されたた5番目の天体である。.

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ケプラー86

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ケプラー89

プラー89とは、地球から見てはくちょう座の方向に約2000光年離れた位置にある恒星である。.

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ケプラー9

プラー9（Kepler-9）は、こと座の太陽に似た恒星である。ケプラー宇宙望遠鏡が、トランジットの検出によって、複数の惑星からなる惑星系を発見した。.

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ケプラー90

プラー90（）とは地球からおよそ2500光年離れた、りゅう座の方向にある太陽より大きい恒星である。ケプラー宇宙望遠鏡による観測で、8個の太陽系外惑星が発見されており、太陽系に並ぶ規模であることが判明した初の惑星系である。.

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ケプラー90e

プラー90e（英語：Kepler-90e）とは、地球からりゅう座の方向に約2500光年離れた位置にある太陽よりやや大きい恒星、ケプラー90を公転している7つの太陽系外惑星の1つである。 地球の2.67倍の半径を持つことから、ケプラー90eは小型のガス惑星とされている。恒星からの距離は0.42AUと水星 (0.3 - 0.47AU) に近い。表面温度は450Kにもなるため、ケプラー90eはホット・ネプチューンだと考えられている。.

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ケプラー90h

プラー90h(英語:Kepler-90h)とは地球からりゅう座の方向に約2500光年離れたところにある太陽よりやや大きい恒星、ケプラー90を公転している7つの太陽系外惑星の内のひとつである。.

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ケプラー93b

プラー93b(英語:Kepler-93b)とはこと座の方向にある恒星ケプラー93を公転している太陽系外惑星である。地球よりも高密度の岩石惑星だとされている。.

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ケプラー宇宙望遠鏡が発見した惑星の一覧

プラー宇宙望遠鏡が発見した惑星の一覧（けぷらーうちゅうぼうえんきょうがはっけんしたわくせいのいちらん）では、2009年にNASAが打ち上げたケプラー宇宙望遠鏡によって発見された太陽系外惑星の一覧を掲載する。.

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ケフェウス座デルタ星

フェウス座δ星（ケフェウスざデルタせい、δ Cephei、δ Cep）は、ケフェウス座の恒星で地球から約797光年離れた位置にある連星系である。この距離では、視線上のガスや塵によるのため、視等級が0.23等暗くなる。 ケフェウス座δ星の主星は、比較的短い周期で明るさが変化する脈動変光星、セファイド変光星の典型である。更に細分化した場合、古典的セファイドまたはケフェウス座δ型に分類され（もう一つの分類はおとめ座W型）、その典型でもある。.

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ケフェウス座ベータ星

フェウス座β星は、ケフェウス座の恒星で3等星。.

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ケフェウス座アルファ星

フェウス座α星は、ケフェウス座で最も明るい恒星で2等星。.

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ケフェウス座イータ星

フェウス座η星は、ケフェウス座の恒星で3等星。.

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ケフェウス座ガンマ星

フェウス座γ星（ケフェウスざがんませい、γ Cep）は、ケフェウス座の恒星で3等星。.

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ケフェウス座クシー星

フェウス座ξ星は、ケフェウス座の恒星で4等星。.

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ケフェウス座ゼータ星

フェウス座ζ星（）は、ケフェウス座にある3等級の恒星である。.

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ケフェウス座VV星

フェウス座VV星（VV Cephei）、別名HD 208816とは、ケフェウス座の方角、地球からはおよそ5,000光年離れた場所にある食連星で、Be星、ガス殻星としての性質も備えている。 既知の食変光星の中では、2番目に長い公転周期の連星系で、主星の赤色超巨星は、伴星と最も近づいた際にはロッシュ・ローブを満たしていると考えられる。主星から伴星へと物質が移転し、伴星の周りに星周円盤が形成され、伴星を覆い隠している。主星のVV星Aは、現在知られている限り、銀河系で最も大きい恒星の一つで、半径は太陽の1,050倍と計算されている。.

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ケフェウス座W星

フェウス座W星は、ケフェウス座の脈動変光星である。.

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ゲルマン (化合物)

ルマン (germane) または水素化ゲルマニウム（すいそかゲルマニウム、germanium hydride）は、化学式が GeH4 と表されるゲルマニウムの水素化物で、メタンのゲルマニウムアナログである。最も単純なゲルマニウムの水素化物で、ゲルマニウムの有用な化合物の1つである。メタンやシランと同じように四面体形構造をとる。.

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コバルト

バルト (cobalt、cobaltum) は、原子番号27の元素。元素記号は Co。鉄族元素の1つ。安定な結晶構造は六方最密充填構造 (hcp) で、強磁性体。純粋なものは銀白色の金属である。722 K以上で面心立方構造 (fcc) に転移する。 鉄より酸化されにくく、酸や塩基にも強い。.

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コンパス座アルファ星

ンパス座α星 (コンパスざアルファせい、α Cir, α Circini) は、コンパス座で最も明るい恒星で3等星。 この星は、りょうけん座α2型変光星で、高速で自転しているroAp星である。.

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コーディリア (衛星)

ーディリア (Cordelia) は、知られている天王星の衛星のうち最も内側の衛星である。コーディリアの名前は、ウィリアム・シェイクスピアの戯曲『リア王』に出てくるリア王の三女の名前に由来している。 「コルデリア」、「コーデリア」といった表記もされることがある。 軌道半径と大きさ以外の情報はほとんどわかっていない。 コーディリアとオフィーリアは、それらの重力によって天王星のイプシロン環が安定して存在するような運動をしている羊飼い衛星と考えられている。.

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コップ座アルファ星

ップ座α星は、コップ座で2番目に明るい恒星で4等星。.

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シノーペ (衛星)

ノーペ(Jupiter IX Sinope)は、木星の第9衛星。パシファエ群に属すると考えられている。 1914年7月21日にセス・B・ニコルソンが発見した。ギリシア神話の河神アーソーポスの娘シノーペーにちなんで名付けられている。正式に命名されたのは1975年で、それ以前は単にJupiter IXとして知られていた。ハーデスという仮称も使われていたが、冥王星すなわちプルートーと被るためか正式名称にはならなかった。.

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シュテインス (小惑星)

ュテインス (2867 Šteins) は、小惑星帯の小さな小惑星。1969年にニコライ・チェルヌイフによって発見され、ラトビアの天文学者に因んで命名された。 2005年8月にヨーロッパ南天天文台で行われた観測によれば、シュテインスは直径約 4.6 kmのE型小惑星である。また、2006年3月に無人探査機ロゼッタによって撮影されたシュテインスの光度曲線の分析によれば、自転周期はおよそ6時間で、不規則な形状をしており、衛星は持たないとされていた。 2008年9月5日に、ロゼッタは9km/sでシュテインスに 1,700kmまで接近・フライバイし、画像を送信した。画像から、シュテインスは下が尖っており、アルベドが高いこともあってまるでカットしたダイヤモンドのような形状だとわかった。シュテインスには、直径2.1kmの大きなクレーター、一直線に並んだ7個のクレーターなどが発見されている。 その後、画像の分析などから、シュテインスは逆行自転していること、ラブルパイル構造であること、YORP効果によって現在の形状が形成された事などが発表された。 シュテインスはロゼッタが接近した2つの小惑星のうち1つ目で、もう1つは2010年に接近した (21) ルテティアである。.

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ショワルター安定指数

ョワルター安定指数(-あんていしすう, Showalter stability index)は、気象学において、大気の安定度を評価するために用いられる指数である。SSIと略称される場合も多い。日本では一般的に単位℃が用いられるが、国際的にはKも用いられる。 SSIの計算法は、まず850hPa面にある空気塊を500hPa面まで強制的に持ち上げた場合の気温 Tp を求める。それにはエマグラム上で850hPa面にある空気の気温と露点から出発して、この空気塊を最初は乾燥断熱減率に沿って持ち上げる。もしこの空気塊が500hPaに到達するまでに飽和に達したら、それ以降は湿潤断熱減率に沿って持ち上げる。こうして500hPa面まで強制的に持ち上げたときのその空気塊の気温が Tp である。この Tp を、実際の大気の500hPa面の気温 T500 から差し引く。その気温差がSSIである。 SSI.

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シリウス

リウス（Sirius）は、おおいぬ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つで、太陽を除けば地球上から見える最も明るい恒星である。視等級は-1.46等で、シリウスに次いで明るいカノープスのほぼ2倍の明るさである。バイエル符号における名称は「おおいぬ座α星」である。オリオン座のベテルギウス、こいぬ座のプロキオンともに、冬の大三角を形成している。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。肉眼では1つの恒星に見えるが、実際には、シリウスAと呼ばれるA型主系列星と、シリウスBと呼ばれる白色矮星から成る連星である。シリウスBのシリウスAからの距離は8.2～31.5auの間で変化する。 シリウスは近距離にあるうえ、自身の光度も大きいため、肉眼でも明るく見える。ヒッパルコス衛星の観測によって得られた年周視差の値に基づくと、地球との距離は約8.6光年（約2.6パーセク）となる。その距離から、地球に近い恒星の一つである。シリウスは、太陽系に接近しているので、今後6万年の間に、わずかに明るさが増す。それ以降は、太陽系から離れていき、明るさは暗くなっていくが、少なくとも今後21万年間は、全天で最も明るい恒星でありつづけるとされている。 主星のシリウスAは、太陽の約2倍の質量を持ち、絶対等級は1.42等である。光度は太陽の約25倍にもなるが、カノープスやリゲルなどと比べると小さい。年齢は2億年から3億年ほどと推定されている。かつてシリウスは明るい2つの恒星から成る連星系だったが、より質量が大きいシリウスBが先に寿命を迎え、1億2000万年前には赤色巨星になった。シリウスBはその後、外層を失い、現在の白色矮星になったとされている。 シリウスはまた、おおいぬ座にあることから、Dog Starとも呼ばれている。なお、古代エジプトでは、ナイル川の氾濫時期を知らせてくれる星として、非常に重要な働きをしていた（エジプト神話・ナイル川およびソプデトも参照）。また、南半球のポリネシア人は太平洋上の航海において、冬の到来を示す重要な役目を果たした。.

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シルヴィア (小惑星)

ルヴィア (87 Sylvia) は、火星と木星の間の小惑星帯にある、大型の小惑星である。非常に暗い色をしており、原始太陽系の頃に形成された小惑星と考えられる。メインベルトよりも遠くの軌道を周回していることから、キュベレー族に分類される。複数の衛星を持つことが確認された初の小惑星である。 シルヴィアは1866年5月16日、イギリスの天文学者ノーマン・ポグソンによって発見された。ポグソンは当時、インドのマドラスで観測を行っていた。命名理由に関してポグソンは、この小惑星の発見報告論文において、古代ローマの女神であり、森のレアを意味する「レア・シルウィア」に因んで名づけたと説明している。 日本では、2014年に掩蔽が観測され、楕円の形状が明らかとなっている。.

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シワ (小惑星)

ワ (140 Siwa) は、小惑星帯に位置する比較的大きくて暗い小惑星の一つ。P型小惑星（もしくはC型小惑星）に分類される。光度曲線は平坦であり、球に近い形をしていることが予想される。 1874年10月13日にオーストリアの天文学者ヨハン・パリサによってポーラ（現：プーラ）で発見された。スラヴ神話の豊穣の女神シワにちなみ命名された。 宇宙探査機ロゼッタが (46P) ワータネン彗星へ向かう途中の2008年7月に接近する予定であったが、目標が (67P) チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星へ変更されたため、フライ・バイ計画は中止となった。 2006年12月に関東地方で、2009年11月に静岡県と香港で掩蔽が観測された。.

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シーター (小惑星)

ーター (244 Sita) は小惑星帯のフローラ族に位置する小惑星である。1884年10月14日、シレジア（現在はチェコ）出身のオーストリアの天文学者ヨハン・パリサがウィーン天文台で発見した。 インドの叙事詩『ラーマーヤナ』のヒロイン、シーターに因んで命名された。.

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シクロヘキサンの立体配座

ヘキサンの立体配座（シクロヘキサンのりったいはいざ、cyclohexane conformation）は、シクロヘキサン分子がその化学結合の完全性を保ちながら取ることができる複数の三次元形状のいずれかである。 平らな正六角形の内角は120º であるが、炭素鎖における連続する結合間の望ましい角度は約109.5º （正四面体の中心と頂点を結ぶ直線のなす角）である。したがって、シクロヘキサン環は、全ての角度が109.5º に近づき、平らな六角形形状よりも低いひずみエネルギーを持つ特定の非平面立体配座を取る傾向にある。最も重要な形状はいす形、半いす形、舟形、ねじれ舟形である。シクロヘキサン分子はこれらの立体配座間を容易に移ることができ、「いす形」と「ねじれ舟形」のみが純粋な形で単離することができる。 シクロヘキサンの立体配座は配座異性の古典的な例であるため有機化学において広く研究されてきており、シクロヘキサンの物理的および化学的性質に顕著な影響を与えている。.

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シコラクス (衛星)

ラクス（英語：Sycorax、確定番号：Uranus XVII）は、天王星の衛星である。発見時の仮符号は S/1997 U 2ある。シコラックスとも表記される。 シコラクスは1997年9月6日から9月7日にかけて、ブレット・J・グラッドマン、フィリップ・D・ニコルソン、ジョセフ・A・バーンズ、ジョン・J・カヴェラースがパロマー山天文台の200インチヘール望遠鏡を使って発見した。その際、同じく天王星の衛星キャリバンも発見している。 シコラクスの直径はアルベド（反射能）が0.07であるとの仮定から、190kmと推定されている。また、内衛星群と異なり軌道も大きく傾いており、逆行軌道を持つ不規則衛星である。岩と氷の塊と推定されているが、その表面は異様に赤く、エッジワース＝カイパー・ベルト天体と類似を示唆する。恐らく、捕獲されたカイパーベルト天体であろう。.

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シズビー (小惑星)

ビー (88 Thisbe) は、小惑星帯に位置するかなり大きい小惑星の一つ。1866年6月15日にアメリカ合衆国の天文学者、クリスチャン・H・F・ピーターズ (Christian Heinrich Friedrich Peters) により発見された。 古代ローマの詩人オウィディウスの『転身物語』に登場するティスベにちなみ命名された。ティスベの悲恋はウィリアム・シェイクスピアの『夏の夜の夢』で劇中劇として演じられたことから、英語読みした「シズビー」という表記でも知られている。 1981年10月7日と2007年2月5日に（後者は日本で）掩蔽が観測された。.

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ジュリア (小惑星)

ュリア (89 Julia) は、小惑星帯に位置する小惑星の一つ。1866年8月6日にフランスの天文学者、エドゥアール・ステファンにより発見された。コルシカのジューリアにちなみ命名されたと考えられている。 ジュリアによる恒星の掩蔽はこれまでに少なくとも4回起きており、そのうち2001年と2006年は日本で観測された。.

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ジュリエット (衛星)

ュリエット (Juliet) は、天王星の衛星。 ジュリエットは天王星の内側の衛星である。ボイジャー2号の画像から1986年1月3日に発見された。仮符号はS/1986 U 2とされた。これはウィリアム・シェイクスピアの戯曲『ロミオとジュリエット』のヒロイン・ジュリエットから名づけられている。 光度曲線・直接イメージ投射に基づいて想定する限り、ジュリエットは回転楕円面が0.4ほどであり、非常に細長い形をしている。事実上サイズ、軌道以外のことはほとんど何も知られていない。.

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ジュール＝トムソン効果

ュール＝トムソン効果（ジュール＝トムソンこうか、『学術用語集 物理学編』）とは、多孔質壁を通して両側の圧力を一定に保ちながら膨張させた時に温度が変化することである。1852年に観測された現象に対して、ジェームズ・プレスコット・ジュールとウィリアム・トムソン（ケルビン卿）によって1861年に提唱された。この現象は気体の液化などに応用されており、1908年にヘイケ・カメルリング・オネスはこの効果を利用してヘリウムの液化できる温度0.9Kを達成した。 この膨張の過程はジュール＝トムソン膨張（）と呼ばれる。膨張に伴って温度が下降するか、上昇するかは膨張前の温度によって決まり、温度の上昇と下降が入れ替わる温度は逆転温度と呼ばれる。.

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ジョアンナ (小惑星)

ョアンナ (127 Johanna) は、小惑星帯に位置する比較的大きな小惑星の一つ。表面は暗く、炭素質でできていると考えられている。1872年11月5日にフランスの天文学者、プロスペール＝マティユー・アンリによってパリで発見された。ジャンヌ・ダルクにちなんで命名されたと信じられている。 2008年4月に大阪府で掩蔽が観測された。.

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ジスプロシウム

プロシウム (dysprosium、ディスプロシウムとも言うことあり) は原子番号66の元素。元素記号は Dy。希土類元素の一つ（ランタノイドにも属す）。きわめて偏在しており、現在99%が中国で産出されている。.

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スペクトル分類

ペクトル分類（スペクトルぶんるい、spectral classification）は、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型 (spectral type) と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わってくる。表面温度により分類する狭義のスペクトル型（ハーバード型とも）と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMKスペクトル分類が広く使われる。.

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スピッツァー宇宙望遠鏡

ピッツァー宇宙望遠鏡（スピッツァーうちゅうぼうえんきょう、Spitzer Space Telescope、SST）は、アメリカ航空宇宙局 (NASA) が2003年8月にデルタロケットにより打ち上げた赤外線宇宙望遠鏡である。2013年8月に運用10周年を達成し、観測を継続している。打ち上げ前は、Space Infrared Telescope Facility (SIRTF)と呼ばれていた。 この宇宙望遠鏡は他の多くの人工衛星とは異なり、地球を追いかける形で太陽を回る軌道を取っている。またこの望遠鏡は、ハッブル宇宙望遠鏡、コンプトンガンマ線観測衛星、X線観測衛星チャンドラとならび、グレートオブザバトリー計画(Great Observatories program)のうちの1機である。 望遠鏡の名前の由来となっているのは、1940年代にはじめて宇宙望遠鏡の提案を行ったライマン・スピッツァー Jr.博士である。.

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スピカ

ピカ（Spica）は、おとめ座α星、おとめ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。春の夜に青白く輝く。.

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スティーブ (大気現象)

2015年8月17日にアルバータ州リトルボウ・リゾートで撮影されたスティーブの画像（エルフィ・ホール撮影） スティーブ（スティーヴ、STEVE）は、紫色に輝く光の帯が夜空にみられる大気の発光現象で、カナダ・アルバータ州のオーロラ撮影者らによって発見された。欧州宇宙機関（ESA）の地磁気観測衛星Swarmの観測データを分析した結果によると、スティーブは幅およそ25kmで東西に伸びる高温気体の帯で、地上300kmでの温度は3,000度も上昇し、流速はスティーブの外側の気体が10m/s程度なのに対し、スティーブ内は6km/sと桁違いに速い。スティーブは、実は普遍的に発生している現象だが、最近までその存在は全くと言ってよい程知られていなかった。.

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スズ

（錫、Tin、Zinn）とは、典型元素の中の炭素族元素に分類される金属で、原子番号50の元素である。元素記号は Sn。.

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スターリングエンジン

thumb スターリングエンジン（）とは、熱機関の形式のひとつで、シリンダー内のガス（もしくは空気等）を外部から加熱・冷却し、その体積の変化(加熱による膨張・冷却による収縮)により仕事を得る外燃機関である。熱交換をすることによってカルノーサイクルと同じ理論効率となる。スコットランドの牧師、ロバート・スターリングが1816年に発明し、名称はこれに由来する。.

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セルシウス度

ルシウス度（セルシウスど、、記号: ）は、温度の単位である。その単位の大きさはケルビンと同一である。国際単位系 (SI) では、次のように定義されている『国際単位系（SI）』2.1.1.5 熱力学温度の単位（ケルビン）、pp.24-25。 すなわち、「セルシウス度」（）は単位の名称であり、ケルビンの大きさに等しい温度間隔を表す。一方、「セルシウス温度」（）は量の名称であり、（ケルビンで計った値と273.15だけ異なる）温度の高さを表す。しかし、一般にはこの違いが意識されず、混同されることが多い。.

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セティボス (衛星)

ティボス (Setebos、セテボスとも) は、天王星の衛星である。ほぼ最外縁を周っており、これより遠ざかる衛星はファーディナンドのみである。発見時の仮符号は S/1999 U 1、別名は 天王星 XIXである。 セティボスは1999年7月17日に、ジョン・J・カヴェラースらにより発見された。 2005年現在、不規則衛星である（恐らく捕獲された衛星であろう）ことしか判っていない。.

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ゼーベック効果

ーベック効果（ゼーベックこうか、Seebeck effect）は物体の温度差が電圧に直接変換される現象で、熱電効果の一種。逆に電圧を温度差に変換するペルティエ効果もある。類似の現象としてトムソン効果やジュール熱がある。ゼーベック効果を利用して温度を測定することができる（→熱電対）。ゼーベック効果、ペルティエ効果、トムソン効果は可逆であるが、ジュール熱はそうではない。 ゼーベック効果は、1821年にエストニアの物理学者トーマス・ゼーベックによって偶然発見された。ゼーベックは金属棒の内部に温度勾配があるとき、両端間に電圧が発生することに気づいた。 また、2 種類の金属からなるループの接点に温度差を設けると、近くに置いた方位磁針の針が振れることも発見した。これは2種類の金属が温度差に対して異なる反応をしたため、ループに電流が流れ、磁場を発生させたためである。.

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ソープションポンプ

ープションポンプ (Sorption Pump) は真空ポンプの一種で、多孔質の吸着剤を液体窒素で冷却し、気体分子を物理吸着させて排気するものである。吸着剤としてはモレキュラーシーブ(人工ゼオライト)や活性炭などが用いられる。機械的な動作部分が無いため、油蒸気などはよく除去できるが、物理吸着を利用するため、水素分子、ヘリウム、ネオンなどはほとんど除去することができない。そのため、先に別のポンプで排気した後にソープションポンプを用いないと、これら希ガス類などが残ってしまい、期待されるほどの真空は得られない。 また、吸着剤に吸着した気体分子は、未使用時に常温に戻して放出してやらねばならない。この際、水分子は特に強く吸着されているため、400 K 程度の加熱が必要である。この加熱の際には大量の気体分子がソープションポンプから放出されるので、排気経路の確保が重要であり、密閉したままの加熱は非常に危険である。.

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タラッサ (衛星)

タラッサ（Thalassa）は、海王星の衛星。.

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タルクェク (衛星)

タルクェク (Tarqeq) は、土星の衛星のひとつ。イヌイット群に属する。 土星からの平均距離は約17,910,000km。 直径約7kmの岩塊である。軌道傾斜角は49.90°、赤道傾斜角は49.77°とそれぞれ逆行しており、離心率は0.1081、公転周期は894,86日である。 2006年1月5日から2007年3月22日までの観察によって同年4月13日に発見され、同科学チーム、スコット・S・シェパード、デビッド・C・ジューイット、ブライアン・マースデン、らにより発表された。 仮符号はS/2007 S 1。2007年に発表された名前の由来は、イヌイットの神話に登場する月の神である。.

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タンタル180m1

タンタル180m1 (Tantalum-180m1・180m1Ta) とは、タンタルの同位体の1つ。.

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タイタンの生命

タイタン。 タイタンの生命（タイタンのせいめい）では、土星最大の衛星タイタンにおける生命について記述する。 タイタンに生命が存在するかは、未だ答えの出ていない問であり、科学的な評価や研究の課題である。タイタンは地球と比べて届く太陽光線も弱く、また余りに冷た過ぎ、その地表では液体の水は存在することすらできず、多くの科学者は生命が存在することなどありえないと考えている。一方で、タイタンは分厚い大気を持ち、その大気は化学的に活発で、炭素化合物にも富んでいる。地表には液体メタンとエタンが湖を作っており、これが地球の生命における水の代わりになるのではないかと推測する科学者もいる。 2010年6月には、カッシーニ探査機が観測した地表近くの大気のデータから、メタンを生成する生命が存在する可能性が示された。しかし、これは非生命由来の化学プロセスや気象現象により引き起こされたものかもしれない。 カッシーニもホイヘンス・プローブも、微生物や、生命が生成する複雑な有機化合物を直接観測する装置は搭載していない。 液体メタン下において機能する仮説上の細胞膜はモデル化されている。.

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サマリウム

マリウム（samarium）は原子番号62の元素。元素記号は Sm。希土類元素の一つ（ランタノイドにも属す）。単体は灰白色の軟らかい金属であり、空気中では徐々に酸化されて表面に酸化被膜を形成する。標準状態における安定構造は三方晶系。希土類元素の中では珍しく+2価の酸化状態を取る。最も安定な酸化物はSmOであり、常温で常磁性を示す。ハロゲンやホウ素、酸素族元素、窒素族元素などと化合物を形成し、多くの金属元素と合金を形成する。天然に存在するサマリウムは4つの安定同位体および3つの放射性同位体からなり、128 Bq/gの放射能を有する。 1879年にポール・ボアボードランによってサマルスキー石から発見され、鉱物名にちなんでサマリウムと名付けられた。サマルスキー石の鉱物名は鉱物の発見者であるワシーリー・サマルスキー＝ビホヴェッツに由来しており、サマリウムは人名が元素名の由来となった初めての元素である。他の軽ランタノイドと共にモナズ石（モナザイト）に含まれ、地殻中における存在度は40番目。主にサマリウムコバルト磁石や触媒、化学試薬として利用され、放射性同位体は放射性医薬品などにも利用される。サマリウムは人体内における生物学的な役割を持たないが、溶解性のサマリウム塩類はわずかに毒性を示す。.

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サンデュリーク-69° 202

ンデュリーク-69° 202 (Sanduleak -69° 202) とは、銀河系外の大マゼラン雲に存在する恒星で、かつて三重連星だった天体。名前は1970年にルーマニア系アメリカ人天文学者のニコラス・サンデュリークが作成した大マゼラン雲の星表に記載された際の物である。略表記のSk -69 202や、別のカタログに基づくCPD -69 402, GSC 09162-00821といった名前でも呼ばれる。 1987年、構成する天体の一つが超新星爆発SN 1987Aを起こしたことで知られる。.

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やぎ座プサイ星

やぎ座ψ星（ψ Capricorni、ψ Cap）は、やぎ座の恒星である。黄白色のF型主系列星で、視等級は4.13である。地球から約49光年離れた位置にある。.

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やぎ座デルタ星

やぎ座δ星（やぎざデルタせい、δ Cap, δ Capricorni）は、やぎ座で最も明るい恒星で3等星。 黄道付近にあるため、月や惑星による掩蔽が起きる。.

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やぎ座ニュー星

やぎ座ν星（やぎざニューせい、ν Cap, ν Capricorni）は、やぎ座の恒星で5等星。.

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やぎ座ベータ星

やぎ座β星は、やぎ座にある3等星のβ1星と6等星のβ2星からなる連星系である。.

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やぎ座アルファ2星

やぎ座α2星は、やぎ座で3番目に明るい恒星で4等星。.

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やぎ座ガンマ星

やぎ座γ星は、やぎ座の恒星で4等星。.

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やぎ座ゼータ星

やぎ座ζ星（）は、やぎ座にある分光連星系で、見かけの明るさは4等級である。やぎ座ζ星系は、年周視差から推定すると、地球から約390光年離れていることになる。.

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やまねこ座31番星

やまねこ座31番星 (やまねこざ31ばんせい、31 Lyn, 31 Lyncis) は、やまねこ座の恒星で4等星。.

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やまねこ座41番星

やまねこ座41番星は、おおぐま座の恒星で5等星。2008年に惑星が発見されている。.

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やまねこ座6番星

やまねこ座6番星 (6 Lyncis, 6 Lyn) とは、太陽系からやまねこ座の方向に186光年離れた位置に存在するスペクトル型Kの準巨星。質量、半径、光度はそれぞれ太陽の1.7倍、5.2倍、15倍で、見かけの等級は5.88、絶対等級は2.10である。.

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やまねこ座アルファ星

やまねこ座α星 (やまねこざアルファせい、α Lyn, α Lyncis) は、やまねこ座で最も明るい恒星で3等星。.

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や座アルファ星

や座α星 (Alpha Sagiitae、α Sge)は、や座にある4等星の恒星。.

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や座ガンマ星

や座γ星は、や座で最も明るい恒星で3等星。.

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や座R星

や座R星（やざRせい）は、や座にある脈動変光星である。.

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らしんばん座アルファ星

らしんばん座α星 (α Pyx / α Pyxidis) は、らしんばん座で最も明るい恒星。 青白色の巨星で、ケフェウス座β型変光星である。太陽質量の10倍以上で、半径は太陽の6倍以上である。表面温度は24,300Kに達し、太陽の約1万倍の光度を持つ。太陽の10倍以上の質量の恒星は、その寿命の最後に超新星爆発を起こすと考えられている。.

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冥王星

冥王星（めいおうせい、134340 Pluto）は、太陽系外縁天体内のサブグループ（冥王星型天体）の代表例とされる、準惑星に区分される天体である。1930年にクライド・トンボーによって発見され、2006年までは太陽系第9惑星とされていた。離心率が大きな楕円形の軌道を持ち、黄道面から大きく傾いている。直径は2,370kmであり、地球の衛星である月の直径（3,474km）よりも小さい。冥王星の最大の衛星カロンは直径が冥王星の半分以上あり、それが理由で二重天体とみなされることもある。.

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冥王星型天体

冥王星型天体（めいおうせいがたてんたい、Plutoid）とは、太陽系外縁天体 (TNO) に属する準惑星である。 この天体の区分は、国際天文学連合 (IAU) によって2006年に決定された惑星の定義に関連して決定されたものである。国際天文学連合による公式の定義は2008年6月11日に以下のように決定された: 。 つまり、冥王星型天体とは準惑星と太陽系外縁天体の双方に属する天体の総称と考えられる。2008年の時点で、冥王星、エリス、マケマケ、ハウメアが冥王星型天体に分類されている。これに加えて、さらに40を超える天体が冥王星型天体として分類される可能性がある 。.

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冷却原子気体

冷却原子気体とは、レーザー冷却等の技術を用いて絶対零度の付近まで冷却された原子、あるいは原子気体のことである。典型的には、数十マイクロケルビン以下を記録する。このような極低温では、原子気体の量子力学的な性質が重要になる。実験的には、いくつかの技術を組み合わせてこの温度を実現する。通常、実験の初期段階では、原子を磁気光学トラップ中に捕捉し、レーザー冷却により冷却する。さらに限界まで冷却するためには、レーザー冷却された原子を磁気トラップや光学トラップに移し、蒸発冷却等の手法を用いる。 十分に冷却されると、原子気体は量子力学に支配された新たな物質状態を形成する。例えば、ボース原子の場合はボース＝アインシュタイン凝縮(BEC)が、フェルミ原子の場合は縮退フェルミ気体が実現する。 冷却原子を用いて、量子相転移、BEC、ボソンの超流動、量子磁性、多体スピン・ダイナミクス、エフィモフ効果、BCS超流動、BCS−BECクロスオーバー等の量子現象が研究されている。.

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凍結線

天文学における凍結線 (英: frost line、フロストライン）、スノーライン (英: snow line）またはアイスライン (英: ice line）は、原始太陽系星雲内での原始星からの特定の距離のことで、水、アンモニア、メタンなどの水素化合物が凝集し固体となるのに充分な低温となる距離である。その温度は密度に依存するが約150K程度と見積もられている。太陽系の場合、凍結線は約2.7AUであり、小惑星帯の辺りになる。なお日本語および英語の凍結線、frost line という語はどちらも土壌学からの借用語である。 原始太陽系星雲内で凍結線よりも温度の低いところでは、降着による微惑星および惑星の生成が、これらの固体となった粒子によって起こりやすくなる。したがって凍結線は惑星の質を地球型と木星型に分ける境界になる。 水が昇華する温度がおよそ170Kであり、凍結線の内側では水は水蒸気に、外側では氷になり、そのため凍結線の内側では岩石の惑星が、その外側には氷の惑星ができる。.

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六重結合

六重結合（ろくじゅうけつごう、Sextuple bond）は、12 個の電子が関与し、結合次数 (bond order) が6に近い共有結合のこと。六重結合の存在が示されているのは極低温下で発生させ得る気相の Mo2 と W2 分子だけである。Cr2 と U2 分子も 12 電子による結合が描けるが、量子化学計算が示唆するそれらの結合次数は 5（五重結合）以下である。周期表上の元素が2原子でとりうる結合次数は、六重結合が最大であることが計算化学的に示されている。 Mo2 分子は、極低温条件 (7K) でモリブデンシートにレーザー光を照射して蒸発させると生成することが、近赤外スペクトルまたはUVスペクトルによって観測された。Cr2 と同様に、Mo2 も一重項状態であることが予想されている。高い結合次数によって原子間の結合長は 194pm と短くなっている。.

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共生新星

共生新星 (symbiotic nova)は、非常に速度の遅い新星様の爆発を伴う、変光星の不規則な爆発である。共生新星は、9から11等級増光して最大で1年から数十年残り、その後元の明るさに戻る。この型の変光星は、一方が恐らくミラ型変光星である赤色巨星、もう一方が白色矮星の二重星である。赤色巨星はロッシュ・ローブを満たし、そのため物質は白色矮星に移転し、熱核融合が点火し、新星様の爆発が発生するまで蓄積する。温度は最大で推定20万Kに達し、新星のエネルギー源と似ているが、矮新星には似ていない。ゆっくりとした増光は、爆発のイオン化面の拡大に時間が必要なためである。 共生新星の伴星の白色矮星は、チャンドラセカール限界未満に留まり、爆発後も白色矮星のままであると考えられている。 共生新星の一例は、はくちょう座V1016星である。1971年から2007年まで爆発が続き、熱核爆発であることを明らかに示していた。他の例としては、や座HM星、ぼうえんきょう座RR星がある。 共生新星は、減光が非常に遅い新星（超緩新星、略号NC）であり、ぼうえんきょう座RR型星ともいう。.

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光球

光球（こうきゅう、）とは、太陽などの恒星の表層部分にあり、不透明なガスによって形成される薄い層である。恒星の外部に放出される光はこの層で発生するため、視覚的な恒星の表面に相当する。光自体は内部からも発生しているが、これらの光は光球内のガスに吸収されるため、外に出ることはない。 地球上から視認できる太陽光は、太陽の光球から発せられている。厚さは300～500kmで、温度は4,500～6,000Kと深度によって変化する。太陽光は光球の各深度で発生する光が合成されたものだが、シュテファン＝ボルツマンの法則に当てはめると5800Kの物体が発する光に相当するため、一般にはこの値が太陽の表面温度とされる。光球は粒状斑と呼ばれる直径1000km程度の無数の対流セルから構成され、太陽黒点、白斑が現れる事もある。 太陽以外の恒星にも光球は存在し、その温度は太陽より低温のものから高温のものまで様々である。粒状斑は小さすぎるため観測不能だが、恒星の自転に伴う周期的な光度の変化から黒点や白斑の存在が知られている天体もある。.

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固体酸素

固体酸素（こたいさんそ、solid oxygen）は、酸素の単体で、固体状態のもの。高圧条件下、または標準大気圧条件、54.36 K (−218.79, −361.82)以下の温度で生成する。固体酸素には様々な相が知られており、圧力や温度条件の変化によって互いに相転移する。 酸素分子は分子性磁性、結晶構造、電子構造および超電導などに関連するため興味を持たれている。また、酸素分子は磁気モーメントを持つ唯一の単純二原子分子である。固体状態での酸素は特に興味深いことに、特殊な磁気秩序を示すスピン操作型結晶であると考えられている 。超高圧条件では固体酸素は絶縁状態から金属状態に変化し 、超低温条件では超伝導状態に変化する 。固体酸素の構造研究は1920年代に始まり、現在では6種の異なる結晶状態が認められている。.

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国際単位系

国際単位系（こくさいたんいけい、Système International d'unités、International System of Units、略称：SI）とは、メートル法の後継として国際的に定めた単位系である。略称の SI はフランス語に由来するが、これはメートル法がフランスの発案によるという歴史的経緯による。SI は国際単位系の略称であるため「SI 単位系」というのは誤り。（「SI 単位」は国際単位系の単位という意味で正しい。） なお以下の記述や表（番号を含む。）などは国際単位系の国際文書第 8 版日本語版による。 国際単位系 (SI) は、メートル条約に基づきメートル法のなかで広く使用されていたMKS単位系（長さの単位にメートル m、質量の単位にキログラム kg、時間の単位に秒 s を用い、この 3 つの単位の組み合わせでいろいろな量の単位を表現していたもの）を拡張したもので、1954年の第10回国際度量衡総会 (CGPM) で採択された。 現在では、世界のほとんどの国で合法的に使用でき、多くの国で使用することが義務づけられている。しかしアメリカなど一部の国では、それまで使用していた単位系の単位を使用することも認められている。 日本は、1885年（明治18年）にメートル条約に加入、1891年（明治24年）施行の度量衡法で尺貫法と併用することになり、1951年（昭和26年）施行の計量法で一部の例外を除きメートル法の使用が義務付けられた。 1991年（平成3年）には日本工業規格 (JIS) が完全に国際単位系準拠となり、JIS Z 8203「国際単位系 (SI) 及びその使い方」が規定された。 なお、国際単位系 (SI) はメートル法が発展したものであるが、メートル法系の単位系の亜流として「工学単位系（重力単位系）」「CGS単位系」などがあり、これらを区別する必要がある。 SI単位と非SI単位の分類.

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国際度量衡総会

国際度量衡総会（こくさいどりょうこうそうかい）は、メートル条約に基づき、世界で通用する単位系（国際単位系）を維持するために、加盟国参加によって開催される総会議。この会議は他の2つの機関（国際度量衡委員会(CIPM)及び国際度量衡局(BIPM)）の上位機関と位置づけられる。開催は4年（当初は6年）に1度パリで行われる。フランス語の「Conférence générale des poids et mesures」に従い、英語圏においても、CGPMを頭字語とする。 2003年の総会には51の加盟国と新たな10の准加盟国が参加した。2005年現在、准加盟国は17か国になっている。2011年10月に第24回国際度量衡総会が開催され、キログラムの再定義などが焦点となった。 第25回総会は1年前倒しで、2014年11月に開催されたが、キログラムの再定義を含むSIの再定義は、2018年開催予定の第26回総会へ延期されることとなった（新しいSIの定義を参照）。.

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国際量体系

国際量体系（こくさいりょうたいけい、International System of Quantities; ISQ）は、物理科学の全域にわたってほぼ普遍的に受け入れられている物理量の量体系でありJIS Z8000-1 量及び単位－第１部：一般、現代の科学技術分野で用いられる量を含むISO 80000-1 Qauntities and units. Part 1: General。 また、ISQは国際単位系（SI）を用いて測定される量を定義するJCGM 200:2012 ''VIM'' (3rd ed.)。 ISQの基本量は、長さ、質量、時間、電流、熱力学温度、物質量、光度の7つの物理量である。基本量以外の面積や圧力、速度や電気抵抗などの量は、ISQの量方程式によって矛盾なく明確に定められる組立量である。 国際量体系は国際標準であるISO/IEC 80000の中で提案され、最終的に2009年発行のISO 80000-1によって定められた。 S. V. Gupta, Units of Measurement: Past, Present and Future.

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B型準矮星

B型準矮星（Bがたじゅんわいせい、Subdwarf B star、sdB star）は、スペクトル型がB型の準矮星（主系列星より暗い星）である。白色矮星のように高温でコンパクトな星だが、白色矮星ほど極端な高密度ではない。.

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BCS理論

BCS理論（ビーシーエスりろん、BCS theory、Bardeen Cooper Schrieffer）とは、1911年の超伝導現象発見以来、初めてこの現象を微視的に解明した理論。1957年に米国、イリノイ大学のジョン・バーディーン、レオン・クーパー、ジョン・ロバート・シュリーファーの三人によって提唱された。三人の名前の頭文字からBCSと付けられた。この理論によると超伝導転移温度や比熱などが、式により表される。三人はこの業績により1972年のノーベル物理学賞を受賞した。.

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BD +20°307

BD +20°307は、おひつじ座の方向に地球から300光年離れた所にある恒星である。太陽と非常に良く似たG型主系列星の連星である。.

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BD-08°2823

BD-08°2823とは、太陽系から約140光年の距離にあるろくぶんぎ座の恒星である。視等級が9.9の暗い天体なので肉眼で見ることはできない。スペクトル型がK型に分類される橙色の主系列星で、2つの太陽系外惑星が発見されている。.

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BD-17°63

BD-17°63は、くじら座の方角に存在する低質量のK型主系列星である。地球からは約113光年離れており、9等級である。.

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CFBDSIR 1458+10

CFBDSIR 1458+10は、地球からうしかい座の方向に75光年離れた位置にある褐色矮星の連星系である。.

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CFBDSIR J214947.2-040308.9

CFBDSIR J214947.2-040308.9とは、地球から見てみずがめ座の方向に約130光年離れた位置にある惑星質量天体である。観測結果に基づけば、この天体は特定の恒星を公転しない自由浮遊惑星である可能性が最も高い。名称が長いので、しばしばCFBDSIR 2149-0403またはCFBDSIR2149と略される。以下の説明ではCFBDSIR2149を名称として用いる。.

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Cha 110913-773444

Cha 110913-773444とは、カメレオン座の方向、地球からおよそ520光年離れた場所にある、惑星質量天体である。ハッブル宇宙望遠鏡、セロ・トロロ汎米天文台のブランコ望遠鏡、スピッツァー宇宙望遠鏡を使い、2005年にペンシルベニア州立大学のチームが発見した。.

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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。.

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CoRoT-1

CoRoT-1は、いっかくじゅう座の方角に地球から約1,500光年の位置に存在する、太陽とよく似た黄色の主系列星である。視等級は13.6等級で、肉眼では見えないが、晴れた暗い夜ならアマチュア用の中型の望遠鏡で観測することができる。COROTミッションで発見された、最初の太陽系外惑星が公転する恒星である。惑星は、木星質量程度のホット・ジュピターであると考えられている。.

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CoRoT-2

記載なし。

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CoRoT-4

CoRoT-4は、主系列星で、いっかくじゅう座の方向にあるF型主系列星である。以前はCoRoT-Exo-4と呼ばれていた。.

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CoRoT-4b

CoRoT-4b は、いっかくじゅう座の恒星 CoRoT-4 の周囲を公転する太陽系外惑星である。以前は COROT-Exo-4b と呼ばれていた。恒星の自転と同期軌道を取っている可能性がある。2008年にフランスと欧州宇宙機関の宇宙望遠鏡COROTによって発見された。.

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CoRoT-5

CoRoT-5は、いっかくじゅう座の方角にある14等級の恒星である。.

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CoRoT-7

CoRoT-7は、11.7等級のG型主系列星で、太陽より若干小さくて冷たい恒星である。いっかくじゅう座の方向に存在する。.

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CoRoT-7b

CoRoT-7b（以前はCoRoT-Exo-7bと呼ばれていた）は地球からいっかくじゅう座の方向に約489光年離れた位置にある恒星CoRoT-7を公転している太陽系外惑星である。CoRoT-7bはフランスが率いる太陽系外惑星探査プロジェクトCOROTによって発見され、2009年2月に報告された。半径が地球の1.585倍しかなく、2011年1月にケプラー10bが発見されるまでは最も小さな太陽系外惑星であった。CoRoT-7bはわずか20時間という極めて短い公転周期を持っている。.

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CoRoT-9b

主星CoRoT-9の手前を横切るCoRoT-9bの想像図。 CoRoT-9bとは、太陽系からへび座の方角に1500光年離れた位置にある太陽系外惑星である。太陽に似たG型主系列星CoRoT-9を95日かけて公転し、地球と恒星の間を周期的に横切って恒星の変光を引き起こしている。欧州宇宙機関の人工衛星COROTの観測で発見され、2010年に公表された。 公転周期数十日以上で円に近い軌道を描く惑星として初めて通過（トランジット）が観測された天体であり、低温の系外惑星研究の足がかりになることが期待されている。.

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火星

火星（かせい、ラテン語: Mars マールス、英語: マーズ、ギリシア語: アレース）は、太陽系の太陽に近い方から4番目の惑星である。地球型惑星に分類され、地球の外側の軌道を公転している。 英語圏では、その表面の色から、Red Planet（レッド・プラネット、「赤い惑星」の意）という通称がある。.

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現代宇宙論

代宇宙論（げんだいうちゅうろん、）は、すなわち、現代の宇宙論である。現代の科学者が「現代宇宙論」という言葉で指しているのは、おおむね英語の （フィジカル・コスモロジー）に相当する。フィジカル・コスモロジーは、物理学と天文物理学の一部門であり、宇宙の大規模構造および宇宙の生成や宇宙の変化に関する根本的な問題を扱っている。.

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硫化亜鉛

硫化亜鉛（りゅうかあえん、Zinc sulfide）は組成式 ZnS で表される共有結合性の化合物で、白または黄色の粉末または結晶である。普通はより安定な立方晶系型として存在し、これは閃亜鉛鉱として産出する。六方晶系型は合成によって得られるが、ウルツ鉱としても天然に存在する。閃亜鉛鉱とウルツ鉱はそれぞれ固有の大きなバンドギャップを持つ半導体である。300 ケルビンにおけるバンドギャップの値は、ウルツ鉱が3.91電子ボルト、閃亜鉛鉱が3.54電子ボルトである。 閃亜鉛鉱型からウルツ鉱型への結晶構造の転移は約1293.15ケルビンで起こる。閃亜鉛鉱型 ZnS の融点は1991ケルビンで、その298ケルビンにおける標準生成エンタルピーは −204.6 KJ/mol である。.

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硫化ユウロピウム(II)

硫化ユウロピウム(II)（りゅうかユウロピウム、）はユウロピウムの硫化物で、空気中では黒色の粉末。化学式はEuSと記される。.

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秒

（びょう、記号 s）は、国際単位系 (SI) 及びMKS単位系、CGS単位系における時間の物理単位である。他の量とは関係せず完全に独立して与えられる7つのSI基本単位の一つである。秒の単位記号は、「s」であり、「sec」などとしてはならない（後述）。 「秒」は、歴史的には地球の自転の周期の長さ、すなわち「一日の長さ」（LOD）を基に定義されていた。すなわち、LODを24分割した太陽時を60分割して「分」、さらにこれを60分割して「秒」が決められ、結果としてLODの86 400分の1が「秒」と定義されてきた。しかしながら、19世紀から20世紀にかけての天文学的観測から、LODには10−8程度の変動があることが判明し和田 (2002)、第2章 長さ、時間、質量の単位の歴史、pp. 34–35、3.時間の単位：地球から原子へ、時間の定義にはそぐわないと判断された。そのため、地球の公転周期に基づく定義を経て、1967年に、原子核が持つ普遍的な現象を利用したセシウム原子時計が秒の定義として採用された。 なお、1秒が人間の標準的な心臓拍動の間隔に近いことから誤解されることがあるが偶然に過ぎず、この両者には関係はない。.

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窒化リチウム

化リチウム（ちっかリチウム、lithium nitride）はリチウムの窒化物である。化学式は Li3N、CAS登録番号は 。式量 34.82、融点 845 ℃、比重 1.28 (20 ℃) の暗赤色六方晶。 アルカリ金属の中ではリチウムだけが単体窒素と加熱時に反応する。 他のアルカリ金属窒化物はアジ化物塩とアルカリ金属を液体アンモニア中で反応させた後に加熱する方法で間接的に合成される。 窒化リチウムは室温で水と反応し、水酸化リチウム (LiOH) とアンモニア (NH3) に分解する。 また、二酸化炭素 (CO2) とも反応して炭酸リチウム (Li2CO3) を与えるので、アルゴンなどの不活性ガスの雰囲気下で取り扱う必要がある。 融点付近では白金とも反応する。 Category:無機化合物 Category:窒化物 Category:リチウムの化合物.

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窒化ニオブ

化ニオブ（ちっかにおぶ、Niobium nitride）はニオブの窒化物である。 超伝導転移温度は16K 。 量子コンピューティングの分野で、演算部分の素子は超伝導薄膜によるジョセフソン接合を持つが、このときの薄膜材料の一つとして注目を集めている。.

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第17族元素

17族元素（だいじゅうななぞくげんそ、halogèneアロジェーヌ、halogen ハロゲン）は周期表において第17族に属する元素の総称。フッ素・塩素・臭素・ヨウ素・アスタチン・テネシンがこれに分類される。ただしアスタチンは半減期の長いものでも数時間であるため、その化学的性質はヨウ素よりやや陽性が高いことがわかっている程度である。またテネシンは2009年にはじめて合成されており、わかっていることはさらに少ない。 フッ素、塩素、臭素、ヨウ素は性質がよく似ており、アルカリ金属あるいはアルカリ土類金属と典型的な塩を形成するので、これら元素からなる元素族をギリシャ語の 塩 alos と、作る gennao を合わせ「塩を作るもの」という意味の「halogen ハロゲン」と、18世紀フランスで命名された。これらの任意の元素を表すために化学式中ではしばしば X と表記される。任意のハロゲン単体を X2 と表す。.

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第4族元素

4族元素（だいよんぞくげんそ、Group 4 element）は、IUPAC形式での周期表において第4族元素に属する元素の総称。チタン族元素とも呼ばれる。チタン・ジルコニウム・ハフニウム・ラザホージウムがこれに分類される。 いずれも金属元素（遷移金属）で、単体では全て融点が1800℃以上である。すべての第4族元素は原子価殻に4つの電子を持ち、4価の陽イオンになりやすい傾向があるが、それ以外の価数の化合物にもなりうる。 閉殻していないd軌道を持つため遷移元素として取り扱われる。.

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第二音波

二音波とは、熱伝導が拡散によってではなく波のような動きによって起こる量子力学的な現象のこと。 熱が通常の音波における圧力にとって代わる。 これにより非常に高い熱伝導性を示す。 熱の波動が空気中の音の伝播に似ているため、第二音波と呼ばれる 通常の音波は、物質中の分子の密度における変動である。 一方で第二音波は、粒子のような熱的励起（ロトンとフォノン）の密度の変動である。 第二音波は、フォノン-フォノン衝突が運動量を保存する系で観測される。 これは超流動や誘電体結晶においてウムクラップ散乱が小さいときに起こる（ウムクラップフォノン-フォノン散乱は結晶格子で運動量を交換する。よってフォノン運動量が保存されない）。.

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米国慣用単位

米国慣用単位（べいこくかんようたんい、United States customary units、USCS: United States customary system）は、アメリカ合衆国で一般的に使用されている計量単位である。日本においてヤード・ポンド法と呼ばれているものの一つである。 米国慣用単位は、アメリカ合衆国が独立する以前のイギリス帝国で使用されていたイギリス単位から発展したものである。1824年にイギリス単位はいくつかの単位の定義を変更して帝国単位(imperial system)に改められたが、18世紀に既に独立していたアメリカ合衆国には適用されなかった。そのため、米国慣用単位と帝国単位では、対応する単位でがある。 ほとんどの慣用単位は、メートルやキログラムに基づいて再定義されている。これは、1893年のメンデンホール指令によるものであり、実際にはそれ以前から進められていたT.C. Mendenhall, Superintendent of Standard Weights and Measures,, published as Appendix 6 to the Report for 1893 of the Coast and Geodetic Survey.

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緩歩動物

C. elegans （線虫、体長約1ミリメートル）を並べた電子顕微鏡写真。 オニクマムシ 緩歩動物（かんぽどうぶつ）は、緩歩動物門に属する動物の総称である。4対8脚のずんぐりとした脚でゆっくり歩く姿から緩歩動物、また形がクマに似ていることからクマムシ（熊虫）と呼ばれている。また、以下に述べるように非常に強い耐久性を持つことからチョウメイムシ（長命虫）と言われたこともある。 体長は50マイクロメートルから1.7ミリメートル。熱帯から極地方、超深海底から高山、温泉の中まで、海洋・陸水・陸上のほとんどありとあらゆる環境に生息する。堆積物中の有機物に富む液体や、動物や植物の体液（細胞液）を吸入して食物としている。 およそ1000種以上（うち海産のものは170種あまり）が知られている。.

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結晶

結晶（けっしょう、crystal）とは原子や分子が空間的に繰り返しパターンを持って配列しているような物質である。より厳密に言えば離散的な空間並進対称性をもつ理想的な物質のことである。現実の物質の大きさは有限であるため、そのような理想的な物質は厳密には存在し得ないが、物質を構成する繰り返し要素（単位胞）の数が十分大きければ（アボガドロ定数個程度になれば）結晶と見なせるのである。 この原子の並びは、X線程度の波長の光に対して回折格子として働き、X線回折と呼ばれる現象を引き起こす。このため、固体にX線を当てて回折することを確認できれば、それが結晶していると判断できる。現実に存在する結晶には格子欠陥と呼ばれる原子の配列の乱れが存在し、これによって現実の結晶は理想的な性質から外れた状態となる。格子欠陥は、文字通り「欠陥」として物性を損ねる場合もあるが、逆に物質を特徴付けることもあり、例えば、一般的な金属が比較的小さな力で塑性変形する事は、結晶欠陥の存在によって説明される。 準結晶と呼ばれる構造は、並進対称性を欠くにもかかわらず、X線を回折する高度に規則的な構造を持っている。数学的には高次元結晶の空間への射影として記述される。また、液晶は3次元のうちの一つ以上の方向について対称性が失われた状態である。そして、規則正しい構造をもたない物質をアモルファス（非晶質）と呼び、これは結晶の対義語である。.

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絶対零度

絶対零度（ぜったいれいど、Absolute zero）とは、絶対温度の下限で、理想気体のエントロピーとエンタルピーが最低値になった状態、つまり 0 度を表す。理想気体の状態方程式から導き出された値によるとケルビンやランキン度の0 度は、セルシウス度で −273.15 ℃、ファーレンハイト度で −459.67 である。 絶対零度は最低温度とされるが、エンタルピーは0にはならない。統計力学では0 K未満の負温度が存在する。.

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炭素

炭素（たんそ、、carbon）は、原子番号 6、原子量 12.01 の元素で、元素記号は C である。 非金属元素であり、周期表では第14族元素（炭素族元素）および第2周期元素に属する。単体・化合物両方において極めて多様な形状をとることができる。 炭素-炭素結合で有機物の基本骨格をつくり、全ての生物の構成材料となる。人体の乾燥重量の2/3は炭素である​​。これは蛋白質、脂質、炭水化物に含まれる原子の過半数が炭素であることによる。光合成や呼吸など生命活動全般で重要な役割を担う。また、石油・石炭・天然ガスなどのエネルギー・原料として、あるいは二酸化炭素やメタンによる地球温暖化問題など、人間の活動と密接に関わる元素である。 英語の carbon は、1787年にフランスの化学者ギトン・ド・モルボーが「木炭」を指すラテン語 carbo から名づけたフランス語の carbone が転じた。ドイツ語の Kohlenstoff も「炭の物質」を意味する。日本語の「炭素」という語は宇田川榕菴が著作『舎密開宗』にて用いたのがはじめとされる。.

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炭素燃焼過程

炭素燃焼過程、炭素融合は炭素同士が融合する核融合反応。融合が始まるためには非常な高温(6×108 K か 50 KeV) 、高密度(おおよそ2×108 kg/m3)が必要となり、重さが誕生時に少なくとも太陽質量の5倍以上の恒星の場合、反応を起こすための条件を整えることができる。恒星は炭素燃焼が始まるまでに水素やヘリウムなどのより軽い元素を使い果たしている。 これらの温度と密度の数字は目安に過ぎない。より大きく、重い恒星は強い重力を相殺して静水圧平衡で止めるために核融合の燃料となる軽い元素をより早く使いきる。つまり、低質量の星に比べ、密度はより低いものの高い温度であることを意味している。Clayton, Donald.

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点火プラグ

点火プラグ（てんかプラグ）は予混合燃焼式内燃機関において混合気に点火する装置である。電気的に火花（スパーク）を発生させる方式のものはスパークプラグ(Spark plug)、電熱線または燃焼熱によって金属を赤熱（グロー）させる方式のものはグロープラグとも呼ばれる。プラグと略してよばれる場合もある。.

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生成ガス容積

生成ガス容積（せいせいガスようせき）とは、火薬類が爆発した時に発生するガスの標準状態での体積である。爆薬の静的な効果は生成ガスの膨張による仕事効果であるため、爆薬の威力を求めるための重要な指標の一つとなる。単位はL/kgで表される。 例えばトリニトロトルエン1キログラムが完全燃焼（爆轟）すると一酸化炭素、遊離炭素、窒素、水蒸気などの混合ガス730リットルが発生する。 ガス比容が絶対温度273K（約0°C）で求めているのに対して生成ガス容積は常温で爆発熱によるガスの熱膨張を含めた体積を求めている。そのため、ガス比容567リットルに対して生成ガス容積は730リットルとなる。実際に発生するガスの実体積としては生成ガス容積の値の方が近いため爆薬の威力を計算する場合は生成ガス容積が用いられる。.

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生成熱

生成熱（せいせいねつ）とは安定な単体の生成熱をゼロ基準として、その物質を構成する単体から1molの化合物を合成する反応の伴う反応熱の負の値(正負逆の値)である。一般的には定圧下の生成熱として生成エンタルピー変化ΔHfで記される。 標準状態（298.15K, 105Pa）における生成熱を標準生成熱または標準生成エンタルピーといい、ΔHfOと記される。気体については圧力105Paの仮想的な理想気体の状態、水溶液中のイオンについては、無限希釈の状態である仮想的な1 mol kg−1の理想溶液の状態とする。なお水溶液中のイオンの生成エンタルピーは陽イオンおよび陰イオンの合計として測定され、単独イオンの測定は不可能であるため、水素イオンの標準生成エンタルピー変化を基準にとり0とする。 生成熱などの物質の内部エネルギーは状態量なので、生成する経路に依存しない。よって、生成熱は物質がどのような経路で生成されたかには依存せず、物質とその状態（気体であるか固体であるか、および温度）毎に一つの値をとる。よって、多くの物質の標準生成熱は化学便覧等のハンドブックなどに分子毎に記載され、調べることが出来る。また、化学便覧に記載されていないような複雑な化合物の場合には加成性則や分子軌道から計算で推測することが出来る。.

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熱力学温度

熱力学温度（ねつりきがくおんど、）熱力学的温度（ねつりきがくてきおんど）とも呼ばれる。は、熱力学に基づいて定義される温度である。 国際量体系 (ISQ) における基本量の一つとして位置付けられ、次元の記号としてサンセリフローマン体の が用いられる。また、国際単位系 (SI) における単位はケルビン（記号: K）が用いられる。熱力学や統計力学に関する文献やそれらの応用に関する文献では、熱力学温度の意味で温度 という言葉を使うことが多い。 熱力学温度は平衡熱力学における基本的要請を満たすように定義される示強変数であり、そのような温度は一つに限らない。 熱力学温度が持つ基本的な性質の一つとして普遍性がある。具体的な物質の熱膨張などを基準として定められる温度は、選んだ物質に固有の性質をその定義に含んでしまい、特殊な状況を除いて温度の取り扱いが煩雑になる。熱力学温度はシャルルの法則や熱力学第二法則のような物質固有の性質に依存しない法則に基づいて定められるため、物質の選択にまつわる困難を避けることができる。 熱力学温度が持つもう一つの基本的な性質として、下限の存在が挙げられる。熱力学温度の下限は実現可能な熱力学的平衡状態熱力学や統計力学に関する文献では単に平衡状態と呼ばれることが多い。を決定する。この熱力学温度の下限は絶対零度と呼ばれる。 統計力学の分野においては逆温度が定義されしばしば熱力学温度に代わって用いられる。逆温度 は（理想気体温度の意味での）熱力学温度 に反比例する ことが知られ（ はボルツマン定数）、このことが の名前の由来となっている。 また統計力学では「絶対零度を下回る」温度として負温度が導入されるが、負温度は熱力学や平衡統計力学の意味での温度とは異なる概念である。熱力学で用いられる通常の温度は平衡状態の系を特徴づける物理量だが、負温度は反転分布の実現するような非平衡系や系のエネルギーに上限が存在するような特殊な系を特徴づける量である。負温度はある種の非平衡系に対してカノニカル分布を拡張した際に、この分布に対する逆温度の逆数（をボルツマン定数で割ったもの）として定義され、負の値をとる。すなわち、負の逆温度 に対し負温度 は という関係が成り立つように定められる。この関係は通常の（正の）温度と逆温度の関係をそのまま非平衡系に対して適用したものとなっている。しかしながらその元となる逆温度と温度の対応関係は、統計力学で定義される諸々の熱力学ポテンシャルが熱力学で定義されたものと（漸近的に）一致するという要請から導かれるものであり、負温度が実現する系において同様の関係が成り立つと考える必然性はない。 熱力学温度はしばしば絶対温度（ぜったいおんど、absolute temperature）とも呼ばれる。多くの場合、熱力学温度と絶対温度は同義であるが、「絶対温度」という言葉の用法はまちまちであり「カルノーの定理や理想気体の状態方程式から定義できる自然な温度」を指すこともあれば、「温度単位としてケルビンを選んだ場合の温度」ないし「絶対零度を基準点とする温度」のようなより限定された意味で用いられることもある。 気体分子運動論によれば分子が持つ運動エネルギーの期待値は絶対零度において 0 となる。このとき、分子の運動は完全に停止していると考えられる。しかしながら、極低温の環境において古典力学に基づく運動論は完全に破綻するため、そのような古典的な描像は意味を持たない。.

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熱容量

熱容量（ねつようりょう、heat capacity）とは、系に対して熱の出入りがあったとき、系の温度がどの程度変化するかを表す状態量である。 単位はジュール毎ケルビン（J/K）が用いられる。.

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熱伝導率

熱伝導率（ねつでんどうりつ、thermal conductivity）とは、温度の勾配により生じる伝熱のうち、熱伝導による熱の移動のしやすさを規定する物理量である。熱伝導度や熱伝導係数とも呼ばれる。記号は などで表される。 国際単位系（SI）における単位はワット毎メートル毎ケルビン（W/m K）であり、SI接頭辞を用いたワット毎センチメートル毎ケルビン（W/cm K）も使われる。.

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熱的ド・ブロイ波長

統計力学において、熱的ド・ブロイ波長（thermal de Broglie wavelength）、または熱的波長（thermal wavelength）とは、ある温度における粒子の量子力学的な広がりの度合いを表す特性長。対象とする系が古典統計力学で扱えるか、または量子統計力学の適用が必要かを示す指標となる。粒子の質量が軽く、温度が低温であるほど、熱的ド・ブロイ波長は広がり、量子力学的性質が顕著となる。熱的ド・ブロイ波長が粒子間の平均距離に近づくと、系を古典統計力学で扱うことはできず、量子統計力学の適用が必要となる。ボーズ気体では、熱的ド・ブロイ波長が平均粒子間距離に近づく極低温でまで冷却していくと、各粒子の波動関数が重なり始め、ボーズ＝アインシュタイン凝縮と呼ばれる量子的な相転移現象が生じる。.

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熱膨張率

熱膨張率（ねつぼうちょうりつ、、略: ）は、温度の上昇によって物体の長さ・体積が膨張（熱膨張）する割合を、温度当たりで示したものである。熱膨張係数（ねつぼうちょうけいすう）とも呼ばれる。温度の逆数の次元を持ち、単位は毎ケルビン（記号: ）である。.

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熱量

熱量（ねつりょう）とは、物体間を伝わる熱や、燃料や食品の持つ熱を、比較したり数値で測ったりできるもの（＝量）として捉えたもの。 単位はジュール（栄養学関係ではカロリー）が使われる。.

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熱電能

熱電能（ねつでんのう、Thermoelectric Power, Thermopower）とは 導電性の物質の両端に温度差をつけた時の、1K あたりの熱起電力のことである。 単位はV/Kであるが、起電力が小さいので通常はμV/Kが用いられる。 温度勾配の与えられた金属の中の自由電子は高温側ではエネルギーが大きい電子が冷たい側よりも多くなる。金属中の自由電子の挙動は気体分子にたとえられることがあるが、エネルギーの大きい電子の多い側の電子密度が冷たい側より低くなるのは、気体の挙動と似ている。従って電子密度の低い高温側が＋に、低温側が-になる熱起電力が発生する。同時に自由電子は高温側で得たエネルギーを低温側へ移動させる。.

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熱雑音

熱雑音（ねつざつおん、thermal noise）は、抵抗体内の自由電子の不規則な熱振動（ブラウン運動）によって生じる雑音のことをいう。1927年にこの現象を発見した二人のベル研究所の研究者ジョン・バートランド・ジョンソン及びハリー・ナイキストの名前からジョンソン・ノイズまたはジョンソン-ナイキスト・ノイズとも呼ばれる。 抵抗体内で発生する雑音の電圧Vn 、電流In は次式で与えられる。 ここでk B はボルツマン定数、T は導体の温度、Δf は帯域幅、R は抵抗値である。 従ってノイズの大きさPn は次式で与えられる。 また、雑音元(信号元)から回路に入力される雑音電力を入力雑音電力と言い、電気通信分野での増幅器雑音計算には専らこちらが使用される。入力雑音電力N i は次式で与えられる。 入力雑音電力がこの数式で与えられるのは、雑音元を、起電力が上記のV_、内部抵抗がRの電源と考え、負荷につないだときに負荷で消費される電力として計算するからである。入力された電力を、反射することなく負荷で完全に消費するには、負荷のインピーダンスがRである必要があり、その結果として上記の入力雑音電力N_\mathrmが導出される。 ノイズの大きさは温度で決まる。室温（300K）のノイズ（入力雑音電力）の大きさP をデシベル単位（dBm）で表すと である。 熱雑音が問題になるような領域は極めて小さい信号を扱う場合で、そのような場合は、増幅器を極低温まで冷却して極限まで雑音性能を高めることなどがされる。 熱雑音が有効活用される例として、コンピュータの乱数発生器に熱雑音を用いる物がある。.

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燃焼熱

燃焼熱（ねんしょうねつ）とは、ある単位量の物質が完全燃焼した時に発生する熱量である。普通、物質1モルあるいは1グラム当たりの値が用いられ、単位はそれぞれ「J mol−1」「J g−1」で表される。.

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物理学における時間

物理学における時間は、そのによって定義される。すなわち、時間は時計によって読み取られるものである。 古典的な非相対論的物理学では、時間はスカラー量であり、長さ、質量、電荷のように、通常は基本量として記述される。時間は他の物理量と数学的に組み合わせて、運動、運動エネルギー、時間依存の場などの他の概念をすることができる。計時は、技術的および科学的な問題の複合であり、記録管理の基礎の一部である。.

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物理学に関する記事の一覧

物理学用語の一覧。物理学者名は含まない。;他の物理学関係の一覧.

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物質量

物質量（ぶっしつりょう、）は、物質の量を表す物理量のひとつ体積、質量、分子数、原子数などでも物質の量を表すことができる。である。物質を構成する要素粒子の個数をアボガドロ定数 (約 6.022×1023 mol-1) で割ったものに等しい。要素粒子（）は物質の化学式で表される。普通は、分子性物質の場合は分子が要素粒子であり、イオン結晶であれば組成式で書かれるものが要素粒子であり、金属では原子が要素粒子である。 物質量は1971年に国際単位系 (SI) の7番目の基本量に定められた。表記する場合は、量記号はイタリック体の 、量の次元の記号はサンセリフ立体の N が推奨されている。物質量のSI単位はモルであり、モルの単位記号は mol である。熱力学的な状態量として見れば示量性状態量に分類される。.

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相当温度

当温度（そうとうおんど, equivalent temperature）とは、断熱上昇・下降による熱の変化を考える際、空気塊における水蒸気の影響を包含した気温のこと。 大気は、海などから蒸発した水蒸気を含んでいる。蒸発の際に、水蒸気は空気から熱を奪う。そして逆に、水蒸気が凝結すると空気に熱を還す。ここでやり取りされる熱量は潜熱（蒸発熱・凝縮熱）と言い、空気塊の温度に付加される。単位体積における空気の温度（気温）をT 、混合比をr とすると、相当温度Te は以下の式で与えられる。 ここで、 実際には更に、潜熱を計算するための式、上空の低圧空気を一定気圧に変換するための式が別に必要となる。.

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相当温位

当温位（そうとうおんい、）とは、気圧 P の空気塊を断熱的に圧力降下させて、飽和した後さらに空気塊がもつ水蒸気をすべて凝結させて完全に乾燥させ、その後は圧力を上昇させて標準的な参照圧力 P_（通常1000hPa）まで戻すという変化を与えたときに想定される温度である。主に気象学で用いられる。 相当温位は、空気自体が持つ熱と空気中の水蒸気が持つ潜熱を足した熱の総量を、同じ参照気圧に換算することで比較できるようにした値である。空気塊の中で凝結・降水により水が分離してもその空気塊の相当温位は変化しない、つまり保存される。そのため、空気塊が持つ上昇力を知るために非常に適した値で、大気の安定度を示す値の1つとして利用されている。.

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発電

電（はつでん、electricity generation）とは、電気を発生させること。.

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白金

白金（はっきん、platinum）は原子番号78の元素。元素記号は Pt。白金族元素の一つ。 学術用語としては白金が正しいが、現代日本の日常語においてはプラチナと呼ばれることもある。白金という言葉はオランダ語の witgoud（wit.

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百武彗星 (C/1996 B2)

武彗星（ひゃくたけすいせい、Comet Hyakutake; C/1996 B2）は1996年1月に発見された彗星である。同年3月には地球に非常に近い距離を通過した。百武彗星は「1996年の大彗星 (The Great Comet of 1996)」とも呼ばれ、過去200年間で地球に最も近づいた彗星の一つである。このため、地球から見た彗星の光度は非常に明るくなり、世界中で多くの人々がこの彗星を観測した。その人気は、翌年に大彗星となることが前年から待望され、当時木星軌道付近まで近づいていたヘール・ボップ彗星を一時的に凌ぐこととなった。しかし百武彗星が最も明るかった期間はわずか数日間に終わった。 百武彗星の科学的観測によっていくつかの大きな発見がなされた。彗星研究者にとって最も驚きだったのは、彗星からのX線の放射が発見されたことであった。百武彗星は彗星からのX線放射が見つかった初めての例である。このX線は、太陽風に含まれる荷電粒子が彗星のコマの中性原子と相互作用することで放射されると考えられている。また、太陽探査機ユリシーズは百武彗星の核から5億km以上離れた距離で偶然にもこの彗星の尾の中を通過した。このことから、百武彗星がこれまで知られていた彗星の中で最も長い尾を持つことが確認された。 百武彗星は長周期彗星である。前回太陽系内を通過する以前にはその軌道周期は約15,000年であったが、太陽系の巨大惑星からの重力的影響によって現在ではこの周期は約72,000年に延びている。.

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DBm

dBmまたはデシベルミリワット（dBmW）は、電力を1ミリワット(mW)を基準値とするデシベル(dB)の値で表した単位である。電波や光ファイバーなどで信号の強さを表すのに用いられる。dBmで表すことで、非常に大きな値から非常に小さな値までを、以下のように少ない桁数の数字で簡便に表すことができる。.

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DEN 0255-4700

DEN 0255-4700は、エリダヌス座に存在する褐色矮星である。地球からの距離は16.2光年（4.97パーセク）。質量は0.07太陽質量、絶対等級は24.4等、スペクトル型はL9V、表面温度は1500ケルビン。表面にはカリウム、ルビジウム、セシウム、超高温の水が存在するとされている。 2006年にセロ・トロロ汎米天文台の観測によって、地球からの正確な距離が判明した。.

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EBLM J0555-57

EBLM J0555-57は、地球から見てがか座の方向に、約630光年離れた位置にある、3つの恒星から成る連星系である。この中で、主星EBLM J0555-57 Aを公転しているEBLM J0555-57 Abは、発見されている中で、最も小さな恒星として知られている。.

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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。.

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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形成された銀河の集団であり、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。.

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融点

融点（ゆうてん、Schmelzpunkt、point de fusion、melting point）とは、固体が融解し液体になる時の温度のことをいう。ヒステリシスが無い場合には凝固点（液体が固体になる時の温度）と一致する。また、三重点すなわち平衡蒸気圧下の融点は物質固有の値を取り、不純物が含まれている場合は凝固点降下により融点が低下することから物質を同定したり、純度を確認したりする手段として用いられる。 熱的に不安定な物質は溶融と共に分解反応が生じる場合もある。その場合の温度は分解点と呼ばれる場合があり、融点に（分解）と併記されることがある。.

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選択触媒還元脱硝装置

選択触媒還元脱硝装置（せんたくしょくばいかんげんだっしょうそうち、英Selective catalytic reduction、SCR)は とも言われる酸化窒素を、触媒により窒素分子と水に転換する。ガス状の還元剤、一般的には無水のアンモニア、アンモニア水もしくは尿素が煙道ガスに加えられ、触媒上に吸収する。尿素を還元剤として用いたときには二酸化炭素が発生する。 アンモニアを還元剤として用いるの選択的触媒還元は、アメリカのが1957年に特許を取得している。1960年代初期、SCR技術の開発は日本とアメリカで続けられ、安価で信頼性の高い触媒に向けられていた。大容量のSCRは1978年に初めて株式会社IHIにより導入された。Steam: Its Generation and Uses.バブコック・アンド・ウィルコックス. 商用の選択的還元システムは一般に大容量の事業用ボイラー、産業用ボイラー、都市ゴミボイラーに用いられ、 を70-95%低減する。近年の適用においてはディーゼルエンジン、これは大容量の船舶、ディーゼル機関車、ガスタービンや自動車に用いられる。.

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華氏

氏度（カしど、、記号: ）は、数種ある温度のうちのひとつであり、ケルビンの1.8分の1 である。真水の凝固点を32カ氏温度、沸騰点を212カ氏温度とし、その間を180等分して1カ氏度としたことに由来する。 ドイツの物理学者ガブリエル・ファーレンハイトが1724年に提唱した。カ氏度は他の温度と同様「度」の単位がつけられ、他の温度による値と区別するためにファーレンハイトの頭文字を取って“”と書き表される。「32 」は日本語では「カ氏32度」、英語では“32 degrees Fahrenheit”または“32 F”と表現される。.

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褐色矮星

褐色矮星（かっしょくわいせい、英：brown dwarf）とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない天体。.

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視程

視程（してい）とは肉眼で物体がはっきりと確認できる最大の距離のこと。大気の見通し。.

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計量単位一覧

計量単位一覧（けいりょうたんいいちらん）では、計量単位（物理学で使われる物理量や化学の単位）を一覧する。直接物理や化学の量とは対応しないが現象や性質の程度を表す量は「尺度・指標」の項に分類するとされる。 物理学・化学以外の分野の単位については単位一覧を参照.

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計量法に基づく計量単位一覧

計量法に基づく計量単位一覧.

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高温超伝導

温超伝導（こうおんちょうでんどう、high-temperature superconductivity）とは、高い転移温度 で起こる超伝導である。.

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魔装機神シリーズの登場兵器

装機神シリーズの登場兵器（まそうきしんシリーズのとうじょうへいき）では、ウィンキーソフト制作のゲームタイトル『魔装機神シリーズ』シリーズに登場する機動兵器について述べる。.

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負温度

負温度（ふおんど）とは、統計力学においてとなっていること、またその際の温度を指す。 直観とは逆にこれは極めて冷たいことを示すのではなく、いかなる正の絶対温度よりも熱いことを示している。何故なら反転分布のエネルギー係数は −1/Temperature となるからである。この文脈では -0度は他のどの負温度よりも最も高い温度である。.

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超伝導

超伝導（ちょうでんどう、superconductivity）とは、特定の金属や化合物などの物質を非常に低い温度へ冷却したときに、電気抵抗が急激にゼロになる現象。「超電導」と表記されることもある。1911年、オランダの物理学者ヘイケ・カメルリング・オンネスにより発見された。この現象と同時に、マイスナー効果により外部からの磁力線が遮断されることから、電気抵抗の測定によらなくとも、超伝導状態が判別できる。この現象が現れるときの温度は超伝導転移温度と呼ばれ、この温度を室温程度に上昇させること（室温超伝導）は、現代物理学の重要な研究目標の一つ。.

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超伝導転移端センサー

超伝導転移端センサー (ちょうでんどうてんいたんセンサー、Transition Edge Sensor、TES) は、超伝導物質がある温度（超伝導転移温度または臨界温度）を境として、常伝導状態から超伝導状態へ、またはこの逆方向に 数ミリケルビン 以内で急速に相転移を起こす性質を利用した、非常に高感度な熱量センサー(マイクロカロリメータ)である。 超伝導物質としては、通常はアルミニウム、チタンまたはタングステンが用いられる。センサー中では、超伝導物質は超伝導転移温度より極くわずか低温の状態に保持され、境界域の近傍で超伝導状態を保った状態に置かれる。ここに、極く少量でも外部からの熱エネルギーの流入による温度上昇があれば、超伝導物質は超伝導転移温度より高温となり、超伝導状態は壊れて常伝導状態に相転移する。これは電気的には抵抗値の急激な上昇として観測される。 外部からの熱エネルギーの流入による温度上昇は、センサー素子の熱容量がより小さければ、より大きくなるので、センサー素子を極力小さくし、測定対象以外の熱エネルギーから絶縁することにより、より高感度を達成できる。現在の半導体プロセスを応用したMEMS製造技術を用いて作成された極小のセンサー素子では、光子1個分のエネルギーの吸収に起因する温度上昇さえも測定可能となっている。 このため、多数のセンサー素子を平面に配置したセンサーアレイは、ボロメータ型撮像素子として使用可能であり、光子の持つエネルギーを熱エネルギーに変換して、その値を直接測定することから、原理的にはセンサーの閾値を超えるエネルギーを持つ任意の波長の光子を、1個ごとに観測できることになる。実際、ガンマ線、X線から赤外線、100GHz程度のマイクロ波に至るセンサーが実用化されている。マイクロ波用TESは、電波天文学の分野において、南極点望遠鏡、アタカマ宇宙望遠鏡およびプランク衛星で宇宙マイクロ波背景放射の観測用センサーとして実用化されている。.

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超伝導電磁石

宮崎実験線で使用されていたMLU 001の超伝導電磁石，超伝導現象を作り出す為に上部に液体ヘリウムタンクが設置されている 超伝導電磁石（ちょうでんどうでんじしゃく、superconducting magnet、SC magnet）とは、超伝導体を用いた電磁石のことである。超伝導体は電気抵抗がなく発熱の問題もないので、通常の電磁石よりも強力な磁力を発生させることができる。核磁気共鳴分光法（NMR）、核磁気共鳴画像法 (MRI) ですでに実用化されており、もっとも超伝導現象を一般的に用いているものである。今後は磁気浮上式鉄道での実用が期待されている。超伝導磁石と書かれることもあり、工学分野では超電導電磁石（超電導磁石）とも書かれる。.

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超イオン伝導体

超イオン伝導体（ちょうイオンでんどうたい、superionic conductor）または高イオン伝導体（こう—）はイオン結合性の高い化合物のうち、その化合物の融点より十分低い温度領域で高いイオン伝導率（イオン伝導度）を持つもの指す。この場合のイオン伝導率はおよそ 10−3 Ω−1・cm−1 である。超イオン導電体、固体イオニックスとも呼ばれる。 20世紀初めごろの、ヨウ化銀 (AgI)、ヨウ化銅 (CuI) などのイオン伝導性に関する研究が最も初期のものである。イオン伝導性を担うもの（キャリア）にはその化合物を構成する陽イオン、陰イオンのどちらかがなる（どちらかは化合物によって異なる）。また、同時に電子が電気伝導に寄与する化合物もある。 ヨウ化銀の場合、420–828 K の温度範囲で超イオン伝導性を示す（828 K はヨウ化銀の融点）。この性質を示す結晶構造でのヨウ化銀（超イオン伝導相）は α-AgI といわれる。 燃料電池の電極材や電解質、センサーなどへの応用が研究されている。.

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超臨界水

超臨界水とは超臨界状態の水である。ここでは亜臨界水についても記述する。.

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超臨界流体

超臨界流体（ちょうりんかいりゅうたい、英語：supercritical fluid）とは、臨界点以上の温度・圧力下においた物質の状態のこと。気体と液体の区別がつかない状態といわれ、気体の拡散性と、液体の溶解性を持つ。 なお、原子力工学における「臨界状態」とは異なる。.

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超流動

超流動（英語：superfluidity）とは、極低温において液体ヘリウムの流動性が高まり、容器の壁面をつたって外へ溢れ出たり、原子一個が通れる程度の隙間に浸透したりする現象で、量子効果が巨視的に現れたものである。1937年、ヘリウム4が超流動性を示すことをピョートル・カピッツァが発見した。.

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超新星

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、）は、大質量の恒星が、その一生を終えるときに起こす大規模な爆発現象である。.

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黒体

黒体（こくたい、）あるいは完全放射体（かんぜんほうしゃたい）とは、外部から入射する電磁波を、あらゆる波長にわたって完全に吸収し、また熱放射できる物体のこと。.

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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。.

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近似による誤差

x の値が0より大きくなるほど誤差も大きくなっている。 近似による誤差 とは、真の値と近似値の差のことである。 近似による誤差は以下のような事情で発生する：.

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脈動白色矮星

脈動白色矮星（みゃくどうはくしょくわいせい、Pulsating white dwarf）とは非動径脈動により光度が変化する白色矮星である。後述するいくつかのタイプに分類される。2012年5月には超低質量(ELM)なものが初めて報告された。 振動周期は数百秒から数千秒となっており、光度の振幅は1％から30％と小さい。脈動白色矮星の観測によって白色矮星内部の星震学的知見がもたらされている。.

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脂肪族ポリケトン

ポリケトン 200px 密度1240 kg/m3 ヤング率 (E)1500 MPa 強度 (σt)55 MPa 破断伸度350 % シャルピー衝撃値20 kJ/m2 ガラス転移点15°C 融点220°C ビカット軟化点205 熱伝達率 (λ)0.27 W/(m·K) 線膨張係数 (α)11 10−5/K 熱容量 (c)1.8 kJ/(kg·K) 吸水率 (ASTM)0.5 価格3-5 €/kg 脂肪族ポリケトン（あるいは単にポリケトン）は高強度、高耐熱、低吸水性が特徴の熱可塑性ポリマー。ポリマーの主鎖にケトン基を有するため、ポリマー鎖同士の結合力が強く、高融点となる。例えばケトン-エチレンコポリマーで255℃、ケトン-エチレン-プロピレンターポリマーで220℃である。また、耐溶剤性も高く、高強度である。他のエンジニアリングプラスチックと比べると、原料のモノマーが安価である。パラジウム(II) 触媒を使い、エチレンと一酸化炭素から作られる。融点を下げるために少量のプロピレンを混ぜることも多い。 ポリケトン系樹脂は、脂肪族ポリケトンの他、芳香族ポリエーテルケトンなど、主鎖にケトン基を含むポリマー全般を指す。ただし単にポリケトンと言えば、脂肪族ポリケトンを意味する場合が多い。この記事でも、以下ではポリケトンを脂肪族ポリケトンの意味で説明する。 シェルケミカルは1996年、ポリケトンを世界で初めて商品化し、「カリロン」の名で販売を始めたが、2000年には販売中止し、SRIインターナショナルに製造権を譲っている。シェルの他、2013年に韓国の社が独自にポリケトン樹脂を開発している。.

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重力波 (相対論)

重力波（じゅうりょくは、）は、時空（重力場）の曲率（ゆがみ）の時間変動が波動として光速で伝播する現象。1916年に、一般相対性理論に基づいてアルベルト・アインシュタインによってその存在が予言された後、約100年に渡り、幾度と無く検出が試みられ、2016年2月に直接検出に成功したことが発表された。 重力により発生する液体表面の流体力学的な重力波（）とは異なる。.

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重水

重水（じゅうすい、heavy water）とは、質量数の大きい同位体の水分子を多く含み、通常の水より比重の大きい水のことである。重水に対して通常の水 (1H216O) を軽水と呼ぶ。重水素と軽水素は電子状態が同じであるため、重水と軽水の化学的性質は似通っている。しかし質量が違うので、物理的性質は異なる。 通常の水は 1H216O であるが、重水は水素の同位体である重水素（デューテリウム: D, 2H）や三重水素（トリチウム: T, 3H）、酸素の同位体 17O や 18O などを含む。なお通常の水はH216Oが99.76%からなるが、H218O0.17%、H217O0.037%、HD16O0.032%などの水もわずかながら含まれている。 狭義には化学式 D2O、すなわち重水素二つと質量数16の酸素によりなる水のことを言い、単に「重水」と言った場合はこれを指すことが多い。別名に酸化重水素 (deuterium oxide, Water-d2) など。自然界では、D2O としての重水はほとんど存在せず、重水は DHO の分子式として存在する。.

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量の次元

量の次元（りょうのじげん、）とは、ある量体系に含まれる量とその量体系の基本量との関係を、基本量と対応する因数の冪乗の積として示す表現である。 ISOやJISなどの規格では量 の次元を で表記することが規定されているが、しばしば角括弧で括って で表記されるISOやJISなどにおいては、角括弧を用いた は単位を表す記号として用いられている。なお、次元は単位と混同が多い概念であるが、単位の選び方に依らない概念である。。 次元は量の間の関係を表す方法であり、量方程式の乗法を保つ。ある量 が二つの量 によって量方程式 で表されているとき、それぞれの量の次元の間の関係は量方程式の形を反映して となる。基本量 と対応する因子を で表したとき、量 の次元は の形で一意に表される。このとき冪指数 は次元指数と呼ばれる。全ての次元指数がゼロとなる量の次元は指数法則により1である。次元1の量は無次元量（）とも呼ばれる。.

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量子脳理論

量子脳理論（りょうしのうりろん）は、脳のマクロスケールでの振舞い、または意識の問題に、系の持つ量子力学的な性質が深く関わっているとする考え方の総称。心または意識に関する量子力学的アプローチ（Quantum approach to mind/consciousness）、クオンタム・マインド(Quantum mind)、量子意識（Quantum consciousness）などとも言われる。具体的な理論にはいくつかの流派が存在する。.

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臨界磁場

臨界磁場（りんかいじば、Hc）とは、超伝導状態を破壊してしまう磁場の値のこと。外部からの磁場が臨界磁場より強くなければ、超伝導体はマイスナー効果により磁場を排除するが、磁場が臨界磁場を超えると超伝導状態ではなくなってしまう。磁場の反応の違いから超伝導体には第一種超伝導体と第二種超伝導体の二種類がある。第二種超伝導体はHc1とHc2の2つの臨界磁場を持つ。これからは以下の項目で述べる。.

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自由浮遊惑星

自由浮遊惑星（じゆうふゆうわくせい）あるいは浮遊惑星（ふゆうわくせい、rogue planet）とは、惑星程度の質量であるが、それらが形成された恒星系から弾き出され、恒星や褐色矮星、あるいはその他の天体に重力的に束縛されておらず、銀河を直接公転している天体のことである。 2004年にはS Ori 70やCha 110913-773444など、そのような天体の候補がいくつか発見された。2011年までに、名古屋大学、大阪大学などの研究チームがマイクロレンズ法を用いて行った観測によると、銀河系全体の恒星の数の2倍は存在するとみられ、数千億個になると予想されている。 惑星質量天体のいくつかは恒星と同じくガス雲の重力崩壊により形成されたものと考えられており、そのような天体に対して国際天文学連合は準褐色矮星 (sub-brown dwarf) と呼ぶことを提案していた。この種の惑星質量天体について、プラネターという名称も提案されていたが、天文学、惑星科学一般に広く受け入れられてはいない。.

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金属間化合物

金属間化合物（きんぞくかんかごうぶつ、intermetallic compound）は、2種類以上の金属によって構成される化合物。構成元素の原子比は整数である。成分元素と異なる特有の物理的・化学的性質を示す。構成元素が非金属である場合もあり、例として二ホウ化マグネシウム（MgB2, B: ホウ素は非金属）がある。MgB2 は2001年に転移温度 39 ケルビンの超伝導物質であることが分かり、一躍注目を浴びた。 金属間化合物の種類には、下記のようなものがある。.

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金星

金星（きんせい、Venus 、 ）は、太陽系で太陽に近い方から2番目の惑星。また、地球に最も近い公転軌道を持つ惑星である。 地球型惑星であり、太陽系内で大きさと平均密度が最も地球に似た惑星であるため、「地球の姉妹惑星」と表現されることがある。また、太陽系の惑星の中で最も真円に近い公転軌道を持っている。 地球から見ると、金星は明け方と夕方にのみ観測でき、太陽、月についで明るく見える星であることから、明け方に見えるのが「明けの明星」、夕方に見えるのが「宵の明星」という。.

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金星の大気

金星 金星の大気 アルベド 0.65 表面温度 最低*平均最大 228 '''K''''''737''' '''K'''773 K （*最低温度は雲の上層部のみで観測される） 大気圧 9321.9 kPa 二酸化炭素 ～96.5% 窒素 ～3.5% 二酸化硫黄0.015% 水蒸気0.002% 一酸化炭素0.0017% アルゴン0.007% ヘリウム0.0012% ネオン.0007% 硫化カルボニル 塩化水素 フッ化水素 わずか 本稿では金星の大気（きんせいのたいき）について述べる。 太陽系で太陽に2番目に近い惑星である金星の大気は、地球の大気と大きく異なっている。地球の大気に比べて金星の大気は密度も温度も高く、より高い高度まで続いている。その大気に浮かぶ雲はアルベド（反射能）が高く、レーダーや他の手段を利用しない限り地表を見ることができない。そのため、1989年に打ち上げられた探査機マゼランが到着するまでは、金星の地表を調べられなかった。.

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酸化マグネシウム

酸化マグネシウム（さんかマグネシウム、magnesium oxide）はマグネシウムの酸化物で、化学式MgOの化合物。白色または灰色の固体。マグネシア乳(milk of magnesia)、カマ、カマグとも呼ばれる。.

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酸化レニウム(VI)

酸化レニウム(VI)（さんかレニウム ろく、rhenium(VI) oxide）は、化学式が ReO3 と表されるレニウムの酸化物で、金属光沢を持つ赤い固体である。第7族元素 (Mn, Tc, Re) の三酸化物の中で唯一安定に存在する。.

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酸化インジウムスズ

酸化インジウムスズ（さんかインジウムスズ、Indium Tin Oxide、ITO）は酸化インジウム(III) (In2O3) と酸化スズ(IV) (SnO2) の無機混合物である。粉末は黄色～灰色であるが、可視光領域の透過率が高いため、薄膜ではほぼ無色透明である。実用上、重量比9:1程度で用いられることが多い。 ITOの特徴は電気伝導性と透明性である。蒸着成膜することで電荷密度が向上し導電性も向上する傾向にあるが、その一方で透明性が低下してしまう。ITOの薄膜は主に電子ビーム蒸着法、物理気相成長法、スパッタ蒸着法などを用いて製造されている。.

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酸化ガリウム(III)

酸化ガリウム(III)（さんかガリウム）は化学式Ga2O3で表される無機化合物である。化学気相成長法によって半導体素子の合成の一部に用いられる。.

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酸化クロム(III)

酸化クロム(III)（さんかクロム さん、chromium(III) oxide）は、化学式が Cr2O3 と表される暗緑色の無機化合物である。クロムの主要な酸化物の1つであり、オキサイド・オブ・クロミウムという顔料としても用いられる。天然には、まれな鉱物エスコライトとして産出する。.

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酸素

酸素（さんそ、oxygen）は原子番号8、原子量16.00の非金属元素である。元素記号は O。周期表では第16族元素（カルコゲン）および第2周期元素に属し、電気陰性度が大きいため反応性に富み、他のほとんどの元素と化合物（特に酸化物）を作る。標準状態では2個の酸素原子が二重結合した無味無臭無色透明の二原子分子である酸素分子 O として存在する。宇宙では水素、ヘリウムに次いで3番目に多くの質量を占めEmsley (2001).

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酸素燃焼過程

酸素燃焼過程（さんそねんしょうかてい、oxygen burning process）は大質量星で起きる核融合過程である。酸素の燃焼は1.5×109 K の温度と4×1010 kg/m3 の圧力下で起こる。 以下に主な反応を示す： Si-28 + He + 9.594MeV -->: ネオン燃焼過程は恒星のコアに酸素とマグネシウムの不活性なコアを形成する。ネオン燃焼が終了するとコアの温度は低下し、コアは重力により圧縮される。その結果、コアの密度と温度が上昇し、酸素の燃焼が始まる。酸素の燃焼はおよそ半年から1年の間続き、ケイ素が豊富なコアを形成する。この時点ではケイ素燃焼過程が始まる温度に達していないのでケイ素のコアは不活性である。酸素が全て消費されると、コアは再び冷却されて圧縮される。コアの温度が上昇し、ケイ素燃焼過程が始まる。このとき、コアの外側には順番に、酸素燃焼が続いている殻、ネオンの殻、炭素の殻、ヘリウムの殻、水素の殻が存在している。 Category:核融合 Category:恒星物理学.

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酒石酸カリウムナトリウム

酒石酸カリウムナトリウム（しゅせきさんカリウムナトリウム、Potassium sodium tartrate）は、2価のカルボン酸である酒石酸がナトリウムおよびカリウムと塩を形成した構造をもつ複塩。1675年ごろにラ・ロシェルの薬学者ピエール・セニエット（Pierre Seignette）によって初めて合成されたことから、ロッシェル塩またはセニエット塩とも呼ばれる。.

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色温度

色温度（いろおんど、しきおんど、英語：color temperature）とは、ある光源が発している光の色を定量的な数値で表現する尺度（単位）である。単位には熱力学的温度の '''K（ケルビン）''' を用いる。.

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鉄系超伝導物質

鉄系超伝導物質（てつけいちょうでんどうぶっしつ）は、鉄を含み超伝導現象を示す化合物。銅酸化物以外では、二ホウ化マグネシウムなどを抑え、2016年現在最も超伝導転移温度（Tc）の高い高温超伝導物質である細野、応用物理、P.34（2009年）。研究が活発化した2008年の1年間でTcが2倍以上に急上昇したことから、さらなる研究の発展が期待されている広井、パリティ、P.26（2009年）。.

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鉛

鉛（なまり、lead、plumbum、Blei）とは、典型元素の中の金属元素に分類される、原子番号が82番の元素である。なお、元素記号は Pb である。.

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蛍光灯

蛍光灯（けいこうとう）または蛍光ランプ（fluorescent lamp）、蛍光管（けいこうかん）は、放電で発生する紫外線を蛍光体に当てて可視光線に変換する光源である。方式は 熱陰極管 (HCFL; hot cathode fluorescent lamp) 方式と 冷陰極管 (CCFL; cold cathode fluorescent lamp) 方式とに大別され、通常「蛍光灯」と呼ぶ場合は、熱陰極管方式の蛍光管を用いた光源や照明器具を指すことが多い。 最も広く使われているのは、電極をガラス管内に置き（内部電極型）、低圧水銀蒸気中のアーク放電による253.7nm線を使うものである。水銀自体は環境負荷物質としてEU域内ではRoHS指令による規制の対象であるが、蛍光灯を代替できる他の技術が確立されていなかったことや、蛍光灯が広く普及していたこと、発光原理上水銀を使用せざるを得ないことを理由として蛍光灯への使用は許容されている。 水銀の使用と輸出入を2020年以降規制する水銀に関する水俣条約が2017年5月に発効要件である50か国の批准に至り、同年8月16日に発効、これを受け日本国内でも廃棄物処理法に新たに水銀含有廃棄物の区分が設けられ、廃棄蛍光ランプも有害廃棄物として管理を求められるなど、処分費用の負担が増加することから、これまで廃棄蛍光ランプを無料回収していた量販店も有料回収に切り替えている。 蛍光灯を代替する技術としてLED照明も既に実用化されていることから、日本国内においては新築のオフィスビルなどでは全館LED照明を採用する事例も増えている。家庭向けにも蛍光灯照明器具の製造・販売を終息するメーカーが相次いでおり，蛍光灯の使用は淘汰される方向へと情勢が大きく変化している。.

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電子化物

電子化物の空隙とチャネル 電子化物（でんしかぶつ、electride）は、アニオンとして電子を含むイオン性化合物である。詳しく研究された最初の電子化物は、アルカリ金属の液体アンモニア溶液であった。金属ナトリウムが液体アンモニアに溶解すると、+ と溶媒和電子からなる青色の金属色溶液となる。バーチ還元で示されるように、このような溶液は強力な還元剤である。この青い溶液を蒸発させるとナトリウム鏡が得られる。電子がアンモニアを還元するにつれて、溶液はゆっくりと色を失う。 +e− の溶液に クリプタンド222を加えることで +e− が生じる。この溶液を蒸発させると、化学式 +e− の濃紺色で常磁性の塩が得られる。4+(e−)4 は室温で安定しているが、通常の塩は240 K以上で分解する。電子化物中では、電子はカチオン間で非局在化している。電子化物は常磁性で、モット絶縁体である。 ナトリウムとリチウムで新たに見出された絶縁性高圧形態に、電子化物の挙動に関する強力な理論的証拠がある。.

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電子ボルト

物理学において、電子ボルト（エレクトロンボルト、electron volt、記号: eV）とはエネルギーの単位のひとつ。 素電荷（そでんか）（すなわち、電子1個分の電荷の符号を反転した値）をもつ荷電粒子が、 の電位差を抵抗なしに通過すると得るエネルギーが 。.

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電気抵抗

電気抵抗（でんきていこう、レジスタンス、electrical resistance）は、電流の流れにくさのことである。電気抵抗の国際単位系 (SI) における単位はオーム（記号：Ω）である。また、その逆数はコンダクタンス と呼ばれ、電流の流れやすさを表す。コンダクタンスのSIにおける単位はジーメンス（記号：S）である。.

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電気抵抗率の比較

本項では、電気抵抗率の比較（でんきていこうりつのひかく）ができるよう、昇順に表にする。 長さ L 、断面積 A の物体の電気抵抗 R は、次式で求めることができる。 この ρ が電気抵抗率であり、単位は Ωm である。 電気抵抗率は、温度や不純物の量など様々な条件により変化する。特記のない場合は室温（20℃、293.15ケルビン）での値を示す。また、*で示したもの（主として半導体）の電気抵抗率は不純物に強く依存する。 以下に示す値は概算である。累乗の値はほぼ正確であるが、（桁数が多く書かれているものも含めて）係数はあまり正確ではない。単体については、それぞれの元素の項目に記載されている導電率の逆数を計算し、4桁目で四捨五入している。.

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雑音温度

電子工学において、雑音温度とはコンポーネントやソースにより導入された利用可能な雑音パワーのレベルを表現する1つの方法。雑音のパワースペクトル密度は、そのレベルのジョンソン-ナイキスト雑音を出す温度（単位はケルビン）で表される。よって このとき.

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速さ

物理学の運動学における速さ（はやさ、speed）は、速度ベクトルの大きさを指す用語である。各時刻の位置が特定できるような何らかの'もの'があって、その'もの'が時間とともに移動していく場合に、その（道のりとしての）移動距離が時間的に増していく変化のすばやさ（変化率）を表す量である。速度が一定の場合は、単位時間あたりの移動距離であると考えてよい。.

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耐熱ガラス

耐熱ガラス（たいねつガラス）とは、熱膨張率を何らかの手段で下げて、急激な温度変化を加えても割れないよう強化したガラスのこと。 コーニング社のパイレックス (PYREX) が有名。この製品は、SiO2とB2O3を混合したホウケイ酸ガラスの一種で、熱膨張率は約 3×10-6/K である。耐熱衝撃性に加えて耐腐食性にも優れている。ほぼ同素材の耐熱ガラスとしてSchott社のDuran、HARIO社のHARIOなどがある。.

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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。.

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G2 (星雲)

G2とは、銀河系の中心部に存在するいて座A*にある超大質量ブラックホールの周辺を公転するガス雲である。.

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GCIRS 13E

GCIRS 13Eとは、銀河系の中心いて座A*を公転する星団、及びその中央にある中間質量ブラックホールの名称である。ただしブラックホールの存在に関する議論は未決着である。.

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GJ 1214

GJ 1214（グリーゼ・ヤーライス1214）は、へびつかい座の方角、地球からおよそ47光年の位置に存在するスペクトル型M4.5の赤色矮星である。.

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GJ 1214 b

GJ 1214 bは、へびつかい座の方向に約42光年離れた位置にある恒星GJ 1214を公転している太陽系外惑星で、2009年12月に発見された。2017年現在、GJ 1214 bは海洋惑星である可能性が最も高い候補である。そのため、科学者たちはGJ 1214 bをThe waterworldと呼んだ。 GJ 1214 bは、木星型惑星よりも半径や質量が有意に小さい惑星、スーパーアースであることが確認された系外惑星としては、CoRoT-7bに続き二例目である。この星は地球に似ている点と、21世紀初頭の技術を使って惑星が恒星の前を通過する様子を観測し、惑星の大気を研究できるという事実が意義深い。.

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GJ 1245

記載なし。

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GJ 3021

GJ 3021 は、みずへび座の方角に約57光年の位置にある連星である。肉眼で見ることができる。主星のGJ 3021 A はソーラーアナログだと考えられ、2000年時点で太陽系外惑星の存在が確実になっている。.

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GJ 3470 b

GJ 3470 b とは、地球から見てかに座の方向に約82.2光年離れた位置にあるスペクトル型がM型の恒星 GJ 3470 の周辺を公転する太陽系外惑星である。.

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Gliese 180

Gliese 180 (GJ 180）は、GJ 180 b と GJ 180 cとして知られる2つの惑星を持つ赤色矮星である。これらの天体は地球から約39光年離れている。.

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GRB 101225A

GRB 101225Aとは、2010年12月25日にアンドロメダ座の方向に発生したガンマ線バーストである。ガンマ線放出の継続時間が約28分と非常に長いことが特徴である。発生日時から通称「クリスマスバースト」とも呼ばれる。GRB 101225Aの発見は、ガンマ線バーストの種類がより多様であることを示している。.

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GSC 02620-00648

GSC 02620-00648 は、ヘルクレス座の12等星。太陽系から1400光年離れた位置に存在する。恒星Aと恒星Cの2つの天体からなる連星で、Aは太陽の1.18倍の質量を持つと見られている。また、Aの周囲を公転する太陽系外惑星が発見されている。.

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GSC 02652-01324

GSC 02652-01324は、こと座の方角に521光年離れた位置にあるK型主系列星である。.

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HAT-P-11

HAT-P-11 とは、はくちょう座の9等星で、太陽系から120光年の距離にある。太陽と比べ一回り小さいスペクトル型Kの恒星で、光度は太陽の1/4程度である。2009年に太陽系外惑星が1つ発見された。.

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HAT-P-12

HAT-P-12は、りょうけん座の方角に約465光年の距離にある13等級の恒星である。.

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HAT-P-3

HAT-P-3 は、おおぐま座の方角にある12等星で、太陽系から460光年離れた位置に存在する。スペクトル型はK型で、太陽より小さく暗い恒星だと考えられている。2009年までに太陽系外惑星が1個発見されている。.

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HAT-P-4

HAT-P-4は、うしかい座の方角に約1,020光年の距離にある連星系である。.

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HAT-P-5

HAT-P-5は、こと座の方角に約1100光年離れた位置にある12等級の恒星である。.

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HAT-P-7

HAT-P-7 とは、はくちょう座の10等星で、太陽系から1000光年前後離れた位置にあるF型の恒星である。半径が太陽の1.8倍ある明るい星で、2010年時点で1つの太陽系外惑星を持つことが知られている。.

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HAT-P-7b

HAT-P-7bとは、はくちょう座の方角にある太陽系外惑星である。スペクトル型がF6Vの恒星HAT-P-7（別名GSC 03547-01402）を公転しており、ホット・ジュピターに分類されている。 HAT-P-7bは半径0.038天文単位の軌道を2.2日かけて一周している。質量と半径はそれぞれ木星の1.8倍と1.4倍で、恒星から強い日射を受けるため、昼側の半球は2,730Kの高温に達すると考えられている。また、恒星の自転と逆方向に公転していることが明らかになっている。.

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HAT-P-8

HAT-P-8は、ペガスス座の方角に約750光年の距離にある連星系である。.

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HAT-P-9

HAT-P-9は12等級の恒星であり、ぎょしゃ座の方向に約1,560光年離れた位置にある。.

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HD 101065

HD 101065、通称プシビルスキ星 (Przybylski's Star) は、太陽系から約360光年の位置にある恒星で、ケンタウルス座に属する。.

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HD 10180

HD 10180は、太陽に似たG型主系列星である。.

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HD 101930

HD 101930は、ケンタウルス座の方角に約97光年の距離にある8等級の恒星である。橙色のK型主系列星で、太陽より若干暗く冷たい。.

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HD 102117

HD 102117は、ケンタウルス座の方角に約130光年の位置にある、7等級の恒星である。.

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HD 102195

HD 102195は、おとめ座の方角に約96光年の距離にある橙色の主系列星である。.

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HD 102272

HD 202272は、しし座の方角に約1,200光年の位置にあるK型の巨星である。2008年の時点で2つの太陽系外惑星が知られている。.

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HD 102365

HD 102365或いはHR 4523は、ケンタウルス座の北東部に位置し、太陽系から約30.1光年の距離にある連星である。主星は、太陽に似たG型主系列星で、これと固有運動を共有するM型主系列星の伴星が存在する。主星と伴星の距離は、見かけの離角と星系までの距離から、約211AUと推定される。これは、海王星軌道の平均的な半径の7倍になる。.

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HD 104985

HD 104985は、きりん座の恒星で6等星。2003年に太陽系外惑星が発見された。.

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HD 111232

HD 111232は、はえ座の方角にある黄色い主系列星である。地球からは約93光年離れ、7.61等級である。太陽の7割の質量を持つ。.

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HD 114729

HD 114729は、ケンタウルス座の方角に約118光年の距離にある7等級の恒星である。太陽と似た黄色の主系列星である。太陽より若干軽いが、明るさは約2倍である。これは、太陽よりずっと年上、おそらくは100億歳以上であることを示唆している。.

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HD 11506

HD 11506は、くじら座の方角にあるG型主系列星である。地球から約164光年離れており、8等星である。.

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HD 125612

HD 125612はおとめ座の方向に約170光年離れた位置にある連星系である。.

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HD 12661

記載なし。

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HD 128311

HD 128311 は、うしかい座の方向に54光年離れた位置に存在する橙色の主系列星である。アルゲランダー記法でうしかい座HN星とも呼ばれる。共鳴関係にある2つの太陽系外惑星が周囲を公転してることで知られている。.

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HD 130322

HD 130322は、おとめ座の方角にある8等級の恒星である。橙色のK型主系列星で、太陽よりも若干暗くて冷たい。北極圏を除きほぼ世界中で、望遠鏡か双眼鏡を使うと、ほぼ正確に天の赤道上に見ることができる。.

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HD 131399 Ab

HD 131399 Abは地球から見てケンタウルス座の方向に約340光年離れた位置にある3重連星系、HD 131399の主星であるHD 131399 Aを公転している太陽系外惑星である。2016年に存在が公表された。これまでで発見された太陽系外惑星の中でも数少ない、直接撮影で発見された太陽系外惑星である。.

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HD 133131

HD 133131は、地球から約140光年離れた位置にある連星系である。太陽によく似た2つのG型主系列星から成る。.

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HD 134064

HD 134064は、うしかい座の方角に約235光年の距離にある連星系である。.

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HD 13931

HD 13931 とは、太陽系からアンドロメダ座の方角に約144光年離れた位置にあるG型の恒星である。視等級は7.6と暗いので肉眼で見ることはできない。2010年現在1個の惑星を持つことが知られている。.

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HD 140283

HD 140283とは、地球から見ててんびん座の方向に約190光年離れた位置にあるF型の恒星である。2013年までに発見されている中で宇宙で最も古い天体である。.

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HD 141937

HD 141937は、てんびん座の方角に約105光年の距離にある恒星である。視等級は7.25であり、肉眼では見ることができない。太陽とよく似た黄色の主系列星に分類され、質量は太陽質量に近く、半径も太陽とほぼ同じである。年齢は太陽より若い。.

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HD 142

HD 142は、ほうおう座の方角に約84光年の距離にある、6等級の恒星である。.

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HD 142415

HD 142415は、じょうぎ座の方角に約116光年の距離にある、7等級の黄色主系列星である。太陽と比べ、質量は1.15倍、半径は0.98倍、光度は1.1倍、表面温度は1.03倍、金属量は1.4倍と良く似ている。年齢は10億歳程度である。.

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HD 1461

HD 1461は、くじら座の方角に地球から約76光年の位置にある、太陽より若干大きいG型主系列星である。.

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HD 147018

HD 147018は、みなみのさんかく座の方角にあるG型主系列星で、明るさは8.3等級である。地球からは、約132光年離れた位置にある。.

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HD 147506

HD 147506 はヘルクレス座に存在する9等星で、太陽からは約440光年ほど離れた位置にある。暗い恒星なので観測には望遠鏡などの機材を必要とする。スペクトル型がF型の、太陽と比べてやや高温の星で、質量・半径も太陽より少し大きい。2009年までに周囲を公転する太陽系外惑星が一つ発見されている。.

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HD 147513

HD 147513は、さそり座の方角にある恒星である。視等級は5.4で、ボートル・スケールでは郊外ならば肉眼でみえる明るさである。年周視差から計算すると、地球から約42光年離れている。 イタリアの天文学者ジュゼッペ・ピアッツィによって初めて星表に収録され、"XVI 55"という符号が付けられた。XVIはローマ数字の「16」で、ピアッツィの星表中で、赤経16時台の西から数えて55番目、というのが符号の意味である。.

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HD 149026

HD 149026は、ヘルクレス座の方角に約257光年の位置にある黄色準巨星である。太陽よりも重く、大きく、明るいと考えられている。2005年時点で、周囲を公転する太陽系外惑星の存在が明らかになっている。この恒星の名前はヘンリー・ドレイパーカタログの識別番号である。.

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HD 161693

HD 161693は、りゅう座の6等星。.

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HD 16175

HD 16175は、ペルセウス座の方角に約190光年の距離にある7等級のG型主系列星である。この恒星は双眼鏡以上の器具を使わないと見ることができない。絶対等級は3.45であり、可視光で太陽より3.53倍明るい。.

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HD 162826

HD 162826は、我々の太陽と兄弟関係にあると目される恒星。地球からヘルクレス座の方向に約110光年の距離にある7等星。.

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HD 167042

HD 167042 は、りゅう座の6等星。太陽系から163光年離れた位置に存在する、スペクトル型K型の巨星である。質量は1.64太陽質量で、年齢は22億歳と見られており、かつて主系列星だった時代にはスペクトル型A型の星だったと推測されている。.

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HD 16760

HD 16760 はペルセウス座の方角にある連星系で、太陽系から150光年離れている。恒星A (HIP 12638) は太陽に似たG型主系列星で、恒星B (HIP 23635) は主星より1.5等級ほど暗い天体である。二つの天体の間は14.6秒角離れており、連星系までの距離を148光年とすると、この角度は660天文単位の距離に相当する。 2009年7月、恒星Aの周囲を、木星質量の10倍程度の天体が公転していることが発見された。惑星と褐色矮星のどちらに分類されるべきかは2009年12月の時点では確定していない。.

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HD 170469

HD 170469は、へびつかい座の方角に約198光年の距離にある黄色準巨星である。視等級は8.21である。.

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HD 17092

HD 17092は、ペルセウス座の方角にある8等級の恒星である。スペクトル型K0 IIIの橙色巨星である。双眼鏡以上の機器を用いないと見ることができない。.

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HD 171238

HD 171238は、いて座の方角に約144光年の距離にある、9等級の主系列星である。この恒星は太陽よりも若干冷たく、軽く、若く、金属量が多い。 変光星総合カタログでは、りゅう座BY型変光星の可能性もあるとされているが、ヒッパルコス衛星の観測では、光度はほとんど変化していない。.

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HD 17156

HD 17156は、カシオペヤ座の方角にある黄色準巨星である。8等級であり、肉眼では観測出来ないが、性能のよい双眼鏡を使うと観測することが出来る。 質量は太陽より27.5%、半径は50.8%大きい。表面温度は6,079Kで、太陽の5,778K よりもやや高温である。また彩層の観測により、2007年の研究では、年齢は44億年から70億年と推定されていたが、2011年の発表で、31億6000万年から38億5000万年に改められた。この星はすでに主系列星の最終段階で、すぐに近傍の惑星を飲み込むと考えられている。.

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HD 173739とHD 173740

HD 173739とHD 173740は、太陽から11.5光年の距離に存在する、2個の恒星からなる連星である。2000年にハッブル宇宙望遠鏡によって観測が行われたが、太陽系外惑星や褐色矮星などの天体は発見されなかった。.

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HD 179949

HD 179949は、いて座の方角にある6等級の恒星である。薄黄色の主系列星で、太陽より熱く、明るい。地球から約90光年の距離にあり、良い環境の下では肉眼で見ることができる。しかし、通常は双眼鏡以上の器具が必要である。.

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HD 183263

HD 183263は、わし座の方角に約180光年の位置にある8等級の恒星である。 この恒星は燃料の水素がほぼ尽きかけており、最終的には赤色巨星を経て、白色矮星となって死を迎える。絶対等級は4.15と太陽の4.83等級よりも明るく、表面温度もやや高い。.

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HD 187085

HD 187085は、いて座の方角に約144光年の距離にある黄色の主系列星である。太陽よりも若く、約10億歳と推定されており、太陽よりも1.2倍質量が大きい。.

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HD 187123

HD 187123は、はくちょう座の方角に約157光年の距離にある8等級の恒星である。肉眼では見えないが、双眼鏡や小さな望遠鏡を用いると容易に見ることができる。.

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HD 188753

HD 188753は、はくちょう座の方角、地球から約151光年の距離にある、三重連星系である。2005年に太陽系外惑星の存在が発表されたが、後にその証拠がみられないとされ、惑星を持つ星系には数えられていない。.

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HD 189733

HD 189733は、太陽系から約63光年の距離にある、こぎつね座の連星。M27（亜鈴状星雲）から0.3度ほど離れている。主星 HD 189733 A（以下 A星）は橙色の主系列星、伴星 HD 189733 B（以下 B星）は赤色矮星と推定される。2005年にはトランジット（掩蔽）観測によって惑星 HD 189733 b（以下 惑星b）が発見された。.

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HD 197027

HD 197027は、やぎ座にある恒星である。 この恒星の性質を計測した結果、太陽に非常によく似ている事がわかり、ソーラーツインの候補とされた。21の元素の含有量は、知られている他のソーラーツインよりも太陽に近い。さらに、有効温度、表面重力、微視的乱流は、太陽にほぼ等しい。ただし、約36億年と太陽よりかなり古い。太陽に似ている事は、地球型惑星を持つ候補である可能性を示唆している。.

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HD 20367

HD 20367は、おひつじ座のペルセウス座との境目に非常に近い方角に、約86光年離れた位置にある6等級の恒星である。太陽よりも若干大きく、温度や金属量も太陽より上で、若い恒星だとみられる。.

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HD 204313

HD 204313は、やぎ座の方角に約155光年の距離にある、8等級のG型主系列星である。.

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HD 205739

HD 205739は、みなみのうお座の方角にあるスペクトル型F7 VのF型主系列星である。太陽から約304光年離れている。.

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HD 20782

HD 20782は、ろ座の方角に約117光年の距離にある、7等級のG型主系列星である。年齢は55億歳程度と推定され、質量は太陽とほぼ同じである。 という別の恒星と連星系を成している。HD 20781との離角は約252秒と非常に大きく、実際の距離にするとおよそ9,000AU離れていることになるが、固有運動が同じであり、化学的にも同質で一緒に誕生したと考えられる。.

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HD 210277

HD 210277は、みずがめ座の方角にある7等級の恒星で、太陽と似た黄色の主系列星である。地球から約70光年の位置にあり、肉眼では見えないが、双眼鏡では容易に見ることができる。質量は0.99太陽質量程度で、年齢は約75億年と推定されている。.

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HD 213240

HD 213240は、つる座の方角に約133光年の距離にある主系列星である。太陽よりも、金属量に富んでいる。.

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HD 215497

HD 215497は、きょしちょう座の方角に約142光年の位置にある恒星である。スペクトル型はK3Vで太陽と非常に良く似た性質を持つ。2009年に太陽系外惑星が発見された。.

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HD 216770

HD 216770は、みなみのうお座の方角に約116光年の距離にある8等級の恒星である。黄色のG型主系列星で、太陽よりも若干暗く冷たい。.

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HD 217107

HD 217107は、うお座の方角に地球から約65光年の距離にある黄色準巨星である。質量は太陽質量とほぼ同じであるが、かなり古い。2つの惑星を持つことが知られており、1つは恒星に極端に近い軌道を7日間の周期、もう1つはもっと遠い距離を約8年間の周期で公転している。.

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HD 219828

HD 219828は、ペガスス座の方角約256光年離れた位置にある、8等級の恒星である。黄色準巨星で、核での水素核融合は終わっているとみられる。.

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HD 221287

HD 221287は、きょしちょう座の方角に約180光年の距離にあるF型主系列星である。視等級は7.82で、絶対等級は4.20である。HIP 116084とも呼ばれている。.

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HD 222582

HD 222582は、みずがめ座の方角約136光年離れた位置にある連星系である。.

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HD 224693

HD 224693は、くじら座の方角約321光年離れた位置にある黄色準巨星である。.

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HD 23079

HD 23079は、レチクル座の方角に約108光年の距離にある恒星である。7.1等級であり、肉眼では見えないが、双眼鏡を用いると簡単に見ることができる。 スペクトル型はF8またはG0であり、水素を燃料とする主系列星である。太陽よりも若干大きく重いが、太陽と似た恒星である。太陽が45.7億歳なのに対して、この恒星は約20億歳である。.

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HD 23596

HD 23596は、ペルセウス座の方角に約170光年の位置にある7等級の恒星である。光度は太陽の2.63倍である。HD 23596の質量、半径、温度、金属量は太陽より少し上で、年齢は太陽に近い。スペクトル型はF8である。.

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HD 240210

HD 240210は、カシオペヤ座の方角におよそ466光年の距離にある恒星である。.

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HD 24040

HD 24040は、おうし座の方角に約150光年の距離にあるG型主系列星である。.

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HD 2638

HD 2638は、くじら座の方角にある10等級の連星である。主星は、太陽と類似した恒星である。小さな望遠鏡を用いて見ることができる。.

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HD 269810

HD 269810は、大マゼラン雲にある青色巨星である。既知の恒星の中で、質量が最も大きい恒星の一つ、且つ光度が最も高い恒星の一つで、スペクトル型がO2の数少ない既知の恒星の一つである。.

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HD 27894

HD 27894は、地球から見てレチクル座の方角に、約143光年の位置にある9等級の恒星である。K型主系列星で、太陽よりも暗くて冷たい。.

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HD 28254

HD 28254は、かじき座の方角に約178光年離れた位置にある8等級のG型主系列星、もしくは準巨星である。質量と半径は共に太陽より大きく、金属量は太陽の2.29倍にもなる。誕生から79億年が経過しているとされている。.

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HD 290327

HD 290327は、オリオン座の方角に約186光年の距離にある9等級のG型主系列星である。この恒星は、太陽とほぼ同じ大きさで、表面温度、光度、質量は太陽より下である。また、金属量は太陽の9分の7程度である。.

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HD 30177

HD 30177は、かじき座の方角に約177光年の距離に位置する8等級の恒星である。黄色の主系列星で、核内では水素を燃料としている。また、太陽よりも倍以上の年齢の古い恒星である。2つの太陽系外惑星が周囲を公転するのが発見されている。.

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HD 30562

HD 30562は、エリダヌス座の方角に約86光年の距離にある、6等級のF型主系列星である。.

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HD 32518

HD 32518は、きりん座の方角に約390光年の距離にある、6等級のK型巨星である。太陽と比べ、1.13倍質量が大きく、10.22倍大きく、46.4倍明るい。しかし、金属量は太陽より少なく、年齢も太陽よりやや上とみられる。.

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HD 33283

HD 33283は、うさぎ座の方角に約288光年の距離にある8等級の恒星である。HD 33283は太陽と良く似た恒星で、スペクトル型はG3 Vである。太陽より質量、半径、表面温度は上で、金属量にいたっては2.3倍にもなる。一方、年齢は太陽より下である。.

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HD 33564

HD 33564は、きりん座の方角に約68光年の位置に存在する5等級の恒星で、肉眼で見ることができる。F型主系列星であり、太陽よりも熱くて重い。年齢は約22億歳であり、鉄の含量は太陽の76%である。 HD 33564は三重星で、30.3秒離れた位置に9等星のBが、172.9秒離れた位置に9等星のCが存在する。しかし、これらの星の間には、物理的な結びつきはなく、見かけの三重星と考えられる。.

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HD 34445

HD 34445は、オリオン座の方角に約148光年の位置にある7等級の恒星である。.

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HD 37124

HD 37124は、おうし座の方角へ約110光年の距離にある黄色主系列星である。3つの太陽系外惑星が、HD 37124の周りを公転しているのが発見されている。.

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HD 37605

記載なし。

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HD 40307

HD 40307は、がか座の方向に42光年離れた位置にあるK型主系列星で太陽の4分の3の質量と直径をもつ。.

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HD 40979

HD 40979は、ぎょしゃ座の方角に約111光年の距離にある連星系である。.

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HD 4113

HD 4113は、ちょうこくしつ座の方角に約144光年の位置にある金属に富んだ恒星である。太陽に似た恒星で、約49秒角離れた位置に、12.7等級の伴星（HD 4413B）を持つ。.

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HD 4203

HD 4203は、うお座の方角に約257光年の距離にある9等級の恒星である。スペクトル型がG5の黄色い星である。誕生してから50億年を経ている。.

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HD 4208

HD 4208は、ちょうこくしつ座の方角に約111光年の距離にある、8等級の恒星である。スペクトル型がG5 Vの太陽に似た黄色の主系列星で、太陽より若干冷たく暗い。肉眼では見えないが、双眼鏡や小さな望遠鏡で見ることができる。.

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HD 4308

HD 4308は、きょしちょう座の方角に約72光年の距離にある7等級の恒星である。.

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HD 43197

HD 43197は、おおいぬ座の方角に約200光年の距離にある、9等級のG型主系列星である。この恒星は、太陽と比べて大きさはほぼ同じだが、表面温度と光度は太陽より下である。また、金属量は太陽の2.5倍である。.

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HD 43691

HD 43691は、ぎょしゃ座の方角に約278光年の距離にある、三重連星系である。.

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HD 44219

HD 44219は、いっかくじゅう座の方角に約172光年の距離にある8等級のG型主系列星である。この恒星は太陽と比べて大きく、明るく、質量や表面温度はほぼ同じである。また、金属量は太陽より若干多い。.

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HD 45350

HD 45350は、ぎょしゃ座の方角に約160光年の距離にある、8等級の恒星である。スペクトル型がG5 IVの黄色準巨星で、核での水素燃焼は終了している。太陽より若干冷たいが、明るい。この恒星は非常に古く、まもなく赤色巨星へ膨張を開始すると考えられている。.

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HD 45652

HD 45652は、いっかくじゅう座の方角にある、スペクトル型G8-K0の恒星である。地球から約118光年離れており、8.1等級である。.

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HD 47536

HD 47536は、おおいぬ座の方角に約400光年の位置にある5等級の橙色巨星である。2007年時点で、2つの太陽系外惑星が公転していることが知られている。.

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HD 48265

HD 48265は、とも座の方角にあるG型主系列星もしくは準巨星である。地球から約293光年離れており、視等級は8である。.

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HD 49674

HD 49674は、ぎょしゃ座の方角に約140光年の距離にある、8等級でスペクトル型がG5 VのG型主系列星である。質量や直径は太陽と大体同じだが、表面温度と光度は太陽よりやや下である。.

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HD 49798

HD 49798は、とも座の恒星の1つでO型主系列星。伴星で白色矮星のRX J0648.0–4418を持つ。.

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HD 50554

HD 50554は、地球から見て、ふたご座の方角に約100光年離れた位置にある恒星である。.

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HD 52265

HD 52265は、いっかくじゅう座の方角に約97光年の距離にある6等級のG型主系列星である。太陽より3割程質量が大きく、約2倍の明るさである。年齢は25億歳程度である。.

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HD 5388

HD 5388は、ほうおう座の方角に約173光年の距離にある、7等級のF型主系列星である。この恒星は太陽よりも大きく、熱く、明るく、重い。また金属量は太陽の半分程度である。.

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HD 5980

HD 5980は、小マゼラン雲内の星雲を伴う散開星団、NGC 346の中にある連星で、小マゼラン雲の中で最も明るい恒星の1つであるとともに、既知の恒星の中でも最も光度の大きいものの1つである。 HD 5980星系には少なくとも3つの恒星が存在し、高光度青色変光星（LBV）のような爆発を起こすウォルフ・ライエ星と、もう1つのウォルフ・ライエ星が食連星を形成し、やや離れた場所にO型超巨星がある。そのO型星もまた連星である可能性がある。.

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HD 6434

HD 6434は、ほうおう座の方角にある8等級の恒星である。太陽に良く似た黄色の主系列星であるが、年齢は110億歳程度と古い星である。黄色の主系列星は、絶対等級がそれほど明るくないため、約138光年の距離では肉眼で見ることができない。理想的な観測環境であれば、双眼鏡を用いて見ることができる。.

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HD 6718

HD 6718は、くじら座の方角に約165光年の距離にある、8等級のG型主系列星である。この恒星は、大きさ、表面温度、光度、質量が太陽と大体同じくらいである。また金属量は太陽の7/8程度である。.

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HD 69830

HD 69830 はとも座の方向に約41光年離れた位置にある恒星である。2005年のスピッツァー宇宙望遠鏡の観測によって、周りに塵円盤が発見されている。円盤には、太陽系の小惑星帯よりも多くの塵が含まれているとされている。2017年現在、海王星サイズの太陽系外惑星が3つLovis et al.

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HD 70642

HD 70642は、とも座の方角にある黄色の主系列星である。この恒星の質量と半径は太陽とほぼ同じで、太陽よりも若干冷たく暗い。また、水素に対する相対的な鉄の量は、太陽よりも多い。.

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HD 72659

HD 72659は、うみへび座の方角にある黄色の主系列星である。7.48等級で、地球から169光年離れている。.

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HD 73256

HD 73256は、らしんばん座の方角に約117光年の距離にある恒星である。スペクトル型はG9 Vで、質量は太陽と同程度である。 13.97日の周期でわずかに変光している回転変光星の一種であるとされ、らしんばん座CS星という変光星名も付与されている。.

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HD 75289

HD 75289 Aは、ほ座の方角に存在する6等級の恒星である。薄黄色の主系列星で、太陽より若干重く、熱く、明るい。非常に良い観測条件の下では、肉眼でも見ることができるが、通常は双眼鏡以上の器具が必要である。 2004年に、赤色矮星の伴星が存在する可能性が指摘された。.

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HD 76700

HD 76700は、とびうお座の方角に約197光年の距離にある、黄色の主系列星である。質量は太陽と近いが、太陽よりやや冷たく、明るく、古い。.

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HD 7924

HD 7924はカシオペヤ座の方角に約55光年の位置にある7等級のK型主系列星である。この恒星は太陽より小さく、冷たく、暗く、軽い。また金属量は太陽の7/10程度である。2009年に周囲を公転するスーパーアースが発見された 。また、2015年には、新たに2つの太陽系外惑星が発見された。.

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HD 80606とHD 80607

HD 80606とHD 80607は、おおぐま座の方向に約190光年の位置にある2つのG型主系列星から成る連星系である。2つの恒星は約1,200天文単位離れて、お互いの周りを回っている。主星が HD 80607、伴星が HD 80606 と呼ばれる。HD 80606 の周囲を太陽系外惑星が公転しているのが発見されている。.

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HD 82943

HD 82943 は、太陽系から約90光年離れた、地球から見てうみへび座の方角にある、薄黄色の主系列星である。 2001年に、この恒星の表面からリチウムの同位体であるリチウム6を検出したことが発表された。リチウム6は、太陽のような恒星では誕生期に壊されてしまうことから、かつてこの恒星を回っていたリチウム6を含む惑星が、最近になって恒星に飲み込まれたものと考えられている。.

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HD 8535

HD 8535は、ほうおう座の方角に約180光年の距離にある、8等級のG型主系列星である。この恒星は太陽より大きく、熱く、明るく、重い。また金属量は太陽より若干大きい。.

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HD 85512 b

HD 85512 b（またはグリーゼ370b）は、K型主系列星であるHD 85512を公転する太陽系外惑星である。軌道がハビタブルゾーンの限界付近に位置しており、生命が存在する可能性がある。最低質量は地球の3.6倍、公転周期は54.4日、推定表面温度は298K（25℃）。太陽系（地球）からはほ座の方向に約36光年離れている。.

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HD 8574

HD 8574は、うお座の方角に約145光年の距離にあるF型主系列星である。視等級は7.12で、絶対等級は3.89である。.

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HD 85951

HD 85951は、うみへび座の5等星。フランスの天文学者ジェローム・ラランドが考案したが現在使われていない星座「ねこ座 (Felis) 」で最も明るい恒星だった。 ねこ座は、現在のうみへび座とポンプ座の間に設けられ、ヨハン・ボーデのウラノグラフィアやアンジェロ・セッキの天球儀にその姿が描かれたが、追随する者がなく、現在は使われていない。.

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HD 86081

HD 86081は、ろくぶんぎ座にある黄白色の主系列星である。太陽より1.5倍大きく、1.2倍質量が大きい。表面温度は5,864Kで、光度は太陽の2.3倍である。.

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HD 86264

HD 86264は、うみへび座の方角に約224光年の距離にある、7等級のF型主系列星である。.

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HD 92788

HD 92788は、ろくぶんぎ座の方角に約113光年の距離にあるG型主系列星である。太陽より質量、半径は若干大きい。金属量は太陽よりも多い。.

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HD 93083

HD 93083は、ポンプ座の方角に約93光年の距離にある、8等級の恒星である。橙色の主系列星で、太陽よりやや冷たく暗い。.

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HD 93129A

HD 93129Aは、銀河系で最も光度が大きい恒星の1つである。非常に若いO型星で、地球から約7500光年離れた明るい星雲であるイータカリーナ星雲の中にある。同じ星雲の中には、りゅうこつ座η星等の別の大光度の恒星も存在する。 HD 93129Aの近傍には、同じように若いO3型超巨星のHD 93129Bがある。さらに、HD 93129A自身も近年、非常に高温のスペクトル型O3星との近接連星であることが明らかとなった。2つの恒星の正確な性質はまだ分かっていないが、明るさは0.9等級離れ、似たような質量を持つと計算されている。光度のデータは、2つの恒星を合わせたものしか得られていないが、主星の真の光度は、この値の半分より少し大きい程度だと考えられている。.

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HD 9446

HD 9446は、さんかく座の方角にあるスペクトル型G5 Vの恒星である。質量、半径共に太陽とほぼ同じであり、表面温度も太陽に非常に近い。.

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HD 96167

HD 96167は、コップ座の方角に約280光年離れた位置にある、8等級の恒星である。.

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HD 98618

HD 98618は、地球から126光年離れたところに位置する、太陽に最も良く似た恒星の1つで、ソーラーツインの候補である。ただし、別のソーラーツインであるさそり座18番星と同様に、HD 98618のリチウム量は太陽よりも顕著に高い (.

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HE 0107-5240

HE 0107-5240は、ほうおう座の方角、太陽系からおよそ36,000光年離れたところにある、太陽の8割程度の質量を持つとみられる恒星である。.

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HE 0437-5439

HE 0437-5439 は、太陽系からかじき座の方角に20万光年離れた位置にあるスペクトル型Bの主系列星である。銀河系の脱出速度を上回る速さで運動する超高速度星 (Hypervelocity star, HVS) に分類され、HV 3 の名前が与えられている。2005年にVLTアレイの一部を構成するKueyen 8.2m 望遠鏡によって発見された。.

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HIDランプ

HIDランプ（エイチ・アイ・ディ・ランプ、英語：high-Intensity discharge lamp、HID lamp）は、金属原子高圧蒸気中のアーク放電による光源である。高圧水銀ランプ、メタルハライドランプ、高圧ナトリウムランプの総称であり、高輝度放電ランプ (こうきどほうでんランプ)ともいう。 電極間の放電を利用しているためフィラメントがなく、白熱電球と比べて長寿命・高効率である。メタルハライドランプはテレビや映画などの演出照明分野でも、その高輝度、高効率、太陽光と色温度が近い、などの特徴をいかし、ロケーション照明の主力となっている。近年ではシールドビームやハロゲンランプに代わって自動車や鉄道車両などの前照灯に用いられるようになってきている。.

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HIP 12961

HIP 12961は、エリダヌス座の方角に約76光年の距離にある暗い赤色矮星である。既知のM型主系列星の中で、最も大きく明るいものの1つである。.

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HIP 13044

HIP 13044は地球から約2,000光年離れた距離にある恒星の1つ。赤色巨星である。2010年にHIP 13044 bという惑星が発見された。天の川銀河以外で発見された最初の太陽系外惑星として注目された。.

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HIP 14810

HIP 14810は、おひつじ座の方角に約166光年の距離にある、G型主系列星である。.

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HIP 41378

HIP 41378とは地球から見て約380光年離れた位置にあるF型主系列星である。.

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HIP 5158

HIP 5158は、くじら座の方角に約165光年の距離にある、10等級のK型主系列星である。この恒星は、太陽よりも小さく、表面温度、光度、質量が低い。また、金属量は太陽の5/4程度である。.

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HIP 57050

HIP 57050 とは、太陽系から36光年の距離にある赤色矮星である。おおぐま座の方角にあるが、視等級が11.9と暗いので肉眼で見ることはできない。2010年までに周囲に太陽系外惑星が一つ発見されている。.

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HIP 70849

HIP 70849は、おおかみ座の方角に約78光年の位置にある10等級のK型主系列星である。2009年、ドップラー分光法による観測で、木星型惑星の太陽系外惑星が周囲を公転しているのが発見されたが、観測結果に大きな不確実性があり、質量によっては褐色矮星（13木星質量以上）に分類される可能性もある。 2014年には、6.29秒角離れた位置を公転するスペクトル型T4.5型の褐色矮星も発見されている。.

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HIP 85605

HIP 85605は、ヘルクレス座にある視等級11.03の恒星である。M型赤色矮星またはK型主系列星で、太陽からは18-28光年離れている。かつてはより明るいHIP 81607の伴星であると考えられていたがOptical companion HIP 85607 could be a K0III orange giant ~1200 light-years from the Sun based on a small parallax of 、現在は見かけの二重星だと信じられている。 1997年のヒッパルコスによる視差は202masであり、太陽系からの距離は16.1光年であった。2007年、ファン・リューエンはこの値を147mas、22.2光年と改訂した。視差147masだと、HIP 81605は、太陽から近い恒星の100番以内に入らない。2014年、HIP 81605は24万年から47万年以内に太陽から0.13-0.65光年の距離に近づくと推定された。もしこの恒星が本当に太陽の近くを通過するのであれば、その重力の影響によってオールトの雲内の彗星の軌道を乱し、そのいくつかが太陽系の内側に入ってくる可能性がある。しかしこの恒星までの距離は確定しておらず、もっと明るいものがもっと遠くにある可能性もあり、ヘルツシュプルング・ラッセル図からはこの可能性の方がありそうである。 ただし、HIP 85605の視差のデータに大幅な誤差があり、仮に現在、太陽から200光年の位置にHIP 85605があるとすると、280万年後に単に太陽から30光年の距離を通過するだけになる。.

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HR 8799 b

HR 8799 bとは、地球から見てペガスス座の方向に128.5光年離れた位置にある恒星HR 8799を公転する太陽系外惑星である。惑星を直接撮影して発見された初めての太陽系外惑星の1つである。.

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HR 8799 c

HR 8799 cとは、地球から見てペガスス座の方向に128.5光年離れた位置にある恒星HR 8799を公転する太陽系外惑星である。惑星を直接撮影して発見された初めての太陽系外惑星の1つである。.

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HR 8799 d

HR 8799 dとは、地球から見てペガスス座の方向に128.5光年離れた位置にある恒星HR 8799を公転する太陽系外惑星である。惑星を直接撮影して発見された初めての太陽系外惑星の1つである。.

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HR 8799 e

HR 8799 eとは、地球から見てペガスス座の方向に128.5光年離れた位置にある恒星HR 8799を公転する太陽系外惑星である。.

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HV 2112

HV 2112は、小マゼラン雲にあるM3-7.5e型の赤色超巨星。仮説上の天体とされているソーン-ジトコフ天体の最有望な候補であると考えらるが未確定である。小マゼラン雲の恒星が非常に多く密集する星団をマゼラン望遠鏡を用いて確認した。エミリー・レベスクがマゼラン望遠鏡を使い改めてHV 2112の詳細を確認したとき、非常に多くのモリブデン 、リチウム、 ルビジウムが含むと主張した。視等級は、Jバンドの測定で約10.0等、Hバンドの測定で約9.1等、Kバンドの測定で約8.72等である。.

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IRAS

IRAS（、アイラス）は、アメリカのNASA、オランダのNIVR、イギリスのSERCが共同で計画した赤外線天文衛星である。1983年1月25日に打ち上げられ、10ヶ月間で25万回もの観測を行った。 一般に赤外線天文衛星では観測装置を絶対零度近くまで冷却する必要がある。IRASの場合、720リットルの液体ヘリウムを冷却剤として搭載し、これが蒸発することで観測装置を1.6Kに保っていた。しかし1983年11月に冷却剤が尽きたため、運用終了した。.

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IRAS 17163-3907

IRAS 17163-3907は、さそり座の方角、地球からおよそ13,000光年の距離にある黄色極超巨星である。この恒星は、放出されたガスや塵からなる厚い殻の中に埋もれており、その形状から「Fried Egg Nebula」というニックネームを持つ。黄色極超巨星は、恒星の形成と進化の過程の中では非常に活動的な段階である。.

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IRC-10414

IRC-10414は、たて座に位置する赤色超巨星で「走り去る星」 (runaway star) である。.

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ISO 1

ISO 1は、製品の幾何特性仕様及び検証のための標準基準温度について定めた国際標準である。この温度は、摂氏で20℃に固定されている。これは、絶対温度では293.15K、華氏では68と等しい。 熱膨張のため、正確な長さの測定は、定められた温度で行う必要がある。ISO 1は基準温度を定義することで測定の比較を可能にする。20℃という基準温度は、1931年4月1日に国際度量衡委員会に認められ、1951年に国際標準化機構(ISO)の第1号の勧告となった。これはすぐに世界中で、0℃、62、25℃等の、それまで各国で用いられていた基準温度に置き換わった。20℃という温度が選ばれた理由は、この温度は職場で快適に過ごせる温度であり、摂氏温度でも華氏温度でも整数になる値だったためである。.

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ISO 31-0

ISO 31-0は、国際標準化機構(ISO)が定める量と単位についての国際規格ISO 31の導入部である。 物理量、量と単位の記号、一貫性のある単位系（特に国際単位系(SI)）を使うためのガイドラインを提供する。それは科学と技術の全ての分野で使用されることを意図しており、ISO 31の他の部で定められるより特定化された慣例によって増やされる。 2009年に発行されたISO 80000-1によって置き換えられ、ISO 31-0は廃止された。 日本工業規格(JIS)では JIS Z 8202-0:2000 が相当する。2014年に ISO 80000-1 に相当する JIS Z 8000-1:2014 が発行され、 JIS Z 8202-0:2000 は廃止された。.

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ISO 80000-5

ISO 80000-5:2007は、熱力学に関する量とその単位について定めた国際規格である。 国際標準化機構(ISO)によって2007年に発行された。規格の名称は「量及び単位―第5部：熱力学」(Quantities and units -- Part 5: Thermodynamics)である。 この規格は、それまでのISO 31-4を置き換えたもので、国際標準化機構(ISO)と国際電気標準会議(IEC)が共同で発行しているISO/IEC 80000の一部である。日本工業規格(JIS)ではJIS Z 8000-5:2014が相当する。.

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ISO 80000-7

ISO 80000-7:2008は、光（光学）に関する量とその単位について定めた国際規格である。 国際標準化機構(ISO)によって2008年に発行された。規格の名称は「量及び単位―第7部：光」(Quantities and units -- Part 7: Light)である。 この規格は、それまでのISO 31-6を置き換えたもので、国際標準化機構(ISO)と国際電気標準会議(IEC)が共同で発行しているISO/IEC 80000の一部である。日本工業規格(JIS)ではJIS Z 8000-7:2014が相当する。.

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ITER

ITER（イーター）は、国際協力によって核融合エネルギーの実現性を研究するための実験施設である。この核融合実験炉は核融合炉を構成する機器を統合した装置であり、ブランケットやダイバータなどのプラズマ対向機器にとって総合試験装置でもある。計画が順調に行けば原型炉、実証炉または商業炉へと続く。名称は、過去にはInternational Thermonuclear Experimental Reactorの略称と説明された時期もあったが、現在は公式にはiter（羅：道）に由来する、とされている。 日本では「国際熱核融合実験炉（こくさいねつかくゆうごうじっけんろ）」または「イーター（後述する協定の和文正文等における呼称）」と呼ばれている。 建設候補地として青森県六ヶ所村（日本）とカダラッシュ（フランス）が挙げられていたが、2005年6月、カダラッシュに建設することが決定された。2006年11月にはプロジェクトの実施主体となる国際機関を設立する国際協定である「イーター事業の共同による実施のためのイーター国際核融合エネルギー機構の設立に関する協定(Agreement on the Establishment of the ITER International Fusion Energy Organization for the Joint Implementation of the ITER Project)」に対する署名が行われた後、2007年10月24日に協定の効力が発生し、イーター国際核融合エネルギー機構が国際機関として正式に設立された。.

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K

Kは、ラテン文字の11番目の文字。小文字は k。フランス語やイタリア語などでは使用せず、主に外来語で使われる。 ギリシア文字の Κ（カッパ）に由来し、キリル文字の К に相当する。.

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K2-229b

K2-229bは、おとめ座の方向に約340光年離れた位置にあるK型主系列星K2-229を公転している2つの太陽系外惑星の内の1つである。.

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K2-3

K2-3はしし座の方向にある赤色矮星である。.

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K2-99b

K2-99bは、2016年に発見された太陽系外惑星である。質量が木星の0.97倍、半径が1.29倍の巨大ガス惑星とされている。主星K2-99から約2,380万kmの距離を約15日で公転している。.

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KELT-9b

KELT-9bは、地球から見てはくちょう座の方向に約650光年離れた位置にある恒星KELT-9(HD 195689)を公転する太陽系外惑星で、K4型の恒星橙色の恒星で、主系列星の場合は、K型主系列星となるに匹敵する表面温度を持つ。.

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KOI-4878.01

KOI-4878.01はKOI-4878と呼ばれる、F型主系列星の恒星を公転している太陽系外惑星である。 KOI-4878.01はNASAのケプラー宇宙望遠鏡により発見された。KOI-4878.01は地球に非常に近い半径、表面温度、軌道長半径を持つとされている。軌道長半径が地球に近いため、KOI-4878.01はハビタブルゾーン内に軌道を持つ可能性がある。.

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KOI-74b

KOI-74b とは、2010年に発見された太陽系外の天体で、太陽の26倍の光度を持つA型主系列星 KOI-74 (KIC 6889235) の周囲を一周5.2日かけて公転している。惑星あるいは褐色矮星に近い質量・半径を持ちながら表面温度は太陽の2倍以上という天体である。低質量の白色矮星や高温の惑星の可能性が論じられているが、どのカテゴリーに分類されるべきかは2010年の時点では明らかでない。 KOI-74bと同時に報告された同種の天体として、KOI-81b がある。.

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KPS 9566

KPS 9566は、朝鮮民主主義人民共和国（北朝鮮）で使用される朝鮮語の文字コードである。北朝鮮の国家規格で制定され、2003年に制定されたKPS 9566-2003が最新のものである。1993年に制定されたKPS 9566-93は、1997年以降の標準規格とは多くの部分で異なるため、ほとんど使われていない。 KPS 9566-2000をサポートする唯一の文字符号化方式としてEUC-KPがあるが、これはEUC-KRと似ており、KS X 1001をKPS 9566に変えたものである。しかしKPS 9566をサポートするプログラムがほとんど存在しないため、代わりにEUC-KRを使用しており、文字集合自体は国際標準などで参照用途として使用することが多い。.

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LHS 1140b

LHS 1140bは、地球からくじら座の方向に約40光年離れた位置にある14等級の赤色矮星LHS 1140(GJ 3053)を公転している太陽系外惑星である。.

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LHS 288

LHS 288は赤色矮星で、太陽からの距離が約15.6光年と、りゅうこつ座で最も近い既知の恒星である。明るさは13.92等級と肉眼では見えないほど暗い。.

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LHS 292

LHS 292は、ろくぶんぎ座の方角にある赤色矮星である。太陽から14.8光年と近い位置にあるが、16等星で肉眼では見えないほど暗い。.

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M

Mは、ラテン文字（アルファベット）の13番目の文字。小文字は m 。ギリシア文字の M μ（ミュー）に由来し、キリル文字の М м と同系の文字である。.

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MKSA単位系

MKSA単位系（エムケーエスエーたんいけい、）は、メートル (metre.

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MKS単位系

MKS単位系（エムケイエス たんいけい）とは、長さの単位メートル(metre; m)・質量の単位キログラム(kilogram; kg)・時間の単位秒(second; s)を基本単位とする、一貫性のある単位系である。 メートル法は、単位名称はメートル・グラム・秒を基準にしており、原器はメートル・キログラムを基準としているが、単位系の基礎となる基本単位は、理論上はそれらと無関係に決めることができる。MKS単位系はそうして選ばれた単位系の1つで、他に、もう1つの有力な単位系としてCGS単位系(C: centimetre G: gram S: second)、マイナーな単位系としてMTS単位系(M: metre T: ton S:second)があった。 厳密には、MKS単位系は力学の単位のみを含む。電磁気学を扱うには、電流の単位アンペア(ampere; A)を基本単位に加えたMKSA単位系とする。しかし、MKSA単位系を含め、広い意味でMKS単位系ということもある。MKSAにさらに3つの基本単位を加えたのが国際単位系 (SI) である。MKSはSIの部分集合であり、SIのうち力学の単位はMKSと共通である。.

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MOA-2007-BLG-192L

MOA-2007-BLG-192Lは、いて座の方角に地球から約2,200光年の位置にある低質量の赤色矮星である。質量は太陽の8%程度であると推定される。2008年、地球程度の質量を持つ惑星の発見が公表された。.

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MOA-2007-BLG-400L

MOA-2007-BLG-400Lは、いて座の方向およそ19,000光年の距離にある、恒星である。太陽の3割程度の質量を持つ赤色矮星であると考えられている。.

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NGC 206

NGC 206は、アンドロメダ座の方向にあるアソシエーションである。地球からアンドロメダ銀河の中に見える、最も明るい星団として知られる。.

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NGTS-1b

NGTS-1bは、地球から見てはと座の方向に約730光年離れた位置にある赤色矮星NGTS-1を公転している太陽系外惑星である。赤色矮星の周りを公転している惑星としては、史上初めて発見された木星よりも大きな巨大ガス惑星である。.

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OGLE-2005-BLG-071L

OGLE-2005-BLG-071Lは、さそり座の方向約10,000光年の位置にある、銀河バルジの恒星である。太陽のおよそ46%の質量を持つ赤色矮星であると考えられている。.

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OGLE-2005-BLG-390Lb

OGLE-2005-BLG-390Lb は、恒星OGLE-2005-BLG-390Lを公転する太陽系外惑星である。地球から 21,500 ± 3,300 光年離れた、天の川銀河の中心付近に位置する。2006年1月25日に PLANET/RoboNet (Probing Lensing Anomalies Network/Robotic Telescope Network)、OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment)、MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) が、2006年1月現在、人類が発見したなかで最も地球に似た系外惑星であるとして発見を公表した。.

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OGLE-2006-BLG-109L

OGLE-2006-BLG-109Lは、いて座の方向約4900光年の距離にある、銀河バルジの恒星である。.

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OGLE-TR-111

OGLE-TR-111はりゅうこつ座の方向に約3,300光年の距離にある恒星である。17等級と暗い星であり、りゅうこつ座V759星という変光星名も付与されている。.

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OGLE-TR-122

OGLE-TR-122は、半径が計測されている最小の主系列星の中の一つを含む連星系である。 伴星はOptical Gravitational Lensing Experimentがより大型の主星の小型天体による食を観察している際に発見された。伴星の軌道周期は約7.3日であり、主星は太陽に類似していると考えられる。 伴星であるOGLE-TR-122bの半径は約0.12太陽半径であり、これは木星よりも20%大きい程度である。一方で重量は約0.1太陽質量すなわち木星のおよそ100倍である。これから計算される平均密度は太陽の50倍あるいは水の80倍となる。OGLE-TR-122bの質量は、水素核融合を行える恒星の下限と見積もられている太陽質量の0.07から0.08倍に近い。軌道通過の観測によって、この恒星が木星と同程度の半径を持つ初めての直接的な証拠が得られた。 中心がOGLE-TR-122bである。右側の木星、左の土星と比べると恒星としては小さい天体であることが良くわかる。 Category:恒星 Category:りゅうこつ座.

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OGLE-TR-132

OGLE-TR-132は、りゅうこつ座の方角にある16等級の恒星である。りゅうこつ座V742星という変光星名も付与されている。約7,100光年と非常に遠い距離にあり、また込み合った場所にあるため、目立たない。スペクトル型はF、金属量に富んだ恒星であり、太陽よりも若干熱く明るい。.

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OGLE-TR-182

OGLE-TR-182は、りゅうこつ座の方角に約12,700光年の距離にある17等級の恒星である。.

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OGLE-TR-211

OGLE-TR-211は、りゅうこつ座の方角に約5,700光年の距離にある15等級の恒星である。.

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OGLE-TR-56

OGLE-TR-56は、いて座の方角におよそ4,900光年（1,500pc）の距離にある、17等級の太陽と似た恒星である。この恒星は、惑星の前面通過による食変光星である。変光星総合カタログにも登録されており、いて座V5157星という変光星名も持っている。.

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OGLE2-TR-L9

OGLE-TR-L9は、りゅうこつ座の方角に約5,142光年の距離にある15等級の恒星である。.

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OJ 287

OJ 287 は、ほぼ一定の周期で爆発的な増光を見せるとかげ座BL型の活動銀河核（ブレーザー天体）である。1891年に写真観測で発見され、オハイオ・スカイサーベイ (en) によって電波源であることが判明した。 中心部にはこれ以前に知られていた最大のものより6倍以上大きい、180億太陽質量という超巨大なブラックホールがある。計算上、OJ 287 のシュヴァルツシルト半径は約530億kmにもなる。これは冥王星の平均公転半径の9倍にも達する。 OJ 287 の光度曲線は 11 - 12 年の周期で変化し、増光の極大には2つの狭いピークがある。これは、小さな（ほんの1億太陽質量ほどしかない）ブラックホールが、大きなブラックホールの周囲を 11 - 12 年で公転していることを示す。増光は、この連星系の伴星が近点の前後で主星の降着円盤を突き抜ける時に観測されるのである。 1988年に OJ 287 がブラックホール連星系である可能性が示唆され、その後1994年、1995年、2005年に増光が観測された。2007年9月13日に起きると予測された次の増光を観測するため、フィンランド・トゥオルラ天文台のマウリ・ヴァルトネンを中心に、日本の大阪教育大学も含む世界規模の観測ネットワークが組織され、予測通りの増光を検出することに成功した。この観測結果を元に質量が算出され、アメリカ天文学会第211回総会で発表された。増光のタイミングから伴星の楕円軌道の歳差（1周あたり39°）がわかり、アインシュタインの一般相対性理論を用いて中央のブラックホールの質量を計算することができる（一般相対性理論におけるケプラー問題 (en) を参照）。 伴星の軌道の歳差がまだ限られた回数しか観測されていないために測定の精度は低いが、更に観測を続けることによって補正できるだろう。伴星の軌道は重力波を放射しながら縮小しつつあり、およそ1万年後には主星と合体すると予測されている。 これらの研究は『アストロフィジカル・ジャーナル』に掲載された。.

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OTS 44

OTS 44は、カメレオン座の方角に約550光年離れた位置にある褐色矮星である。質量は木星質量の15倍（太陽質量の約1.5%）、半径は太陽半径の約23%と、既知の褐色矮星の中で最も小さい。 この褐色矮星は、星形成領域カメレオン座Iに位置する。スピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線観測によると、OTS 44は赤外超過であり、岩石や氷の粒子や塵等でできた星周円盤を持つことが示唆される。この円盤の内径はおおよそOTS 44の半径の3倍で、1年間に太陽質量の約10-10太陽質量の速度で物質が降着している。最終的には、惑星系に発展する可能性がある。.

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P過程

p過程（pかてい、p-process） は、恒星核崩壊を伴う超新星爆発の際起きる元素合成（超新星元素合成）のうち、陽子の多い鉄より重い重元素が生成される過程である。.

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PSO J318.5338-22.8603

PSO J318.5338-22.8603 とは、地球から見てやぎ座の方向に80.2光年離れた位置にある惑星質量天体である。観測結果に基づけば、この天体は特定の恒星を公転しない自由浮遊惑星である可能性が最も高い。自由浮遊惑星ならば、2013年10月時点で最も地球に近い天体となる。.

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PSR B1913+16

PSR B1913+16の公転減衰。放物線は、一般相対線理論から予測される公転周期の変化で、赤い点は観測値 PSR B1913+16は、別の中性子星と共通の重心を回る連星系を形成するパルサー（連星パルサー）である。1974年、マサチューセッツ大学アマースト校のラッセル・ハルスとジョゼフ・テイラーが発見した。彼らの分析により、一般相対性理論に従い、この連星系は重力波を放出してエネルギーを失っていることが強く示唆され、彼らは1993年のノーベル物理学賞を受賞した。発見者にちなんで、「ハルス-テイラーの連星パルサー」とも呼ばれる。.

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PSR B1937+21

PSR B1937+21は、世界で最初に発見されたミリ秒パルサーで、地球から見てこぎつね座の方向に存在する。世界で最初に発見されたパルサーであるPSR B1919+21からは3度程離れた位置にある。 その名称はパルサーから取られたPSR、1950年元期を示すB、赤経及び赤緯から構成されている。 PSR B1937+21は1983年に、シュリニヴァス・クルカルニ、、マイケル・デーヴィス、ミラー・ゴスによって発見された。 自転周期は1.557708ミリ秒、すなわちおよそ で自転している。この速度は天文学者がそれまでに推定していた最高回転速度よりさらに速かったので、伴星からの物質がパルサーに『降る』ことによって回転が加速したと考えられた。PSR B1937+21 の自転はその後発見された他のミリ秒パルサーと同様に非常に安定しており、原子時計と同様に正確な時間を計ることができる。稀に、流束密度として過去に観測された電磁波の中でも最も明るい規模のパルスを発するという特異な振る舞いを示す。これらのこのパルサーの特徴は研究分野の活性化に大きく貢献した。.

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PSR J1909-3744とEQ J190947-374414

PSR J1909-3744とEQ J190947-374414とは、地球から見てみなみのかんむり座の方向に約3720光年離れた位置にあるパルサーと白色矮星の連星である。PSR J1909-3744は最も真円に近い周回軌道を持つ天体であるブライアン・ゲンスラー『とてつもない宇宙 ---宇宙で最も大きい・熱い・重い天体とは何か?』松浦俊輔訳、河出書房新社、2012年。.

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R136a2

R136a2とは、大マゼラン雲のタランチュラ星雲の中心近くにある散開星団「R136」にある恒星で、ウォルフ・ライエ星である。 195太陽質量、4300万太陽光度、これは知られている星の中で最も大質量かつ最も明るいものの1つである。 絶対等級は全輻射で-12.0であるが、可視光のみだと-7.52である。これは、高温のために可視光ではなく紫外線として放出されるためである。.

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R85

R85（または RMC 85: ラドクリフ天文台マゼラン雲カタログ）は、大マゼラン雲内のOB型アソシエーションに位置する高光度青色変光星である。.

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RG 0050-2722

RG 0050-2722は、ちょうこくしつ座の方角、地球から約72光年離れた場所にある赤色矮星である。.

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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.

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RX J1856.5-3754

RX J1856.5-3754は、中性子星である。.

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S Ori 70

S Ori 70（S Ori J053810.1-023626、オリオン座S星70）は、T型褐色矮星と推定されている惑星質量天体である。最初に発見された自由浮遊惑星である。.

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S/2001 (2001 QW322) 1

S/2001 (2001 QW322) 1とは、キュビワノ族の太陽系外縁天体であるの衛星である。.

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S2 (恒星)

S2（またはS0-2）は、銀河系の中心部に存在する電波源、いて座A*に非常に近い位置にある恒星である。S2の中のSは、赤外線源（Source）を意味する。 ヨーロッパ南天天文台の新技術望遠鏡（NTT）に搭載した高分解能撮像システムで、いて座A*のごく近傍を観測することで発見された。.

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SCP 06F6

SCP 06F6とは、地球から見てうしかい座の方向に123億光年離れた位置で発見された天体または天文現象である。突然出現し消えた事から超新星かそれに類似する天文現象ではないかと考えられているが、正体は2012年現在でも不明である。.

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SCR 1845-6357

SCR 1845-6357 は、くじゃく座にある赤色矮星。太陽系から24番目に近い恒星で、12.57光年離れている。質量は太陽の7%に過ぎず、非常に暗く小さい恒星であり、地球から肉眼で見ることはできない。 2006年3月22日、SCR 1845-6357に褐色矮星の伴星があると報道された。この褐色矮星はSCR 1845-6357から平均4.5AU離れており、質量は木星の9-65倍、表面温度は750℃である。スペクトルにメタンの吸収線が見られ、T型に分類された。.

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SI基本単位

国際単位系では7つの基本単位が定められている。これをSI基本単位（エスアイきほんたんい）という。これらの基本単位はSIの前身であるメートル法において、一つの量に対して数ある大きさの単位が存在する状況から、一つの量に対して一つの単位に一本化する、という事を目的として選ばれたものである。 SI基本単位は操作的定義 (operational definition) によって定義されている。SI基本単位はSI単位の基本となる単位であり、他の単位（SI組立単位）は、全てSI基本単位（および他のSI組立単位）の組み合わせにより定義される。次元解析により、全てのSI単位はSI基本単位の組み合わせにより表現することができる。 SI基本単位は、以下の7つである。これらの単位は、次元的に独立している。単位の定義は、それぞれの項目を参照のこと。 以下の2つの基本単位には、その定義の中に基本単位ではない単位が含まれている。しかし、それらの単位も基本単位に由来するものであり、循環定義ではない。.

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SN 2005gl

SN 2005glとは、地球から見てうお座の方向に2億2000万光年離れた位置で発見された超新星爆発である。 SN 2005glは、渦巻銀河のNGC 266で発見され、NGC 266と同じ値の赤方偏移0.016を持つことが確認されたため、NGC 226内で発生した超新星爆発であることが分かっている。スペクトル線から、SN 2005glはIIn型超新星であることが推定された。 SN 2005glは、2005年10月5日にパケット天文台でTim PuckettとPeter Ceravoloによって発見された。発見は同天文台の60cm望遠鏡で撮影されたCCD写真によるものである。これとは独立に、佐野康男が10月12日に発見しており、5日に18.2等級だったSN 2005glが16.7等級まで増光していることが確認された。 SN 2005glは、ハッブル宇宙望遠鏡が捉えた画像の中から、超新星の元となる恒星が推定された。NGC 266 LBV 1と名づけられた恒星は、絶対等級-10.3等級、表面温度13000Kの極めて明るい星で、高光度青色変光星であると推定されている。.

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SSSPM J1549-3544

SSSPM J1549-3544 とは、おおかみ座に存在するスペクトル型K型の準矮星である。2003年に大きな固有運動を持つ天体として発見され、当初は白色矮星に分類されていた。.

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Su-57 (航空機)

Su-57（ロシア語：Сухой Су-57）、ロシア連邦のスホーイ社が開発し、コムソモーリスク・ナ・アムーレ航空機工場（KnAAZ）が製造する長距離多用途戦闘機。第5世代ジェット戦闘機としてステルス性能と共に最高速度はマッハ2とされ、米国のF-22に匹敵する性能を持つとされる。 制式名称が決まる前は試作機の設計名称であるT-50と呼ばれていたが、韓国の練習機T-50と区別するため、開発計画の名称であるPAK FA（ロシア語:ПАК ФА、Перспективный Авиационный Комплекс Фронтовой Авиацииの略称で、日本語に訳すと戦術航空機先進航空複合体という意味)と呼ばれることが多かった。.

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T

Tは、ラテン文字（アルファベット）の20番目の文字。小文字はt。ギリシャ文字のΤ（タウ）に由来し、キリル文字のТに相当する。.

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TRAPPIST-1

TRAPPIST-1（トラピスト1）は、太陽系から約 の距離に存在する極めて小さな赤色矮星である。みずがめ座の方角に位置している。2MASS J23062928-0502285という名称も持つ。このサイズの天体として初めて惑星系を持つことが確認された。.

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TRAPPIST-1b

TRAPPIST-1bは地球から見てみずがめ座の方向に39.4光年離れた位置にある赤色矮星TRAPPIST-1を公転している太陽系外惑星である。2016年にによってトランジット法で発見された。.

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TRAPPIST-1c

TRAPPIST-1cは地球から見てみずがめ座の方向に39.4光年離れた位置にある赤色矮星TRAPPIST-1を公転している太陽系外惑星である。2016年にによってトランジット法で発見された。.

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TRAPPIST-1d

TRAPPIST-1dは地球から見てみずがめ座の方向に39.4光年離れた位置にある赤色矮星TRAPPIST-1のハビタブルゾーンの内側付近を公転している岩石質の太陽系外惑星である。 2016年にによってトランジット法で発見された。.

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TRAPPIST-1e

TRAPPIST-1eは地球から見てみずがめ座の方向に39.4光年離れた位置にある赤色矮星TRAPPIST-1のハビタブルゾーンの内側付近を公転している岩石質の太陽系外惑星である。.

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TRAPPIST-1f

TRAPPIST-1f（トラピスト 1f）は、地球から見てみずがめ座の方向に39.4光年離れた位置にある赤色矮星TRAPPIST-1を公転している太陽系外惑星である。.

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TRAPPIST-1g

TRAPPIST-1gは、地球から見てみずがめ座の方向に39.4光年離れた位置にある赤色矮星TRAPPIST-1を公転している太陽系外惑星である。.

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TRAPPIST-1h

TRAPPIST-1hは、地球から見てみずがめ座の方向に39.4光年離れた位置にある赤色矮星TRAPPIST-1を公転している太陽系外惑星である。.

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TYC 8241 2652 1

TYC 8241 2652 1は、ケンタウルス座の方角、地球から約400光年離れた位置にある若い恒星である。この星系は、中間赤外線の観測から、星周円盤に囲まれていて、しかもその円盤がごく短期間で消失した可能性があるとされる。.

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UGPS 0722-05

UGPS 0722-05（別名：UGPS J072227.51-054031.2, UGPSJ0722-05）とは、太陽系から9.6光年（±1.3光年）の距離にあると考えられている褐色矮星である。2010年にUKIDSS銀河面サーベイ (UGPS) によって発見され、フィリップ・ルーカスらによって報告された。 UGPS 0722-05は、年周視差の測定を踏まえて太陽系から9.6光年ほど離れた位置にあると推定されている。この見積もりが正しければ、UGPS 0722-05 はインディアン座ε星Ba/Bbペアを追い抜いて太陽系に最も近い既知の褐色矮星となり、同時に太陽から（惑星を除いて）7番目に近い天体となる。ただし、この距離は大きな誤差を含んだ予備的な観測値で、より精度の高い観測で修正される可能性がある。.

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Unicodeにおけるラテン文字

Unicodeでは多くのラテン文字が含まれている。Unicodeのバージョン9.0時点では1,350字のラテン文字が下記のブロックに含まれている。.

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Unicodeの互換文字

Unicodeの互換文字（ごかんもじ、Compatibility Character）とは、ユニコードコンソーシアムが使わないことを推奨している、図形文字の一群である。UnicodeとUCSについて議論するときに言及されることが多い。 Unicodeコンソーシアムの用語集によると、既存の文字コードとの互換性と往復変換のためだけに収録された文字のことである。 しかし、定義はその用語集に表れているものよりも複雑である。ユニコードコンソーシアムが文字に与えている特性, Unicode, Inc.

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V774104

V774104は、2015年にすばる望遠鏡の観測によって発見された太陽系外縁天体である。 V774104は、2015年11月時点で太陽から103AU（154億Km）離れた位置にあり、これは準惑星エリス（97AU、145億Km）より遠い。V774104は太陽系の最も外側を公転している天体の1つである。 V774104はセドナや2012VP113などと同様に内オールトの雲に属する天体とされている。その他の特徴はまだ正確に分かっていないが、軌道はセドナに似た楕円形で、大きさは500-1,000Kmほどとされている。.

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VB 10

VB 10（グリーゼ752B、ファン・ビースブルック星）は、わし座の方向に、地球から約19光年離れた位置にある赤色矮星である。.

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VFTS 352

VFTS 352は、大マゼラン雲の中にあるタランチュラ星雲にある、O型主系列星同士からなる連星である。この連星を形作っている2つの恒星はどちらも、太陽の約28倍の質量と40,000Kを越える表面温度を持つ。この連星は、恒星同士の表面が接触している接触連星であるが、表面だけでなく外層までもが接触しているため、過剰接触連星と呼ばれる極めて珍しい分類に属する。.

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WASP-1

WASP-1 は、アンドロメダ座の方角の約1330光年の位置にある12等星である。太陽と比べて、大きく重いF型主系列星で、金属に富んでいる。 ※以上の大きさ比較の図はに基づく。.

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WASP-10

WASP-10はペガスス座の方角に約293光年の位置にある恒星である。スーパーWASPプロジェクトによって、1つの惑星が確認されており、さらにもう1つ惑星が存在する可能性が示されている。.

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WASP-107b

WASP-107bは、おとめ座の方角に約200光年離れた位置にある恒星WASP-107を公転している太陽系外惑星である。太陽系外惑星としては初めてヘリウムが検出された惑星として知られている。.

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WASP-11/HAT-P-10

WASP-11/HAT-P-10は、ペルセウス座の12等星で、太陽系から400光年離れた位置にある。スペクトル分類ではK型主系列星に類別される。太陽と比べてやや小さく暗い恒星で、表面温度4890K、質量・半径が太陽の8割、明るさが3割から4割程度と推定されている。.

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WASP-11b/HAT-P-10b

WASP-11b/HAT-P-10bとは、2008年に発見された太陽系外惑星。太陽系からペルセウス座の方角に400光年離れた位置にあり、WASP-11/HAT-P-10と名づけられたK型主系列星を周回している。軌道半径が0.0439AU、質量が木星の半分程度のホット・ジュピターである。.

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WASP-12

WASP-12は、11等級の黄色の主系列星で、ぎょしゃ座の方向に約1400光年の位置にある。質量と半径は太陽よりやや大きい。.

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WASP-121b

WASP-121bは、地球からとも座の方向に、約880光年離れた位置にあるF型主系列星WASP-121を公転している太陽系外惑星である。WASP-121bのスペクトルは、成層圏のスペクトル的に分解された特徴が輝線中に見られる初めての太陽系外惑星の事例となった。.

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WASP-12b

WASP-12bは、惑星の通過を観測するスーパーWASPプロジェクトでWASP-12の周囲を公転しているのが発見された太陽系外惑星でホット・ジュピターある。2008年4月1日に発見が公表された。主星から非常に近い軌道を公転しているため、主星からのエネルギーの流れによって、太陽系外惑星でも特に密度が低いものの一つである。地球が太陽の周りを365日で公転するのと比べ、1日と少しで親星の周りを公転する。親星からの距離は地球と太陽の間の44分の1で、木星とほぼ同じ軌道離心率を持つ。 2017年9月には、ハッブル宇宙望遠鏡を用いて観測を行った研究チームが、WASP-12bは恒星からの光の94%を吸収する、極めて低いアルベドを持つ天体であると発表した。それにより、メディアなどでは、WASP-12bは「アスファルトのように黒い惑星」と表現されている。.

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WASP-14

WASP-14またはBD+22 2716は、うしかい座の方角にある恒星である。スーパーWASPプロジェクトによって、太陽系外惑星のトランジットによると思われる食が発見された。.

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WASP-15

WASP-15は、うみへび座の方角に約1000光年の距離にある恒星である。見かけの等級は約11等級と暗く、肉眼では見ることができない。.

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WASP-16

WASP-16は、おとめ座の方角にある約11等級の太陽とよく似たG型主系列星である。.

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WASP-17

WASP-17 はスペクトル型F型に分類される恒星で、太陽系からさそり座の方向に約1000光年離れた位置にある。見かけの等級が11.6と暗く、太陽系近傍の天体でもないため注目を集めることはなかったが、2009年に逆行軌道を持った最初の太陽系外惑星 WASP-17b が発見され、広く知られるようになった。.

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WASP-18

記載なし。

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WASP-19

WASP-19は、ほ座の方角にある12.6等級の恒星である。主星に近い軌道をホットジュピターが公転していることが発見されている。.

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WASP-19b

WASP-19b とは、ほ座のG型主系列星WASP-19を公転する太陽系外惑星である。恒星のごく近くを周回する巨大惑星（ホット・ジュピター）で、半径0.016AUの軌道を0.79日（19時間）で一周している。この周期は2011年3月時点で知られている太陽系外惑星の中で最も短いものである。.

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WASP-1b

WASP-1b とは、アンドロメダ座の方角にある太陽系外惑星（ホット・ジュピター）で、太陽系から1000光年以上離れた位置にある恒星WASP-1を公転している。発見チームは、ラ・パルマ島での惑星探査計画へのガラフィア地域のサポートを称えて、惑星にガラフィア1 (Garafia-1) という別名を与えた。.

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WASP-2

WASP-2は、いるか座の方角に約479光年の距離にある連星系である。主星は約12等級のK型主系列星、伴星は約16等級のM型星である。.

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WASP-20

WASP-20は、地球から見てくじら座の方向に約680光年離れた先にあるF型主系列星である。.

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WASP-3

WASP-3は、こと座の方角に約727光年の距離にある10等級のF型主系列星である。.

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WASP-4

WASP-4は、ほうおう座の方角に約1000光年の距離にあるG型主系列星である。.

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WASP-43b

WASP-43bは地球から見てろくぶんぎ座の方向にある恒星、WASP-43を公転している太陽系外惑星である。2011年にスーパーWASPプロジェクトによって発見された。.

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WASP-5

WASP-5は、ほうおう座の方角に約1,000光年の位置にあるG型主系列星である。半径や表面温度などの物理的性質は太陽によく似ている。.

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WASP-6

WASP-6は、みずがめ座の方角に約600光年の距離にあるG型主系列星である。12等級の暗い星で、中型サイズのアマチュア用望遠鏡で見ることができる。太陽の80%程度の質量で、太陽よりも若干冷たい。.

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WASP-7

WASP-7は、けんびきょう座の方角に456光年の距離にあるF型主系列星である。HD 197286とも呼ばれる。この恒星は太陽よりも28％程度質量が大きく、明るくて熱い。9等級で肉眼では見えないが、小さな望遠鏡を使えば見ることができる。.

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WASP-8

WASP-8は、ちょうこくしつ座にある連星系である。.

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WASP-9

WASP-9とは、詳細不明の10等級の恒星で、多重連星系である。スペクトル型G型、表面温度5900Kの主系列星とされているが、星表における名称や天球上での座標などの具体的な情報は公表されていない。 2008年、スーパーWASP計画はこの恒星が太陽系外惑星を持っていると発表し、恒星にWASP-9、惑星にWASP-9bという名前を与えた。しかし、後の観測でこの惑星は実在しない可能性が強まり、2009年9月に報告は取り下げられた。WASP-9は食連星のペアを含む階層構造の多重連星系で、食連星の変光と恒星の自転の効果を惑星の兆候と見誤ったと考えられている。.

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WD 1425+540

WD 1425+540は、地球から見てうしかい座の方向に約190光年離れた位置にある白色矮星である。.

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WISE J085510.83-071442.5

WISE J085510.83-071442.5、或いは省略してWISE 0855-0714は、地球から7.27光年（2.23pc）離れたところにある（準）褐色矮星である。広域赤外線探査衛星（WISE）のデータから発見され、2014年4月に発表された。 発見された時点で、WISE 0855-0714は全ての既知の恒星と褐色矮星の中で、固有運動が3番目に大きく、かつ年周視差が4番目に大きい天体である。これは即ち、既知の星系の中で4番目に太陽系に近いということでもある。また、WISE 0855-0714が褐色矮星であるとすれば、表面温度も既知の褐色矮星の中で最も低いことになる。.

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WISEPA J182831.08+265037.8

WISEPA J182831.08+265037.8とは、太陽系から約36.5光年の距離にあると考えられている褐色矮星である。2011年に広域赤外線探査衛星によって発見された。発見された中で、最も低い表面温度を持つ褐色矮星である。名称が長いのでしばしばWISE 1828+2650と呼ばれる。.

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WMAPコールドスポット

WMAPコールドスポット（WMAP Cold Spot）または CMBコールドスポット（CMB Cold Spot）は、マイクロ波で観測した場合に宇宙マイクロ波背景放射 (CMB； cosmic microwave background radiation)の推定される特徴と比較して異常に冷たく大きな宇宙の一領域である。アメリカ合衆国の宇宙探査体、WMAP（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe: ウィルキンソン・マイクロ波異方性探査機）の長期にわたる観測データを解析する過程で発見された。.

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WOH G64

WOH G64は、大マゼラン雲に存在する赤色極超巨星。直径は太陽の約1540～1730倍あるといわれ、現在知られている恒星の中では特に大きいものの一つと考えられている。.

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WS-10 (エンジン)

渦扇-10(涡扇-10、ウーシャン(wō shàn)-10、略称WS-10)は、中国が開発したターボファンエンジンである。コードネームは太行。2012年の時点で266機あまりが生産されている。.

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WS-13 (エンジン)

渦扇-13(涡扇-13、ウーシャン(wō shàn)-13、略称WS-13)は、中華人民共和国のによって開発されているターボファンエンジン。.

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X線天文学

X線天文学（エックスせんてんもんがく、X-ray astronomy）は、観測天文学の一分野で、天体から放射されるX線の研究を行なう。X線放射は地球の大気によって吸収されるため、X線の観測装置は高い高度へ運ばなければならない。そのためにかつては気球やロケットが用いられた。現在ではX線天文学は宇宙探査の一分野となっており、X線検出器は人工衛星に搭載されるのが普通である。 X線は一般に、100万～1億Kという極端な高温のガスから放射される。このような天体では原子や電子が非常に高いエネルギーを持っている。1962年の最初の宇宙X線源の発見は驚くべきものであった。このX線源はさそり座で最初に発見されたX線源であることからさそり座X-1と呼ばれ、天の川の中心方向に位置していた。発見者のリカルド・ジャコーニはこの発見によって2002年のノーベル物理学賞を受賞した。後に、このX線源から放出されているX線は可視光での放射強度より1万倍も強いことが明らかになった。さらに、このX線の放射エネルギーは太陽の全波長での放射エネルギーの10万倍に達するものであった。現在では、このようなX線源は中性子星やブラックホールといったコンパクト星であることが分かっている。このような天体のエネルギー源は重力エネルギーである。天体の強い重力場によって落ち込んだガスが加熱されて高エネルギーのX線を放射している。 現在までに数千個のX線源が知られている。加えて、銀河団にある銀河同士の間の空間は約1億Kという非常に高温でしかも非常に希薄なガスで満たされているらしいことが分かっている。この高温ガスの総量は観測できる銀河の質量の5～10倍に達する。この意味で我々はまさに高温の宇宙に住んでいると言える。.

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XO-1

XO-1は、かんむり座の方角に約506光年の距離にある11等級の黄色の主系列星である。質量と半径は太陽程度で、太陽系外惑星が一つ発見されている。.

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XO-2

XO-2は、やまねこ座の方向に約490光年の距離にある連星系である。見た目にそっくりの2つの恒星XO-2S（またはXO-2A）とXO-2N（またはXO-2B）で構成されている。 2つの恒星とも、太陽より少し低温だが、質量は半径は太陽と似ている。どちらも11等級の恒星であり、肉眼では見えないが、小さな望遠鏡を使うと見ることができる。また、大きな固有運動を持つことでも知られている。 XO-2NとXO-2Sの間は、見かけ上31秒離れており、これは実際の距離にするとおよそ4,600AUとなる。.

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XO-3

XO-3は、きりん座の方角およそ570光年の距離にある恒星である。10等級であり、肉眼では見えないが、小さな望遠鏡を使うと見ることができる。.

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XO-3b

XO-3bは、きりん座XO-3の周りを3.2日間の周期で公転する、木星の約11.79倍の質量を持つ太陽系外惑星である。半径は木星の約1.217倍である。2007年5月30日にハワイ州ホノルルで開催されたアメリカ天文学会で発見が公表された。この発見は、ハワイのハレアカラ山に設置されているXO望遠鏡を用いたアマチュアとプロの天文学者の共同研究により発見された。 「変わり者」惑星との異名を持つとおり、親星から非常に近い楕円軌道を公転する太陽系外惑星の中では、最も大きい質量を持つ。また、トランジットを起こす惑星であり、一周ごとに親星の前面を通過する。XO望遠鏡で発見された3つ目の惑星である。.

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XO-4

XO-4はやまねこ座の方向に約956光年の距離にある恒星である。約11等級で肉眼では見ることができないが、小さな望遠鏡で見ることができる。でのによる観測や、ケック望遠鏡と補償光学による観測でも、伴星は発見されていない。.

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XO-5

XO-5は、やまねこ座の方角に約830光年の距離にあるG型主系列星である。視等級は約12等であり、肉眼では見えないが、小さな望遠鏡を使うと見ることができる。.

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Zマシン

Zマシン (ずぃーマシン、Z machine)は、アメリカ合衆国のサンディア国立研究所が保有する核融合実験装置であり、2016年現在世界最強のX線発生装置でもある。世界各国で行われている核融合研究の主流とは大きく異なる、Zピンチと呼ばれる物理現象を利用した実験装置であり、これによって発生させた強力なX線で物質を爆縮し、熱核兵器の内部と同程度の極度に高温、高圧の条件を作り出すことができる。この方法により、2003年3月には重水素燃料のみで核融合を達成している。 この装置はサンディア研究所のパルスパワープログラム (Pulsed Power Program)の一環を成し、その最終目的は慣性閉じ込め方式核融合(Inertial Confinement Fusion: ICF)プラントの可能性の実証とされているが、米国の核兵器備蓄性能維持計画（Stockpile Stewardship Program）の一環として、2006年から2007年にかけての大がかりな改造においてはエネルギー省(DOE)傘下の国家核安全保障局 (NNSA ： Stockpile Stewardship Program を実行するために2000年に新設された機関)から多額の資金供給を受けている。 改造後はNNSAの下で臨界前核実験(Subcritical Experiment)を補完するための実験装置としても利用されており、2010年11月には最初の少量プルトニウム実験を実施して物議を醸している(この実験は、マスメディアなどでは臨界前核実験とは区別して「新型核実験」と呼んでいる) 。この新型核実験は、判明しているだけで今までに12回実施されており(2014年11月の時点、最新のものは2014年10月3日実施)、 NNSAの担当者は中国新聞の取材に対して「1回の実験で使用されるプルトニウムは8g以下」と答えている。 2013年4月29日には、札幌市議会の金子快之議員がサンディア研究所を訪れ、Zマシンを見学している。案内した同研究所のパルスパワープログラムの責任者である Keith Matzen の「確かにプルトニウムの燃焼実験も毎日やっていますが、核兵器の開発とは全く関係ありません」「研究対象はプルトニウムだけではなく、あらゆる物質です」との説明に賛意を表し、「これは明らかに札幌市議会が抗議文を送るような施設ではありません。」との意見を表明しているSandia Labs News Releases May 23, 2013 金子ホームページ(札幌市はZマシンによる新型核実験に対して2012年10月3日にオバマ大統領への抗議決議を採択している)。 2014年4月5日に朝日新聞は、Zマシンの日本の報道機関への初公開を伝える記事において、「研究所によると、実験では、X線は照射されず、核分裂反応も一切起きない。爆発に近い状態を再現しているわけではないという。」という証言を載せているが、これが事実であれば新型核実験の真相を示唆する情報であり、X線による爆縮ではなく、Zマシンによって行われている別の実験プロジェクトである、強力な磁場による金属ペレットの加速技術（20km/sまでの加速に成功してる）を用いて、経年劣化したプルトニウムの高温、高圧下での精密な状態方程式を構築することが新型核実験の実態である可能性が出てきた。このような方法が可能であることは、既に2001年のサンディア研究所のニュースリリースにおいて触れられている。 Zマシンはニューメキシコ州アルバカーキのカートランド空軍基地内にあるサンディア研究所の Area IV (または Tech Area IV)と呼ばれる拠点地域の建物番号983内に設置されている。.

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抵抗変化型メモリ

ReRAM（resistive random access memory）は電圧の印加による電気抵抗の変化を利用した半導体メモリー。RRAM、抵抗変化型メモリなどとも呼ばれる。なおRRAMはシャープの登録商標である。 ReRAMは電圧印加による電気抵抗の大きな変化（電界誘起巨大抵抗変化、CER効果）を利用しており、.

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林トラック

林トラック（はやしとらっく、Hayashi track）とは、ほぼ静水圧平衡に達した星間ガス雲の塊が原始星として進化する過程でヘルツシュプルング・ラッセル図上を移動する軌跡である。日本の林忠四郎によって初めてその存在が理論的に提唱された。 林は1961年に、恒星の有効温度には最小値が存在することを示した。この最小値よりも低温の星では静水圧平衡が維持できないため、星は力学的に安定に存在することができない。この境界は温度で約4,000K付近に相当し、HR図上では右側の境界線として表れる。原始星となるガス雲の温度がこの温度より低い場合にはガス雲は収縮し、この境界温度に達するまで温度が上昇する。この境界温度に達した原始星はケルビン-ヘルムホルツ収縮の時間尺度で収縮を続けるが、有効温度はほとんど上昇せず、HR図上をほぼ垂直下向きに（光度が暗くなる方向に）移動する。この移動経路を林トラックと呼び、HR図で林トラックより右（低温）側の領域を林の禁止領域、また原始星が林トラック上にある時代を林フェイズと呼ぶ。 林トラックにある原始星の内部のエネルギー輸送は完全に対流優勢となっている。これは、原始星は温度が低くガスの不透明度が大きいため、輻射によるエネルギー輸送が効果的に働かず、その結果として星内部での温度勾配が大きくなるためである。質量が0.5太陽質量以下の星は前主系列段階のほぼ全ての時代を林トラック上で過ごし、林トラックの下端で主系列に乗る。質量が0.5太陽質量より大きい星は林トラックの末端まで進んだところで内部温度が十分高くなり、中心部の不透明度が下がって対流輸送よりも輻射輸送の方が効果的にエネルギーを外部へ輸送するようになる。このため、ヘニエイトラックという別の進化経路に移り、HR図上をほぼ水平に左（高温側）に向かって進化して主系列に至る。従って、ある質量を持つ原始星が林トラック上で最も光度が暗くなる点は、その質量の星の内部が完全に対流優勢の状態でいられる最小光度の点となる。 林トラックの上にある原始星の内部は完全に対流的となっていることから、主系列に達したばかりの恒星の内部はほぼ一様な化学組成を持っていると考えてよい。.

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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。.

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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。.

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恒星磁場

恒星磁場（こうせいじば）とは恒星の内部にある伝導性をもつプラズマの運動によって形成される磁場のことである。プラズマの運動は対流に伴って形成される。対流は物質の物理的運動を含むエネルギーの移動の形態の1つである。局所的な磁場はプラズマに力を及ぼし、相当する密度の増大を伴わずに圧力を効果的に引きあげる。その結果、磁化された領域は残りのプラズマに応じてその恒星の光球に達するまで膨れ上がる。これが光球面の恒星黒点やに関連した現象を生む。.

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恒星進化論

天体物理学において恒星進化論（こうせいしんかろん、英語：stellar evolution）とは、恒星の誕生から最期までにおこる恒星内の構造の変化を扱う理論である。 恒星進化論においては、恒星を生物になぞらえてその誕生から最期までを恒星の一生とし、幼年期の星、壮年期の星、老年期の星、星の死といった用語を用いる。恒星進化論の中で用いられている進化も生物になぞらえた言葉であるが、生物の進化とは異なり、世代を超えた変化ではなく恒星の一生の中での変化を表している。 恒星は自分自身の重力があるので常に収縮しようとする。しかし、収縮すると重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わる。また充分に高温高圧になれば核融合反応が起こり熱が発生する。これらの熱によってガスの温度が上昇すればガスは膨張しようとする。このようにして収縮と膨張が釣り合ったところで恒星は安定している。重力と核融合によるエネルギーを使い果たすと、恒星は収縮をとどめることができず最期を迎える。 以下に現在の恒星進化論による恒星の一生を示す。.

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東京メトロ1000系電車

モチーフとされる東京地下鉄道1000形電車（地下鉄博物館に復元保存されている車両） 東京メトロ1000系電車（とうきょうメトロ1000けいでんしゃ）は東京地下鉄（東京メトロ）銀座線用の通勤形電車。2012年（平成24年）4月11日より営業運転を開始した交通新聞社「鉄道ダイヤ情報」2012年6月号73頁DJ NEWS FILE「東京地下鉄 1000系が営業運転を開始」記事。。 2013年（平成25年）、地下鉄車両では初純然たる一般鉄道での通勤用車両がブルーリボン賞を受賞したのは1977年の名鉄6000系以来2例目となる。の鉄道友の会ブルーリボン賞を受賞。.

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核 (天体)

核（かく）は、天体の中心部分の構造。中心核（ちゅうしんかく）文部省『学術用語集 地学編』 日本学術振興会、1984年、ISBN 4-8181-8401-2。とも。惑星・衛星・恒星などの核はコア (core) とも言う（彗星・活動銀河の核は英語ではnucleusであるため、コアとは言わない）。.

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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。.

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根二乗平均速度

根二乗平均速度（こんにじょうへいきんそくど、）とは、速度の絶対値の二乗平均平方根、すなわち速度の大きさの二乗 v 2 の統計集団平均 \langle v^2 \rangle の平方根 \sqrt である。 ここで速度 v の大きさ v は v の内積によって定められる。 根二乗平均速度は気体分子運動論などの議論において現れる。 速度の分散 |\sigma(\boldsymbol)|^2 は速度の平均 \langle\boldsymbol\rangle と速度の二乗平均 \langle v^2 \rangle を用いて以下のように書き表すことができる。.

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格子エネルギー

格子エネルギー（こうしエネルギー、lattice energy）は結晶格子を構成する原子、分子あるいはイオンが気体状態から固体結晶になるときの凝集エネルギーである。 格子エネルギーは絶対零度における凝集エンタルピー変化ΔH0の負として定義される。金属結晶および分子結晶では絶対零度における昇華熱に相当する『化学大辞典』　共立出版、1993年。格子エネルギーは特にイオン結晶に関連して論じられることが多い。.

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標準モルエントロピー

標準モルエントロピー（ひょうじゅんモルエントロピー、）とは、標準圧力における理想的あるいは仮想的な状態の、物質1モル当たりのエントロピーである。標準圧力 としては、1気圧すなわち 101325 Pa が伝統的に用いられているが、1980年代以降に編纂されたデータ集には1バールすなわち 105 Pa を採用しているものもある。標準モルエントロピー の値は温度に依存して変化するので、例えば 298 K における標準モルエントロピーであれば や のように添え字か引き数で温度を表す。温度が明示されていない場合は、298.15 K すなわち 25 ℃ における値であることが多い。 熱力学第三法則により、純物質の絶対零度における完全結晶のエントロピーは0であることから、物質の絶対エントロピーを求めることが可能となる。.

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標準状態

標準状態（ひょうじゅんじょうたい）とは、物理学、化学や工学などの分野で、測定する平衡状態に依存する熱力学的な状態量を比較するときに基準とする状態である。標準状態をどのように設定するかは完全に人為的なものであり、理論的な裏付けはないが、歴史的には人間の自然認識に立脚する。 一般的には気体の標準状態のことを指すことが多く、圧力と温度を指定することで示される。科学の分野により、また学会、国際規格団体によって、その定義は様々であり混乱が見られる。このため、日本熱測定学会は統一した値として、地球の大気の標準的な圧力である標準大気圧（）を用いるべきであると主張し啓蒙活動を展開している日本熱測定学会 ICCT2008で発表したポスター。.

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標準気圧

標準気圧（ひょうじゅんきあつ、atmosphere、standard atmosphere）は大気圧の国際基準となる値であり、パスカルである。 日本の計量法体系では、「標準気圧」の語を用いず、単に「気圧」として圧力の単位として規定している。 その単位記号はatmと定められている。.

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毎メートル

毎メートル（まいメートル）は、長さの逆数の次元の物理量を測るSI単位である。1メートルあたり無次元量が1あることを示す。 長さのマイナス1乗の次元を持つさまざまな物理量を測るのに使われる。これらのいくつかには毎メートルやその10の累乗倍に専用の組立単位名があるが、毎メートルと同義ではなく、他の物理量を表すのに使うことはできない。 SI接頭辞をつける場合は、たとえばkmはキロ毎メートルではなく毎キロメートルと読み、1キロメートルあたり無次元量が1あること、つまり1/1000毎メートルを意味する。.

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比熱容量の比較

比熱容量の比較（ひねつようりょうのひかく）では、比熱容量を比較できるよう、昇順に表にする。 特に記載のないものについては、標準状態（SATP）での値を示している。.

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水

水面から跳ね返っていく水滴 海水 水（みず）とは、化学式 HO で表される、水素と酸素の化合物である広辞苑 第五版 p. 2551 【水】。特に湯と対比して用いられ、温度が低く、かつ凝固して氷にはなっていないものをいう。また、液状のもの全般を指すエンジンの「冷却水」など水以外の物質が多く含まれているものも水と呼ばれる場合がある。日本語以外でも、しばしば液体全般を指している。例えば、フランス語ではeau de vie（オー・ドゥ・ヴィ＝命の水）がブランデー類を指すなど、eau（水）はしばしば液体全般を指している。そうした用法は、様々な言語でかなり一般的である。。 この項目では、HO の意味での水を中心としながら、幅広い意味の水について解説する。.

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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。.

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水酸化ナトリウム

水酸化ナトリウム（すいさんかナトリウム、sodium hydroxide）は化学式 NaOH で表される無機化合物で、ナトリウムの水酸化物であり、常温常圧ではナトリウムイオンと水酸化物イオンからなるイオン結晶である。苛性ソーダ（かせいソーダ、caustic soda）と呼ばれることも多い。 強塩基（アルカリ）として広汎かつ大規模に用いられ、工業的に非常に重要な基礎化学品の1つである。毒物及び劇物取締法により原体および5 %を超える製剤が劇物に指定されている。.

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水星

水星（すいせい、英：Mercury マーキュリー、Mercurius メルクリウス）は、太陽系にある惑星の1つで、太陽に最も近い公転軌道を周回している。岩石質の「地球型惑星」に分類され、太陽系惑星の中で大きさ、質量ともに最小のものである以前最小の惑星だった冥王星は2006年に準惑星へ分類変更された。。.

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水星の大気

水星の大気では水星に存在する大気状構造について述べる。水星のように重力の小さい星においては十分に気体を保持することはできず、気体はすぐに流出し、真空に近い状態である。しかし非常に希薄ながら水星近辺には気体が存在し、地表に直接接する外気圏となっている。水星は変化に富んだ外気圏を持っており、10−14バールの複合圧で水素、ヘリウム、酸素、ナトリウム、カルシウム、カリウム、水蒸気などを含んでいる。また外気圏の元素は太陽風や惑星の地殻に由来しており、場所によっては元素の分布が変わる。太陽光圧は大気を押しており、惑星の背後には彗星のような尾が存在している。 水星の大気については月の大気のように大気がほとんどないというのが大方の見方であったが、議論があった。1974年にマリナー10号が非常に薄い外気圏を発見したことによってこの議論に決着がつき、2008年にはメッセンジャーによってより詳細な測定値が得られ、水星の外気圏にマグネシウムが発見された。.

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水星の植民

水星の植民（すいせいのしょくみん）は、人類が水星へ移住し、水星の環境の中で生活基盤を形成すること。宇宙移民の構想の一つ。水星は、内部太陽系で宇宙移民が可能な目的地の一つとして、火星や金星、月、小惑星帯とともに提案されている。とはいえ、おそらくそこでのコロニーは、惑星上の昼間の極端な温度のため、極地域に限られたものとなるだろう。.

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氷点下

氷点下（ひょうてんか）は、氷点（水の凝固点・氷の融点）よりも低い温度である。 常圧での水の融点は 273.152519 K（ケルビン）、すなわち 0.002 519°C であり（水#融点を参照）、この温度以下を零下（れいか）とも呼ぶ。実用上は0°Cをもって融点とし、「マイナス」を「氷点下」に置き換えて、例えば「-10°C」を「氷点下10度」のように言う。華氏度においては、32°Fが氷の融点となることから、32°Fから華氏度の値を引いて、例えば「22°F」を「氷点下10度」(10 degrees of frost)のように言う。 氷点は水に含まれる不純物の種類や量によって容易に変化することから、広義では単に水が凝固する温度点の意味で用いられる。 水が液体から固体へ状態変化する温度の境界線より低い状態であり、この境界を跨いで温度が変化することで水分の多い地球上の自然現象や生態系に様々な影響を及ぼすことから、ひとつの温度の指標として重要なものとなっている。.

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気体

気体（きたい、gas）とは、物質の状態のひとつであり岩波書店『広辞苑』 第6版 「気体」、一定の形と体積を持たず、自由に流動し圧力の増減で体積が容易に変化する状態のこと。 「ガス体」とも。.

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沖国大米軍ヘリ墜落事件

沖縄国際大学米軍ヘリコプター墜落事件（おきなわこくさいだいがくべいぐんヘリコプターついらくじけん）とは、2004年8月13日に在日米軍（アメリカ海兵隊）のヘリコプターが沖縄国際大学に墜落した事件である。.

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液体窒素

液体窒素（えきたいちっそ、liquid nitrogen）は、冷却された窒素の液体である。液化窒素とも呼ばれ液化空気の分留により工業的に大量に製造される。純粋な窒素が液相状態になったものである（液体の密度は三重点で0.807 g/mL）。.

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液体酸素

液体酸素（えきたいさんそ）とは、液化した酸素のこと。酸素の沸点は−183℃、凝固点は−219℃である。製鉄や医療現場の酸素源やロケットの酸化剤として利用され、LOX (Liquid OXygen)、LO2のように略称される。有機化合物に触れると爆発的に反応することがある。.

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液体水素

液体水素用タンク 液体水素（えきたいすいそ）とは、液化した水素のこと。沸点は-252.6℃で融点は-259.2℃である（重水素では、沸点-249.4℃）。水素の液化は、1896年にイギリスのジェイムズ・デュワーが初めて成功した。.

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温度

温度（おんど、temperature）とは、温冷の度合いを表す指標である。二つの物体の温度の高低は熱的な接触により熱が移動する方向によって定義される。すなわち温度とは熱が自然に移動していく方向を示す指標であるといえる。標準的には、接触により熱が流出する側の温度が高く、熱が流入する側の温度が低いように定められる。接触させても熱の移動が起こらない場合は二つの物体の温度が等しい。 統計力学によれば、温度とは物質を構成する分子がもつエネルギーの統計値である。熱力学温度の零点（0ケルビン）は絶対零度と呼ばれ、分子の運動が静止する状態に相当する。ただし絶対零度は極限的な状態であり、有限の操作で物質が絶対零度となることはない。また、量子的な不確定性からも分子運動が止まることはない。 温度はそれを構成する粒子の運動であるから、化学反応に直結し、それを元にするあらゆる現象における強い影響力を持つ。生物にはそれぞれ至適温度があり、ごく狭い範囲の温度の元でしか生存できない。なお、日常では単に温度といった場合、往々にして気温のことを指す場合がある。.

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温度の単位の換算

これは、8つの異なる温度の単位の換算法の解説および比較である。これらの単位のうち、いくつかは現在ではほとんど使用されていない。.

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温度の比較

本項では、（熱力学的）温度の比較（おんどのひかく）ができるよう、昇順に表にする。.

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温度勾配

温度勾配（おんどこうばい、temperature gradient）とは、任意の2地点間における、温度の変化率・変化量のこと。気象学においては、鉛直方向の温度勾配である気温減率と区別して、特に水平方向に離れた2地点間での気温の変化率・変化量を指す。気温勾配とも言う。 一般的に、1kmあたりの温度の変化量を基準とし、単位にはケルビン毎キロメートル(K/km)が使われるが、K/mや℃/kmも用いられる。.

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木星

記載なし。

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月

月（つき、Mond、Lune、Moon、Luna ルーナ）は、地球の唯一の衛星（惑星の周りを回る天体）である。太陽系の衛星中で5番目に大きい。地球から見て太陽に次いで明るい。 古くは太陽に対して太陰とも、また日輪（.

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惑星の居住可能性

惑星の居住可能性（わくせいのきょじゅうかのうせい、Planetary habitability ）は、ある天体で生命が発生しうる、また発生した生命を維持しうる可能性についての指標である。.

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惑星系の一覧

2014年10月26日までに発見された各年の太陽系外惑星の発見数。 惑星系の一覧では2016年5月23日地点で太陽系外惑星が確認されている2554個の恒星のうち2個以上の惑星が確認されている惑星系、578個について述べる。491個のうち、約280個は惑星系全ての惑星の存在が確認されている。中にはさらに多数の惑星を持つ恒星もある。現在の最多の記録は太陽の8個だが、太陽系外惑星だけに限定するとグリーゼ892とケプラー90、HD 10180の7個である。しかし、2012年にHD 10180に新たに2つの太陽系外惑星が存在する可能性が指摘された。もし、その惑星が存在するならばHD 10180の惑星数は9個になる。 491個の惑星系の一覧は、距離が地球の近い順に掲載する。最も近いのは2個の惑星を持つカプタイン星系である(近い恒星の一覧を参照)。現在、地球から50光年以内の範囲には12個の惑星系が確認されている。しかし、ほとんどの惑星系は地球から非常に遠い位置にある。一番遠いとされている惑星系は13300光年離れた位置にあるOGLE-2012-BLG-0026L系であるとされている。 以下の表は多くの発見された惑星に関する情報を含む。ただし、ケプラー宇宙望遠鏡が発見した惑星系のうち、ケプラー100系からケプラー407系までの308星系に関しては、全て2つ以上の惑星を持つ。これらの惑星系はケプラー宇宙望遠鏡が発見した惑星の一覧を参照。.

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成層圏突然昇温

成層圏突然昇温（せいそうけんとつぜんしょうおん、英:Sudden stratospheric warming または Stratospheric sudden warming, SSW）とは、日々の気温変化が緩やかな成層圏において、突然気温が上昇する現象のこと。突然昇温。 北半球では寒候期にあたる秋〜春に発生する。数日間で20K（ケルビン）程度の上昇が起こるが、時に50K以上の急激な上昇が起こることもある。一方、下降に転じるときはその速度が遅く、気温が元に戻るまで1〜2ヶ月程度かかる。 ドイツでラジオゾンデによる成層圏の観測を行っていたベルリン自由大学のシェルハーク(Richard Scherhag)が1952年、成層圏の気温が数日で40度以上上昇するのを発見したのが最初である。.

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流体静力学

流体静力学（りゅうたいせいりきがく、fluid statics, hydrostatics）は静止流体についての科学であり、流体力学の一分野である。流体静力学という用語は通常、対象物の力学的取り扱いを指し、流体が安定した平衡下の状態についての研究を含んでいる。仕事をする流体の活用は水理学と呼ばれ、動的な流体についての科学は流体動力学と呼ばれる。.

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海王星

海王星（かいおうせい、Neptunus、Neptune）は、太陽系の太陽に近い方から8番目の惑星である。太陽系惑星の中では最も太陽から遠い位置を公転している。名称のNeptuneは、ローマ神話における海神ネプトゥーヌスにちなむ。.

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新しいSIの定義

7つのSI基本単位と、現行の定義における基本単位の独立性 国際度量衡委員会 (CIPM) の委員会は、SI基本単位の定義を改訂する決議案を提案した。この提案は 2018年11月13-16日の第26回国際度量衡総会 (CGPM) で決議され承認される予定である。新しいSIの施行日は2019年5月20日（メートル条約が締結された日であり世界計量記念日:en:world metrology dayである。）の予定である。.

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文字様記号

文字様記号（もじようきごう、Letterlike Symbols）は、Unicodeのブロックの一つであり、主として1つまたは複数の字母の字体から構成された80のキャラクタが収録されている。 このブロックの他に、Unicodeにはが含まれているが、Unicodeではこれらの文字を明示的に「文字様(letterlike)」には分類していない。 文字様記号のうち、、、については、正準等価である普通の文字を使用することが推奨されている。また、とについては、（度）と通常の文字(C, F)を組み合わせて使用し、検索の際はこれと一文字の文字様記号と同一視することを推奨している。.

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放射圧

放射圧（ほうしゃあつ、radiation pressure）とは電磁放射を受ける物体の表面に働く圧力である。日本語では輻射圧・光圧とも呼ばれる。放射圧の大きさは、放射が物体に吸収される場合には入射するエネルギー流束密度（単位時間に単位面積を通過するエネルギー）を光速で割った値となり、放射が完全反射される場合にはその2倍の値になる。例えば、地球の位置での太陽光のエネルギー流束密度（太陽定数）は なので、その放射圧は（太陽光が吸収される場合） となる。.

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数量の比較

広範囲にわたる数量の比較をする場合には、対数スケールがよく用いられる。対数スケール上で等間隔に区切ったそれぞれを、英語では“order of magnitude”と言い、日本語に訳せば「等級」「階級」「規模」あるいは「桁」などとなる。それぞれの区切りは、その前の区切りから見て一定の比率となっている。その比率は、10000、1000、10、2、1024 (.

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(119979) 2002 WC19

は太陽系外縁天体の一つ。軌道の多くは冥王星より遠く、カイパーベルトと呼ばれる範囲に含まれる。2002年11月16日にパロマー天文台で発見された。 2002 WC19はトゥーティノ族とよばれる軌道をとっており海王星と1:2の軌道共鳴を行っており、海王星の2倍の時間をかけて太陽を公転する。軌道長半径はエッジワース・カイパーベルトでカイパーの崖と呼ばれる外縁に近い。 トゥーティノの存在数を知れば、海王星がこれらの星を誕生した場所から7AUを移動するために100万年か1000万年といったどれくらいの時間をかけたかという問題が明らかにされるかもしれない。.

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(225088) 2007 OR10

とは、散乱円盤天体に属する小惑星の1つである。2017年現在、固有名が付いていない太陽系の天体としては最も大きい。.

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(26308) 1998 SM165

は太陽系外縁天体の一つである二重小惑星。1998年9月16日にNichole M. Danzlによって発見された。.

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(308933) 2006 SQ372

(2006 SQ372) とは、太陽系外縁天体に属する小惑星の1つ。内オールトの雲から来た可能性のある事が示された初めての天体である。.

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(471143) 2010 EK139

とは、準惑星の候補天体である太陽系外縁天体の1つ。.

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(59358) 1999 CL158

とは、太陽系外縁天体の1つである。 は、1999年2月11日にジェーン・ルー、チャドウィック・トルヒージョ、デビッド・C・ジューイットによって発見された。絶対等級は6.95等級であり、直径は183kmであると推定されている。 は、軌道長半径32.8AU、離心率0.21の軌道を268年かけて公転している。しかしその軌道は不安定であり、10万年以内に太陽系から排除されてしまうと考えられている。.

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(6178) 1986 DA

(6178) 1986 DAは、アモール群に属する直径2.3km程のM型小惑星である。他の小惑星と比べ、著しくレーダーの反射率が高いことで知られている。その軌道は地球の外側から火星を横断して小惑星帯へと至っている。 1986 DAの反射率を表すアルベドは、可視光では0.14であるのに対して、レーダーでは0.58にもなる。この観測結果は、この小惑星がニッケルと鉄から構成されていることを示唆している。その組成から、この小惑星が元々はより巨大な天体の融解して分化が進んだコア付近に位置しており、それが破壊されて誕生したものであることが推測される。 地球の低軌道から1986 DAに到達するには、7.1 km/sのΔVが必要である。 1986 DAに存在する金属の量は、鉄100億トンとニッケル10億トンに加え、金が1万トンにプラチナが10万トン（研究が発表された1991年当時で時価900億ドルと1兆ドルに相当）に上るとも言われており、その資源価値が注目されている。.

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(84922) 2003 VS2

とは、太陽系外縁天体に属する小惑星の1つである。.

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0 |- | Divisors || all numbers |- | Roman numeral || N/A |- | Arabic || style.

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1RXS J160929.1-210524

1RXS J160929.1-210524（以下、1RXS 1609と略す）は、さそり座の方角に地球からおよそ470光年の距離にある、前主系列星である。.

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1SWASP J140747.93-394542.6

1SWASP J140747.93-394542.6（しばしば1SWASP J140747またはJ1407と略される。以下、特記しない限り、J1407と総称する）は、地球から見てケンタウルス座の方向に約434光年離れた位置にある前主系列星である。見かけの明るさは12.3等級で、観測には望遠鏡が必要となる。 2012年、J1407のまわりに少なくとも1つ、巨大ガス惑星か褐色矮星と思われる伴天体（1SWASP J140747.93-394542.6bや1SWASP J1407b、J1407bと呼ばれる。以下、J1407bと総称する）が存在する、と発表された。この伴天体には、巨大な環が存在していることもわかった。.

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2003 LA7

とは、海王星と軌道共鳴している太陽系外縁天体の1つ。.

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2004 XR190

とは、特異な軌道を持つ太陽系外縁天体の1つである。.

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2005 HC4

4の軌道 は、アポロ群に属する小惑星の1つである。 は、2012年現在知られている中で、近日点が最も太陽に近い小惑星である。近日点距離は1060万km (0.0709AU) であるが、太陽半径は約70万kmなので、太陽の表面から約990万kmのところを通過することになる。これは、惑星の中で最も内側を公転する水星の近日点距離の約22%しかない。ただし、軌道のデータ精度はやや低く、や、その次に近日点距離が小さい (0.0792AU)は、その次に小さい (0.0805AU) よりも精度が数桁低い。また、サングレーザーや、その中のクロイツ群に含まれる彗星はより近日点が近いものもある。例えばラヴジョイ彗星 (C/2011 W3) は、太陽の表面から13万kmを通過し、しかも蒸発や衝突をせず生き延びている。 の軌道はかなり極端であり、離心率が0.96もある。そのため、軌道長半径は火星より大きく、遠日点は小惑星帯の外側である。 近日点において の表面温度がどうなるかは、アルベドが判明していないので不明であるが、仮に似た軌道を持つイカルスと同じ0.4と仮定すると606.4℃ (647.4K) となる。 軌道が水星から火星までの軌道をまたぎ、軌道傾斜角も小さいため、潜在的にこれらの惑星と衝突する可能性がある。ただし、軌道データの精度が低いため、詳しいことはわかっていない。.

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2005 VX3

とは、ダモクレス族に属する太陽系外縁天体の1つ。2005年11月1日にレモン山サーベイによって発見された。軌道離心率が全ての小惑星の中で最大であり、 と共に公転周期が4万年以上の小惑星であると推定されている。.

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2010 KZ39

とは、分離天体もしくはキュビワノ族に属する太陽系外縁天体の1つ。.

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2011 QF99

とは、天王星のトロヤ群およびケンタウルス族に属する小惑星の1つである。初めて発見された天王星のトロヤ群小惑星である。.

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2013 BL76

とは、ケンタウルス族に属する小惑星の1つ。2013年1月20日にレモン山スカイサーベイで発見され、その後2012年10月7日にパンスターズの撮影した写真にも写っていることが判明した。その軌道は超楕円軌道であり、2014年時点で最も軌道長半径と遠日点距離が長い小惑星であり、 と共に公転周期が4万年以上の小惑星である。.

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2M1207

2M1207は、ケンタウルス座の方向にある褐色矮星で、2M1207bという伴星を伴っている。これはおそらく太陽系外で初めて直接撮影された惑星質量天体で、褐色矮星に見つかったのも初めてである。 2M1207は近赤外線による観測2MASSによって発見されたため、2Mで始まる名前がついた。スペクトル型M8の非常に若い星で、うみへび座TWアソシエーションの1つであると見られる。質量は約25木星質量と見積もられている。伴星の2M1207bは、3-10木星質量程度と見積もられている, Extrasolar Planets Encyclopaedia.

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2M1207b

2M1207bは、褐色矮星2M1207の周囲を公転する惑星質量天体である。ケンタウルス座の方向に約170光年の位置にある, Eric Mamajek, November 8, 2007.

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2MASS J21265040-8140293

2MASS J21265040-8140293は地球から約80.7光年離れた位置にある赤色矮星TYC 9486-927-1を公転している太陽系外惑星、または褐色矮星である。名称が長いため、JMASS J2126-8140や2MASS J2126と略されることが多い。本項では以下、「2MASS J2126」と表記する。.

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3K

3K.

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4K

4K（four K フォー・ケイ、よんケイ）.

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4U 0142+61

4U 0142+61は、カシオペヤ座の方角に地球から約12,000光年離れた位置にあるマグネターである。.

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6月26日

6月26日（ろくがつにじゅうろくにち）はグレゴリオ暦で年始から177日目（閏年では178日目）にあたり、年末まであと188日ある。誕生花はザクロ、レッドクローバー。.

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7

七」の筆順 7（七、しち、ひち、ち、なな、なー）は、6 の次、8 の前の整数である。ラテン語では septem（セプテム）。 「七」の訓読みは「なな」、音読みは「しち」である。だが、「しち」という読みが言いにくく、また一（いち）、四（し）、八（はち）と聞き間違いやすいことから、他の数字なら音読みする文脈でも訓読みすることが多い（70（ななじゅう）など）。ただし、「7月（しちがつ）」、「7時（しちじ）」は、聞き間違いを意識的に排除する場合を除き、音読みする。名数では、他の数字同様、後に続く語が音読みか訓読みかによって読みが決まる（「七福神（しちふくじん）」「七草（ななくさ）」など）が、希に、後に音読みが続くにもかかわらず訓読みするものもある（「七不思議（ななふしぎ）」など）。 七（しち）を「ひち」と発音する方言もある。例えば岐阜県の「七宗町」の読みは「ひちそうちょう」と公式に定められている。.

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Kelvin。