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530 関係: -meter、A型小惑星、A型主系列星、AMR-WB+、Am星、ANS、原子模型、原子時計、原色、おおぐま座47番星、おおぐま座BE星、おおぐま座W星、おうし座ゼータ星、おうし座タウ星、おうし座IK星、おうし座T型星、おうし座T星、たて座UY星、きりん座アルファ星、くじら座9番星、くじら座タウ星、くじら座ZZ星、てんびん座デルタ星、とけい座R星、とかげ座BL、はくちょう座P星、はと座ベータ星、ひので (人工衛星)、しし座AD星、しし座CW星、あすか (人工衛星)、いっかくじゅう座アルファ星、いっかくじゅう座U星、いっかくじゅう座V838星、いて座V1059星、いぶき (人工衛星)、いるか座デルタ星、いるか座V339星、うお座ベータ星、うみへび座R星、うみへび座W星、うしかい座ロー星、うしかい座クシー星、うさぎ座ゼータ星、さそり座18番星、さそり座シグマ星、さいだん座デルタ星、さんかく座ガンマ星、かに座55番星b、かに座55番星d、...、かんむり座R星、半規則型変光星、反射型干渉分光法、反射星雲、可視光線、吸光、天体物理学、天体望遠鏡、天王星の大気、天文学に関する記事の一覧、天文学史、太陽、太陽塔望遠鏡、太陽磁場、太陽系外惑星の一覧、太陽系外惑星の発見方法、太陽電池、太陽放射、定常宇宙論、定性分析、宏観異常現象、宇宙からの色、宇宙化学、宇宙マイクロ波背景放射、宇宙戦艦ヤマトシリーズの天体、小惑星、小惑星のスペクトル分類、小惑星族、山寺秀雄、屈折、屈折計、岡山天体物理観測所、不規則変光星、帯域幅、世界の記憶の一覧、干渉法、平和の旗、京都産業大学、二原子炭素、仁科記念賞、仁田勇、任意単位、佐鳥新、彗星、体脂肪率、微視的乱流、地球、化学に関する記事の一覧、ナイキスト周波数、ペガスス座51番星、ミラーマター、マリ・キュリー、マーテン・シュミット、ノーベル物理学賞、マックス・マーティーニ、ノイズ、マスキングしきい値、チャンドラ (人工衛星)、チャンドラヤーン1号、ハロルド・バブコック、ハロルド・クロトー、ハービッグ・ハロー天体、ハッブルの法則、ハックマナイト、ハインリヒ・カイザー、ハウメア族、バルマー系列、ポリウォーター、ポリエン、ポール・ボアボードラン、モーフィング、モーズリーの法則、ヨハネス・リュードベリ、ヨハネス・シュタルク、ヨハン・ヤコブ・バルマー、ヨハン・ヴォルフガング・フォン・ゲーテ、ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー、ラテラルアーク、ライマン系列、ライマンαの森、ライマンα線、ライムライト (照明)、ライムグリーン、リモートセンシング、リュードベリ定数、リュードベリ・リッツの結合原理、ルナ17号、ルミネセンス、ルビジウム、ルイージ・プッチアンティ、ルイス・ラザファード、レッドスプライト、レグルス、ローレンツ因子、ロシター効果、ロジャー・ベーコン、ヴィーンの放射法則、ヴォルフガング・パウリ、ボーアの原子模型、ボック・グロビュール、ボジェナ・ニェムツォヴァー、トリウム、トルコ石、トンネルダイオード、トーマス・ゼーベック、ヘリウム、ヘルマン・カール・フォーゲル、ヘレン・ソーヤー・ホッグ、ヘンリー・ソービー、ブレーザー、プラズマ、プラズマ宇宙論、プリズム、プロメチウム、プロキシマ・ケンタウリ、プント系列、ヒルベルト・ポリア予想、ビッグバン、ピエール・ジャンサン、ティティウス・ボーデの法則、テクネチウム、テクネチウム星、デザイン用語、フミン酸、フラバン-4-オール、フランク＝ヘルツの実験、フラウンホーファー線、フラグメント分子軌道法、フレデリック・サムナー・ブラケット、ファブリ・ペロー干渉計、ファエトン (小惑星)、フェリクス・ホッペ＝ザイラー、フォルマント、フォークト関数、フォトリアーゼ、ドナーアクセプタ対熱光、ドップラー効果、ドップラー幅、ドップラー分光法、ドニアック＝シューニッチ関数、ホロカソードランプ、ダーウィン (探査機)、ダイヤモンドの物質特性、ベルティル・リンドブラッド、制御理論、制動放射、分子軌道法、分光器、分光法、分光測色法、分析化学、善兵衛ランド、周波数、りょうけん座アルファ2型変光星、りょうけん座アルファ星、りゅうこつ座シータ星、わし座シータ星、わし座V1302星、アメシスト、アルデバラン、アレキサンドライト、アレクサンドル・エドモン・ベクレル、アントン・パンネクーク、アンドロメダ座イプシロン星、アンドロメダ座GY星、アンドロメダ座S星、アンドロメダ銀河、アフターコロニーの機動兵器、アイザック・ニュートン、アキカン!、アソシエーション (天文学)、インジウム、ウラン濃縮、ウプサラ、ウィリアム・ハーシェル、ウィリアム・ラムゼー、ウイリアム・ウォラストン、ウェスト彗星、ウォルフ・ライエ星、ウォルシュ・ダイアグラム、エリダヌス座EF星、エレクトロニックフラッシュ、エンハンスト・ビジョン・システム、エドワード・フランクランド、オリオン変光星、オリオン座ウプシロン星、オロチ (天体)、オージェ電子、オシリス (惑星)、オゾン層、カペラ (恒星)、カラードノイズ、カーボンヒーター、カイザー、カオス理論、カシャの法則、カシオペヤ座イプシロン星、カソードルミネッセンス、ガンマ線バースト、ガニュメート (小惑星)、ガス殻星、キャッツアイ星雲、キャプテン・スカーレット、クリプトン、クルックス管、クレマティス (小惑星)、クエーサー、グリーゼ229、グリーゼ440、グリーゼ581c、グスタフ・キルヒホフ、ケンタウルス座イータ星、ケプラー186、ケプラー76b、ケフェウス座VV星、ゲルハルト・ヘルツベルク、コバルトガラス、コリンダー399、コンパクトディスク、コンタミネーション、シャルル・ファブリ、シャーロット・ムーア＝シタリー、シュレーディンガー方程式、シュテファン＝ボルツマンの法則、シュタルク効果、シンチレーション検出器、シスプラチン、ジョルジュ・ライエ、ジョン・キーツ、ジョヴァンニ・バッティスタ・ドナティ、ジェラール・グリゼー、ジェイムズ・デュワー、ジェシー・グリーンスタイン、スペクトラム、スペクトラム拡散、スペクトル密度、スペクトル分類、スペクトル分析、スペクトル理論、スペクトル線、スペクトル楽派、スペクトログラム、スカーレット、スタニスラフ・スミルノフ、セイファート銀河、セオドア・ライマン、セシウム、ゼロテスター、ゼーマン効果、タギシュ・レイク隕石、ようこう、サムス・アラン、サリュート1号、サーベイヤー7号、サターンV、やぎ座プサイ星、やぎ座ゼータ星、内部転換、写真レンズ、光、光害、光度曲線、前原英夫、前田吉昭、回折格子、固有運動、国立天文台ハワイ観測所、国立天文台ハワイ観測所すばる望遠鏡、国立科学博物館、四つ葉のクローバークエーサー、B型小惑星、BD +20°307、BD-08°2823、Be星、CFBDSIR J214947.2-040308.9、CHIPSat、CH星、CIE 1931 色空間、COBE、CONTOUR、火星のトロヤ群、現代宇宙論、硫黄、積みわら、窒化チタン、窓関数、第二次高調波発生、等吸収点、粒子と波動の二重性、紫外線、紫外線天文学、網膜神経節細胞、群馬県立ぐんま天文台、群速度、結晶場理論、環境放射線、炎、炎色反応、炭素星、生物、熱放射、物理学に関する記事の一覧、特異星、特性X線、直交周波数分割多重方式、直角位相振幅変調、発光ダイオード、百武彗星 (C/1996 B2)、DARKER THAN BLACK -黒の契約者-、DS (人工衛星)、E型小惑星、EI法、銀河、銀河面吸収帯、EVRC、音声強調、音響光学型スペクトル分析器、音質、音色、遷移双極子モーメント、遷移層、落合佑介、青色コンパクト矮小銀河、青方偏移、顔料、風船の歴史、観測装置、視線速度、角運動量の合成、高周波、高精度視線速度系外惑星探査装置、超微細構造、超短パルス、超新星、軍事海上輸送司令部、黒体、輝線星雲、赤い長方形星雲、赤外分光法、赤外線、赤外線天文学、赤外超過、赤方偏移、葛飾区郷土と天文の博物館、脈動白色矮星、膜電位感受性色素、重力レンズ、量子力学、量子光学、臨界事故、自己相関、色、色域、色彩論、色相、蛍光共鳴エネルギー移動、蛍光相関分光法、電子ニュートリノ、電子線マイクロアナライザ、電磁場解析、電磁パルス、電磁スペクトル、電磁波、電波天文学、通過帯域、連星、虹、F型小惑星、FITS、FUSE (人工衛星)、G.718、G.719、G.729.1、G型小惑星、GJ 1214、GJ 1214 b、GRB 970508、Harmonic and Individual Lines plus Noise、Harmonic Vector Excitation Coding、HD 162826、HD 269810、HD 28185 b、HD 5980、HE 0107-5240、HE 1327-2326、HIDランプ、HII領域、HR 8799、HR 8799 c、Ib・Ic型超新星、II型超新星、J型小惑星、K型小惑星、KH-12、LA音源、L型小惑星、LED照明、LHS 292、Mixed Excitation Linear Prediction、MPEG-4 Part 3、MPEG-4 SLS、OAO (人工衛星)、O型小惑星、PG1159型星、PS1-10afx、R型小惑星、RGB、RLC回路、RSTコード、S2 (恒星)、SCR 1845-6357、S軌道、SMSS J031300.36-670839.3、SN 2005gj、SORCE、Spectral Band Replication、SS 433、SSSPM J1549-3544、T型小惑星、TN J0924-2201、TYC 8241 2652 1、UGPS 0722-05、V型小惑星、Virtual Studio Technology、Warped Linear Predictive Coding、WD 1425+540、WISE J085510.83-071442.5、X型小惑星、X線天文学、柴田雄次、架空の惑星一覧、恒星、恒星の自転、東京大学アタカマ天文台、核磁気共鳴、核磁気共鳴分光法、桜井天体、極超巨星、標準参照法、標準光源 (天文)、標本化、標本化定理、水の青、水素スペクトル系列、水銀・マンガン星、水銀灯、気体レーザー、汎函数行列式、汲み上げ効果、波動関数、涅槃交響曲、測光 (天文)、測光標準星、減算方式、準惑星候補の一覧、朝永–ラッティンジャー液体、木星、振幅変調、振動分光法、惑星状星雲、星の種族、星間分子の一覧、星間雲、春季賞、海況、放射圧、放射光、放出スペクトル、散光星雲、数理モデル、数理物理学、普通コンドライト、1868年、1SWASP J140747.93-394542.6、2010 KQ、21cm線、2dF銀河赤方偏移サーベイ、3C 273、4色型色覚、8の字形レーザー。 インデックスを展開 (480 もっと) » « コンパクトインデックス

-meter

-meterは測定器を表す接辞。古典ギリシア語のμέτρον　metronに由来する。日本語では「○○計」と呼ばれるものが多い。.

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A型小惑星

A型小惑星(A-type asteroid)は、比較的珍しい、小惑星帯の内側にある小惑星のグループであり、強く幅の広い1μmのカンラン石のスペクトルと非常に赤い0.7μmより短いスペクトルを持つ。完全に分化した小惑星のマントルから来たものであると考えられている。 A型小惑星は非常に数が少なく、2005年時点でわずか17個しか発見されていない。.

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A型主系列星

リウスA（大きい方）とB（小さい方）の想像図 Morgan-Keenanのスペクトル分類 A型主系列星（Aがたしゅけいれっせい）は、スペクトル型がA、光度階級がVの、水素を燃やして燃える主系列星である。スペクトル中の強い水素の吸収線によって区別される。太陽の1.4倍から2.1倍の質量を持ち、表面温度は7600Kから10000Kの間である。 主系列星全体のうち、A型主系列星が占める割合は0.5%に過ぎないと考えられている。アルタイル、シリウスA、ベガ等がこの型に分類される。.

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AMR-WB+

AMR-WB+ あるいは Extended Adaptive Multi-Rate Wideband は、AMR-WB を拡張しより広帯域化した音声符号化方式である。AMR-WB の持つ全てのモードを含み、さらに音楽を含む一般的な広帯域のオーディオ信号を符号化できるよう拡張されている。モノラル/ステレオの両方をサポートし、モノラルでは 5.2 ～ 36 kbps 、ステレオでは 6.2 ～ 48 kbpsのビットレートで符号化ができる。 AMR-WB+ は 3GPP で定義された携帯電話向けの各種マルチメディアサービスやデジタルビデオブロードキャスティングで使用することができる。.

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Am星

Am星（えーえむせい、A型金属線星、Am型星、Am star）は、スペクトル型Aの化学特異星である。.

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ANS

ANS（英語：Astronomical Netherlands Satellite、オランダ語：Astronomische Nederlandse Satelliet、オランダ天文衛星）はオランダの紫外線・X線観測衛星。1974年8月30日、アメリカ合衆国のヴァンデンバーグ空軍基地よりスカウトロケットによって打ち上げられた。オランダ宇宙研究所とNASAの共同出資で行われた。 ANSはオランダ初の人工衛星で、小惑星9996 ANSはこの人工衛星にちなんで名づけられた。 初期の軌道は近地点266km、遠地点1176km、軌道傾斜角は98.0°、軌道離心率は0.064048、周期は99.2分だった。太陽同期軌道上で、姿勢制御はリアクションホイールと地球の磁場を利用したマグネティックコイルによって行われた。2つの質量物体をミッション初期に放ち、衛星の角運動量のほとんどを取り除いた。衛星の姿勢は、太陽センサー、水平感知機、恒星センサー、磁気センサーを含む、様々な方法で測定することができた。 ANSは60cm^2の検出器によって2-30KeVのエネルギー領域でX線光子を測定することができ、銀河系内外のX線源の位置を見つけることに使用された。また、それらのスペクトルも測定し、時間的変化を観測した。X線バーストを発見し、カペラからX線を検波した。 ANSは22 cm (260 cm^2)のカセグレイン望遠鏡によって紫外線も観測した。観測波長は150から330nm。およそ400の天体に対し18,000回以上の測定を行った。.

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原子模型

原子模型（げんしもけい、atomic theory, atomic model）とは、原子の内部の構造についてのモデルである。.

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原子時計

原子時計（げんしどけい、atomic clock）は、原子や分子のスペクトル線の高精度な周波数標準に基づき極めて正確な時間を刻む時計である。高精度のものは10-15（3000万年に1秒）程度、小型化された精度の低いものでも10-11（3000年に1秒）程度の誤差である。 原子時計に基づく時刻系を原子時と呼ぶ。現在のSI秒および国際原子時（International Atomic Time）は原子時計に基づく。.

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原色

原色（げんしょく、、単に とも）とは、混合することであらゆる種類の色を生み出せる、互いに独立な色の組み合わせのこと。互いに独立な色とは、たとえば原色が三つの場合、二つを混ぜても残る三つ目の色を作ることができないという意味である。 人類の目においては、原色は三つの色の組み合わせであることが多い。たとえばテレビモニターや照明などで、異なる色の光を重ねて新たな色を作る加法混合の三原色は、通常赤・緑・青の三色である。また、絵具を混ぜたりカラー印刷で色インクを併置するときに行われる減法混合の場合の三原色は、シアン・マゼンタ・イエロー（黄色）の三色である。 原色とされる色の選択は基本的には恣意的なものである。加法混合の三原色に使う赤・緑・青も多様であり、表現のしやすさなどを考えに入れてさまざまな基準が定められている。またたとえば、リュミエール兄弟が開発した初期のカラー写真・オートクローム (Autochrome Lumière) では、赤・緑・青のほかに橙（オレンジ）・緑・紫の組み合わせも使われた。.

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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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おうし座タウ星

おうし座τ星 (Tau Tauri, τ Tau) とは、おうし座に属する4等星で、連星である。星座上では、おうし座α星のアルデバランから6度程度天の北極に寄った、おうしの額~角の付け根に相当する位置にある。太陽系からの距離は400光年で、可視光の波長帯での明るさは太陽の250倍、スペクトル型はB3Vで、高温の青色主系列星に分類される。.

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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型星

おうし座T型星を取り囲む降着円盤の想像図 おうし座T型星（おうしざテ（ィ）ーがたせい、T Tauri star, TTS）は、爆発型変光星の一種である。.

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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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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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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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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ZZ星

くじら座ZZ星（くじらざZZせい）は、くじら座の方向に位置する脈動変光星。.

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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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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BL

とかげ座BL (BL Lacertae, BL Lac) は、大きな光度変化を示す活動銀河核 (AGN) である。クーノ・ホフマイスターにより1929年に発見されたが、当初は銀河系内の不規則型の変光星であると考えられていたため、変光星の命名規則に沿った名前が付けられている。1968年、この天体はデービッド・ダンラップ天文台で観測を行ったジョン・シュミットにより、光度変化の大きな電波源として同定された。また暗いながらもこの天体を取り巻く母銀河も発見された。1974年、Oke とジェームズ・E・ガンはこの天体の赤方偏移を測定し、後退速度 21,000 km/s、z.

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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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ひので (人工衛星)

22号科学衛星ひので（SOLAR-B）は、日本の国立天文台 (NAOJ) と宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究本部 (JAXA/ISAS) がアメリカのNASA、イギリスのPPARCと共同で開発した太陽観測衛星である。.

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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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あすか (人工衛星)

あすか (第15号科学衛星ASTRO-D,別名ASCA(Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics)) は日本の宇宙科学研究所が打ち上げた4番目の宇宙X線観測衛星である。1993年2月20日に鹿児島宇宙空間観測所（現内之浦宇宙空間観測所）からM-3SIIロケットによって打ち上げられた。 2000年7月14日、巨大太陽フレアにより地球の大気が膨張した影響であすかの姿勢が崩れ、観測不可能に陥った。その後も最低限の機能による運用を続けたものの、翌2001年3月2日に大気圏に突入、消滅した。.

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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U星

いっかくじゅう座U星（いっかくじゅうざゆーせい）は、いっかくじゅう座にあるおうし座RV型の脈動変光星である。学名はU Monocerotis（略称はU Mon）。.

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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V1059星

いて座V1059星（V1059 Sagittarii、V1059 Sgr）は、1898年にいて座に現れた新星である。.

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いぶき (人工衛星)

いぶき（GOSAT: ゴーサット、Greenhouse gases Observing SATellite）は、環境省、国立環境研究所(NIES)、宇宙航空研究開発機構(JAXA)が共同で開発した温室効果ガス観測技術衛星。地球温暖化の原因とされている二酸化炭素やメタンガスなどの温室効果ガスの濃度分布を宇宙から観測する。2008年10月15日、愛称が一般公募によって「いぶき」に決定された。2009年1月23日、種子島宇宙センターからH-IIAロケット15号機にて打ち上げられた。同年2月より観測データの取得を開始し、5月には未校正値ながら地球規模での解析結果も発表されている 国立環境研究所、2009年5月28日。 2号機のGOSAT-2は、2018年度に打ち上げが予定されており、三菱電機が2014年4月に開発着手した。GOSAT-2は、初号機よりも観測精度を向上させる他、雲・エアロソルセンサーへの観測波長域を追加することにより、ブラックカーボンやPM2.5等の微小粒子状物質の監視も可能となる。.

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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V339星

いるか座V339星は、2013年8月14日にいるか座の方向で発見された新星である。視等級で最大4.3等級という、かなり明るい新星となった。.

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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W星

うみへび座W星（うみへびざWせい）は、うみへび座にある脈動変光星である。太陽から75～120パーセク、恐らく375光年程度と近傍に位置する。.

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うしかい座ロー星

うしかい座ρ星（うしかいざローせい、ρ Boo、ρ Bootis）は、うしかい座の恒星で4等星。 橙色の巨星。1943年以来、この恒星のスペクトルは、他の恒星を分類するための指標の1つとして用いられてきた。42秒離れて、11等級の伴星を持つ。 中国では、うしかい座ρ星とうしかい座ε星、うしかい座σ星で、梗河という星官を形づくる。その中で、うしかい座ρ星は、梗河三と呼ばれる。.

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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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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b

thumb かに座55番星b(55 Cancri b)は、太陽に似たかに座55番星の周囲を14.65日の周期で公転する太陽系外惑星である。惑星を恒星からの距離の順番に並べて2番目に位置する。ホット・ジュピターの例とされるが、むしろ「ウォーム・ジュピター」であるともされる。1996年にジェフリー・マーシーとポール・バトラーにより発見され、パルサー惑星を除いて4つ目の既知の太陽系外惑星となった。.

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かに座55番星d

かに座55番星d (55 Cancri d) は、太陽に似た恒星かに座55番星Aの周囲を長い軌道周期で公転している太陽系外惑星である。木星から太陽までの距離と同じくらいの軌道半径を持ち、惑星系の中で5番目で最も遠い惑星である。2002年6月13日に発見された。.

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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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半規則型変光星

半規則型変光星（はんきそくがたへんこうせい、semiregular variable）は、かなり周期的に変光することもある一方時々不規則な光度変化をすることもある渡辺努「OBSERVER'S GUIDE 変光星」、『月刊天文』2002年11月号、地人書館、98頁。、中期から晩期のスペクトル型を持つ巨星または超巨星である。周期は20日から2000日以上であるが、光度曲線の形は様々で一定していない。変光範囲は数百分の数等級から数等級である。 半規則型変光星は、いくつかの細分類に分けられる。従来はSRA・SRB・SRC・SRDの4つに細分類されていたが、2001年に発行されたName List 76で新たな細分類としてSRSが加わった。 球状星団M13は、11.95等から12.25等の数十個の赤色変光星を含み、周期は43日 (V24) から97日 (V43) である。.

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反射型干渉分光法

反射型干渉分光法（はんしゃがたかんしょうぶんこうほう、Reflectometric interference spectroscopy.

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反射星雲

反射星雲（はんしゃせいうん、reflection nebula）とは、星間分子雲が近くの恒星の光を反射することで我々の目に見えている天体である。反射星雲を照らしている恒星は、輝線星雲の場合のように星雲のガスを電離するほどには温度が高くないが、ガスに含まれる塵を散乱光で照らし出すのには十分な明るさを持っている。したがって、反射星雲のスペクトルは星雲を照らしている星のスペクトルとほぼ同じである。分子雲を構成する塵粒子のうち、このような光の散乱に寄与しているのは主に炭素（ダイヤモンド）や鉄、ニッケルなどである。鉄やニッケルはしばしば銀河磁場によって粒子が同じ方向に整列しているため、反射星雲の散乱光はわずかに偏光していることがある。輝線星雲と反射星雲のこのような性質の違いは1922年にエドウィン・ハッブルによって発見された。 光の散乱は赤い光よりも青い光の方により強く効くため、反射星雲は通常青く見える。これは空が青く、夕焼けが赤く見えるのと同じ物理過程である。 反射星雲と輝線星雲はしばしば一緒に存在し、両者をまとめて散光星雲と呼ぶ場合もある。このように両者が共存している例はオリオン大星雲(M42)である。 現在約500個の反射星雲が知られている。この中で最も代表的で美しいものはおうし座のプレアデス星団(M45)の周囲を取り巻く反射星雲である。いて座の三裂星雲(M20)の中にも青い反射星雲を見ることができる。 反射星雲はまた、星形成の現場でもあることが多い。.

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可視光線

可視光線（かしこうせん　英：Visible light）とは、電磁波のうち、ヒトの目で見える波長のもの。いわゆる光のこと。JIS Z8120の定義によれば、可視光線に相当する電磁波の波長は下界はおおよそ360-400 nm、上界はおおよそ760-830 nmである。可視光線より波長が短くなっても長くなっても、ヒトの目には見ることができなくなる。可視光線より波長の短いものを紫外線、長いものを赤外線と呼ぶ。可視光線に対し、赤外線と紫外線を指して、不可視光線（ふかしこうせん）と呼ぶ場合もある。 可視光線は、太陽やそのほか様々な照明から発せられる。通常は、様々な波長の可視光線が混ざった状態であり、この場合、光は白に近い色に見える。プリズムなどを用いて、可視光線をその波長によって分離してみると、それぞれの波長の可視光線が、ヒトの目には異なった色を持った光として認識されることがわかる。各波長の可視光線の色は、日本語では波長の短い側から順に、紫、青紫、青、青緑、緑、黄緑、黄、黄赤（橙）、赤で、俗に七色といわれるが、これは連続的な移り変わりであり、文化によって分類の仕方は異なる（虹の色数を参照のこと）。波長ごとに色が順に移り変わること、あるいはその色の並ぶ様を、スペクトルと呼ぶ。 もちろん、可視光線という区分は、あくまでヒトの視覚を主体とした分類である。紫外線領域の視覚を持つ動物は多数ある（一部の昆虫類や鳥類など）。太陽光をスペクトル分解するとその多くは可視光線であるが、これは偶然ではない。太陽光の多くを占める波長域がこの領域だったからこそ、人間の目がこの領域の光を捉えるように進化したと解釈できる。 可視光線は、通常はヒトの体に害はないが、例えば核爆発などの強い可視光線が目に入ると網膜の火傷の危険性がある。.

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吸光

吸光（きゅうこう、英語：absorption）とは、物質が光を吸収する現象のことである。 量子論によると、物質の固有状態（電子の軌道や、分子の振動・回転などの状態）は連続でなく、飛び飛びの値をとる。この状態間のエネルギー差と等しい波長の光が物質に照射されると、そのエネルギーを吸収して状態の遷移が起こり、物質は励起される。（ただし、実際にはスピン禁制など、他の制限がつくため、エネルギー値のみで決まるわけではない。） 実際には、物質は光エネルギーを吸収したままなのではなく、すぐに励起状態から基底状態に戻り、この際に吸収したエネルギーを放出する。しかし、エネルギーの一部は無輻射過程を経るため、吸収した光と完全に同じ波長・強度の光として放出されるわけではない。したがって、光の一部は物質に吸収され続けるように観測される。 通常の場合、紫外・可視・近赤外領域の波長では電子遷移が生じ、赤外領域では分子の振動遷移あるいは回転遷移が生じる。 また、物質に白色光を照射し、その一部が吸収された場合、その物質は吸収された光の補色として観察される。.

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天体物理学

天体物理学（てんたいぶつりがく、英語：astrophysics）は、天文学及び宇宙物理学の一分野で、恒星・銀河・星間物質などの天体の物理的性質（光度・密度・温度・化学組成など）や天体間の相互作用などを研究対象とし、それらを物理学的手法を用いて研究する学問である。宇宙物理学とも。天文学の中でも19世紀以降に始まった比較的新しい分野で、天文学の近代部門の代表的な分野と目されている。 例として、宇宙論の研究は、理論天体物理学の中で最も規模の大きな対象を扱う学問であるが、逆に宇宙論（特にビッグバン理論）では、我々が知っている最も高いエネルギー領域を扱うがゆえに、宇宙を観測することがそのまま最も微小なスケールでの物理学の実験そのものにもなっている。 実際には、ほぼ全ての近代天文学の研究は、物理学の要素を多く含んでいる。多くの国の天文学系の大学院博士課程の名称は、「天文学 (Astronomy)」や「天体物理学 (Astrophysics)」などまちまちだが、これは専攻の学問内容よりもその研究室の歴史を反映しているに過ぎない。.

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天体望遠鏡

すばる望遠鏡 三鷹の65cm屈折望遠鏡 天体望遠鏡（てんたい ぼうえんきょう）とは、天体を観察するための装置である。個人で購入・使用できる小型光学望遠鏡から、後述のような大学・研究機関、国家、国際組織が設置・運用する大型施設まで能力や機能は多様である。 光を観測する光学望遠鏡のほか、電波望遠鏡、X線望遠鏡など、光以外の電磁波を観測対象にしたものもある。.

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天王星の大気

ボイジャー2号の撮影した天王星 天王星の大気(Atmosphere of Uranus)は、木星や土星等の木星型惑星の大気と同様に、主に水素とヘリウムで構成されている。深部では、水、アンモニア、メタン等の揮発物が多い。上層はその反対で、温度が低いため、水素、ヘリウムより重い気体はほとんどない。天王星の大気は、太陽系の全ての惑星の中で最も冷たく、49Kにも達する。 天王星の大気は、主に3つの層に分けられる。高度-300kmから50kmで気圧100から0.1バールの対流圏、高度50kmから4000kmで気圧0.1から10-10バールの成層圏、高度4000kmから天王星の半径の数倍までに至る熱圏（外気圏）である。地球の大気とは異なり、天王星の大気には中間圏はない。 対流圏には、4つの雲の層がある。メタンの雲は約1.2バール、硫化水素とアンモニアの雲は3から10バール、硫化水素アンモニウムの雲が20から40バール、そして水の雲が50バール以下の高さにある。上2つの雲の層だけが直接観測可能である。雲の上には、光化学もやのいくつかの希薄な層がある。恐らく惑星内部の対流が遅いため、対流圏に個別の明るい雲は稀であるが、これらの雲の観測は、240m/sにも達する高速の帯状風の測定に使われている。 近接観測は1986年に惑星を通過したボイジャー2号によるデータしかなく、天王星の大気の詳細については判明していない部分も多い。.

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天文学に関する記事の一覧

天文学に関する記事の一覧（てんもんがくにかんするきじのいちらん）は、天文学に関連する記事を集める所です。目的および使い方等は案内をご覧ください。記事の更新状況は、サイドバーの ""かMediaWiki:recentchangeslinked（天文学に関する記事の一覧）をクリックしてください。.

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天文学史

天文学史（てんもんがくし、英語：history of astronomy）は、天文学の歴史についての事である。その歩みは人類の歴史とともにあったと言っても過言ではない。.

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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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太陽塔望遠鏡

太陽塔望遠鏡（たいようとうぼうえんきょう）は、国立天文台三鷹キャンパスにある太陽の精密分光観測を行うための施設。ドイツのポツダムにあるアインシュタイン塔と同様の構造をしているため、アインシュタイン塔と呼ばれている。.

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太陽磁場

太陽磁場（たいようじば）とは、太陽内部で生成され、太陽光球面、彩層、コロナ、さらには太陽系内空間へと伸びている磁場を指す。磁場は、太陽フレアなどの突発的な活動現象、黒点の11年周期変動、コロナ加熱問題などの、太陽のエネルギー輸送変動の鍵となる物理量である。 太陽は磁場とプラズマにより構成されているため、太陽における磁場の時間変化は磁気流体力学によって記述される。また、太陽磁場の増幅・変動に関わる物理機構を太陽ダイナモと呼ぶ。太陽磁場は、太陽内部の流体速度をそのエネルギー源としていると考えられているが、完全には理解されていない。ガス対流の乱雑さがある程度まで大きくなると、太陽全体に表れる磁場変動が出現するという。.

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太陽系外惑星の一覧

2014年2月26日までに発見された太陽系外惑星の数。色は発見方法：視線速度法.

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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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太陽電池

単結晶シリコン型太陽電池 太陽電池（たいようでんち、Solar cell）は、光起電力効果を利用し、光エネルギーを電力に変換する電力機器である。光電池（こうでんち、ひかりでんち）とも呼ばれる。一般的な一次電池や二次電池のように電力を蓄える蓄電池ではなく、光起電力効果によって光を即時に電力に変換して出力する発電機である。タイプとしては、シリコン太陽電池の他、様々な化合物半導体などを素材にしたものが実用化されている。色素増感型（有機太陽電池）と呼ばれる太陽電池も研究されている。 太陽電池（セル）を複数枚直並列接続して必要な電圧と電流を得られるようにしたパネル状の製品単体は、ソーラーパネルまたはソーラーモジュールと呼ばれる。モジュールをさらに複数直並列接続して必要となる電力が得られるように設置したものは、ソーラーアレイと呼ばれる。.

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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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定常宇宙論

定常宇宙論（ていじょううちゅうろん、steady state cosmology）とは、1948年にフレッド・ホイル、トーマス・ゴールド、ヘルマン・ボンディらによって提唱された宇宙論のモデルであり、（宇宙は膨張しているが）無からの物質の創生により、任意の空間の質量（大雑把に言えば宇宙空間に分布する銀河の数）は常に一定に保たれ、宇宙の基本的な構造は時間によって変化することはない、とするものである。 2005年現在、ビッグバン理論（ビッグバン仮説）が有力と考えられることが多く、支持する多くの科学者らから「標準的宇宙論モデル」と呼ばれており、このような立場からは定常宇宙論は「非標準的宇宙論 (non-standard cosmology)」の一つと見なされている。.

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定性分析

定性分析（ていせいぶんせき、）とは、ある試料にどんな成分が含まれているかを調べることである。成分が何であるかを明らかにすることを同定ともいう。化合物の構造決定を行うことも含まれる。.

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宏観異常現象

宏観異常現象(こうかんいじょうげんしょう)とは、大きな地震の前触れとして発生ないし知覚されうると言われている、生物的、地質的、物理的異常現象とされるものなどをひとまとめにしたものである。 宏観異常現象による地震予知については、地震予知#宏観異常現象による地震予知も参照。.

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宇宙からの色

『宇宙からの色』（うちゅうからのいろ、The Colour Out of Space）また『異次元の色彩』（いじげんのしきさい）とは、ハワード・フィリップス・ラヴクラフトによる小説作品。今日では、作品中に登場する宇宙生物を指すこともある。.

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宇宙化学

宇宙化学（うちゅうかがく、 あるいは ）とは、宇宙空間における元素組成、星および星間物質の組成・構造について研究する学問である。地球化学などと同様な環境化学の一分野であり、無機化学の周辺分野に位置づけられる。 大きく分けると電波天文学等などで得られた通常物質の発光スペクトルあるいは吸収スペクトルから、星あるいは星間物質の組成を研究する方法と、隕石あるいは地球外探査機が取得サンプルを分析して得られる惑星・衛星の組成を研究する方法とに分類することができる。.

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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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宇宙戦艦ヤマトシリーズの天体

宇宙戦艦ヤマトシリーズの天体（うちゅうせんかんヤマトシリーズのてんたい）では、「宇宙戦艦ヤマトシリーズ」に登場する架空の天体を記述する。実在の天体も含まれるが、本項目では劇中設定と描写を中心に記述する。なお、天体の地理、国家、都市や軍事などの施設、生命体なども併せて記述するものとする。 地球上の防衛軍基地・関連施設については地球防衛軍 (宇宙戦艦ヤマト)#軍事基地・施設を参照。.

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小惑星

光分（左）と天文単位（右）。 ケレス（右）、そして火星（下）。小さな物ほど不規則な形状になっている。 メインベルト小惑星の分布。縦軸は軌道傾斜角。 軌道長半径 6 AU までの小惑星の分布。縦軸は軌道傾斜角。赤い点はメインベルト小惑星。 小惑星（しょうわくせい、独: 英: Asteroid）は、太陽系小天体のうち、星像に拡散成分がないものの総称。拡散成分（コマやそこから流出した尾）があるものは彗星と呼ばれる。.

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小惑星のスペクトル分類

小惑星のスペクトル分類（しょうわくせいのスペクトルぶんるい、）は、スペクトルの形、色、あるいはアルベドに基づいて行われる。これらの分類は、小惑星の表面の組成に対応していると考えられている。内部の分化が進んでいない小さな天体では、表面と内部の組成は似ていると推定される。一方、ケレスやベスタ等の大きな天体は、内部構造を持つことが知られている。.

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小惑星族

小惑星族とは類似した軌道長半径、離心率、軌道傾斜角などの軌道を共有している小惑星を分類したもの。小惑星族に分類されるものは、過去の小惑星同士の衝突によって生じた断片であることもあるが、現在その軌道に偶然入り込んだもので過去は違った軌道を取っていたもの、あるいはたまたま軌道要素が同じだけで別々に形成された場合もある。.

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山寺秀雄

山寺 秀雄（やまてら ひでお、1924年 - ）は、日本の化学者。理学博士。専門は、無機化学で、名古屋大学名誉教授、大同工業大学名誉教授。京都府出身。 金属錯体の吸収スペクトルを説明する山寺則を創始し、金属錯体の配位構造を研究。こうした業績により、1981年日本化学会賞、1997年日本学士院賞受賞。.

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屈折

光が屈折しているため、水中の棒が曲がって見える。 屈折（くっせつ、）とは、波（波動）が異なる媒質を通ることによって進行方向を変えることである。異なる媒質を通るときに、波の周波数が変わらずに進む速度が変わるため進行方向が変わる（エネルギー保存の法則や運動量保存の法則による）。観測されやすい屈折は、波が0度以外の角度で媒質を変えるものである。 光の屈折がもっとも身近な例であるが、例えば音波や水の波動も屈折する。波が進行方向を変える度合いとしてはホイヘンスの原理を使ったスネルの法則が成り立つ。部分的に反射する振る舞いはフレネルの式で表される。なぜ光が屈折するかについては、量子力学的にファインマンの経路積分によって説明される。.

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屈折計

屈折計（くっせつけい）とは、光速の変化に基づいた物理現象である屈折現象を測る装置の事である。 この現象はスネルの法則によって体系化されている。正確で再現性の高い測定をするにあたって勘案すべき要素は“波長”と“サンプルの温度”に集約される。.

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岡山天体物理観測所

岡山天体物理観測所（おかやまてんたいぶつりかんそくじょ）は、岡山県浅口市にある天文台である。運営は自然科学研究機構国立天文台により行われている。 1960年に萩原雄祐らの尽力により設置された。当地は晴天率が高く、竹林寺山頂（海抜・標高372m）に位置しているため気流等が安定しており、光・赤外観測にはうってつけの場所であったため設営に至っている。また標高が低いため、山頂への道路等も当時には既に整備されており、観測施設の建設及び精密望遠鏡の運搬・調整などにおいて支障をきたさない点が評価されたことが設営の理由となった。.

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不規則変光星

不規則変光星（ふきそくへんこうせい、irregular variable）とは、明るさの変化がまったく不規則で、いくぶんかの周期性も認められない、変光星の一分類である。.

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帯域幅

帯域幅（たいいきはば）または、帯域（たいいき）、周波数帯域（しゅうはすうたいいき）、バンド幅（英: Bandwidth）とは、周波数の範囲を指し、一般にヘルツで示される。帯域幅は、情報理論、電波通信、信号処理、分光法などの分野で重要な概念となっている。 帯域幅と情報伝達における通信路容量とは密接に関連しており、通信路容量のことを指す代名詞のように俗称的にしばしば「帯域幅」の語が使われる。特に何らかの媒体や機器を経由して情報（データ）を転送する際の転送レートを「帯域幅」あるいは「バンド幅」と呼ぶ。.

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世界の記憶の一覧

世界の記憶の一覧（せかいのきおくのいちらん）は、国際連合教育科学文化機関（ユネスコ）の世界の記憶に登録されている遺産の一覧である。.

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干渉法

2波干渉 単色光源による波面を距離を変えてぶつけてやると、こうなる。 干渉法（かんしょうほう）は複数の波を重ね合わせるとき、それぞれの波の位相が一致した部分では波が強め合い、位相が逆転している部分では弱めあうことを利用して、波長（周波数）や位相差を測定する技術のこと。この原理を利用した機器を主に干渉計とよぶ。 ガンマ線から可視光線、電波・音波領域に及ぶ電磁波工学の研究・製品の製造管理（および較正）・動作原理においては基礎的技術であり、この原理を利用する機器・分野は極めて多岐に渡る。.

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平和の旗

平和の旗（へいわのはた、伊：la bandiera della pace）は、戦争に反対し、平和を求める意思を表示する旗。特定の組織や団体を代表したり帰属を示したりする旗ではない。 1960年代にイタリアで考案され、2003年のイラク戦争開始に前後して世界各地で使われるようになった。.

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京都産業大学

記載なし。

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二原子炭素

二原子炭素（にげんしたんそ、Diatomic carbon）は、炭素の二原子分子である。例えば、電弧や彗星、恒星大気、星間物質、炭化水素の青い炎等の炭素蒸気で見られる。.

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仁科記念賞

仁科記念賞(にしなきねんしょう）は、公益財団法人仁科記念財団が毎年顕彰する物理学の学術賞である。対象は原子物理学とその応用に関するもので、独創的で優秀な研究成果を収めた個人あるいはグループに授与される。日本の現代物理学の父と称賛された仁科芳雄の功績を記念して1955年に創設された。.

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仁田勇

仁田 勇（にった いさむ、1899年（明治32年）10月19日 - 1984年（昭和59年）1月16日）は、日本の物理化学者。東京都文京区小石川生まれ。大阪大学名誉教授、関西学院大学名誉教授。.

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任意単位

任意単位（にんいたんい、arbitrary unit、省略形: arb.

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佐鳥新

佐鳥 新（さとり しん、1964年10月 - ）は、日本の宇宙工学者、ハッピー・サイエンス・ユニバシティ未来産業学部プロフェッサー（教授）。青森県青森市出身。北海道衛星株式会社代表取締役。.

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彗星

アメリカ合衆国アリゾナ州のカタリナ天文台で1974年11月1日に撮影されたコホーテク彗星 クロアチアのパジンで1997年3月29日に撮影されたヘール・ボップ彗星 彗星（すいせい、comet）は、太陽系小天体のうち主に氷や塵などでできており、太陽に近づいて一時的な大気であるコマや、コマの物質が流出した尾（テイル）を生じるものを指す。.

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体脂肪率

体脂肪率（たいしぼうりつ）とは、動物の体内に含まれる脂肪の重量の割合のこと。通常、ヒトの場合を言う。.

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微視的乱流

微視的乱流(microturbulence)は、小さなスケールでの乱流である。大きなスケールでの乱流は、巨視的乱流(macroturbulence)という。機械内部等で生じる乱流は片仮名でマイクロタービュランスと書かれることもあるが、英語名が同じでも天文学ではもっぱら漢字で表記する。.

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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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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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ナイキスト周波数

ナイキスト周波数（ナイキストしゅうはすう、Nyquist frequency）とは、ある信号を標本化するとき、そのサンプリング周波数 fs の 1/2 の周波数を言う。ナイキスト周波数を超える周波数成分は標本化した際に折り返し (エイリアシングとも言う) という現象を生じ、再生時に元の信号として忠実には再現されない。ハリー・ナイキストにより1928年に予想されたこの再現限界の定理は、標本化定理と呼ばれる。.

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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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ミラーマター

ミラーマター (mirror matter) は、通常の物質に対する仮説上の鏡像パートナーである。これは通常の物質とはパリティが反転しており、パリティ対称性を保存するために導入される。シャドーマター (shadow matter) 、アリスマター (Alice matter) または鏡像物質ともいう。.

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マリ・キュリー

マリア・スクウォドフスカ＝キュリー（Maria Skłodowska-Curie, 1867年11月7日 - 1934年7月4日）は、現在のポーランド（ポーランド立憲王国）出身の物理学者・化学者である。フランス語名はマリ・キュリー（、ファーストネームは日本語ではマリーとも）。キュリー夫人 として有名である。 ワルシャワ生まれ。放射線の研究で、1903年のノーベル物理学賞、1911年のノーベル化学賞を受賞し、パリ大学初の女性教授職に就任した。1909年、アンリ・ド・ロチルド (1872-1946) からキュリー研究所を与えられた。 放射能 (radioactivity) という用語は彼女の発案による。.

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マーテン・シュミット

マーテン・シュミット（Maarten Schmidt、1929年12月28日 - ）はオランダの天文学者である。クェーサーの水素のスペクトル線の大きな赤方偏移を発見した。 フローニンゲンで生まれた。ライデン大学でヤン・オールトと研究し1956年に学位を得た。1959年にカリフォルニア工科大学で働くためにアメリカ合衆国に移り、銀河の質量の分布と運動力学について研究した後、電波星の光のスペクトルを研究した。1963年に、クエーサー3C 273の水素のスペクトル線が大きな赤方偏移を示すことを発見した。この発見は、3C273が時速44000km（光速の16%）で太陽系から遠ざかっていることを示しており、フレッド・ホイルの定常宇宙論を否定する結果であった。1991年には光速の94.5%で遠ざかるクエーサーをドナルド・シュナイダー、ジェームズ・E・ガンらと発見している。.

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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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マックス・マーティーニ

マックス・マーティーニ（Max Martini、1969年12月11日 - ）は、アメリカ合衆国の俳優。ニューヨーク州出身。『CSI:マイアミ』『ザ・ユニット 米軍極秘部隊』『リベンジ』への出演で知られる。日本語では「マックス・マルティーニ」と表記されることもある。.

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ノイズ

ノイズ (noise) とは、処理対象となる情報以外の不要な情報のことである。歴史的理由から雑音（ざつおん）に代表されるため、しばしば工学分野の文章などでは（あるいは日常的な慣用表現としても）音以外に関しても「雑音」と訳したり表現したりして、音以外の信号等におけるノイズの意味で扱っていることがある。西洋音楽では噪音（そうおん）と訳し、「騒音」や「雑音」と区別している。.

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マスキングしきい値

マスキングしきい値とは、ある音を聞き取る必要があるとき、それをマスキングしてしまう別の信号がある状況で、その音を聞き取れる限界の音圧レベルである。マスキングしきい値は、2つの音の周波数や種類に左右される。同時マスキングは2つの音の周波数が近いときに発生しやすい。聞こえないことが役立つ場合もある。例えば、音声圧縮においては、聞こえない音は除外することができ、最終的にファイルサイズを小さくできる。 一度に1つの音高しか聴いていないということはあまりなく、通常は複数の音高が聞こえている。そのため、1つの周波数で複数のマスキングが発生しうる。その場合、全体としてのマスキングしきい値を計算する必要がある。それには512や1024ポイントの高解像度の高速フーリエ変換を使い、音を構成する音高を識別する必要がある。人間の耳には可聴域があるため、マスクの信号レベルや種類や周波数帯を知らないと、個々のマスキングしきい値を計算できない。また、最小可聴値未満のマスキングしきい値は無意味であるため、注意が必要である。 下図は、音高 1kHz 近辺のスペクトルを示している。threshold in quite（最小可聴値のこと）以下の音は聞こえない。マスクする側の音（masker tone）の周波数によって状況は異なる。この例では1kHzであり、その近辺の音高は聴きにくくなる。マスキングしきい値の曲線の傾斜は周波数の低いほうが急峻になっている。つまり、高い周波数の方がマスキングされやすい。 center.

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チャンドラ (人工衛星)

チャンドラX線観測衛星 240px 所属NASA, SAO, CXC 波長域X線 軌道高度10 000 km (近地点), 140 161 km (遠地点) 軌道周期3858 min, 64.3 h 打ち上げ日1999年7月23日 落下時期N/A 質量4 800 kg, 10 600 lb 別名Advanced X-ray Astrophysics Facility, AXAF ウェブページhttp://chandra.harvard.edu/ 物理特性 形式斜入射の放物面ミラー、双曲面ミラーが入れ子状に4対 口径1.2 m, 3.9 ft 集光面積0.04 m² at 1 keV, 0.4 ft² at 1 keV 焦点距離10 m, 33 ft 機器 ACIS画像分光計 HRCカメラ HETGS高分解能分光カメラ LETGS高分解能分光計 チャンドラX線観測衛星（チャンドラエックスせんかんそくえいせい、Chandra X-ray Observatory）は、1999年7月23日にNASAによって打ち上げられた人工衛星である。スペースシャトルコロンビアによって放出された。.

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チャンドラヤーン1号

チャンドラヤーン1号（チャンドラヤーン1ごう、サンスクリット語: चंद्रयान-1、英語: Chandrayaan-1）は、インド宇宙研究機関(ISRO)が、2008年10月22日に打ち上げた月探査機である。チャンドラヤーンはサンスクリットの語彙「チャンドラ（चंद्र）」（月）と「ヤーナ（यान）」（乗り物）による合成語をヒンディー語読みしたものであり、直訳すると「月の乗り物」という意味になる。その搭載機器によって月面における水の存在を確定的とする成果を挙げた。.

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ハロルド・バブコック

ハロルド・デロス・バブコック（Harold Delos Babcock、1882年1月24日 - 1968年4月8日）はアメリカ合衆国の天文学者。息子のホーレス・バブコック(w:Horace W. Babcock)と恒星の磁場によるゼーマン効果を検出し、太陽以外の恒星にも磁場のあることを示した。.

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ハロルド・クロトー

ー・ハロルド・ウォルター・クロトー（Sir Harold Walter Kroto, 1939年10月7日 – 2016年4月30日）は、イギリスの化学者で、王立協会のフェロー、1996年のノーベル化学賞受賞者である。 2004年からフロリダ州立大学に勤めていたが、ここに来るまでは長年の間、サセックス大学で名誉教授を務めていた。.

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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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ハッブルの法則

ハッブルの法則（ハッブルのほうそく）とは、天体が我々から遠ざかる速さとその距離が正比例することを表す法則である。1929年、エドウィン・ハッブルとミルトン・ヒューメイソンによって発表された。この発見は、宇宙は膨張しているものであるとする説を強力に支持するものとなった。 v を天体が我々から遠ざかる速さ（後退速度）、D を我々からその天体までの距離とすると、 となる。ここで比例定数 H_0 はハッブル定数 (Hubble constant) と呼ばれ、現在の宇宙の膨張速度を決める。 ハッブル定数は時間の逆数の次元 T をもち、通常はキロメートル毎秒毎メガパーセク（記号: km/s/Mpc）が単位として用いられる。2014年現在最も正確な値は、プランクの観測による である。換言すれば、銀河は実視等級20等程度までスペクトル観測が可能であるが、いずれの銀河もそのスペクトルは赤のほうにずれている、これを赤方偏移という。これがドップラー効果とすれば銀河までの距離と後退速度の間に一定の法則性を発見したものといえる。 1927年にジョルジュ・ルメートルもハッブルと同等の法則を提唱していたが、フランス語のマイナーな雑誌に掲載されたためそのときは注目されなかった。ルメートルはスライファーとハッブルの観測データを用いている。.

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ハックマナイト

ハックマナイト： ハックマナイトの紫外線照射前(上）と後(下）の色の変化。太陽光に当てると数分で色が変化する。 ハックマナイト (hackmanite) は、方ソーダ石（ソーダライト）の変種。和名はハックマン石。ロシアのコラ半島で最初に発見された。 フィンランドの地質学者であるビクトル・ハックマンから名前がつけられた。.

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ハインリヒ・カイザー

ハインリヒ・グスタフ・ヨハネス・カイザー（Heinrich Gustav Johannes Kayser、1853年3月16日 - 1940年10月14日）は、ドイツの物理学者および分光学者。王立協会外国人会員。.

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ハウメア族

ハウメア族（緑色）、他のキュビワノ族（青色）、冥王星族と他の共鳴外縁天体（赤色）、散乱円盤天体（灰色） ハウメア族 (Haumea family) は、太陽系外縁天体で確認されている唯一の衝突族である。即ち、似たような軌道要素とスペクトル（ほぼ純粋な水の氷）を持ち、1つの祖先天体の衝突に起源を持つことが示唆されている、太陽系外縁天体で唯一のグループである。計算により、恐らく太陽系外縁天体で唯一の衝突族であることが示されている。.

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バルマー系列

バルマー系列（バルマーけいれつ）とは水素原子の線スペクトルのうち可視光から近紫外の領域にあるものである。 水素原子の線スペクトルのうち、可視光の領域に現れるものとして以下の4つの線が確認され命名されていた。.

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ポリウォーター

ポリウォーター（polywater、重合水）もしくは異常水（anomalous water）は、1966年にソ連のボリス・デリャーギンが発見したとする、水の特殊な状態。その報告から存在が否定されるまでに起きた一連の学会の熱狂と社会現象はポリウォーター事件として知られる。.

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ポリエン

代表的なトリエンであるシクロヘプタトリエン ポリエン(Polyene)は、少なくとも3つの二重結合と単結合が交互に並んだ構造を持つ多不飽和有機化合物である。この二重結合は、共役系に関わっている。二重結合と単結合が交互に2つ並んだものは、ジエンという。.

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ポール・ボアボードラン

ポール・ボアボードラン ポール・ボアボードラン（ポール・エミール・（フランソワ）・ルコック・ド・ボアボードラン、Paul Emile (Francois) Lecoq de Boisbaudran、 1838年4月18日 - 1912年5月28日）はフランスの化学者。ガリウム（1875年）、サマリウム（1880年）、ジスプロシウム（1886年）の発見者である。 コニャックの酒造メーカーにうまれ、家業をつぐが、後に化学者の道を歩む。1874年にキルヒホッフによって始められた分光学についての著書Spectres lumineux spectres prismatiques et en longeurs d'ondes destines aux recherche de chimie mineraleを発刊した。この分野の最初の文章である。 1875年に分光学の手法をつかって、新元素ガリウムを発見した。ガリウムはメンデレーエフが、エカアルミニウムとしてその存在を予言していた元素である。ガリウムの命名については、ボアボードランの母国フランスのラテン語名Gallia（ガリア）から名付けたとする説と、自分のミドルネームLecoq（Le coq 雄鶏）のラテン語名gallusから名付けたという説があるが、雄鶏説を1877年の記事でボアボードランは否定している。1880年にサマリウム、1886年にジスプロシウムを発見している。 アルゴンが発見された後、これを新しい元素のグループである希ガスに分類することを提案した。パリで74歳で他界した。 Category:フランスの化学者 Category:化学元素発見者 Category:シャラント県出身の人物 Category:1838年生 Category:1912年没.

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モーフィング

モーフィング (morphing) は、映画やアニメーションの中で使用されるSFXの1つで、コンピュータグラフィックスの手法の1つでもある。 ある物体から別の物体へと自然に変形する映像をみせる。これはオーバーラップを使った映像のすり替えとは異なり、変形していく間の映像をコンピュータによって補完して作成する。変身・変化を意味する単語「メタモルフォルシス(metamorphosis)」の中間部分から命名されたという説と、move(移動)+morphology(形態) の合成語であるとする説がある。 『永遠に美しく…』でアカデミー視覚効果賞受賞したILMのダグ・スマイスらが映画『ウィロー』のために開発。『インディ・ジョーンズ/最後の聖戦』や『アビス』でも使われた。知名度を引き上げたのは1991年の映画『ターミネーター2』で、敵役の描写にこの技術が使用されて話題になった。同年にも、マイケル・ジャクソンの「Black Or White」のPVで使われ、実に5億人が見たという。 初期は、主に実写映像などの2次元素材において用いられたが、後に3DCGにおけるキャラクターの表情の制御にも用いられるようになった。例えば、あらかじめ普通の表情と笑顔との2つのモデルを作っておき、その中間の形状を自動生成することで、表情変化のアニメーションを作り出す事が出来る。また、大掛りな変形ばかりでなく『フォレスト・ガンプ/一期一会』の歴代大統領が喋る唇や爆撃シーンで疾走するスタントマンとトム・ハンクスのスムーズな交替、『メン・イン・ブラック』『ミッション:インポッシブル』といた、変装マスクの効果にも応用されるようになった。 音響面でも援用され、その場合はクロスシンセシスと呼ばれる技術が用いられる。ある楽器の特徴を持つ音色から別の音色へ、音響スペクトルの滑らかな推移を伴う連続した音響を、コンピュータによって合成する。このような音響技術の研究機関のひとつとして、IRCAMがある。 Category:SFX Category:コンピュータグラフィックス.

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モーズリーの法則

モーズリーの法則 (Moseley's law) とは、特性X線（各元素に固有な線スペクトルを持つX線、固有X線ともいう）の波長の逆数の平方根が、特性X線を放出する元素の原子核の電荷、すなわち原子番号の一次関数となることを示した法則である。法則の名称は、イギリスの物理学者のヘンリー・モーズリーが実験によって発見して1913年に発表したことに因む。 特性X線のKα線の波長を \lambda_ 、原子番号を \mathcal 、光速度を c_\circ 、リュードベリ定数を R_\infty とすると、この法則は以下の式により表される。 この式は、特性X線のKα線の波長が軽元素ほど長いことを意味する。Kα線以外の系列についても、特性X線の波長と原子番号の間には、同様の直線的な関係がある。.

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ヨハネス・リュードベリ

ヨハネス・リュードベリ（Johannes Rydberg、愛称はヤンネ Janne、1854年11月8日 - 1919年12月28日）は、スウェーデンの物理学者である。分光学に関するで知られる。 スウェーデンのハルムスタードに生まれた。ルンド大学で数学を学んだ。ルンド大学で数学の講師になったが、1882年に物理学の講師になり、1901年に教授になり、1914年に病気で教授職を継続できなくなった1919年までルンド大学の教授職にあった。シーグバーンは彼の弟子である。1919年にロンドン王立協会の外国人会員に選出されている。 リュードベリの業績は1890年に励起された原子のスペクトルの波長が整数の組み合わせの式で表されることを示したことである。 ここで係数Rがリュードベリ定数。λは光（線スペクトル）の波長、n,mは適当な整数である。.

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ヨハネス・シュタルク

ヨハネス・シュタルク（Johannes Stark、1874年4月15日 - 1957年6月21日)は、ドイツの、バイエルン公国シッケンホーフ（現・フライフンク)生まれの物理学者。 シュタルク効果の提唱者。 ナチスによる政権掌握後は、フィリップ・レーナルトと共に反ユダヤ主義の観点から「ドイツ物理学」を提唱し、アルベルト・アインシュタインの相対性理論を「ユダヤ物理学」と呼んで唾棄した。この事が原因となり、第二次世界大戦後の1947年に非ナチ化法廷により4年の禁固刑に処せられた。.

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ヨハン・ヤコブ・バルマー

ヨハン・ヤコブ・バルマー（Johann Jakob Balmer、1825年5月1日-1898年3月12日）は、スイスの数学者・物理学者である。.

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ヨハン・ヴォルフガング・フォン・ゲーテ

ヨハン・ヴォルフガング・フォン・ゲーテ（Johann Wolfgang von Goethe、1749年8月28日 - 1832年3月22日）は、ドイツの詩人、劇作家、小説家、自然科学者（色彩論、形態学、生物学、地質学、自然哲学、汎神論）、政治家、法律家。ドイツを代表する文豪であり、小説『若きウェルテルの悩み』『ヴィルヘルム・マイスターの修業時代』、叙事詩『ヘルマンとドロテーア』、詩劇『ファウスト』など広い分野で重要な作品を残した。 その文学活動は大きく3期に分けられる。初期のゲーテはヘルダーに教えを受けたシュトゥルム・ウント・ドラングの代表的詩人であり、25歳のときに出版した『若きウェルテルの悩み』でヨーロッパ中にその文名を轟かせた。その後ヴァイマル公国の宮廷顧問（その後枢密顧問官・政務長官つまり宰相も務めた）となりしばらく公務に没頭するが、シュタイン夫人との恋愛やイタリアへの旅行などを経て古代の調和的な美に目覚めていき、『エグモント』『ヘルマンとドロテーア』『ヴィルヘルム・マイスターの修業時代』などを執筆、シラーとともにドイツ文学における古典主義時代を築いていく。 シラーの死を経た晩年も創作意欲は衰えず、公務や自然科学研究を続けながら『親和力』『ヴィルヘルム・マイスターの遍歴時代』『西東詩集』など円熟した作品を成した。大作『ファウスト』は20代から死の直前まで書き継がれたライフ・ワークである。ほかに旅行記『』、自伝『詩と真実』や、自然科学者として「植物変態論」『色彩論』などの著作を残している。.

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ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー

ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー（Joseph von Fraunhofer 、1787年3月6日『天文アマチュアのための望遠鏡光学・屈折編』pp.1-54「世界史の中の屈折望遠鏡」。 - 1826年6月7日）は、ドイツの光学機器製作者、物理学者である。太陽光のスペクトルの中のフラウンホーファー線、光学分野のフラウンホーファー回折に名前を残している。ドイツの応用研究と技術移転の機関「フラウンホーファー研究機構」は彼の名前に由来する。.

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ラテラルアーク

内暈、外暈、上部タンジェントアーク、幻日とともに発生した上部ラテラルアーク（一番上）。 六角柱形氷晶内の光の経路。これを90度横にした形で浮遊しており、この図では、上部-は左から上へ、下部-は上から左へ光が通過する。 ラテラルアーク（lateral arc）とは、太陽の周りにできる虹のように分光した弧状の光の帯の1つ。接線弧（せっせんこ）ともいう。.

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ライマン系列

ライマン系列は、遷移の系列であり、電子の準位がn ≥ 2 から n.

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ライマンαの森

ライマンαの森 （Lyman-alpha forest）とは、分光観測天文学の用語。遠方にある銀河やクェーサーなどの天体を光源として、このスペクトルを観測すると、途中の星間ガス中の物質原子が励起され、特定の波長が吸収されて暗くなる。特にライマンα線と呼ばれる強い吸収線が、吸収が起きた複数の星間ガス雲の距離に応じた赤方偏移を受けて複数並ぶことから、天文学者の Roger Lynds が森林に例えてライマンαの森と呼んだ。.

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ライマンα線

ライマンα線（英:Lyman alpha line、略:Ly α）とは、原子線スペクトルのライマン系列のn.

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ライムライト (照明)

ライムライトの構造図 ライムライト（Limelight）は照明器具の一種。電灯が発明され、普及する前に舞台照明に用いられた。別称はカルシウムライト、石灰灯、灰光灯。 ライムライトのライムとは石灰を意味する英語の lime のことであり、石灰を棒状、あるいは球形に成形したものに、酸素と水素を別々の管から同時に噴出させて点火した高温の火炎（酸水素炎）を吹き付け、白熱した石灰から発した光をレンズで集光して照明に用いる。酸水素炎は2800℃に達する高温の火炎であるが、それ自体は青白い弱い光しか発しない。この火炎の中に石灰を置くと、高温になった石灰は熱放射を起こし、広いスペクトル域の可視光を強烈な白色光として発する。 19世紀中ごろに発明され、電灯が発明される前は劇場の舞台照明として盛んに用いられたが、1878年に白熱電球が実用化されるとこれの普及に伴い次第に廃れ、20世紀初頭には使用されなくなった。その代わり、ライムライトは「名声」の代名詞として用いられるようになった。アーク灯が発明されるまでは軍艦の投光器として使われ、南北戦争中には北部の封鎖艦隊が、封鎖突破船に対する警戒や南部の港湾や要塞に対する夜間砲撃に使用した。 category:照明器具 Category:水素技術.

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ライムグリーン

実際のライム ライムグリーン（lime green）は、緑と黄色の中間色で、柑橘系の果実ライムの色を表していることからこの名が付いている。ウェブカラーの色相環上では、シャトルーズと黄色の中間に位置する Maerz and Paul A Dictionary of Color New York:1930 McGraw-Hill; インデックスは Plate 20 Color Sample J1 で Lime Green とされているもの。この色は Plate 20 では黄緑（yellow-green、今はシャトルーズグリーンと呼ばれている）と黄色 (yellow) の中間にある。。 ライムグリーンは比視感度が最もよい波長の光にほぼ対応しているため、スペクトル上で最も見やすい色となっている。 英語の "lime green" を色の名前として最初に使った記録は1905年のものである。 CSS3などのウェブカラーでは、RGBディスプレイで緑だけを最高輝度にした色に「ライム」、RGB値（50, 205, 50）の色に「ライムグリーン」の色名を用いている。.

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リモートセンシング

リモートセンシング (Remote Sensing) とは、対象を遠隔から測定する手段であり、その定義は幅広い。 しかし、狭義には、人工衛星や航空機などから地球表面付近を観測する技術を指すことが多い。 リモートセンシングには、観測装置（センサー）と、それを上空に運ぶためのプラットフォームが必要である。観測装置としては、写真、放射計、レーザープロファイラー、レーダーなどが使われる。 プラットフォームとしては、飛行機、気球、ヘリコプター、人工衛星などが使われる。 広範囲を観測できる、人が行きにくい場所（危険地域）が観測できる、などの利点がある。.

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リュードベリ定数

リュードベリ定数（リュードベリていすう、Rydberg constant）は、原子の発光および吸収スペクトルを説明する際に用いられる物理定数である。記号は などで表される。名称はスウェーデンの物理学者ヨハネス・リュードベリに因む。 リュードベリ定数の値は である（2014CODATA推奨値CODATA Value）。.

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リュードベリ・リッツの結合原理

リュードベリ・リッツの結合原理 (-結合法則, Rydberg-Ritz Combination Principle)、またはリッツの結合則は、1908年にヴァルター・リッツ(Walter Ritz)によって提出された、原子から放射される光の輝線(スペクトル)に働く関係性を示す理論である。 結合原理は、あらゆる元素について、輝線に含まれる周波数(振動数)が、2つの異なる輝線の周波数の和か差として表されることを述べる。 原子は、充分高いエネルギーを持った光子を吸光して、励起状態となり高いエネルギー状態となったり、光子を自然放出して低いエネルギー状態になることがある。しかし、量子力学の原理に従えば、これらの励起や放射(放出)といった現象は、決まったエネルギー差の間でのみ起こり得る。リュードベリ・リッツの結合法則は、この過程を説明する経験的法則である。.

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ルナ17号

ルナ17号の全体 ルナ17号（ロシア語：Луна-17、ラテン文字表記の例：Luna 17）はソビエト連邦が打ち上げた無人月探査機。1970年11月17日に月に着陸し、世界初の月面車ルノホート1号による調査を11か月間行った。.

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ルミネセンス

ルミネセンス（luminescence）またはルミネッセンスとは、物質が電磁波の照射や電場の印加、電子の衝突などによってエネルギーを受け取って励起し、低いエネルギー状態の分布数に対する高いエネルギー状態の分布数の比が熱平衡状態のときと比較して大きい状態にされたときに起きる自然放出による発光現象およびその光を指す。.

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ルビジウム

ルビジウム（rubidium）は原子番号 37 の元素記号 Rb で表される元素である。アルカリ金属元素の1つで、柔らかい銀白色の典型元素であり、原子量は85.4678。ルビジウム単体は、例えば空気中で急速に酸化されるなど非常に反応性が高く、他のアルカリ金属に似た特性を有している。ルビジウムの安定同位体は 85Rb ただ1つのみである。自然界に存在するルビジウムのおよそ28%を占める同位体の 87Rb は放射能を有しており、半減期はおよそ490億年である。この半減期の長さは、推定された宇宙の年齢の3倍以上の長さである。 1861年に、ドイツの化学者ロベルト・ブンゼンとグスタフ・キルヒホフが新しく開発されたフレーム分光法によってルビジウムを発見した。ルビジウムの化合物は化学および電子の分野で利用されている。金属ルビジウムは容易に気化し、利用しやすいスペクトルの吸収域を有しているため、原子のレーザ操作のための標的としてしばしば用いられる。ルビジウムの生体に対する必要性は知られていない。しかし、ルビジウムイオンはセシウムのように、カリウムイオンと類似した方法で植物や生きた動物の細胞によって活発に取り込まれる。.

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ルイージ・プッチアンティ

ルイージ・プッチアンティ（Luigi Puccianti、1875年 - 1952年）は、イタリアの物理学者である。感度のよい分光器の発明で知られ、その分光器を用いて化合物の赤外線吸収、分子構造とスペクトルの関係性、金属とハロゲンの放出スペクトルについて研究した。また、X線の波長を回折格子を用いて測定する方法を提案した。 ノーベル賞受賞者であるエンリコ・フェルミの博士課程での指導教員でもある。 プッチアンティは1898年にピサ大学でアンジェロ・バタリの下で博士号を得た。.

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ルイス・ラザファード

ルイス・ラザファード ルイス・ラザファード（Lewis Morris Rutherfurd、1816年11月25日 – 1892年5月30日）はアメリカ合衆国の法律家で天文学者。 祖父は上院議員のジョン・ラザファードである。マサチューセッツ州のウィリアムカレッジを卒業し、法律としてニューヨークで開業した。裕福な女性と結婚し、1849年には弁護士をやめ、科学の研究、特に天文学の研究に転じた。分光研究と天文写真の分野の先駆者となった。研究のための装置、写真の測定につかうマイクロメーターや回折格子を刻む機械、写真観測に適した設計の望遠鏡などを開発した。 それらの装置をつかって、太陽や月や惑星や5等星までの恒星や星雲の質の高い天体写真を撮影した。1862年から分光観測を初め、恒星のスペクトルを使った分類法に注目し、これらはアンジェロ・セッキらによって発展させられることになった。 1858年から1884年までコロンビア大学の理事を務めラザファードの天体写真は大学に寄付された。1884年に国際子午線委員会の代表の一人となった。1863年に創立されたアメリカ芸術科学アカデミーの創立会員の一人である。1873年、ランフォード賞を受賞した。 19世紀の天文普及家のリチャード・プロクターはラザファードを最も偉大な月写真家と称えた。 Category:アメリカ合衆国の天文学者 Category:19世紀の自然科学者 Category:1816年生 Category:1892年没.

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レッドスプライト

プライト、2004年7月GHCC撮影 レッドスプライト（red sprite）、またはスプライト（sprite）は、雷雲上の中間圏で起こる発光現象であり、超高層雷放電の1つである。超高層紅色型雷放電とも呼ばれる。雷とは異なる発光現象だが、雷（雷放電）に付随して発光するといわれている。.

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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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ローレンツ因子

ーレンツ因子 とは、物体が動いているときに物体の時間、長さ、相対論的質量に依存して変化する因子である。ローレンツ変換の結果現われる因子であり、特殊相対性理論の方程式にしばしば現われる。相対性理論よりも前にオランダ人物理学者ヘンドリック・ローレンツにより提唱されたローレンツ電磁気学に現われることからこう呼ばれる。 その遍在性から、一般にギリシャ文字 (小文字のガンマ)により表わされる。場合によっては（特に超光速運動の文脈では) (大文字のガンマ)により表わされることもある。.

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ロシター効果

ター効果またはロシター・マクローリン効果とは、食連星の伴星や太陽系外惑星が恒星面通過（食）を起こす際に、主恒星の光のドップラーシフトに一時的な変化が起きる現象のことである。.

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ロジャー・ベーコン

ャー・ベーコン（、1214年 - 1294年）は、「驚嘆的博士」（）とよばれた13世紀イギリスの哲学者。カトリック司祭で、当時としては珍しく理論だけでなく経験知や実験観察を重視したので近代科学の先駆者といわれる。.

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ヴィーンの放射法則

ヴィーンの放射法則（ヴィーンのほうしゃほうそく、）、あるいはヴィーンの公式、ヴィーンの分布式とは、熱輻射により黒体から放出される電磁波のスペクトルを与える理論式である。 この法則は1896年にヴィルヘルム・ヴィーンによって導かれたMehra and Rechenberg "The Historical Development of Quantum Theory"Bowley and Sánchez "Introductory Statistical Mechanics"。短波長（高周波数）領域における近似式であり、ヴィーン近似とも呼ばれる。 長波長（低周波数）領域では実験とずれが生じて記述できないが、全ての波長領域で正しく記述されるようにプランクの法則の形に修正された。英語の発音に基づくウィーンのカナ表記、呼称も用いられる。.

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ヴォルフガング・パウリ

ヴォルフガング・エルンスト・パウリ（Wolfgang Ernst Pauli, 1900年4月25日 - 1958年12月15日）はオーストリア生まれのスイスの物理学者。スピンの理論や、現代化学の基礎となっているパウリの排他律の発見などの業績で知られる。 アインシュタインの推薦により、1945年に「1925年に行われた排他律、またはパウリの原理と呼ばれる新たな自然法則の発見を通じた重要な貢献」に対してノーベル物理学賞を受賞した。.

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ボーアの原子模型

ボーアの原子模型（ボーアのげんしもけい、Bohr's model）とは、ラザフォードの原子模型長岡半太郎の原子模型を発展させたものであるといわれる。のもつ物理学的矛盾を解消するために考案された原子模型である。この模型は、水素原子に関する実験結果を見事に説明し、量子力学の先駆け（前期量子論）となった。.

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ボック・グロビュール

ハッブル宇宙望遠鏡のWFPC2で撮られた、IC 2944のHII領域に見られるボック・グロビュール ボック・グロビュール (Bok globule、ボーク・グロビュール) は、しばしば星形成が起きるような、ガスや塵が高濃度に密集した宇宙の領域である。HII領域の中に見られ、直径1光年程度Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991).

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ボジェナ・ニェムツォヴァー

ボジェナ・ニェムツォヴァー（チェコ語:Božena Němcová、1820年2月4日 - 1862年1月21日）は、オーストリア帝国（現:チェコ）ウィーン出身の小説家。近代のチェコに於ける散文の創始者とされる。 チェコの通貨単位500チェコ・コルナに肖像画が描かれており、に住んでいた母方の祖母マグダレーナ・ノヴォトナ（Magdalena Novotná）と暮らし、後に大きな影響を受けて1855年に著した彼女の代表作『』は平凡な祖母の持つオプティミズムと生涯をロマンティックに描いたもので、チェコの国民であれば誰一人読まない人は居ないと称されるほどチェコでは著名な作品である。 者の栗栖継は『おばあさん』をチェコ最大の国民文学と評し、日本では1971年に栗栖継の翻訳によって岩波文庫から刊行されていた。また作家の傍ら、婦人解放運動の先駆者として名高く、税関吏を務めていた夫ヨセフ・ニェミツ（Josef Němec）と共に反オーストリア的思想を持ったため迫害され、ニェムツォヴァーの生活は生涯貧乏であった。.

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トリウム

トリウム (thorium 、漢字:釷) は原子番号90の元素で、元素記号は Th である。アクチノイド元素の一つで、銀白色の金属。 1828年、スウェーデンのイェンス・ベルセリウスによってトール石 (thorite、ThSiO4) から発見され、その名の由来である北欧神話の雷神トールに因んで命名された。 モナザイト砂に多く含まれ、多いもので10 %に達する。モナザイト砂は希土類元素（セリウム、ランタン、ネオジム）資源であり、その副生産物として得られる。主な産地はオーストラリア、インド、ブラジル、マレーシア、タイ。 天然に存在する同位体は放射性のトリウム232一種類だけで、安定同位体はない。しかし、半減期が140.5億年と非常に長く、地殻中にもかなり豊富（10 ppm前後）に存在する。水に溶けにくく海水中には少ない。 トリウム系列の親核種であり、放射能を持つ（アルファ崩壊）ことは、1898年にマリ・キュリーらによって発見された。 トリウム232が中性子を吸収するとトリウム233となり、これがベータ崩壊して、プロトアクチニウム233となる。これが更にベータ崩壊してウラン233となる。ウラン233は核燃料であるため、その原料となるトリウムも核燃料として扱われる。.

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トルコ石

トルコ石（トルコいし、turquoise、ターコイズ）は青色から緑色の色を持つ不透明な鉱物である。化学的には水酸化銅アルミニウム燐酸塩であり、化学式では CuAl6(PO4)4(OH)8·4H2O と表される。良質のものは貴重であり、宝石とみなされる。12月の誕生石でもある。 その色合いのために、数千年の昔から装飾品とされてきた。近年では他の多くの不透明の宝石と同様に、表面処理されたものや模造品・合成品が市場に出回っていて問題となっている。専門家でもその鑑定は難しい。宝石学者ジョージ・フレデリック・クンツによれば、大プリニウスの『博物誌』に「カッライス（callais）」として登場する宝石が現在のトルコ石の古名に当たるが、当時から盛んに模造品が作られていたという。.

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トンネルダイオード

トンネルダイオードを表す回路記号トンネルダイオード（tunnel diode）または江崎ダイオード（Esaki diode）は、量子トンネル効果を使った半導体によるダイオードの一種で、高速動作を特徴としマイクロ波レベルの高周波回路でよく使われている。.

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トーマス・ゼーベック

トーマス・ヨハン・ゼーベック（Thomas Johann Seebeck, 1770年4月9日 - 1831年12月10日）は、ドイツの物理学者、医師。1821年にゼーベック効果を発見した。.

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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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ヘルマン・カール・フォーゲル

ヘルマン・カール・フォーゲル ヘルマン・カール・フォーゲル（Hermann Carl Vogel, 1841年4月3日 - 1907年8月13日）はドイツの天文学者。 ライプツィヒに生まれた。ドレスデン工科大学、ライプツィヒ大学で学んだ。ライプツィヒではカール・ブルーンスの助手を務めた。1870年にイェーナ大学で博士号をとり、フリードリヒ・グスタフ・フォン・ビュロウ (Friedrich Gustav von Bülow) のボートカンプ (Bothkamp) 天文台で働き、そこで助手のヴィルヘルム・ローゼと最初の分光観測を行った。 1874年に、新設されるポツダム天体物理天文台の建設に加わり、1882年に初代の天文台長となり、没するまでその職にあった。 天体の分光観測のパイオニアで、恒星の自転速度をスペクトルのドップラーシフトにより決定した。1889年に最初の分光連星の発見者の一人となった。.

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ヘレン・ソーヤー・ホッグ

ナダ科学技術博物館にあるヘレン・ソーヤー・ホッグの額 カナダ科学技術博物館にあるヘレン・ソーヤー・ホッグ天文台 ヘレン・ソーヤー・ホッグ（Helen Battles Sawyer Hogg、1905年8月1日-1993年1月28日）は、球状星団の研究で知られるカナダの天文学者である。彼女は、トロント・スター誌で1951年から1981年まで連載していた天文学のコラムと、1946年から1965年までJournal of the Royal Astronomical Society of Canada誌に“Out of Old Books”のタイトルで投稿していた天文学史に関する論文で有名である。.

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ヘンリー・ソービー

ヘンリー・クリフトン・ソービー（Henry Clifton Sorby、1826年5月10日 - 1908年3月9日）はイギリスの顕微鏡学者、地質学者である。岩石や鉱物の顕微鏡的観察のパイオニアである。.

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ブレーザー

ブレーザー (blazar) は、巨大楕円銀河の中心にある大質量ブラックホールがエネルギー源となって明るく輝く天体、クエーサーの一種である。ブレーザーは宇宙で最も激しい現象の一つであり、銀河天文学における重要な研究テーマである。以下でも述べるように、ブレーザーはクエーサーの正面から見た姿を地球から捉えたものであると考えられている。 ブレーザーは、活動銀河核が放出する相対論的ジェットを進行方向正面から見ている姿であると考えられている。このため、その明るさは非常に早く変動し、また見かけのサイズも小さい。多くのブレーザーでは、ジェットの根元の数パーセクにおいて超光速現象が観測されている。 「ブレーザー」という名前は、1978年に天文学者によって提唱された。ブレーザー発見以前から、いくつかの種類の活動銀河核が発見されていた。例えば、可視光で大きな変光を見せるOVV (optically violent variable) クエーサーは活動的な電波銀河であり、それほど活動的でない電波銀河はとかげ座BL型天体と呼ばれる。双方とも、巨大楕円銀河中心部の大質量ブラックホールへの質量降着とそれにともなうエネルギー放出がその活動の原因である。OVVクエーサーと BL Lac 天体の中間の性質をもつ「中間的ブレーザー」(intermediate blazars) も稀に存在する。 ブレーザーの正体として重力レンズが挙げられることもある。数個のブレーザーについてはこれによってその性質が説明できるかもしれないが、ブレーザーの一般的な性質を説明することはできない。.

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プラズマ

プラズマ（英: plasma）は固体・液体・気体に続く物質の第4の状態R.

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プラズマ宇宙論

プラズマ宇宙論（プラズマうちゅうろん、Plasma Cosmology）とは、宇宙論の一種で、宇宙的スケールの現象は重力だけではなく、宇宙の全バリオン物質の99.9%を占める電気伝導性の気体プラズマの運動に起因する、巨大な電流と強力な磁場の影響を大きく受けているとする。そして電磁気力と重力の相互作用によって、壮大な現象を説明できると主張する。主としてプラズマ物理学の基本である電磁流体力学 (MagnetoHydroDynamics: MHD)の上に立脚した理論である。 プラズマ宇宙論はビッグバン理論と比較して、銀河の回転曲線問題を暗黒物質という仮定の物質を持ち出すことなく簡潔に説明できる(#銀河形成と回転曲線問題)。さらに、近年発見されたヘルクレス座・かんむり座グレートウォール、U1.27といった宇宙構造体の成り立ちを説明する際、現行のビッグバン宇宙論（およびそこから発展した理論）では存在自体が矛盾してしまう程巨大な宇宙の大規模構造も、プラズマ宇宙論では矛盾無く説明できる。しかしながら、プラズマ宇宙論は宇宙マイクロ波背景放射の観測事実をうまく説明できていない(#マイクロ波背景放射)。そのため、現時点では標準的な理論とみなされていない。.

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プリズム

プリズム（）とは、光を分散・屈折・全反射・複屈折させるための、周囲の空間とは屈折率の異なるガラス・水晶などの透明な媒質でできた多面体。 光学部品の1つであり、もとは「角柱」という意味。日本語では三稜鏡（さんりょうきょう）とも呼ばれた。.

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プロメチウム

プロメチウム（promethium）は、原子番号61の元素。元素記号は Pm。希土類元素の一つ（ランタノイドにも属す）。安定同位体は存在しない。発見された同位体の中で最も半減期が長いのは、プロメチウム145の17.7年。ウランの核分裂生成物よりマクロの量で得られているのはプロメチウム147であるN.E.Topp著、塩川二郎、足立吟也　共訳　『希土類元素の化学』　化学同人、1986年FA コットン, G. ウィルキンソン著, 中原 勝儼訳　『コットン・ウィルキンソン無機化学』　培風館、1987年。.

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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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プント系列

プント系列（プントけいれつ、Pfund series）は水素原子の線スペクトルのうち波長が遠赤外領域にあるもので、リュードベリの方程式のn.

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ヒルベルト・ポリア予想

数学において、ヒルベルト・ポリア予想 (Hilbert–Pólya conjecture) とは、スペクトル理論によるリーマン予想への一つのアプローチの方法である。1910年代に、ヒルベルトとポリアが、リーマン予想の証明は自己共役作用素を見つけることにより得られるのではないかと示唆したことが、この予想の契機である。.

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ビッグバン

ビッグバン理論では、宇宙は極端な高温高密度の状態で生まれた、とし（下）、その後に空間自体が時間の経過とともに膨張し、銀河はそれに乗って互いに離れていった、としている（中、上）。 ビッグバン（Big Bang）とは、宇宙の開闢直後、時空が指数関数的に急膨張したインフレーションの終了後に相転移により生まれた超高温高密度のエネルギーの塊のことである。また、宇宙は非常に高温高密度の状態から始まり、それが大きく膨張することによって低温低密度になっていったとする膨張宇宙論のことをビッグバン理論 (Big bang theory) という。 「ビッグバン」という語は、狭義では宇宙の（ハッブルの法則に従う）膨張が始まった時点を指す。その時刻は今から138.2億年（13.82 × 109年）前と計算されている。より広義では、宇宙の起源や宇宙の膨張を説明する、現代的な宇宙論的パラダイムをも指す言葉である。 ビッグバン理論（ビッグバン仮説）では「宇宙は「無」の状態から誕生した」とされるが、この「無」やなぜ「無」から宇宙が生まれたのかなどの問題は未だ謎のままである。 遠方の銀河がハッブルの法則に従って遠ざかっているという観測事実を一般相対性理論を適用して解釈すれば、宇宙が膨張しているという結論が得られる。宇宙膨張を過去へと外挿すれば、宇宙の初期には全ての物質とエネルギーが一カ所に集まる高温度・高密度状態にあったことになる。この初期状態、またはこの状態からの爆発的膨張をビッグバンという。この高温・高密度の状態よりさらに以前については、一般相対性理論によれば重力的特異点になるが、物理学者たちの間でこの時点の宇宙に何が起きたかについては広く合意されているモデルはない。 20世紀前半までは、天文学者の間でも「宇宙は不変で定常的」という考え方が支配的だった。1948年にジョージ・ガモフは高温高密度の宇宙がかつて存在していたことの痕跡として宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) が存在することを主張、その温度を5Kと推定した。このCMB が1964年になって発見されたことにより、対立仮説（対立理論）であった定常宇宙論の説得力が急速に衰えた。その後もビッグバン理論を高い精度で支持する観測結果が得られるようになり、膨張宇宙論が多数派を占めるようになった。.

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ピエール・ジャンサン

ピエール・ジュール・セザール・ジャンサン（Pierre Jules César Janssen, 1824年2月22日 - 1907年12月23日) は、フランスの天文学者。 1868年に太陽光の中にヘリウムのスペクトル線を発見した。これは、同じ年のイギリスのノーマン・ロッキャーによる発見とは独立に行われた。また、日食を待たずに太陽のプロミネンスを観測する方法を発見した。.

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ティティウス・ボーデの法則

ティティウス・ボーデの法則（ティティウス・ボーデのほうそく、Titius–Bode law）とは、太陽系の惑星の太陽からの距離は簡単な数列で表せるという法則。チチウス・ボーデの法則、ボーデの法則ともいう。.

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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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テクネチウム星

テクネチウム星 は、スペクトル中にテクネチウムの吸収線を持つ恒星である。 最も安定なテクネチウムの同位体は98Tcであり、その半減期は420万年であるが、恒星の形成前から恒星の材料となるには短すぎる期間である。そのため、1952年にポール・メリルにより恒星スペクトル中にテクネチウムが検出されたことは、恒星内元素合成の存在の明確な証拠となった。 最も顕著な例としては、ふたご座R星がある。 テクネチウム星は、いわゆる漸近巨星分枝に分類され、赤色巨星に似るがわずかに大きな光度を持ち、内殻で水素を燃やしている。テクネチウム星のスペクトル分類はM、MS、S、SC、C-Nとなり、そのほとんどは長周期変光星である。.

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デザイン用語

デザイン用語（デザインようご）は、デザインに関する用語の一覧である。.

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フミン酸

フミン酸（フミンさん、humic acid）とは、植物などが微生物による分解を経て形成された最終生成物であるフミン質（腐植物質）のうち、酸性の無定形高分子有機物。狭義では、腐植土や土壌などにおいてアルカリに可溶で、酸で沈殿する赤褐色ないし黒褐色を呈する、糖や炭水化物、タンパク質、脂質などに分類されない有機物画分のことを指す。腐植酸（ふしょくさん）とも言う。.

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フラバン-4-オール

フラバン-4-オール(Flavan-4-ol)は、フラボン誘導体のアルコールで、フラボノイドの一種である。フラバン-4-オールは無色であるが、重合すると赤いフロバフェン色素を形成する。ソルガムに含まれる。配糖体は、ヒメシダ科のAbacopteris penangianaの地下茎のメタノール抽出物から単離される。.

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フランク＝ヘルツの実験

実験装置 フランク＝ヘルツの実験（-じっけん）は原子のとりうるエネルギーが離散的であるということを示し、量子論を検証した実験である。1914年、ジェイムス・フランクとグスタフ・ヘルツによって行われた。.

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フラウンホーファー線

フラウンホーファー線（フラウンホーファーせん）は、一連のスペクトルで、ドイツの物理学者ヨゼフ・フォン・フラウンホーファーの名前に由来する。太陽光の可視光スペクトルのなかに暗線として観測された。 1802年、イギリスのウイリアム・ウォラストンが、太陽光のスペクトルのなかにいくつかの暗線の存在を報告した。1814年にフラウンホーファーは、ウォーラストンとは別に、暗線を発見し、系統的な研究を行い、570を超える暗線について波長を計測した。主要な線にAからKの記号をつけ、弱い線については別の記号をつけた。 グスタフ・キルヒホフとロベルト・ブンゼンによって、それぞれの線が、太陽の上層に存在するいろいろな元素や地球の大気中の酸素などによって吸収されたスペクトルであることが示された。 他の恒星のドップラー効果によるフラウンホーファー線の波長のズレを調べることで、その恒星と太陽系との相対速度を知ることができる。 下表に主なフラウンホーファー線の記号と波長を示す。 C-、 F-、 G'-、 h- 線は水素のバルマー系列 である。 D3線は光球の光に見られる吸収線（暗線）ではなく、彩層の光に見られるヘリウムの発光線（輝線）であり、1868年8月18日の皆既日食のときロッキヤーによって発見された。.

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フラグメント分子軌道法

フラグメント分子軌道法（フラグメントぶんしきどうほう、Fragment Molecular Orbital method）、略してFMO法は、分子系をフラグメントに分割し、周囲のフラグメントからの静電ポテンシャルを考慮してフラグメントとフラグメントペアの電子状態を計算し、得られたフラグメントとフラグメントペアのエネルギーや電子密度を用いて、系全体のエネルギーやを計算する方法である。1999年に北浦和夫により提唱された。.

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フレデリック・サムナー・ブラケット

フレデリック・サムナー・ブラケット（Frederick Sumner Brackett, 1896年8月1日 - 1972年）は、アメリカ合衆国の物理学者。専門は分光学。出生地はカリフォルニア州クレアモント。1922年から1927年までカリフォルニア大学バークレー校で教鞭を執り、1936年からアメリカ国立衛生研究所で生物物理学部門の部長を務めた。 1922年に水素原子の線スペクトルの遠赤外線領域を表す、ブラケット系列を発見した。ブラケットという月のクレーターも、彼の名前に由来している。 Category:アメリカ合衆国の物理学者 Category:カリフォルニア大学バークレー校の教員 Category:アメリカ国立衛生研究所の人物 Category:ロサンゼルス郡出身の人物 Category:1896年生 Category:1972年没.

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ファブリ・ペロー干渉計

Deuterium_arc_lamp。 光学において、ファブリ・ペロー干渉計（ファブリ・ペローかんしょうけい、）もしくはファブリ・ペローのエタロン は、2つの部分反射面をもつ透明板や2つの平行な半透鏡からなる機器である（正確に言えば前者がエタロン、後者が干渉計であるが、2つの用語は混同されることが多い）。その透過波長スペクトルは共振波長に大きな透過率のピークを示す。シャルル・ファブリとアルフレッド・ペローに因み命名された。「エタロン」とは「測定器」や「標準」を意味するから来ている。 エタロンは通信技術やレーザー技術、分光技術などにおいて光の波長を制御・測定するために広く応用されている。近年、技術の進歩により非常に精密に調整されたファブリ・ペロー干渉計の作成が可能となっている。.

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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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フェリクス・ホッペ＝ザイラー

ルンスト・フェリクス・イマニュエル・ホッペ＝ザイラー（Ernst Felix Immanuel Hoppe-Seyler, 1825年12月26日 - 1895年8月10日）は、ドイツの生理学者、化学者である。 近代生化学、応用化学、分子生物学における草分けの一人であり、その研究は教え子であるノーベル生理学・医学賞受賞者のパウル・エールリヒに影響を与えた。その他の教え子にもフリードリッヒ・ミーシェルやノーベル生理学・医学賞受賞者のアルブレヒト・コッセルがいる。.

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フォルマント

ペクトログラム：アメリカ英語のi, u, ɑのF1とF2 フォルマントまたはホルマント（）とは、言葉を発している人の音声のスペクトルを観察すると分かる、時間的に移動している複数のピークのこと。周波数の低い順に、第一フォルマント、第二フォルマント…というように数字を当てて呼び、それぞれF1, F2とも表記する（第0フォルマント、F0を数える場合もある）。フォルマントの周波数は声道の形状と関係し、個体差や性差もフォルマントの違いを生む原因となる。発音する音韻が同じであれば、各フォルマント周波数は近い値になる。.

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フォークト関数

フォークト関数（Voigt function、フォークトかんすう）は分光学のスペクトルの幅にみられる分布関数である。ドイツの物理学者ヴォルデマール・フォークトの名にちなんでいる。ホイクト関数と表記される場合もある。また、フォークト分布やフォークト・プロファイル（Voigt profile）と呼ばれることもある。 X線、ガンマ線を含む電磁波は固有の線スペクトルにコーシー分布（ローレンツ分布）であらわされる分布をもっていて、それを分光器で観測する時、原子の熱振動などランダムな事象による正規分布（ガウス分布）にしたがう分布の広がりが加わることになる。したがってスペクトルの分布はガウス分布 とローレンツ分布 が畳み込みされた関数によって と表される。ただしここで はピーク中心を とし、 である。 フォークト関数は正規化された分布関数の畳み込みなので、それ自身も正規化されている。.

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フォトリアーゼ

フォトリアーゼ（Photolyase）（EC 4.1.99.3)は、紫外線に曝露されたことによって起こるピリミジン二量体の生成によるDNA損傷を修復するDNA修復酵素である。この酵素のメカニズムとして、可視光、特に可視光スペクトルの端の紫色や青色の光を優先的に必要としており、光回復酵素として知られている。.

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ドナーアクセプタ対熱光

ドナーアクセプタ対熱光（donor-acceptor pair emission） 半導体中で比較的浅い準位を持ったドナー（D）とアクセプター（A）に束縛された電子と正孔が、それぞれの波動関数の重なりを通して、その発光エネルギーと直接的に再結合する際に放出されるルミネセンス、その発光エネルギー、再結合率ともに大きくなる、結合全体のスペクトルは、距離の異なる多くのDA対による離散的なスペクトル構造が観測される事があるが、一般には幅の広い連続的な発光スペクトルとなる。D、Aのいずれかが深い準位を持つ場合には、局在性の強い複合型発光中心となり、浅い場合にはDA対発光とは区別される。.

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ドップラー効果

ドップラー効果（ドップラーこうか、Doppler effect）またはドップラーシフト（Doppler shift）とは、波（音波や電磁波など）の発生源（音源・光源など）と観測者との相対的な速度の存在によって、波の周波数が異なって観測される現象をいう。.

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ドップラー幅

輝線の周波数、波数が分子運動による速度分散に対応したドップラー効果によって幅を持って観測されること。また、吸収線の周波数、波数も、入射光の進行方向に対して吸収媒質が相対運動をすることによって、同様に速度分散に対応した幅をもって観測される。これらをあわせてドップラー幅(Doppler width, Doppler broadening)と呼ぶ。.

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ドップラー分光法

ドップラー分光法 (Doppler spectroscopy) は視線速度法とも呼ばれ、系外惑星を探索する方法の一つである。ドップラー効果と、惑星を持つであろう恒星のスペクトルを観測、解析する。 系外惑星は、自ら発光しない上に地球からの距離が遠いため非常に暗く、望遠鏡による直接観測で発見するのは極めて困難である（直接観測による発見は2004年までなされなかった）。そのため系外惑星は間接的な手法、つまり惑星が恒星 (主星) などのより観測しやすい対象におよぼす影響を観測することで発見されてきた。手法としては位置天文学による方法、パルサー観測による方法、トランジット法、重力マイクロレンズ法があるが、現在知られている系外惑星のほとんどはドップラー分光法で発見されている 。.

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ドニアック＝シューニッチ関数

ドニアック＝シューニッチ関数（ドニアック＝シューニッチかんすう、Doniach–Šunjić function）とは、X線光電子分光（XPS）の際、光電子エネルギースペクトル形状の電子–正孔対励起多体効果による広がりを表現する関数。 との名にちなむ。Doniach–Šunjićの式 (Doniach–Šunjić formula, Doniach–Šunjić equation) や Doniach–Šunjić line shape などとも。 X線照射により発生した光電子は自然広がりによりローレンツ分布型のスペクトル形状をもつ。一方光電子がフェルミ準位近傍に多数の電子–正孔対を励起させる多体効果により、高結合エネルギー側に裾を引く形で非対称的にピークが広がることになる。この効果は特にフェルミ準位近傍の状態密度が高い遷移元素において顕著である。 これによる光電子収率の分布形状はローレンツ分布と非対称的な分布関数との重ね合わせとなり、 で表される。ただし はガンマ関数、 はピーク位置、 は自然広がりの幅、 は非対称性指数（特異性指数）で、通常の元素では である。 ただし上記の式は理想的な場合であり、実際に観測されるスペクトルにおいてはさらに分光器の特性や光源の広がりが畳み込まれ、さらに幅の広がった形状となる。 この関数が実験とよくフィットするのはピーク位置近傍においてのみであることに加え、積分値が発散しピーク面積は有限値を取らないという欠点はあるものの、XPS実験結果の解析には有用であり頻繁に使われている。ドニアック＝シューニッチ関数と似た形状でありながら積分値が有限となる関数としてはによるものがある。.

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ホロカソードランプ

ホロカソードランプとは、原子吸光分析や原子蛍光分析の際になど使用される光源ランプで、目的元素の輝線スペクトルを強く、かつ特異的に発する性質があるランプである。中空陰極ランプとも呼ばれる。.

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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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ベルティル・リンドブラッド

ベルティル・リンドブラッド（Bertil Lindblad、1895年11月26日- 1965年6月25日）はスウェーデンの天文学者である。銀河系の恒星の動きを測定し、銀河系が回転していることを示した。巨星と主系列星の違いをスペクトルを用いて区別することなどの研究を行った。 ウプサラ大学で学んだ後、1927年からスウェーデン王立アカデミーの教授、ストックホルム天文台の所長になった。1948年から1952年まで国際天文学連合の会長を務めた。最も重要な業績は銀河系の恒星の動きを観測し、銀河系内での太陽の運動を考慮して層別し、銀河系の恒星が銀河系の中心のまわりを回転していることを示したことである。ハーロー・シャプレー の銀河系における太陽の位置の予測を確認し、ヤン・オールトによってさらに明確なものにされた。.

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制御理論

制御理論（せいぎょりろん、control theory）とは、制御工学の一分野で、数理モデルを対象とした、主に数学を用いた制御に関係する理論である。いずれの理論も「モデル表現方法」「解析手法」「制御系設計手法」を与える。.

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制動放射

制動放射（せいどうほうしゃ）、制動輻射（せいどうふくしゃ）は、荷電粒子が電場の中で急に減速されたり進路を曲げられたりした際に発生する電磁波放射である。ドイツ語で Bremsstrahlung（ブレームシュトラルンク、意味はbrake + radiation）と言い、英語でも普通この用語が用いられる。 この現象はニコラ・テスラにより発見された。最初、厚い金属の標的中で高エネルギー電子が止められた際に観測されたことからこのように呼ばれている。制動放射は連続スペクトルを持つ。 制動放射にはシンクロトロン放射が含まれる。しかし狭義の意味で原子により電子が止められることについて言われる。 X線管でX線を人工発生させる原理は制動輻射である。高速の電子がターゲットに衝突することにより、ターゲット内で制動放射が発生する。 ベータ線を鉛などで遮蔽する場合、ベータ線の侵入を防ぐことを考慮するだけでなく、制動放射によるX線の侵入にも注意を払う必要がある。.

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分子軌道法

水素分子の分子軌道ダイアグラム。 量子化学において、分子軌道法（ぶんしきどうほう、Molecular Orbital method）、通称「MO法」とは、原子に対する原子軌道の考え方を、そのまま分子に対して適用したものである。 分子軌道法では、分子中の電子が原子間結合として存在しているのではなく、原子核や他の電子の影響を受けて分子全体を動きまわるとして、分子の構造を決定する。 分子軌道法では、分子は分子軌道を持ち、分子軌道波動関数 \psi_j^\mathrmは、既知のn個の原子軌道\chi_i^\mathrmの線形結合（重ね合わせ）で表せると仮定する。 ここで展開係数 c_について、基底状態については、時間依存しないシュレーディンガー方程式にこの式を代入し、変分原理を適用することで決定できる。この方法はLCAO近似と呼ばれる。もし\chi_i^\mathrmが完全系を成すならば、任意の分子軌道を\chi_i^\mathrmで表せる。 またユニタリ変換することで、量子化学計算における収束を速くすることができる。分子軌道法はしばしば原子価結合法と比較されることがある。.

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分光器

分光器（ぶんこうき、Spectrometer）は、一般には光の電磁波スペクトルを測定する光学機器の総称である。分光器によって得られるスペクトルは、横軸に電磁波の波長又は光のエネルギーに比例した物理量（例えば波数、周波数、電子ボルト）を用い、縦軸には光の強度や強度から導かれる物理量(偏光度）が用いられる。例えば、分光学において、原子や分子の線スペクトルを測定し、その波長と強度を測定するのに用いられる。 分光器という用語は遠赤外からガンマ線・エックス線といった広範囲に渡って、このような目的で用いられる光学機器一般に用いられる。それぞれのエネルギー領域（X線・紫外・可視・近赤外・赤外・遠赤外）においては異なった技術が用いられるので、一つ一つの分光器には、用いることができる特定の領域がある。 光の領域より長波長（マイクロ波、などの電波領域）においてはスペクトラムアナライザが同様の働きをする。.

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分光法

プリズムによる光線の波長分割 分光法（ぶんこうほう、spectroscopy）とは、物理的観測量の強度を周波数、エネルギー、時間などの関数として示すことで、対象物の定性・定量あるいは物性を調べる科学的手法である。 spectroscopy の語は、元々は光をプリズムあるいは回折格子でその波長に応じて展開したものをスペクトル (spectrum) と呼んだことに由来する。18世紀から19世紀の物理学において、スペクトルを研究する分野として分光学が確立し、その原理に基づく測定法も分光法 (spectroscopy) と呼ばれた。 もともとは、可視光の放出あるいは吸収を研究する分野であったが、光（可視光）が電磁波の一種であることが判明した19世紀以降は、ラジオ波からガンマ線（γ線）まで、広く電磁波の放出あるいは吸収を測定する方法を分光法と呼ぶようになった。また、光の発生または吸収スペクトルは、物質固有のパターンと物質量に比例したピーク強度を示すために物質の定性あるいは定量に、分析化学から天文学まで広く応用され利用されている。 また光子の吸収または放出は量子力学に基づいて発現し、スペクトルは離散的なエネルギー状態（エネルギー準位）と対応することが広く知られるようになった。そうすると、本来の意味の「スペクトル」とは全く異なる、「質量スペクトル」や「音響スペクトル」など離散的なエネルギー状態を表現した測定チャートもスペクトルとよばれるようになった。また「質量スペクトル」などは物質の定性に使われることから、今日では広義の分光法は「スペクトル」を使用して物性を測定あるいは物質を同定・定量する技法一般の総称となっている。.

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分光測色法

分光測色計 分光測色法（英: Spectrophotometry）とは、物理学における電磁スペクトルの定量的研究手法である。分光法よりも適用範囲が狭く、可視光線、近紫外線、近赤外線を扱う。また、時間分解分光技法も含まれない。 分光測色法では、分光測色計または分光測色器（spectrophotometer）を使う。分光測色計は光度計の一種で、色ごと（より正確に言えば光の波長ごと）の強さを測定する。分光測色計には様々な種類のものが存在する。分類上重要な差異としては、扱える波長の範囲、使用している測定技法の違い、光をスペクトルに分解する技法の違い、測定対象の種類などがある。また、スペクトルの帯域幅と線形な範囲も重要な特性である。 分光測色計の典型的な利用として吸光の測定（吸光光度計）があるが、散乱反射率や鏡面反射率も測定できるよう設計されている。 分光測色計の利用は物理学に限定されない。化学、生物化学、分子生物学などの分野でもよく使われている。.

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分析化学

分析化学（ぶんせきかがく、analytical chemistry）とは、試料中の化学成分の種類や存在量を解析したり、解析のための目的物質の分離方法を研究したりする化学の分野である。得られた知見は社会的に医療・食品・環境など、広い分野で利用されている。 試料中の成分判定を主眼とする分析を定性分析といい、その行為を同定すると言い表す。また、試料中の特定成分の量あるいは比率の決定を主眼とする分析を定量分析といい、その行為を定量すると言い表す。ただし、近年の分析装置においては、どちらの特性も兼ね備えたものが多い。 分析手法により、分離分析（クロマトグラフィー、電気泳動など）、分光分析（UV、IRなど）、電気分析（ボルタンメトリーなど）などの区分がある。 あるいは検出手段の違いにより、滴定分析、重量分析、機器分析と区分する場合もある。ここでいう機器分析とは、分光器など人間の五感では観測できない物理的測定が必要な分析グループに由来する呼称である。現在では重量分析も自動化されて、専ら機器をもちいて分析されているが機器分析とはしない。 分析化学は大学の化学教育において基礎科目の一つであり、環境化学への展開や高度な分析技術の開発などが研究のテーマとなっている。.

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善兵衛ランド

善兵衛ランド（ぜんべえランド）は、大阪府貝塚市にある天文台兼博物館。名称は江戸時代の望遠鏡製作者である岩橋善兵衛にちなむ。.

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周波数

周波数（しゅうはすう 英：frequency）とは、工学、特に電気工学・電波工学や音響工学などにおいて、電気振動（電磁波や振動電流）などの現象が、単位時間（ヘルツの場合は1秒）当たりに繰り返される回数のことである。.

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りょうけん座アルファ2型変光星

りょうけん座α型変光星 (α CVn variable) とは、天体の自転に伴って変光を示す回転変光星の一種である。これらの星は、ケイ素・ストロンチウム・クロムの顕著な線スペクトルが見られる化学特異星で、磁場の強い主系列星と考えられている。スペクトル型はB8pからA7pの範囲に分布し、典型的な変光周期は0.5から160日、変光の幅は0.01から0.1等級である。なお、変光星型の由来となったりょうけん座α星は連星系りょうけん座α星に属する恒星で、5.47日の周期で0.14等級の変光を示している。 りょうけん座α型変光星の線スペクトル強度は変光と同じ周期で変動している。これらの周期は恒星の自転周期に一致すると考えられている。恒星の磁場によって大気中の金属元素の分布が不均一になり、さらに表面の光度にも地域差が生じていることが原因と推定されている。.

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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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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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アメシスト

紫水晶 ステップカットされた紫水晶 アメシスト（アメジスト、）は、紫色の水晶である。紫水晶（むらさきすいしょう）ともいう。.

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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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アレキサンドライト

アレキサンドライト。当たる光の種類で色が変わって見えるが、同じ石である アレキサンドライト（alexandrite、アレクサンドライトとも）は、1830年、ロシア帝国ウラル山脈東側のトコワヤ（Токовой、Рефт）ので発見された。金緑石（クリソベリル、BeAl2O4）の変種クリソベリルという鉱物名はギリシャ語に由来し、「chryso」は金、「beryl」は緑柱石を意味する。。 発見当初はエメラルドと思われていたが、すぐに昼の太陽光下では青緑、夜の人工照明下では赤へと色変化をおこす他の宝石には見られない性質が発見され、珍しいとして当時のロシア皇帝ニコライ1世に献上された。巷説では、このロシア帝国皇帝に献上された日である4月29日が、皇太子アレクサンドル2世の12歳の誕生日だったため、 この非常に珍しい宝石にアレキサンドライトという名前がつけられたとされている。また当時のロシアの軍服の色が赤と緑でカラーリングされていたため、ロシア国内で大いにもてはやされた。 6月の誕生石のひとつである。石言葉は「秘めた思い」。.

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アレクサンドル・エドモン・ベクレル

アレクサンドル・エドモン・ベクレル（Alexandre Edmont Becquerel, 1820年3月24日 - 1891年5月11日）はフランス・パリ出身の物理学者。父は物理学者のアントワーヌ・セザール・ベクレル。アンリ・ベクレルは彼の息子である。 1853年からフランス国立工芸院で物理学の教授を務めた。太陽放射、電気などの研究を行った。.

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アントン・パンネクーク

アントン・パンネクーク（Anton Pannekoek 、1873年1月2日 – 1960年4月28日）はオランダの天文学者であり、マルクス主義理論家である。.

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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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アンドロメダ座S星

アンドロメダ座S星（あんどろめだざSせい）またはSN 1885Aとは、1885年にアンドロメダ銀河で発見された超新星のことである。この超新星は、アンドロメダ銀河中で観測された唯一のものであり、天の川銀河以外で最初に記録された超新星である。「1885年の超新星」として知られている。.

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アンドロメダ銀河

アンドロメダ銀河（アンドロメダぎんが、Andromeda Galaxy、M31、NGC 224）は、アンドロメダ座に位置する地球から目視可能な渦巻銀河である。さんかく座銀河 (M33) 、銀河系（天の川銀河）、大マゼラン雲、小マゼラン雲などとともに局部銀河群を構成する。.

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アフターコロニーの機動兵器

アフターコロニーの機動兵器（アフターコロニーのきどうへいき）では、テレビアニメ『新機動戦記ガンダムW』を始めとするアフターコロニーを舞台とする作品に登場する機動兵器（モビルスーツ (MS) およびモビルドール (MD) など）の機体について述べる。順番は型式番号順。.

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アイザック・ニュートン

ウールスソープの生家 サー・アイザック・ニュートン（Sir Isaac Newton、ユリウス暦：1642年12月25日 - 1727年3月20日、グレゴリオ暦：1643年1月4日 - 1727年3月31日ニュートンの生きていた時代のヨーロッパでは主に、グレゴリオ暦が使われ始めていたが、当時のイングランドおよびヨーロッパの北部、東部ではユリウス暦が使われていた。イングランドでの誕生日は1642年のクリスマスになるが、同じ日がグレゴリオ暦では1643年1月4日となる。二つの暦での日付の差は、ニュートンが死んだときには11日にも及んでいた。さらに1752年にイギリスがグレゴリオ暦に移行した際には、3月25日を新年開始の日とした。）は、イングランドの自然哲学者、数学者、物理学者、天文学者。 主な業績としてニュートン力学の確立や微積分法の発見がある。1717年に造幣局長としてニュートン比価および兌換率を定めた。ナポレオン戦争による兌換停止を経て、1821年5月イングランド銀行はニュートン兌換率により兌換を再開した。.

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アキカン!

『アキカン!』は、集英社・スーパーダッシュ文庫から刊行されている藍上陸・著、鈴平ひろ・画によるライトノベル作品。 『ウルトラジャンプ』（集英社）2008年11月号から2009年5月号まで宮野桃太郎による漫画が連載された。また、2009年1月から3月までテレビアニメが放送された。.

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アソシエーション (天文学)

アソシエーション（A stellar association）は、同じ起源を持ち、重力的な束縛からは解放されているが、未だ宇宙空間を共に移動している恒星で構成される、非常に緩やかな散開星団である。同じアソシエーションに属する星であるか否かは、移動方向と星の年齢によって識別される。また、星間物質の化学組成もアソシエーションの識別に使用される。 アソシエーションは、1947年にアルメニアの天文学者ヴィクトル・アンバルツミャンによって最初に発見された。 アソシエーションの名称は、それらが属する星座の名前、アソシエーションのタイプ、識別数字などから名づけられる。.

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インジウム

インジウム（indium ）は、原子番号49の元素。元素記号は In。第13族元素の1つ。銀白色の柔らかい金属である。常温で安定な結晶構造は正方晶系。比重7.3、融点は156.4 と低い。常温では空気中で安定である。酸には溶けるが、塩基や水とは反応しない。.

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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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ウプサラ

ウプサラ (Uppsala ウップサーラ) は、スウェーデン中部の都市で、ウプサラ県の県都。人口は149,245人（2015年）で、スウェーデン第4位。北欧最古の大学であるウプサラ大学がある。.

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ウィリアム・ハーシェル

ー・フレデリック・ウィリアム・ハーシェル（Sir Frederick William Herschel, 1738年11月15日 - 1822年8月25日）は、ドイツのハノーファー出身のイギリスの天文学者・音楽家・望遠鏡製作者。ドイツ語名はフリードリヒ・ヴィルヘルム・ヘルシェル（Friedrich Wilhelm Herschel）である。天王星の発見や赤外線放射の発見など、天文学における数多くの業績で知られる。.

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ウィリアム・ラムゼー

バニティ・フェア』誌に掲載されたラムゼーの漫画風イラスト ウィリアム・ラムゼー（William Ramsay, 1852年10月2日 – 1916年7月23日）はスコットランド出身の化学者である。1904年に空気中の希ガスの発見によりノーベル化学賞を受賞した。なお、同年のノーベル物理学賞は希ガスであるアルゴンを発見した功績によりレイリー卿が受賞している。.

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ウイリアム・ウォラストン

ウィリアム・ハイド・ウォラストン（William Hyde Wollaston 、1766年8月6日- 1828年12月22日）は、イギリスの化学者、物理学者、天文学者である。1803年にロジウム、パラジウムを発見した。他に、1802年太陽光のスペクトルのなかに、太陽の元素により吸収されてできる暗線（フラウンホーファー線）のあることを見出した。プラチナの精製法も開発した。.

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ウェスト彗星

ウェスト彗星（-すいせい、Comet West; C/1975 V1）は1975年8月10日にヨーロッパ南天天文台 (ESO) のリチャード・マーティン・ウェストによって発見された彗星である。近日点通過後の1976年3月には肉眼でも見られる大彗星となり、20世紀を代表する美しい彗星として知られている。.

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ウォルフ・ライエ星

ウォルフ・ライエ星（ -せい、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star）とは、特殊なスペクトルを持つ天体で、青色巨星である。 1867年にフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ によって、直視分光器で初めて発見される。ウォルフ・ライエ星のスペクトルは、通常の恒星に見られるような水素などの吸収線は見られず、ヘリウムや炭素、窒素などの非常に幅の広い輝線が見られるのが特徴である。 主な例として、ほ座γ星、WR 104、R136a1、HD 5980などがある.

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ウォルシュ・ダイアグラム

ウォルシュ・ダイアグラム（Walsh diagrams）は、ゆがみ座標（結合角）に対する計算された分子のオービタル結合エネルギーの表現である。小分子の幾何構造に関して素早く予測を行うために用いられる。角座標図やウォルシュの相関図とも呼ばれる。幾何構造変化の関数として分子の分子軌道準位の変化をプロットすることによって、ウォルシュ・ダイアグラムは、なぜ分子がある空間的形状でより安定か（例えばなぜ水は曲がった配座をとるのか）を説明する。 ウォルシュ・ダイアグラムの主な用途は、価電子の数が同一である関連分子で観察される構造の規則性を説明すること（例えば、なぜH2OとH2S似ているか）、電子の数やスピン状態の変化にしたがって分子の幾何構造がどのように変化するかを説明することである。加えて、ウォルシュ・ダイアグラムは、分子が幾何的摂動を受けた時にLUMO（最低空分子軌道）がどのようにHOMO（最高被占分子軌道）に影響するかという知識から分子の幾何構造の歪みを予測するために使うことができる。 分子の形状を予測するためのウォルシュの規則は、分子はそのHOMOに対して最もよい安定性を与える構造を取る、と述べる。もし特定の構造変化がHOMOに摂動を与えないならば、最も近い被占分子軌道が幾何的配向性に対する好みを左右する。.

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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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エレクトロニックフラッシュ

フラッシュの発光アニメーション エレクトロニックフラッシュ（Electronic Flash ）は主に写真撮影の際に使われる発光装置。発明以前に広く使われていたフラッシュバルブ（閃光電球）との区別のためこの名称となったが、その後フラッシュバルブが使用されなくなったため単に「フラッシュ」と略称されている場合が多い。 日本ではストロボとも呼ばれる。英語では、"strobe"は、ストロボスコープを意味する"stroboscope"やそのための照明を意味する"strobe light"の短縮形で、普通名称である。アメリカ合衆国では、ストロボリサーチ社（Storobo Research Co. ）によって1950年に"Strob"（語尾に"O"も"E"も付かない）が商標登録されているが、1991年に権利期間が終了している。なお、商標登録は国毎に行われるものであり、商標登録されていない国では商標の使用は制限されない。日本においては、2013年（平成25年）現在では、エレクトロニックフラッシュについて「ストロボ」、「Strob」、「Strobe」のいずれも商標登録されていない独立行政法人工業所有権情報・研修館の特許電子図書館（IPDL)での調査による。。 メーカーによっては「スピードライト」などと呼称している場合がある。 英語圏では"Flash light"、または単に"Flash"もしくは"Strobe light"または単に"Strobe"と呼ぶことが多い。単発を"Flash light"と呼び、点滅を繰り返す場合を"Strobe light"と呼んで使い分けることもある。ただしアメリカなどでの"Flashlight"は、一般に懐中電灯のことを指す。.

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エンハンスト・ビジョン・システム

ンハンスト・ビジョン・システム は、景色やその中の物体をよりよく認識できる画像を作り、パイロットに向けて映し出す航空電子機器である。言い換えると、EVSは人間の視覚よりも優れた画像をパイロットに提供する装置である。EVSは、カラーカメラ、赤外線カメラ、レーダーのような撮像センサを備え、たいていはヘッドマウントディスプレイやヘッドアップディスプレイのようなパイロットへの表示装置も備えている。EVSは結合された視覚を作り出すためにと一体化されることもあるRTCA RTCA DO-341, Sep.

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エドワード・フランクランド

ドワード・フランクランド（Edward Frankland, 1825年1月18日 – 1899年8月9日）はイギリスの化学者。.

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オリオン変光星

リオン変光星（オリオンへんこうせい、Orion variable）（星雲型変光星(nebular variable)）は、不規則で爆発的な光度の変化を示す変光星である。通常、希薄な星雲を伴い、将来光度の変化しない通常の主系列星となる若い恒星であると考えられている。明るさの変動は、数等級にも及ぶ。 オリオン変光星に含まれるのは、おうし座T型星を含む分類INの変光星、およびオリオン座FU型星である。また、閃光星のうち分類UVNの変光星もおそらく含むものと考えられている。オリオン変光星の大部分は、INに分類される。 おうし座T型星は、スペクトル中に単イオン化鉄に由来する特徴的な蛍光紫色輝線と通常は核融合で破壊されるリチウムの輝線を持つオリオン変光星である。 オリオン座FU型星は、5から6等級上昇し、最大1等級暗くなり、その状態が数十年続く。プロトタイプ星はオリオン座FU星で、その他はくちょう座V1057星やはくちょう座V1515星がある。 また、最大1等級程度の周期的な小さな変動を見せるものや突然暗くなるもの、恒星への質量の降着を示すスペクトルを持つもの等もある。これらの特徴の複数が1つのオリオン変光星で見られる場合もある。.

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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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オージェ電子

ージェ電子（オージェでんし、Auger electron）とは、高いエネルギーによって内殻電子が励起された原子から放出される、特定のエネルギーを持った電子。名称はフランスの物理学者ピエール・オージェに由来する。なお、ピエール・オージェが最初の発見者ではなく、オージェの発表の2年前、1923年にリーゼ・マイトナーによって発見された。.

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オシリス (惑星)

リス(HD 209458 b)は、ペガスス座にある恒星ペガスス座V376星(HD 209458)の惑星。古代エジプト神話に登場する冥界の王、オシリス神にちなんで名づけられた。質量は木星の0.7倍、半径は木星の1.4倍ほどであると推測されている。中心星から0.045AUの位置を、およそ3.5日周期で公転している。表面温度およそ1,200℃のホット・ジュピターである。 オシリスは太陽系外惑星では初めて恒星面通過が観測された惑星である。また初めて大気の存在が確認された系外惑星でもあり、大気下層部にはナトリウム、上層部には水素、炭素、酸素が含まれていることも分かっている。惑星大気は1,200℃まで加熱されており、そのため大気上層部からは毎秒10,000トンの水素が惑星外に放出され、200,000キロにわたる尾を引いていると考えられている。その速度は時速35,000kmという猛スピードである。 オシリスは主星にあまりにも近いため、潮汐の結果自転周期と公転周期が一致し常に一面を中心星に向けている。そこの大気は高温に熱せられ反対側に流れ出すために、表面がスイカのような縞模様になっていると考えられている。風の流れは時速6,500kmという暴風である。両極には地球の数十倍の大きさの巨大な渦ができる。 2007年2月21日にNASAが発表したところによればスピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線波長の観測でケイ酸塩に特徴的なスペクトルが検出された。ちり・砂にまみれた雲が大気を覆っていると推測されている。 2009年10月20日、NASAは生命存在の基礎となる化学的特徴を、ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡による観測データから発見したと発表した。水・メタン・二酸化炭素を含んでおり、ホット・ジュピターとしては2番目の発見となった。.

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オゾン層

ゾン層（オゾンそう ）とは地球の大気中でオゾンの濃度が高い部分のことである。オゾンは、高度約10 - 50 kmほどの成層圏に多く存在し、特に高度約25 kmで最も密度が高くなる。.

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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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カラードノイズ

ラードノイズとは、パワースペクトル密度が平坦でないノイズのこと。有色雑音とも。 「色」の異なるノイズは、その特性も大きく異なる。例えば、であればヒトの耳には異なる音色で聞こえ、画像であればテクスチャーが異なるように見える。したがって、それぞれの「色」のノイズには相応の用途がある。 ノイズの「色」の感覚は音楽の「音色」の概念に似ているが、後者は音についてのみ用いられ、スペクトルの非常に詳細な特徴に対応している。 もともと「ホワイトノイズ」があったため、カラードノイズの呼称が生まれた。ホワイトノイズのパワースペクトルは平坦である。これは、「白い光」が可視光の範囲内で平坦なパワースペクトルとなることから、このように呼ばれた。そこで平坦でないパワースペクトルを示すノイズに「ピンク」、「レッド」、「ブルー」といった呼称が与えられるようになった。一部のカラードノイズには標準的定義が存在するが、定義が定まっていないカラードノイズもある。.

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カーボンヒーター

ーボンヒーターは、電気ストーブの一種。発熱体の材料として導電性素材である炭素繊維（カーボン）を用いることからこの名がある。.

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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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カオス理論

論（カオスりろん、、、）は、力学系の一部に見られる、数的誤差により予測できないとされている複雑な様子を示す現象を扱う理論である。カオス力学ともいう。 ここで言う予測できないとは、決してランダムということではない。その振る舞いは決定論的法則に従うものの、積分法による解が得られないため、その未来（および過去）の振る舞いを知るには数値解析を用いざるを得ない。しかし、初期値鋭敏性ゆえに、ある時点における無限の精度の情報が必要であるうえ、（コンピューターでは無限桁を扱えないため必然的に発生する）数値解析の過程での誤差によっても、得られる値と真の値とのずれが増幅される。そのため予測が事実上不可能という意味である。.

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カシャの法則

ャの法則（カシャのほうそく、英: Kasha's rule）は、電子励起した分子の光化学に関する法則である。その意味するところは、発光（蛍光もしくは燐光）のほとんどは、与えられた多重度の最低励起状態から起こる、というものである。1950年にアメリカの分光学者マイケル・カシャにより提唱された。.

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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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カソードルミネッセンス

ードルミネッセンス (Cathodoluminescence) とは、電子がなどの発光物質に衝突したときに可視光波長の光子を放出するような・電磁気学的現象である。身近な例としては、テレビのブラウン管の内表面に塗られた蛍光体に走査電子線が衝突することにより発光する現象が挙げられる。カソードルミネッセンスは、光子により電子の放出が起こる光電効果の逆過程である。 Electron beam-induced current (EBIC) 信号を記録することもある。.

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ガンマ線バースト

1999年1月23日に起きたガンマ線バースト GRB 990123 の可視光での残光（白い四角形の中の輝点。右は拡大図）。残光の上部に伸びるフィラメント状の天体はバースト源をもつと思われる銀河。この銀河は別の銀河との衝突によって形が歪んでいる。 ガンマ線バースト（ガンマせんバースト、、）は、天文学の分野で知られている中で最も光度の高い物理現象である。 ガンマ線バーストではガンマ線が数秒から数時間にわたって閃光のように放出され、そのあとX線の残光が数日間見られる。この現象は天球上のランダムな位置で起こり、一日に数回起きている。 ガンマ線バーストを起こす元となる仮想的な天体をガンマ線バースターと呼ぶ。2005年現在では、ガンマ線バーストは極超新星と関連しているという説が最も有力である。超大質量の恒星が一生を終える時に極超新星となって爆発し、これによってブラックホールが形成され、バーストが起こるとされる。多くのガンマ線バーストは何十億光年も離れた場所で生じている事実は、この現象が極めてエネルギーが高く（太陽が100億年間で放出するエネルギーを上回る）、かつめったに起こらない現象である事を示唆している（1つの銀河で数百万年に一度しか発生しない）。これまで観測された全てのガンマ線バーストは銀河系の外で生じている。似たような現象として軟ガンマ線リピーターがあるが、これは銀河系内のマグネターによるものである。ガンマ線バーストが銀河系で生じ、地球方向に放出された場合、大量絶滅を引き起こすと仮定されている。 しかし天体物理学界ではガンマ線バーストの詳細な発生機構についての合意は得られていない。.

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ガニュメート (小惑星)

ニュメート (1036 Ganymed) は、太陽系の小惑星で、アモール群に属する。.

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ガス殻星

地球から見える最も明るいガス殻星であるアケルナルの模式図 ガス殻星（がすかくせい、shell star）、シェル星は、スペクトル中に、赤道周囲にガスの円盤を持つことが示される恒星である。物質の流出のため、光度は不規則に変化する。ガス殻星は高速で自転し、その機構に一定の説明を与えているが、未だ謎が残っている。スペクトル型はO7.5からF5であるが、高速の自転と円盤の存在により、スペクトル中の吸収線の幅はかなり広がっている。自転の速度はおおよそ200から250km/sで、自転による加速度が恒星を破壊する寸前である。通常のスペクトルの特徴が変化する放出線によって上書きされるため、スペクトルその他の性質は解釈が難しく、そのため光度階級や正確なスペクトル型は誤認されやすい。 変光星の場合、カシオペヤ座γ型変光星（カシオペヤざガンマがたへんこうせい、Gamma Cassiopeiae variable、GCAS）に分類される。.

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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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キャプテン・スカーレット

『キャプテン・スカーレット』（原題：Captain Scarlet and The Mysterons）は、1967年にジェリー・アンダーソン率いるセンチュリー21プロダクション (the Century 21 Organisation) が製作し、 (ITC Entertainment) が配給したイギリスのSF特撮人形劇番組である。全32話。.

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クリプトン

リプトン（krypton）は原子番号36の元素。元素記号は Kr。希ガス元素の一つ。 常温、常圧で無色、無臭の気体。融点は-157.2 、沸点は-152.9 (-153.4)、比重は2.82 (-157)。重い気体であるため、吸引すると声が低くなる。空気中には1.14 ppmの割合で含まれている。空気を液化、分留することにより得られる。不活性であるがフッ素とは酸化数が+2の不安定な化合物を作る。また、水やヒドロキノンと包接化合物を作る。.

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クルックス管

ルックス管（クルックスかん、Crookes tube）とは初期の実験用真空放電管である。1869 - 1875年頃にイギリス人の物理学者ウィリアム・クルックスなどによって発明された。陰極線、すなわち真空中の電子線はクルックス管の中で初めて見出された。 前身であるガイスラー管と同じように、クルックス管は様々な形状のガラス容器の両端に金属電極（陰極と陽極）を取り付けたものである。ただし、ガイスラー管よりも高い真空度にまで排気されている。電極間に高電圧が印加されると、陰極からいわゆる陰極線がまっすぐ飛び出してくる。クルックスのほか、ヴィルヘルム・ヒットルフ、、、ハインリヒ・ヘルツ、フィリップ・レーナルトらはクルックス管を用いて陰極線の性質を研究した。陰極線に関する最大の知見は、その正体が負の電荷を持つ粒子の流れだというもので、J. J. トムソンの発見による。この粒子は後に「電子」（"electron"）と名付けられた。現在ではクルックス管は陰極線の演示用にしか用いられていない。 ヴィルヘルム・レントゲンは1895年にクルックス管から放射されるX線を発見した。実験用のクルックス管から発展した第一世代の冷陰極X線管は「クルックスのX線管」と呼ばれ、1920年ごろまで利用されていた。.

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クレマティス (小惑星)

レマティス(1101 Clematis)は、小惑星帯の小惑星である。1928年9月22日にカール・ラインムートがハイデルベルクで発見した。当初は1928 SJという仮符号が付けられた。キンポウゲ科のクレマチス属(Clematis)にちなんで命名された。 2003年にカリフォルニア州ランチョクカモンガのサンタナ天文台で行われた測光学観測により、合の自転周期12.68 ± 0.01時間が得られた。また光度曲線により、0.40 ± 0.05等級の光度の変化が示された。 この天体は、スペクトルの性質と軌道要素を共有し、過去の同じ衝突に由来すると考えられている5-16個の小惑星からなる小惑星族の名前になっている。この族の全ての小惑星は、比較的高い軌道傾斜角を持つ。.

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クエーサー

ーサーのイメージ クエーサー（Quasar）は、非常に離れた距離に存在し極めて明るく輝いているために、光学望遠鏡では内部構造が見えず、恒星のような点光源に見える天体のこと。クエーサーという語は準恒星状(quasi-stellar)の短縮形である。 強い電波源であるQSS（準恒星状電波源) (quasi-stellar radio source)と、比較的静かなQSO（準恒星状天体） (quasi-stellar object)がある。最初に発見されたのはQSSだが、QSOの方が多く発見されている。 日本語ではかつて準星などと呼ばれていた。.

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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581c

リーゼ581cは、太陽系から約20光年離れた赤色矮星、グリーゼ581の周囲を公転する太陽系外惑星である。この星系の惑星としては2番目に発見され、内側から数えて第3惑星にあたる。 グリーゼ581cは、初めて発見されたハビタブルゾーン内に存在する地球型の惑星とされたため、天文学者達から多くの関心を集めた。しかし、その後の研究で、グリーゼ581cが潮汐力の影響で、惑星の片面が常に恒星を向けている可能性が高く、惑星の居住性に関しては疑問が投げかけられている。 地球からは約20.5光年（約200兆km）離れており、天文学的には、比較的近い距離に位置している。.

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グスタフ・キルヒホフ

分光器を使っているキルヒホフ グスタフ・ロベルト・キルヒホフ（Gustav Robert Kirchhoff, 1824年3月12日 - 1887年10月17日）は、プロイセン（現在のロシアのカリーニングラード州）生まれの物理学者。電気回路におけるキルヒホッフの法則、放射エネルギーについてのキルヒホッフの法則、反応熱についてのキルヒホッフの法則は、どれも彼によってまとめられた法則である。 グスタフ・キルヒホフは1824年、ケーニヒスベルク（現在のカリーニングラード）で生まれた。ケーニヒスベルクにあるケーニヒスベルク大学で学び、1850年にブレスラウ大学員外教授に就任した。 学生時代にオームの法則を拡張した電気法則を提唱。1849年に電気回路におけるキルヒホフの法則として纏め上げた。この法則は電気工学において広く応用されている。 1859年、黒体放射におけるキルヒホフの放射法則を発見した。 ロベルト・ブンゼンとともに、分光学研究に取り組み、セシウムとルビジウムを発見した。フラウンホーファーが発見した太陽光スペクトルの暗線（フラウンホーファー線）がナトリウムのスペクトルと同じ位置に見られることを明らかにし、分光学的方法により太陽の構成元素を同定できることを示した。 このほか音響学、弾性論に関しても研究を行った。.

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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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ゲルハルト・ヘルツベルク

ルハルト・ヘルツベルク（Gerhard Herzberg, 1904年12月25日 – 1999年3月3日）は理論的および実験的な化学の分野を発展させた化学者である。ドイツ帝国ハンブルクで生まれ、ヒトラー政権樹立後、1935年にカナダに亡命している。 ヘルツベルクは分光学を発展させ、ラジカルと呼ばれる不安定な分子の電子状態の構造および原子核の配向を解明する方法を開発した。その功績により1971年にノーベル化学賞を受賞している。 化学においては、彼の発見した分光学的な情報によって不安定な分子の分析が可能になり、化学反応素過程の解明が進んだ。天文学においては天体望遠鏡を用いて観測されたスペクトルを解析する土台となった。小惑星(3316)のヘルツベルクは、彼の名を取り命名された。1999年にオタワにて94歳で没した。.

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コバルトガラス

バルトガラス（cobalt glass）とは、一般的に酸化コバルトや炭化コバルト含むコバルト化合物を含有する青色のガラスのことである。 500-700 nm の範囲に強い吸収を持つため、炎色反応の観察時に、ナトリウムに由来する 589 nm の輝線を吸収する光学フィルターとして利用される。 光学特性を生かした利用の他、そのきれいな青色からガラス工芸などに使われる。.

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コリンダー399

リンダー399（Collinder 399）若しくはそれを略してCr 399は、こぎつね座の方角、や座との境界の近くに位置する、恒星が密集する領域である。星団とも呼ばれているが、真の星団ではなく、偶然恒星が集合したものとされる。Cr 399の中で明るい恒星は、有名なアステリズムを形成している。.

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コンパクトディスク

ンパクトディスク（、CD（シーディー））とはデジタル情報を記録するためのメディアである。光ディスク規格の一つでレコードに代わり音楽を記録するため、ソニーとフィリップスが共同開発した。現在ではコンピュータ用のデータなど、派生規格の普及により音楽以外のデジタル情報収録（画像や動画など）にも用いられる。音楽CDについてはCD-DAも参照。.

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コンタミネーション

ンタミネーション（contamination）は、特に科学実験の場における汚染のこと。「実験汚染」「実験室汚染」「試料汚染」などの訳語があてられる場合もあるが定訳はなく、そのままコンタミネーションとして、あるいは略してコンタミと呼ばれることが多い。.

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シャルル・ファブリ

シャルル・ファブリ シャルル・ファブリ（Charles Fabry、1867年6月11日 - 1945年12月11日）はフランスの物理学者、天文学者である。ペローと共にファブリ・ペロー干渉計を発明し、大気上層のオゾン層が太陽からの紫外線を吸収することを発見した。 マルセイユに生まれ、1894年にマルセイユ大学のスタッフとなった。始め光の干渉の研究を行い、1896年アルフレッド・ペローとともに、ファブリ・ペロー干渉計を発明した。太陽や恒星のスペクトルの研究を行い、太陽の紫外線が大気上層のオゾン層によって吸収されることを示した。 1921年にソルボンヌ大学の教授となり、光学研究所(l'Institut d'optique）、高等光学学校（l'Ecole superieure d'optique）の初代の所長となった。著書に Les applications des interférences lumineuses (1923年;「光学干渉の応用」)、Physique et Astrophysique (1935年; 「物理学と天体物理学」)がある。 1918年にランフォード・メダル、1919年にヘンリー・ドレイパー・メダル、1921年フランクリン・メダルを受賞した。 category:フランスの物理学者 category:フランスの天文学者 Category:王立協会外国人会員 Category:パリ大学の教員 Category:エクス＝マルセイユ大学の教員 Category:マルセイユ出身の人物 Category:1867年生 Category:1945年没.

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シャーロット・ムーア＝シタリー

ャーロット・エマ・ムーア＝シタリー（Charlotte Emma Moore Sitterly, 1898年9月24日 – 1990年3月3日）はアメリカ合衆国の天文学者。 ペンシルベニア州出身。スワースモア大学で学んだ後、プリンストン大学でヘンリー・ノリス・ラッセルの助手となった。1920年代後半、ウィルソン山天文台で働き、太陽光のスペクトルの研究を行い、太陽の組成の分析に功績を残した。1931年カリフォルニア大学バークレー校で博士号を取得した。再びプリントン大学に戻った時、物理学者バンクロフト・シタリーと結婚した。1945年から合衆国標準局（NBS)で引退まで働いた。一時太陽スペクトルの紫外域の研究のために海軍研究所で働いた。.

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シュレーディンガー方程式

ュレーディンガー方程式（シュレーディンガーほうていしき、Schrödinger equation）とは、物理学の量子力学における基礎方程式である。 シュレーディンガー方程式という名前は、提案者であるオーストリアの物理学者エルヴィン・シュレーディンガーにちなむ。1926年にシュレーディンガーは量子力学の基礎理論に関する一連の論文を提出した。 シュレーディンガー方程式の解は一般的に波動関数と呼ばれる。波動関数はまた状態関数とも呼ばれ、量子系（電子など量子力学で取り扱う対象）の状態を表す。シュレーディンガー方程式は、ある状況の下で量子系が取り得る量子状態を決定し、また系の量子状態が時間的に変化していくかを記述する。あるいは、波動関数を量子系の状態を表すベクトルの成分と見た場合、シュレーディンガー方程式は状態ベクトルの時間発展方程式に置き換えられる。状態ベクトルによる記述は波動関数を用いた場合と異なり物理量の表現によらないため、より一般的である。シュレーディンガー方程式では、波動関数や状態ベクトルによって表される量子系の状態が時間とともに変化するという見方をする。状態が時間変化するという考え方はシュレーディンガー描像と呼ばれる。 シュレーディンガー方程式はその形式によっていくつかの種類に分類される。ひとつの分類は時間依存性で、時間に依存するシュレーディンガー方程式と時間に依存しないシュレーディンガー方程式がある。時間に依存するシュレーディンガー方程式（time-dependent Schrödinger equation; TDSE）は、波動関数の時間的変化を記述する方程式であり、波動関数の変化の仕方は波動関数にかかるハミルトニアンによって決定される。解析力学におけるハミルトニアンは系のエネルギーに対応する関数だったが、量子力学においてはエネルギー固有状態を決定する作用素物理学の文献において作用素は演算子とも呼ばれる。以下では作用素の意味で演算子という語を用いる。である。 時間に依存しないシュレーディンガー方程式（time-independent Schrödinger equation; TISE）はハミルトニアンの固有値方程式である。時間に依存しないシュレーディンガー方程式は、系のエネルギーが一定に保たれる閉じた系に対する波動関数を決定する。 シュレーディンガー方程式のもう1つの分類として、方程式の線型性がある。通常、線型なシュレーディンガー方程式は単にシュレーディンガー方程式と呼ばれる。線型なシュレーディンガー方程式は斉次方程式であるため、方程式の解となる波動関数の線型結合もまた方程式の解となる。 非線型シュレーディンガー方程式（non-linear Schrödinger equation; NLS）は、通常のシュレーディンガー方程式におけるハミルトニアンにあたる部分が波動関数自身に依存する形の方程式である。シュレーディンガー方程式に非線型性が現れるのは例えば、複数の粒子が相互作用する系について、相互作用ポテンシャルを平均場近似することにより一粒子に対するポテンシャルに置き換えることによる。相互作用ポテンシャルが求めるべき波動関数自身に依存する一体ポテンシャルとなる場合、方程式は非線型となる（詳細は例えばハートリー＝フォック方程式、グロス＝ピタエフスキー方程式などを参照）。本項では主に線型なシュレーディンガー方程式について述べる。.

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シュテファン＝ボルツマンの法則

ュテファン.

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シュタルク効果

ュタルク効果とは、原子や分子に一様な外部電場をかけた時に、スペクトルが変化する現象のこと。原子などのエネルギー準位が分裂するために、スペクトルにサテライト線が現れる。原子に磁場をかけた時に生じるスペクトルの分裂はゼーマン効果であり、シュタルク効果ではない。 1913年、ドイツの物理学者ヨハネス・シュタルクにより発見された。分子の回転スペクトルを量子化学的に考える際の補正項の一つ。.

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シンチレーション検出器

ンチレーション検出器（シンチレーションけんしゅつき、scintillation detector）とは、シンチレータ（scintillator）を用いた放射線測定器を言う。 廉価で作ることができる割には計数効率が良いので、広く使用されている。.

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シスプラチン

プラチン（cisplatin: CDDP）は白金錯体に分類される抗悪性腫瘍剤（抗がん剤）。シスプラチンの「シス」は、立体化学の用語のシスに由来する。錯体の中心金属は白金、配位子はアンミンと塩化物イオンであり、物質名はシス-ジアミンジクロロ白金(II)（cis-diamminedichloro-platinum(II)、cis-）である。なお、日光によって分解されるため、直射日光を避けて保存する必要があり、点滴にかかる時間を長く取る必要がある場合は点滴容器の遮光が必要となることもある。世界保健機関の下部組織によるIARC発がん性リスク一覧のグループ2に属する。ヒトに対する発癌性の限られた証拠、動物実験での十分な証拠がある。 商品名は、ブリプラチン（ブリストル・マイヤーズ）、ランダ（日本化薬）など。白金製剤としては、ほかにカルボプラチン、ネダプラチン、オキサリプラチンがある。 薬理作用を発現するのはシス型だけでトランス型は抗がん作用を示さない。.

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ジョルジュ・ライエ

ジョルジュ・ライエ（Georges Antoine Pons Rayet、1839年12月22日 - 1906年6月14日）はフランスの天文学者。シャルル・ウォルフとともに、ウォルフ・ライエ星と呼ばれる通常の恒星と異なるスペクトルをもつ星を発見した。 ボルドーに生まれた。高等師範学校を卒業し、1863年からパリ天文台ではたらいた。天文学の他、気象学の研究を行った。パリ天文台で1866年に出現した新星のスペクトルの観測中に、従来見られていないスペクトルを検出した。ライエとウォルフは同様なスペクトルを定常的に発している恒星を探し、1867年にはくちょう座の銀河の中にいわゆるウォルフ・ライエ星を発見した。ウォルフ・ライエ星は大質量星の一生の末期の姿であり、やがて超新星爆発を起こすものと考えられている。 ボルードー天文台を設立し、所長を25年以上にわたって務めた。 Category:フランスの天文学者 Category:ボルドー出身の人物 Category:1839年生 Category:1906年没 Category:天文学に関する記事.

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ジョン・キーツ

ョン・キーツ（、1795年10月31日 - 1821年2月23日）は、イギリスのロマン主義の詩人。.

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ジョヴァンニ・バッティスタ・ドナティ

ョヴァンニ・バッティスタ・ドナティ（Giovanni Battista Donati、1826年12月16日 – 1873年9月20日）はイタリアの天文学者。 ピサに生まれた。ピサ大学で学んだ後、1852年にフィレンツェの天文台のスタッフとなり、1864年から所長となった。1854年から1864年の間に6個の彗星を発見した。その中には見かけの明るさが0等級に達したドナティ彗星 (C/1858 L1)が含まれる。彗星のスペクトル観測を行い彗星が太陽に接近する時、スペクトルが変化することを発見し、太陽に近づき暖められることによって、太陽光の反射でなく放射光を発することを発見した。 フィレンツェで腺ペストのため没した。 月のクレーターにドナティの名が付けられた。小惑星(16682)ドナティにも命名された。.

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ジェラール・グリゼー

ェラール・グリゼー（Gérard Grisey, 1946年6月16日 - 1998年11月11日）は、フランスの現代音楽の作曲家。.

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ジェイムズ・デュワー

ー・ジェイムズ・デュワー（Sir James Dewar, 1842年9月20日 - 1923年3月27日）は、イギリスの化学者・物理学者。液体酸素が磁性を持つことの発見、水素の液化と固化の成功など低温物理学の分野で先駆的な研究を行った。また魔法瓶（デュワー瓶）や、コルダイト火薬（無煙火薬の一種）を発明した。.

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ジェシー・グリーンスタイン

ェシー・グリーンスタイン（Jesse Leonard Greenstein, 1909年10月15日 – 2002年10月21日）はアメリカ合衆国の天文学者である。レバレット・デイビスと共に星間ダストが星間の磁場によって整列するモデルを提出し、またマーテン・シュミットとともに最初のクエーサーのスペクトルを観測した天文学者である。 ニューヨークで生まれ、ハーバード大学で学んだ後、ヤーキス天文台でオットー・シュトルーベのもとで研究し、後にカリフォルニア工科大学に移った。ルイス・ヘニエイ（w:Louis G. Henyey）とともに新しい分光方法と広角望遠鏡を発明した。1949年にレバレット・デイビスとともに宇宙の磁場により星間ダストが整列するモデルを示し、これはウィリアム・ヒルトナーの星間物質による偏光の発見を説明するものである。グリーンスタインは1960年、電波源3C48に付随する光学天体の従来の天体のスペクトルとは異質のスペクトルを観測したが、クエーサーが非常に遠方にあって高速で遠ざかる、高エネルギーを放出する天体であることを解明したのはマーテン・シュミットである。.

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スペクトラム

記載なし。

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スペクトラム拡散

無線LAN、Bluetoothのスペクトラム拡散 スペクトラム拡散（スペクトラムかくさん、spread spectrum、SS）は、通信の信号を本来よりも広い帯域に拡散して通信する技術。無線通信に多く用いられる。「スペクトル拡散」、「周波数拡散」とも言う。.

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スペクトル密度

ペクトル密度（スペクトルみつど、Spectral density）は、定常過程に関する周波数値の正実数の関数または時間に関する決定的な関数である。パワースペクトル密度（電力スペクトル密度、Power spectral density）、エネルギースペクトル密度（Energy spectral density）とも。単に信号のスペクトルと言ったとき、スペクトル密度を指すこともある。直観的には、スペクトル密度は確率過程の周波数要素を捉えるもので、周期性を識別するのを助ける。.

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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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スペクトル分析

ペクトル分析（スペクトルぶんせき）とは、時系列データを周期がシステマティックに決められた三角関数の和に恒等的に置き換え、周期ごとの影響度の強さを分析する手法である。スペクトラル分析ともいう。 もとの時系列データの値と、周期および強度（振幅）の集合の間には恒等的な関係があるため、時系列変動の周期性を分析する手法として有用である。一方で、位相に関する情報が欠落したり、十分に長い（データ点の多い）時系列を必要とするなどの欠点もある。1960年代に景気循環の分析に大いに用いられた。.

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スペクトル理論

数学において、スペクトル理論（スペクトルりろん、spectral theory）とは、正方行列の固有ベクトル、固有値に関する理論の無限次元への拡張を指す。 スペクトル理論の名称は、ダフィット・ヒルベルトが自身のヒルベルト空間論の定式化に際して、“無限個の変数を持つ二次形式”に対応する固有値をスペクトルと呼んだことに由来する。スペクトル定理は、楕円体の主軸に関する定理の無限次元への拡張として考えられた。量子力学において、離散スペクトルの特徴をスペクトル理論を用いて説明できることが思いがけず知られるようになるが、それは後の時代の話である。.

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スペクトル線

ペクトル線（Spectral line）とは、他の領域では一様で連続な光スペクトル上に現れる暗線または輝線である。狭い周波数領域における光子数が、隣接周波数帯に比べ少ない、あるいは多いために生じる。.

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スペクトル楽派

ペクトル楽派（École spectrale すぺくとるがくは）とは、フランスを中心とする現代音楽の潮流の一つ。スペクトラル楽派、あるいはスペクトル音楽およびスペクトラル音楽(Musique spectrale)とも呼ばれる。.

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スペクトログラム

バイオリンのスペクトログラム（縦軸は線形周波数、横軸は時間）。色の線（すなわち輝点の連続）が周波数成分の経時変化を表す。色の明度は対数的（黒は −120dBFS） スペクトログラム（Spectrogram）とは、複合信号を窓関数に通して、周波数スペクトルを計算した結果を指す。3次元のグラフ（時間、周波数、信号成分の強さ）で表される。 スペクトログラムは声紋の鑑定、動物の鳴き声の分析、音楽、ソナー/レーダー、音声処理などに使われている。スペクトログラムを声紋と呼ぶこともある。スペクトログラムを生成する機器をソノグラフ（sonograph）という。.

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スカーレット

ーレット（英語 scarlet）は、色名の1つ。やや黄味の赤を表す。エカルラート（フランス語 écarlate）、スカーレットレッドとも。 鮮やかな純色とされることが多いが、JIS Z 8102:2001では、ややくすんだ色とされている。 ペルシャ語の سقرلات saqirlāt が語源で、本来は茜染めの高級織物の意味である。しかし、ヨーロッパでスカーレットに使われたのは、動物（昆虫）性染料のケルメス（クリムゾンにも使われた）やコチニール（カーマインにも使われた）である。 伝統的に、炎の色とされる。また、ストロンチウムの輝線スペクトルはスカーレットとされるが、波長640.8 nm、650.4 nm、687.8 nm、707.0 nmからなる。.

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スタニスラフ・スミルノフ

タニスラフ・コンスタンチノヴィッチ・スミルノフ（Станисла́в Константи́нович Cмирно́в, Stanislav Konstantinovich Smirnov、1970年9月3日 -）は、ロシアの数学者。専門は複素解析、力学系、確率論。現在はスイスのジュネーヴ大学に在籍している。2010年にフィールズ賞を授与された。.

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セイファート銀河

イファート銀河（セイファートぎんが、Seyfert galaxy）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。.

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セオドア・ライマン

セオドア・ライマン（Theodore Lyman、1874年11月23日 - 1954年10月11日）は、アメリカ合衆国の物理学者。専門は分光学。 ボストン出身。1897年にハーヴァード大学を卒業。ハーヴァードで物理学部の助手となり、1917年には教授となった。 水素原子の線スペクトルの紫外線領域を表すライマン系列は、彼の名前に由来している。また、月の南半球にあるライマンというクレーターも、彼の名前に由来している。 Category:アメリカ合衆国の物理学者 Category:ハーバード大学の教員 Category:ボストン出身の人物 Category:1874年生 Category:1954年没.

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セシウム

ウム (caesium, caesium, cesium) は原子番号55の元素。元素記号は、「灰青色の」を意味するラテン語の caesius カエシウスより Cs。軟らかく黄色がかった銀色をしたアルカリ金属である。融点は28 で、常温付近で液体状態をとる五つの金属元素のうちの一つである。 セシウムの化学的・物理的性質は同じくアルカリ金属のルビジウムやカリウムと似ていて、水と−116 で反応するほど反応性に富み、自然発火する。安定同位体を持つ元素の中で、最小の電気陰性度を持つ。セシウムの安定同位体はセシウム133のみである。セシウム資源となる代表的な鉱物はポルックス石である。 ウランの代表的な核分裂生成物として、ストロンチウム90と共にセシウム135、セシウム137が、また原子炉内の反応によってセシウム134が生成される。この中でセシウム137は比較的多量に発生しベータ線を出し半減期も約30年と長く、放射性セシウム（放射性同位体）として、核兵器の使用（実験）による死の灰（黒い雨）や原発事故時の「放射能の雨」などの放射性降下物として環境中の存在や残留が問題となる。 2人のドイツ人化学者、ロベルト・ブンゼンとグスタフ・キルヒホフは、1860年に当時の新技術であるを用いて鉱泉からセシウムを発見した。初めての応用先は真空管や光電素子のであった。1967年、セシウム133の発光スペクトルの比振動数が国際単位系の秒の定義に選ばれた。それ以来、セシウムは原子時計として広く使われている。 1990年代以降のセシウムの最大の応用先は、ギ酸セシウムを使ったである。エレクトロニクスや化学の分野でもさまざまな形で応用されている。放射性同位体であるセシウム137は約30年の半減期を持ち、医療技術、工業用計量器、水文学などに応用されている。.

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ゼロテスター

『ゼロテスター』は、1973年（昭和48年）10月1日から1974年（昭和49年）12月30日まで、フジテレビ系で月曜19:00 - 19:30に全66話が放送された関西テレビ放送・創映社製作、サンライズスタジオ制作のSFアニメ。 第40話より『ゼロテスター 地球を守れ!』に番組タイトルが変更された。 なお、本作の放映終了後、関西テレビ制作のアニメは2003年に放映された『ギルガメッシュ』（関西テレビ初の自社制作深夜アニメ）まで約30年存在しなかった。また、月曜19時台はその後、『快傑えみちゃんねる』などでのローカル枠まで関西テレビ枠がなかった。.

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ゼーマン効果

ーマン効果（ゼーマンこうか、Zeeman effect）は原子から放出される電磁波のスペクトルにおいて、磁場が無いときには単一波長であったスペクトル線が、原子を磁場中においた場合には複数のスペクトル線に分裂する現象である。原子を電場中に置いた場合のスペクトル線の分裂はシュタルク効果という。.

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タギシュ・レイク隕石

タギシュ・レイク隕石（タギシュ・レイクいんせき、Tagish Lake meteorite）は、2000年1月18日16時43分（UTC）にカナダ・ユーコン準州からブリティッシュコロンビア州にまたがるタギシュ湖（Tagish Lake）付近に落下した隕石である。.

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ようこう

ようこう (第14号科学衛星SOLAR-A) は日本の旧文部省宇宙科学研究所（ISAS、現在の宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究本部）によって開発された太陽観測衛星である。1991年8月30日に鹿児島県内之浦町（現肝付町）にある鹿児島宇宙空間観測所（現内之浦宇宙空間観測所）からM-3SIIロケットによって打ち上げられた。打ち上げ後、太陽の光を意味する「陽光」から「ようこう」と名付けられた。本来の衛星設計寿命よりも長く稼動し、2001年12月15日に姿勢制御を失って観測が中断されるまでの約10年間、太陽活動のほぼ1周期に渡って観測を行った。.

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サムス・アラン

ムス・アラン（Samus Aran）は、任天堂のコンピュータゲーム『メトロイド』シリーズに主人公として登場する架空の人物。 本項では、サムスに能力を付すシリーズ作品中に登場するアイテムについても記述する。.

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サリュート1号

リュート1号とソユーズ。 サリュート1号（Салют-1、ラテン文字表記の例：Salyut 1 ）は1971年4月19日にソビエト連邦によって打ち上げられた世界初の宇宙ステーションである。ソユーズ10号の失敗の後、ソユーズ11号によって3人の宇宙飛行士が訪れ、3週間の滞在の間に各種の実験・観測や、無重力環境が人体に与える影響の調査が行われた。しかし帰還中の事故により3人の命は失われ、その後の有人飛行は中止された。ステーションは無人のまま軌道上にとどまり、同年10月11日に大気圏に突入して廃棄された。ロシア語でサリュート(салют)は「敬礼」を意味する。.

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サーベイヤー7号

ーベイヤー7号 はアメリカのNASAが計画したサーベイヤー計画の7番目でサーベイヤー計画最後の月面探査機。サーベイヤー7号はサーベイヤー計画で月面に軟着陸した機体としては5機目である。1968年1月10日に打ち上げられ、1968年1月10日にティコクレーターの近くに、着陸誘導目標から3km以内で完璧に着陸した。 計画の目標はこれまでのサーベイヤー計画とは違う情報を手に入れるために違う場所への月への軟着陸の達成、着陸後のTV画像の取得、化学元素の相対的存在量の決定、月面物質の操作、着陸ダイナミクスデータの収集、熱とレーザー反射率データの取得などであった。6号までの設計とほぼ同じであるが、より多くの科学装置が詰まれており、その中には変更フィルターのテレビカメラ、表面試験器、足に取り付けられた棒状の磁石、表面スコップの2台の馬蹄型の磁石、補助鏡等があり、補助鏡の3枚は宇宙機の下を観測するために利用され、1枚は表面調査器の部位の立体映像を得るために、7枚が宇宙機に積もった月面物質を見るために使われた。 運用は軟着陸のすぐ後に始まり、月の日没後80時間の1968年1月26日まで続いた。1月20日にはテレビカメラは地球の夜の面のキットピーク国立天文台とから放たれた2条の光線を確認した。月面2日目は1968年2月12日から21日であり、計画の目標は達成され、合計21,091枚の画像を撮影した。アルファ背景散乱の測定装置は正しい展開に失敗したが、運用者は表面土壌採取用の機械腕でアルファ背景散乱装置を正常な実験が可能な位置に戻すことに成功している。最初の月の夜に電池の損傷が起こり、その後通信は散発的になった。1968年2月20日に通信が途絶した。 サーベイヤー7号は月の夜明け時に宇宙を背景にかすかな光を発見した初の宇宙機となった。現在ではこれは静電気によって浮上した月の粒子に光が反射したものだと考えられている。.

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サターンV

ターンV（サターンファイブ、Saturn V）は、1967年から1973年にかけてアメリカ合衆国のアポロ計画およびスカイラブ計画で使用された、使い捨て方式の液体燃料多段式ロケット。日本では一般的にサターンV型ロケットと呼ばれる。.

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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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内部転換

内部転換(英語:Internal conversion、ICとも略記)は放射性崩壊の形式の一種。励起された原子核（励起核）が、原子核内にも存在確率を有するS軌道の電子と直接に相互作用して、S軌道電子にエネルギーを与えて原子外に放出する。 内部転換においては、ベータ崩壊が行えない放射性原子からであっても、高エネルギー電子の放出が観測されるが、内部転換から発せられるこの高速電子は、原子核由来の電子ではないので、原子番号は変化しない。また、内部転換ではまったくニュートリノの放出がない点でも、ベータ崩壊とは異なる。 ベータ崩壊の後に発生することもあり、ベータ崩壊と内部転換は競合するものではない。 また、ベータ崩壊では崩壊エネルギーの一部がニュートリノや反ニュートリノによって任意量持ち去られることにより、連続エネルギースペクトル分布を示すが、内部転換ではそのようなことがないため放出された電子は線スペクトルを示す。内部転換された電子は、固有な崩壊エネルギーの内決まった割合を持っていくため、明確に分離したエネルギーを持つ。ベータ粒子のエネルギースペクトルは、崩壊エネルギーを最大値とする幅広い丘のような形となる一方、内部転換された電子のスペクトルは鋭いピークであり、その幅は検出器のエネルギー分解能に依存する。.

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写真レンズ

写真レンズ（単焦点レンズ）：焦点距離50mm、F値1.8 レンズ側の絞り制御機構の様子（キヤノンFDマウント） カメラ側の絞り制御機構の様子（キヤノンFDマウント） 写真レンズ（しゃしんレンズ）とは、写真撮影用・写真機（カメラ）用のレンズで、写真用レンズともいう。写真撮影カメラの主要な構成要素のひとつであり、レンズ交換式カメラでは独立したモジュールとして、「レンズマウント」にネジ込み構造やバヨネット構造など他にスピゴット構造などがある。で取り付けられる。レンズ交換式でないカメラでは内蔵ないし通常は取り外されない構造のモジュールとなっている。.

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光

上方から入ってきた光の道筋が、散乱によって見えている様子。（米国のアンテロープ・キャニオンにて） 光（ひかり）とは、基本的には、人間の目を刺激して明るさを感じさせるものである。 現代の自然科学の分野では、光を「可視光線」と、異なった名称で呼ぶことも行われている。つまり「光」は電磁波の一種と位置付けつつ説明されており、同分野では「光」という言葉で赤外線・紫外線まで含めて指していることも多い。 光は宗教や、哲学、自然科学、物理などの考察の対象とされている。.

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光害

光害（こうがい、ひかりがい、）とは、過剰または不要な光による公害のことである。夜空が明るくなり、天体観測に障害を及ぼしたり、生態系を混乱させたり、あるいはエネルギーの浪費の一因になるというように、様々な影響がある。光害は、夜間も経済活動が活発な都市化され、人口が密集したアメリカ、ヨーロッパ、日本などで特に深刻である。.

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光度曲線

光度曲線の一例。食連星（おおぐま座W型変光星）の一つ、きりん座V389星の光度曲線。 光度曲線或いはライトカーブ（light curve）は、天体の明るさを時間の関数として表した図のことである。一般に光度曲線は、縦軸を天体の明るさ（等級など）、横軸を時間としたグラフになる。 光度曲線には、天体の種類によって様々な特徴がみられ、食連星、ケフェイド変光星といった周期性のある変光星や、太陽系外惑星の通過などでできる周期的な曲線もあれば、新星、激変星、超新星、重力マイクロレンズなどによる非周期的な曲線もある。周期性のある光度曲線では、横軸に時刻ではなく変光周期における位相、即ち、光度曲線上のある時点と観測時点との相対的な時間間隔、をとる場合もある。 光度曲線を詳しく分析し、分光観測など他の手法で得たデータと関連付けることで、観測対象となった天体の物理量や、その天体で発生している物理過程に関する情報を得ることが可能となる。.

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前原英夫

前原 英夫（まえはら ひでお、1940年5月3日 - ）は、日本の天文学者。 埼玉県出身。藤田良雄に師事した。.

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前田吉昭

前田 吉昭（まえだ よしあき、1948年 - ）は日本の数学者。理学博士（幾何学、1995、筑波大学）。慶應義塾大学理工学部数理科学科名誉教授。 微分幾何学、大域解析学を中心に研究を行っている。現在は、非可換幾何学の研究を行っている。特に、量子化問題、幾何学的量子化や変形量子化問題についての研究に精力を注いでいる。彼の論文の多くは長時間に亘る共同討議によるもので研究分担が特定できないのが特徴である。 COE採択拠点リーダー。慶應義塾大学大学院21世紀COEプログラム・統合数理科学・現象解明を通した数学の発展。.

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回折格子

実験用の超大型回折格子 回折格子（かいせつこうし）とは、格子状のパターンによる回折を利用して干渉縞を作るために使用される光学素子の総称。グレーティング（）とも呼ばれる。格子パターンは直線状の凹凸がマイクロメートルサイズの周期で平行に並んで構成されていることが多い。ただしその周期、材質やパターン厚（凹凸の差厚）などは用途や使用する波長域によって適宜異なる。主に物理・化学分野で分光素子として用いられるものの用途は一概には言えない。 回折格子による干渉縞が見られる身近な例としては、CDが挙げられる。(後述）（ただしCDは、構造的に回折格子になっているものの、回折を利用しているわけではない） チャンドラのスペクトロメーターに使用された回折格子.

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固有運動

固有運動（こゆううんどう、proper motion）とは天体（主に恒星）の天球上の位置の移動を指す名称である。（固有運動には方向の変化のみを含み、奥行方向の運動（視線速度）は考慮しない。）固有運動は、以下のような「その星固有のものでない運動」を除いた後の位置変化を指す。これらは天体の位置を観測した際の座標値に影響を与えるが、天体自身の真の運動ではない。.

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国立天文台ハワイ観測所

国立天文台ハワイ観測所 (こくりつてんもんだいハワイかんそくじょ、) は、日本の国立天文台が初めて海外に設置した大学研究利用共同施設である。アメリカ合衆国ハワイ州ハワイ島ヒロに設置した事務所を本拠地に、マウナケア山頂に設置された観測機械「大型光学赤外線望遠鏡」（すばる望遠鏡）を使い天体観測を行っている。.

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国立天文台ハワイ観測所すばる望遠鏡

大型光学赤外線望遠鏡、愛称すばる望遠鏡（すばるぼうえんきょう、Subaru Telescope）は、アメリカ・ハワイ島のマウナ・ケア山山頂（標高4,205m）にある日本の国立天文台の大型光学赤外線望遠鏡である。.

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国立科学博物館

国立科学博物館（こくりつかがくはくぶつかん、英称:National Museum of Nature and Science、略称:かはく、科博）は、独立行政法人国立科学博物館が運営する博物館施設。.

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四つ葉のクローバークエーサー

四つ葉のクローバークエーサー(Cloverleaf quasar)とは、うしかい座の方向にあるクエーサーである。別名QSO J1415+1129、H1413+117、クローバーリーフ・クエーサー。.

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B型小惑星

B型小惑星(英語:B-type asteroids)はあまり一般的ではない炭素質の小惑星。C型小惑星の範囲に分類される。B型は小惑星帯の外側に豊富で、また、軌道傾斜角が大きく、2番目に大きい小惑星である2 パラスを含むパラス族がB型小惑星である。これらは太陽系初期のころの高揮発性の物体の残りが付着していると考えられる。.

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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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Be星

速自転により形が扁平なアケルナル Be星（びーいーせい、Be star）（B型輝線星、Be型星）は、スペクトル中に顕著な水素の輝線を持つB型主系列星である。スペクトル型Bとスペクトル中の輝線(emission line)の頭文字eをとって、Be星と名付けられた。他の原子のイオンによる輝線も同時に存在することがあるが、通常、非常に弱い。他の観測上の特徴として、直線偏光や赤外超過と呼ばれる通常のB型主系列星よりもかなり強い赤外線の放射がある。ただし、Be星の特徴は一時的なもののため、Be星のスペクトルは通常のB型主系列星と同じように見える時もあり、逆にそれまで通常のB型主系列星であったものがBe星になることもある。 Be星のほとんどは主系列段階にあるが、前主系列星や超巨星、原始惑星状星雲のものも確認されている。これらはB超巨星（sgBと表記される）やハービッグAe/Be型星、コンパクト惑星状星雲B、共生星B、その他のカテゴリーに細分される。 Be星であることが最初に確認された恒星は、1866年にアンジェロ・セッキによって観測されたカシオペヤ座γ星であり、これはスペクトル中に輝線が観測された最初の恒星であった。20世紀初めに輝線が形成される過程が解明され、これらの線は恒星そのものではなく、周囲の環境が起源であることが明らかとなった。今日では、観測される全ての特徴が、恒星から放出されるガスの円盤で説明されている。赤外過剰と直線偏光は、円盤で恒星の光が散乱されるためであり、輝線の形成は、恒星からの紫外線がガスの円盤で再処理されるためであることが分かった。 Be星は公転速度が速いことが知られており、干渉法によるアケルナルの回転歪みの測定でも実証されている。しかし、回転だけでは円盤の形成には十分ではなく、さらに他に、磁場や非放射恒星パルス等の放出のメカニズムが必要である。Be星の特徴が一時的であるのは、この二次プロセスと関連がある可能性が高いが、詳細はまだ分かっていない。 Be星は変光星であることが多く、GCAS（カシオペヤ座γ型変光星）やBE（GCASに分類できないBe星）、BCEP（ケフェウス座β型変光星）などに分類される。.

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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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CHIPSat

CHIPSat (Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer satellite) は2003年1月12日に打ち上げられた人工衛星である。衛星は小型で、ICESatを打ち上げるデルタIIに一緒に乗せられた。NASAのUNEX (University-Class Explorer Program) の第1号である。太陽から300光年以内の局所泡と呼ばれる領域の、高温の星間ガスが放射している微弱な極端紫外線のスペクトルを観測する。 通信にTCP/IPを用いる、アメリカで最初の衛星である。 カリフォルニア大学バークレー校のSpace Sciences Laboratoryがスペクトル計の製作者であり、地上基地である。他にバージニア州のワロップス島とオーストラリアのアデレードに通信基地がある。.

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CH星

CH星（しーえいちせい、CH star、CH型星）は、スペクトルに強いCHの吸収帯がある炭素星である。種族IIに属する恒星であり、金属量が少なく、中程度の年齢であり、古典的なC-N炭素星と比べると光度は小さい。多くのCH星は、連星であることが知られており、全てのCH星が連星だと考えるのが合理的である。バリウム星のように、現在は白色矮星になっている、以前の炭素星から質量転移が行われた結果が現在のCH星であると考えられている。.

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CIE 1931 色空間

CIE1931色空間（シーアイイー 1931 いろくうかん) あるいはCIE1931表色系（シーアイイー 1931 ひょうしょくけい) は、電磁波の可視スペクトル域における物理的な色（複数の波長から構成される) と、心理学的な人間の色覚における知覚色との間の関係を初めて定量的に定義した色空間である。これら色空間により定義される数学的な関係式は、カラーマネージメントに欠かせないツールであり、印刷用インキ・トナーやディスプレイ、デジタルカメラなどの記録装置を扱う場合において非常に重要な情報になっている。 CIE 1931 RGB色空間、及びCIE 1931 XYZ色空間の2つの色空間が、1931年に国際照明委員会 (CIE)により定義された。 これらの色空間は、1920年代後半に行われたウィリアム・デビッド-ライト とジョン・ギルド の複数の実験結果から導き出された。この実験結果を統合してCIE RGB色空間が定義され、そこからCIE XYZ色空間が派生して定義された。 CIE 1931 色空間は、1976年にCIE LUV色空間が定義された現在でも広く使用され続けている。.

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COBE

宇宙背景放射探査機（うちゅうはいけいほうしゃたんさき、Cosmic Background Explorer, COBE、コービー）は、宇宙論的観測を目的として初めて打ち上げられた人工衛星である。Explorer 66 という別名も持つ。COBE の目標は宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) を観測し、我々の宇宙の形状を理解する助けとなるような測定データを得ることであった。.

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CONTOUR

CONTOURの内部構造。中央は固体ロケットモーター。 CONTOUR（コンツアー、コンター、COmet Nucleus TOUR、彗星核ツアーの意味）とは、2002年7月3日にアメリカ航空宇宙局 (NASA) が打ち上げた彗星探査機である。低予算の宇宙探査を目指したディスカバリー計画の一機だったが、打ち上げから6週間後に通信が途絶え計画は失敗した。計画の費用は1億5900万ドルだった。.

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火星のトロヤ群

火星の軌道上にある、L4（薄青色）とL5（緑色）のトロヤ群。火星は赤色で示されている。外側の軌道は、木星である。 火星のトロヤ群 (Mars trojans) は、太陽の周りの公転軌道を火星と共有する小惑星のグループである。火星の前方と後方それぞれ60°の2つのラグランジュ点で見られる。火星のトロヤ群の起源は未だ分かっていない。ある仮説では、太陽系が形成された時に、火星のラグランジュ点に捕獲されたものだとするが、スペクトルの研究から、この仮説は誤っていることが示唆される。もう1つの仮説では、太陽系の形成後に火星のラグランジュ点まで移動してきたとするものであるが、火星は非常に低質量であることが問題となる。 2012年11月現在、火星のトロヤ群としては3つの小惑星が知られており、その他にも候補天体がある。 L4（火星の前方）.

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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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硫黄

硫黄（いおう、sulfur, sulphur）は原子番号 16、原子量 32.1 の元素である。元素記号は S。酸素族元素の一つ。多くの同素体や結晶多形が存在し、融点、密度はそれぞれ異なる。沸点 444.674 ℃。大昔から自然界において存在が知られており、発見者は不明になっている。硫黄の英名 sulfur は、ラテン語で「燃える石」を意味する言葉に語源を持っている。.

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積みわら

『積みわら』（つみわら、Meules、Haystacks）は、印象派を代表するフランス人画家クロード・モネが描いた、収穫後の畑に積まれた干し草の山を描いた一連の絵画の総称。狭義にはフランス人画商で美術史家のダニエル・ウィルデンシュタインが作成した印象派絵画作品の目録である『ウィルデンシュタイン作品番号』に1266番から1290番として記載されている、1890年の夏から翌年の春にかけて描かれた25点の絵画群を指し、広義にはモネが同じテーマでその他の年代に描いた絵画を含めることもある。同じ主題を、異なる時間、季節、天候それぞれの光の下で描き分けた作品群としてよく知られ、フランスのジヴェルニーの当時モネが住んでいた家のすぐそばにあった畑をモデルに描かれた作品である。 『積みわら』はモネの作品の中でも最も重要な絵画となっている。モネの絵画を多くコレクションしている美術館として、パリのオルセー美術館、マルモッタン美術館、マサチューセッツのボストン美術館、ニューヨークのメトロポリタン美術館、ニューヨーク近代美術館、東京の国立西洋美術館、岡山県の大原美術館などがあげられるが、25点の『積みわら』のうち6点がイリノイのシカゴ美術館の所蔵となっている。その他に『積みわら』が所蔵されているのは、ボストン美術館に2点、オルセー美術館に1点、ロサンゼルスのゲティ・センター、1888年から1898年に描かれた『積みわら』の初期バージョン5点のうち1点も所蔵するコネチカットのヒルステッド美術館 (en:Hill-Stead Museum)、エディンバラのスコットランド国立美術館、ミネソタのミネアポリス美術館、チューリッヒのチューリッヒ美術館、バーモントのシェルブーン・ミュージアム (en:Shelburne Museum)が挙げられ、個人が所蔵している作品もある。.

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窒化チタン

化チタン(英語：Titanium nitride、またはtinite、略称：TiN)とは、非常に硬いセラミック材料であり、基材の表面特性を改善するために、チタン合金、鋼、炭化物、およびアルミニウム部品のコーティングとして利用される。 薄くコーティングされたTiNは、切削や摺動面の保護、金色に見えることから装飾、医療用インプラントの非毒性外装材として使用される。 ほとんどの用途では、5マイクロメートル（0.00020インチ）未満のコーティングが施される。.

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窓関数

窓関数（まどかんすう、window function）とは、ある有限区間（台）以外で0となる関数である。 ある関数や信号（データ）に窓関数が掛け合わせられると、区間外は0になり、有限区間内だけが残るので、数値解析が容易になる。 窓関数は、スペクトル分析、フィルタ・デザインや、音声圧縮に応用される。 窓関数を単に窓 (window) ともいい、データに窓関数を掛け合わせることを窓を掛ける (windowing) という。実装可能な有限のタップ数を持つフィルタにおいて生じる制約の範囲内で周波数分解能とダイナミックレンジのバランスの調節を行うための関数である。.

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第二次高調波発生

二高調波発生、もしくは 第二次高調波発生（だいに(じ)こうちょうははっせい、英：Second harmonic generation, SHG）は、非線形光学現象であり、光が非線形光学結晶と相互作用することにより、もとになった光の2倍の周波数の光を発生させる現象のことである。2倍の周波数の光とは、波長が半分の光のことである。 SHGはミシガン大学のフランケン（P.A. Franken)、ヒル(A.E. Hill)、ピータース(C.W. Peters)およびバインライヒ(G.

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等吸収点

pHの溶液において濃度（色の濃さ）が一致する点がある。 分光法において等吸収点（Isosbestic point）とは、サンプルの物理的・化学的変化にかかわらず全てのサンプルが同じ吸光度を示す光の波長（あるいは周波数）である。Isosbesticは、2つのギリシャ語の単語「iso」（同じ）と「sbestos」（消せる）を組み合わせた言葉である。.

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粒子と波動の二重性

粒子と波動の二重性（りゅうしとはどうのにじゅうせい、Wave–particle duality）とは、量子論・量子力学における「量子」が、古典的な見方からすると、粒子的な性質と波動的な性質の両方を持つという性質のことである。 光のような物理現象が示す、このような性質への着目は、クリスティアーン・ホイヘンスとアイザック・ニュートンにより光の「本質」についての対立した理論（光の粒子説と光の波動説）が提出された1600年代に遡る。その後19世紀後半以降、アルベルト・アインシュタインやルイ・ド・ブロイらをはじめとする多くの研究によって、光や電子をはじめ、そういった現象を見せる全てのものは、古典的粒子のような性質も古典的波動のような性質も持つ、という「二重性」のある「量子」であると結論付けられた。この現象は、素粒子だけではなく、原子や分子といった複合粒子でも見られる。実際にはマクロサイズの粒子も波動性を持つが、干渉のような波動性に基づく現象を観測するのは、相当する波長の短さのために困難である。.

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紫外線

紫外線（しがいせん、ultraviolet）とは、波長が10 - 400 nm、即ち可視光線より短く軟X線より長い不可視光線の電磁波である。.

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紫外線天文学

紫外線天文学（しがいせんてんもんがく、英語：ultraviolet astronomy）は、天文学や天体物理学の一分野で、紫外線の波長で観測できる天体を扱うものである。 紫外線は、およそ10nm（極外紫外線）から380nm（近紫外線）までの波長域に分布する。 紫外線のスペクトル線測定は、星間物質の化学的組成、密度そして温度、さらに若い恒星の温度と組成を識別するために使われている。紫外線の観測によって、宇宙の進化についての極めて重要な情報を得ることも可能である。 紫外線で観測する宇宙は、可視光線で見た馴染み深い恒星や銀河とはかなり異なって見える。大部分の恒星は、実際のところスペクトルの可視範囲の電磁波を多く放射する比較的低温の天体である。紫外線は、より高温の天体の兆候であり、典型的には恒星の進化の初期又は晩期の段階である。もし、我々が紫外線の光で空を見ることができれば、大部分の恒星は目立つものの光に溶け込むだろう。我々は、誕生か死に近くて、熱くなり高エネルギー放射線を生み出している、とても若く巨大な恒星やとても古い恒星や銀河をいくつか見ることができるだろう。また、ガスと塵の雲が、天の川に沿って多くの方向で我々の視野をさえぎることになる。 科学者は、たいてい（鏡、レンズ、半導体デジタル検出機等の）光学用の部品が使われるので、紫外線天文学を光学天文学 の一部として分類する。 ハッブル宇宙望遠鏡やFUSEは、上空の近紫外線と遠紫外線のスペクトルを観測するための主要な宇宙望遠鏡である。.

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網膜神経節細胞

網膜神経節細胞(retinal ganglion cell, RGC)は、目の網膜の内側面にある神経細胞であり、中間ニューロン(双極細胞やアマクリン細胞)を介して視細胞からの情報を受け取る。神経節細胞は、網膜の視覚情報を視床、視床下部、中脳へ伝達する。神経節細胞の形状、結合様式、視覚刺激への応答特性はさまざまであるが、脳へいたる長い軸索を持つ点では共通している。こうした軸索は視神経、視交叉、視索となる。.

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群馬県立ぐんま天文台

群馬県立ぐんま天文台（ぐんまけんりつぐんまてんもんだい）は、群馬県吾妻郡高山村中山に位置する公開天文台である。群馬県の人口が1993年に200万人に達したこと、及び日本人女性初の宇宙飛行士である向井千秋（同県館林市出身）が宇宙に旅立ったことを記念し、県民に宇宙に対する関心を高め、次世代をになう子供たちのための教育のために建設された。.

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群速度

重力波における、周波数分散を持つ波束（波群）を表したもの。赤点は'''位相速度'''で動き、緑点は'''群速度'''で動いている。このように水深が深い場合には、水面では位相速度は群速度の二倍になる。図の左から右に動く間、赤点は緑点を二回追い越す。波束の後方(の緑点)で新しい波が出現し、波束の中心に向かって振幅が大きくなり、波束の前方(の緑点)で消えているように見える。水面の重力波においては、ほとんどの場合、水粒子の速度は位相速度よりもずっと小さい。 位相速度と群速度が逆の例。 群速度（ぐんそくど、）とは、複数の波を重ね合わせた時にその全体（波束）が移動する速度のことである。 波（波動）の周波数（角振動数）を 、その波数ベクトルを とすると分散関係 から、群速度 は次のように定義される。 群速度はしばしばエネルギーや情報が伝わる速度と考えられている。多くの場合、これは正しく波形が伝わる信号速度と考えることができる。しかし、波が吸収性のある媒質を伝播する場合には、上のことが常に成り立つとは限らない。 1980年までに多くの実験により、レーザー光のパルスの速度が真空中の光速度を超える速度で特別な物質中を伝播することが確かめられた。だからといって、超光速度の情報伝達はこの場合には不可能である。それは信号の速度は光の速度よりも遅いためである。また、群速度を小さくして0として静止させたり、負の速度としパルスを逆向きに伝播するようにすることができる。しかしながら、これらの場合には光子は媒質中での光速度で伝播を続けている。 位相速度と区別する群速度の概念は1839年にハミルトンにより初めて提案された。1877年にレイリーが において最初に扱った。.

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結晶場理論

結晶場理論（けっしょうばりろん）とは、金属イオンの p 軌道、 d 軌道、 f 軌道などのエネルギー準位の分裂を、配位子の持つ負電荷が作る静電場によって説明する理論。.

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環境放射線

境放射線（かんきょうほうしゃせん、background radiation / environmental radiation）とは、生活環境中にある放射線を言う。.

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炎

蝋燭の炎 炎（ほのお）は、火の中でも、気体が燃焼するときに見られる穂のような、光と熱を発している部分を指す。語源は火の穂（ほのほ）から由来していると言われている。.

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炎色反応

色反応（えんしょくはんのう）（焔色反応とも）とは、アルカリ金属やアルカリ土類金属、銅などの金属や塩を炎の中に入れると各金属元素特有の色を示す反応のこと。金属の定性分析や、花火の着色に利用されている。.

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炭素星

炭素星（たんそせい、Carbon star）は、典型的な漸近巨星分枝星で、その恒星大気中に酸素よりも炭素が多く含まれている赤色巨星である。2つの元素が大気上層で結合して一酸化炭素を形成することによって恒星大気中の酸素が消費されてしまうため、他の炭化物を作るのに自由な炭素原子が残り、恒星大気はすすけた状態となり、際立って赤く見えるようになる。 太陽のような通常の恒星では、大気中に炭素よりも酸素の方が多い。このような炭素星としての特質を示さず、一酸化炭素分子を作る程度に温度の低い星は「酸素星」と呼ばれることもある。 炭素星は特異なスペクトル型を示し、天体分光学が始まった1860年代にアンジェロ・セッキによって初めて確認された。.

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生物

生物（せいぶつ）または生き物（いきもの）とは、動物・菌類・植物・古細菌・真正細菌などを総称した呼び方である。 地球上の全ての生物の共通の祖先があり（原始生命体・共通祖先）、その子孫達が増殖し複製するにつれ遺伝子に様々な変異が生じることで進化がおきたとされている。結果、バクテリアからヒトにいたる生物多様性が生まれ、お互いの存在(他者)や地球環境に依存しながら、相互に複雑な関係で結ばれる生物圏を形成するにいたっている。そのことをガイアとも呼ぶものもある。 これまで記録された数だけでも百数十万種に上ると言われており、そのうち動物は100万種以上、植物（菌類や藻類も含む）は50万種ほどである。 生物（なまもの）と読むと、加熱調理などをしていない食品のことを指す。具体的な例を挙げれば“刺身”などが代表的な例としてよく用いられる。.

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熱放射

熱放射（ねつほうしゃ、thermal radiation）は、伝熱の一種で、熱が電磁波として運ばれる現象。または物体が熱を電磁波として放出する現象をさす。熱輻射（ねつふくしゃ）、あるいは単に輻射ともいう。 熱を運ぶ過程には大きく分けて次の三通りがある。.

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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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特異星

特異星『天文学辞典』改訂増補第2刷 地人書館 490P ISBN 4-8052-0393-5（peculiar star）は、少なくともその表面において、金属量の組成が他の恒星とかなり異なっている星である。.

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特性X線

ネルギーで内殻電子が励起される（左）と、その緩和過程で準位間に相当するエネルギーを持った特性X線が発生する（右）。 特性X線（とくせいえっくすせん）とは、ある原子の電子軌道や原子核において、高い電子準位から低い電子準位に遷移する過程で放射されるX線である。単一エネルギー、線スペクトルが特徴。 機器分析で使用される単一波長のX線はふつう特性X線を利用しており、発生源となる元素（ターゲット）と電子殻によって表記する。X線光電子分光ではMgKα線 (1253.6eV) やAlKα線 (1486.6eV)、X線回折ではCuKα線 (8.048keV) やMoKα線 (17.5keV) などを用いる。 内殻電子の励起源としてX線を用いたときに発生する特性X線は、蛍光X線（XRF）と呼ばれる。その他にも励起源に電子を用いて元素分析をする電子線マイクロアナライザ(EPMA)や、陽子やイオンを用いて元素分析をする粒子線励起X線分析(PIXE)がある。.

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直交周波数分割多重方式

交周波数分割多重方式（ちょっこうしゅうはすうぶんかつたじゅうほうしき、orthogonal frequency-division multiplexing, OFDM）は、デジタル変調の一種である。coded OFDM (COFDM) とは実質的に同一である。フランスの （放送通信研究所、略称：）で、第3世代移動通信システム用に開発されたが、本格的に導入されたのは第3.9世代移動通信システムからである。.

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直角位相振幅変調

角位相振幅変調（ちょっかくいそうしんぷくへんちょう、quadrature amplitude modulation: QAM）は、互いに独立な2つの搬送波（すなわち同相(in-phase)搬送波及び直角位相(quadrature)搬送波）の振幅を変更・調整することによってデータを伝達する変調方式である。 これらの2つの搬送波（通常はシヌソイド）は、90°により互いに直角位相関係にある。.

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発光ダイオード

光ダイオード（はっこうダイオード、light emitting diode: LED）はダイオードの一種で、順方向に電圧を加えた際に発光する半導体素子である。 1962年、ニック・ホロニアックにより発明された。発明当時は赤色のみだった。1972年にによって黄緑色LEDが発明された。1990年代初め、赤崎勇、天野浩、中村修二らによって、窒化ガリウムによる青色LEDの半導体が発明された。 発光原理はエレクトロルミネセンス (EL) 効果を利用している。また、有機エレクトロルミネッセンス（OLEDs、有機EL）も分類上、LEDに含まれる。.

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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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DARKER THAN BLACK -黒の契約者-

『DARKER THAN BLACK -黒の契約者-』（ダーカーザンブラック くろのけいやくしゃ）は、MBS・TBS系列で2007年4月5日から同年9月27日まで放送されたBONES制作の日本のアニメ作品。テレビ放送分25話に、未放送分の1話を加えた全26話。.

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DS (人工衛星)

DS（ロシア語：ДС）とは、1961年から1982年にかけてソビエト連邦によって打ち上げられた一連の小型人工衛星である。目的は軍事から科学観測まで多岐にわたった。ウクライナのドニプロペトロウシク（ドネプロペトロフスク）に置かれたOKB-586で開発され、ほとんどが63S1系列のコスモスロケットによってコスモス衛星として打ち上げられた。DSとはドネプロペトロフスク・スプートニク（ロシア語：Днепропетровск Спутник、ラテン文字表記の例：Dnepropetrovsk Sputnik）の略である。.

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E型小惑星

E型小惑星は小惑星の表面反射スペクトルが、赤みがかっていて比較的、平坦であることを特徴とする小惑星である。アルベドは0.3以上と比較的高い。SMASS分類ではXe-型に分類される。E型小惑星の起源はより大きい母天体が破壊され、融解や再結晶が行われた母天体のコアの部分が小惑星となっているものであると考えられている。 小惑星帯の内側部分に分布するハンガリア群の小惑星が大部分を占めている。ハンガリア群と異なる（64）アンジェリーナのような小惑星もある。E型小惑星は比較的小さいものが多く、直径が50kmを越えるものは3個知られているだけで、それ以外の小惑星は25km以下である。隕石のオーブライト (Aubrites：エンスタタイト・エイコンドライト)はE型小惑星が起源であると考えられている。 E型小惑星のうち、（2867）シュテインスは2008年にロゼッタにより接近観測が行われている。 Category:E型小惑星 Category:小惑星のスペクトル分類 Category:天文学に関する記事.

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EI法

EI法（EIほう）とは、質量分析法において、フラグメントイオンを発生させる方法の一つ。とは、（電子衝撃）または（電子イオン化）の略とされ、フィラメントから発生する熱電子を試料に照射してフラグメントイオンを発生させる方法である。他のイオン化法と比べて原理や装置が単純であることから、広い範囲に適用されている。 また、フラグメントイオンのライブラリ（スペクトルデータベース）が充実していることも特徴の一つと言える。このライブラリは、特にガスクロマトグラフィー()と組み合わせたなどの手法で定性分析を行う際に有用である。具体的には、クロマトグラフィーによって分離された各成分ごとにフラグメントイオンを検出し、更に検出されたフラグメントイオンのスペクトルをライブラリから検索することで、各成分の同定を簡便に行うことができるというものである。.

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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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銀河面吸収帯

銀河面吸収帯 (英： Zone of Avoidance ； ZOA) は、われわれ自身の銀河系の星間物質が原因で、遠方の天体が不鮮明になっている星野の領域である。 天の川の平面（銀河面）にある星間物質と恒星は、可視光線の波長領域で、銀河系外の星野の約20%を遮っている。その結果、光学的な銀河カタログは、通常は銀河面の近くでは非常に不完全なものとなる。 銀河面吸収帯は元々は、イギリスの天文学者 Richard Proctor による、ジョン・ハーシェルの General Catalogue of Nebulae の中の星雲の分布に関する1878年の論文の中で、「星雲の少ない領域」と呼ばれていたものである。Kraan-Korteweg & Lahav 2000, p. 2.

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EVRC

EVRC（enhanced variable rate codec）は CDMA2000 ネットワークで利用される可変ビットレートの音声符号化方式である。cdmaOne の時代から使われていたため多くの携帯電話でサポートされており、CDMA2000 ネットワークで使われるもっともポピュラーなコーデックの1つである。 通話中に音声の内容によりビットレートを変えることができ、また雑音抑制の機能が組み込まれているため騒がしい環境でも比較的音質が良い特徴がある。.

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音声強調

音声強調（おんせいきょうちょう、speech enhancement）は、様々なアルゴリズムを用いて音声信号の質を改善するための技術である。改善の対象としては音声の明瞭度や音質など様々なものがある。 SN比を改善する雑音抑制の技術は最も重要なもので、携帯電話、VoIP、電話会議などの通信の分野や、音声認識、補聴器での応用など多くの分野で利用されている。.

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音響光学型スペクトル分析器

音響光学型スペクトル分析器（おんきょうこうがくがたスペクトルぶんせきき）とは、電波望遠鏡の受信機からの電波を音響光学偏向素子に送り、レーザー光の回折効果を利用して周波数解析を行う装置のこと。.

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音質

音質（おんしつ、sound quality）とは音や声の品質を表し、多くの場合電子機器などのオーディオ出力や音声出力の良し悪しの意味で用いられる。品質の内容はアプリケーションにより異なり、高音質のオーディオ機器では聴感上の原音への近さが、電話では明瞭度や了解度が重要になる。 音質は、人間が実際に音を聞いて判断する主観評価や、音の何らかの性質を測定して決める客観評価で定量化することができる。 音の物理的特性だけではなく人間の聴覚システムの特性が音質に大きな影響を与えるため、主観評価が音質評価の基本になるが、多くの評価者や専用の評価設備が必要で時間・コスト共に掛かり環境や評価者による評価のばらつきがあるため、音の物理的特性から主観評価値を推定する様々な客観品質評価法が研究されている。.

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音色

音色（おんしょく、ねいろ、timbre）とは、音の質を表現するために用いられる用語である。音高や音圧が同じであっても音色の異なる音は異なる聞こえ方をする。.

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遷移双極子モーメント

固有状態、中段はより高いエネルギーを持つエネルギー固有状態、下段はそれら2つの状態を混合した量子化学的重ね合わせである。下段右は、重ね合わせ状態において電子が行ったり来たり移動していることを示している。この運動は振動電気双極子モーメントを引き起こし、これが2つの固有状態間の遷移双極子モーメントに比例している。 遷移双極子モーメント（せんいそうきょくしモーメント）あるいは遷移モーメント（せんいモーメント、）は、始状態 \scriptstyle と終状態 \scriptstyle の間の遷移に関わる電気双極子モーメントであり、通常は \scriptstyle と表記される。.

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遷移層

TRACEによる波長19.5 nmの画像。遷移層は、太陽表面の上の明るい霧のように見える。 遷移層(Solar transition region)は、太陽の大気で彩層とコロナの間の領域である 。 紫外線望遠鏡を用いて宇宙から観測することができる。いくつかの無関係だが重要な遷移が起こっているため、重要である。.

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落合佑介

落合 佑介（おちあい ゆうすけ、1987年3月11日 - ）は、日本の俳優、声優。埼玉県出身。血液型はO型。.

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青色コンパクト矮小銀河

青色コンパクト矮小銀河（せいしょくコンパクトわいしょうぎんがIan Ridpath 編 『オックスフォード天文学事辞典』 岡村定矩 監訳、朝倉書店、2003年、222頁。）または（あおいろ -, blue compact dwarf galaxy, BCD）は、若く高温で大質量の恒星からなる大きな集団を形成しているが、全体としては小規模な銀河であるDavid Darling,, Accessed on line November 15, 2010.

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青方偏移

ドップラー効果の赤方偏移と青方偏移 青方偏移（せいほうへんい、）とは、光のドップラー効果の一つ。赤方偏移と同様の原理で、近づく音源からの音が高くなるように、近づく光源からの光が短波長側へずれることをいう。.

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顔料

粉末状の天然ウルトラマリン顔料 合成ウルトラマリン顔料は、化学組成が天然ウルトラマリンと同様であるが、純度などが異なる。 顔料（がんりょう、pigment）は、着色に用いる粉末で水や油に不溶のものの総称。着色に用いる粉末で水や油に溶けるものは染料と呼ばれる。 特定の波長の光を選択的に吸収することで、反射または透過する色を変化させる。蛍光顔料を除く、ほぼ全ての顔料の呈色プロセスは、自ら光を発する蛍光や燐光などのルミネセンスとは物理的に異なるプロセスである。 顔料は、塗料、インク、合成樹脂、織物、化粧品、食品などの着色に使われている。多くの場合粉末状にして使う。バインダー、ビークルあるいは展色剤と呼ばれる、接着剤や溶剤を主成分とする比較的無色の原料と混合するなどして、塗料やインクといった製品となる。実用的な分類であり、分野・領域によって、顔料として認知されている物質が異なる。 顔料の世界市場規模は2006年時点で740万トンだった。2006年の生産額は176億USドル（130億ユーロ）で、ヨーロッパが首位であり、それに北米とアジアが続いている。生産および需要の中心はアジア（中国とインド）に移りつつある。.

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風船の歴史

船の歴史（ふうせんのれきし）では、世界および日本国内における風船・気球・飛行船の普及や開発・普及に伴う歴史的背景について述べる。.

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観測装置

観測装置（かんそくそうち instrument for observation, observation instruments)とは、観測のための装置である。.

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視線速度

視線速度（しせんそくど、radial velocity）と、天体の移動を速度で表現したものの内、観測者の視線方向（奥行き方向）に沿った速度成分のことである。 これに対して、天体を観測したときの視線に垂直な速度成分を接線速度 (transverse verocity) といい、視線速度と接線速度のベクトルを合成したものがその天体の空間速度 (space verocity) である。空間速度を秒角で表現したものを固有運動 (proper motion) といい、その天体の天球上の見かけの運動を表している。 視線速度を有する天体からの光はドップラー効果を受け、その天体が遠ざかっている場合には光の波長が伸びスペクトル中のフラウンホーファー線の位置が赤色の方へずれ（赤方偏移）、近づいている場合には波長が縮み青色の方へずれる（青方偏移）。 恒星や銀河など、光を放射する遠方の天体の視線速度は、高分解能の分光観測を行って、既知のスペクトル線の波長を実験室での測定値と比較することによって正確に測定することができる。 多くの連星では普通、我々地球から観測した時の軌道面が視線に対して傾いているため、軌道運動によって両方の星の視線速度が数km/s程度変動する。このような星ではスペクトルがドップラー効果によって周期的に変化するため、光学機器を用いた実視観測で2つの星を分解できない場合でも、実際には連星であることが分かる。このような連星を分光連星と呼ぶ。分光連星の視線速度を調べると、その星の質量や、離心率・軌道長半径などの軌道要素を見積もることができる。これと同様の方法は、太陽系外惑星の検出にも使われており、「ドップラー分光法」などという。 しせんそくと.

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角運動量の合成

量子力学において角運動量の合成とは、別々の角運動量の固有状態から全角運動量の固有状態を作ることである。 例えば1つの粒子の場合、軌道角運動量とスピン角運動量との間にはスピン軌道相互作用とよばれる相互作用が存在し、完全な物理的描像はスピン-軌道の合成を含まなければならない。 また、ある決まった角運動量を持つ2つの荷電粒子の場合、クーロン力によって相互作用をし、2つの1粒子角運動量で全角運動量を合成することは2粒子シュレディンガー方程式を解くにあたって有効である。 どちらの場合でも、別々の角運動量はもはや保存量ではなく、2つの角運動量を合成したものが保存量となる。 原子における角運動量の合成は、原子スペクトルにおいて重要である。電子スピンの角運動量の合成は、量子化学において重要である。シェルモデルにおいても、角運動量の合成はいたるところで現れる。.

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高周波

周波（こうしゅうは）とは、電波、音波など、波形を構成するスペクトラムのうち比較的周波数の高いものを指す。音波の場合は、超音波と呼ばれることが多い。 「高周波」あるいは「低周波」は周波数に関する事項ではあるが、慣習上、「周波」と言い換えている。.

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高精度視線速度系外惑星探査装置

3.6m望遠鏡とHARPSの写真 高精度視線速度系外惑星探査装置 (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, HARPS) とは、ヨーロッパ南天天文台 (ESO) が2003年から運用している太陽系外惑星の観測装置である。 HARPSはチリのラ・シヤ天文台にある3.6m望遠鏡に設置された分光器で、視線速度法と呼ばれる方法で太陽系外惑星の観測を行っている。視線速度法とは、恒星のスペクトルに現れる光のドップラー効果を測定し、惑星の公転が引き起こす恒星の動きを明らかにする技法である。HARPSは恒星の視線方向の動きを時速3.5kmの精度で測定できる。 HARPSの観測チームは2009年10月に32個の太陽系外惑星を報告し、HARPSが発見した惑星は75個に達した。その中にはスーパーアースなどの小型の惑星が数多く含まれる。ESOの発表によると、2009年時点で知られていた28個の低質量（地球の20倍以下）惑星のうち、24個がHARPSによって発見されたものとされている。.

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超微細構造

超微細構造（英：Hyperfine structure）とは、原子物理学において、原子や分子のエネルギー準位（あるいはスペクトル）に含まれる小さな分裂を表す。 これは運動する電子の磁気双極子モーメントと核磁気モーメントとの相互作用により起こる。.

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超短パルス

超短パルス（ちょうたんパルス、Ultrashort pulse）は、数ピコ秒以下の時間的オーダーの電磁パルス。2014年現在はフェムト秒(10^ 秒)からアト秒(10^ 秒)の時間的オーダーのものを言うことが多い（光学機器の発達に伴い年々パルス幅は短くなっている）。 超短パルスは光学スペクトルが広がっており、モード同期したレーザー発振器で発生する。 空気を含めた様々な物質で非線形な相互作用を引き起こす強度がある事がある。この過程は非線形光学の分野で研究されている。.

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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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軍事海上輸送司令部

軍事海上輸送司令部（ぐんじかいじょうゆそうしれいぶ、Military Sealift Command、略称：MSC）は、アメリカ海軍の組織の１つ。部隊管理系統ではアメリカ艦隊総軍（USFLTFORCOM）の、作戦系統ではアメリカ輸送軍（USTRANSCOM）の指揮をそれぞれ受ける。司令部はワシントンD.C.のネイビーヤードに所在する。.

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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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輝線星雲

輝線星雲（きせんせいうん、emission nebula）はさまざまな色の光を放出している電離ガスからなる天体である。ガスを電離するエネルギー源として最も典型的なものは星雲の近くにある高温の恒星から放出される高エネルギーの光子である。光源となる恒星がO型やB型のような若い大質量星の場合には星雲はHII領域と呼ばれ、古い白色矮星の場合には惑星状星雲と呼ばれるが、発光の機構はどちらもほぼ同じである。.

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赤い長方形星雲

赤い長方形星雲（あかいちょうほうけいせいうん、HD44179）は、いっかくじゅう座の原始惑星状星雲である。赤い色と四角い形からその名がついた。1973年にアメリカ空軍ケンブリッジ研究所によって行われたHi Starと呼ばれる赤外線掃天観測で発見された。この星雲の中央にある連星は、1915年にロバート・グラント・エイトケンによって発見された。.

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赤外分光法

赤外分光法（せきがいぶんこうほう、、 略称IR）とは、測定対象の物質に赤外線を照射し、透過（あるいは反射）光を分光することでスペクトルを得て、対象物の特性を知る方法のことをいう。対象物の分子構造や状態を知るために使用される。.

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赤外線

赤外線（せきがいせん）は、可視光線の赤色より波長が長く（周波数が低い）、電波より波長の短い電磁波のことである。ヒトの目では見ることができない光である。英語では infrared といい、「赤より下にある」「赤より低い」を意味する（infra は「下」を意味する接頭辞）。分光学などの分野ではIRとも略称される。対義語に、「紫より上にある」「紫より高い」を意味する紫外線（英：ultraviolet）がある。.

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赤外線天文学

赤外線天文学（せきがいせんてんもんがく、英語：infrared astronomy）は天文学や天体物理学の一分野で、赤外線の波長で観測できる天体を扱うものである。可視光線はおよそ400nm（紫）から700nm（赤）までの波長域に分布するが、700nm よりも波長が長く、マイクロ波よりも短い波長の電磁波を赤外線と呼ぶ（赤外線の波長域の中でも比較的長波長のものはサブミリ波と呼ぶ場合もある）。 研究者は赤外線天文学を光学天文学の一部として分類している。これは、赤外線天文学でも可視光の天文学と同様の観測装置（鏡、レンズ、固体撮像素子など）が通常用いられるためである。.

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赤外超過

赤外超過または赤外線超過(Infrared excess)は、恒星を黒体放射と推定した時と比べて、スペクトルのエネルギー分布が赤外線領域で強くなる現象である。赤外超過は、しばしば星周塵が原因であり、若い星状天体や漸近巨星分枝より進化した恒星では共通に見られる。.

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赤方偏移

赤方偏移（せきほうへんい、redshift）とは、主に天文学において、観測対象からの光（可視光だけでなく全ての波長の電磁波を含む）のスペクトルが長波長側（可視光で言うと赤に近い方）にずれる現象を指す。 波長λのスペクトルがΔλだけずれている場合、赤方偏移の量 z を と定義する。.

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葛飾区郷土と天文の博物館

葛飾区郷土と天文の博物館（かつしかく きょうどとてんもんのはくぶつかん、Katsushika City Museum）は東京都葛飾区白鳥三丁目にある博物館。1991年7月に開館した。運営は葛飾区。歴史学、民俗学、考古学、埋蔵文化財、文化財、天文学の6部門を持つ。専門家を招待して地域史フォーラムを主宰し、郷土史に関する書籍も執筆・出版している。.

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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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膜電位感受性色素

膜電位感受性色素 (voltage-sensitive dye) は、光学的に膜電位変化を計測するための色素の総称である。膜電位イメージングに用いられる化学小分子型 (organic) の分子を指す。 イェール大学の Larry Cohen教授のグループ（Larry Cohen (Yale Univ, USA), Brian Salzberg (Univ Penn, USA), Amiram Grinvald (Weizmann Inst, Israel), Bill Ross (NY Med Coll, USA), Kohtaro Kamino (Tokyo Med Dent Univ, Japan)）によって開発された。この色素を用いれば、生体標本上の多数の領域から膜電位変化を計測できる。 日本においては、開発者のひとりである東京医科歯科大学の神野耕太郎名誉教授が初めて導入し、自前でフォトダイオードアレイを用いた測定機器を開発・改良して測定を開始したことに始まる。当初は、心臓や神経系の機能発生・機能形成の研究に応用され、その後、測定システムが市販されたことにより、一般に用いられるようになっている。開発初期の歴史や測定システムの原理に関しては、以下の文献に詳しく解説されている。.

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重力レンズ

銀河団Abell 1689によって作られた重力レンズ。遠方の多数の銀河の像が円弧状に引き伸ばされて見えている 重力レンズ効果 重力レンズ（じゅうりょくレンズ、）とは、恒星や銀河などが発する光が、途中にある天体などの重力によって曲げられたり、その結果として複数の経路を通過する光が集まるために明るく見えたりする現象。光源と重力源との位置関係によっては、複数の像が見えたり、弓状に変形した像が見えたりする。重力レンズ効果とも言われる。また、リング状の像のものはアインシュタインリングと言われる。.

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量子力学

量子力学（りょうしりきがく、quantum mechanics）は、一般相対性理論と同じく現代物理学の根幹を成す理論として知られ、主として分子や原子、あるいはそれを構成する電子など、微視的な物理現象を記述する力学である。 量子力学自身は前述のミクロな系における力学を記述する理論だが、取り扱う系をそうしたミクロな系の集まりとして解析することによって、ニュートン力学に代表される古典論では説明が困難であった巨視的な現象についても記述することができる。たとえば量子統計力学はそのような応用例の一つである。従って、生物や宇宙のようなあらゆる自然現象もその記述の対象となり得る。 代表的な量子力学の理論として、エルヴィン・シュレーディンガーによって創始された、シュレーディンガー方程式を基礎に置く波動力学と、ヴェルナー・ハイゼンベルク、マックス・ボルン、パスクアル・ヨルダンらによって構成された、ハイゼンベルクの運動方程式を基礎に置く行列力学がある。ただしこの二つは数学的に等価である。 基礎科学として重要で、現代の様々な科学や技術に必須な分野である。 たとえば科学分野について、太陽表面の黒点が磁石になっている現象は、量子力学によって初めて解明された。 技術分野について、半導体を利用する電子機器の設計など、微細な領域に関するテクノロジーのほとんどは量子力学を基礎として成り立っている。そのため量子力学の適用範囲の広さと現代生活への影響の大きさは非常に大きなものとなっている。一例として、パソコンや携帯電話、レーザーの発振器などは量子力学の応用で開発されている。工学において、電子工学や超伝導は量子力学を基礎として展開している。.

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量子光学

量子光学（りょうしこうがく、quantum optics）は、物理学の研究分野の1つで、量子力学を基礎として光のふるまいや光と物質の相互作用を研究する分野である。光の波動性を電磁場として量子化することで生まれた。フーリエ光学などにより実用化されている。.

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臨界事故

臨界事故（りんかいじこ、criticality accident）とは、意図せずに核分裂性物質を臨界させてしまい（つまり核分裂連鎖反応がおきている状態にしてしまい）、大量の放射線や大量の熱を発生させてしまう事故のこと。.

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自己相関

自己相関（じこそうかん、Autocorrelation）とは、信号処理において時間領域信号等の関数または数列を解析するためにしばしば用いられる数学的道具である。大雑把に言うと、自己相関とは、信号がそれ自身を時間シフトした信号とどれだけ良く整合するかを測る尺度であり、時間シフトの大きさの関数として表される。より正確に述べると、自己相関とは、ある信号のそれ自身との相互相関である。自己相関は、信号に含まれる繰り返しパターンを探すのに有用であり、例えば、ノイズに埋もれた周期的信号の存在を判定したり、 信号中の失われた基本周波数を倍音周波数による示唆に基づき同定するために用いられる。.

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色

色（いろ、color）は、可視光の組成の差によって感覚質の差が認められる視知覚である色知覚、および、色知覚を起こす刺激である色刺激を指す『色彩学概説』 千々岩 英彰 東京大学出版会。 色覚は、目を受容器とする感覚である視覚の機能のひとつであり、色刺激に由来する知覚である色知覚を司る。色知覚は、質量や体積のような機械的な物理量ではなく、音の大きさのような心理物理量である。例えば、物理的な対応物が擬似的に存在しないのに色を知覚する例として、ベンハムの独楽がある。同一の色刺激であっても同一の色知覚が成立するとは限らず、前後の知覚や観測者の状態によって、結果は異なる。 類語に色彩（しきさい）があり、日本工業規格JIS Z 8105:2000「色に関する用語」日本規格協会、p.

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色域

CRTの場合、それらはモニターの蛍光物質の色に依存している。 色域（しきいき、gamut, color gamut）は、コンピュータグラフィックスや写真などでの色のサブセットである。特定の色空間や特定の出力機器など、与えられた状況で正確に表現できる色のサブセットを指すことが多い。また、特定の画像に使われている色の完全なセットを指すこともある。この場合、写真をデジタイズし、デジタイズした画像を別の色空間に変換したり、固有の色域を持つ出力機器を使って出力したりすると、オリジナルの持っていた色はその過程で失われることがある。.

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色彩論

『色彩論』（しきさいろん　Zur Farbenlehre）は、ヨハン・ヴォルフガング・フォン・ゲーテが1810年に出した著書。教示篇・論争篇・歴史篇の三部構成からなり、教示篇で色彩に関する己の基礎理論を展開し、論争篇でニュートンの色彩論を批判し、歴史篇で古代ギリシアから18世紀後半までの色彩論の歴史を辿っている。.

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色相

色相スケール スペクトル 色相（しきそう、）は、赤、黄、緑、青、紫といった色の様相の相違である。特定の波長が際立っていることによる変化であり、際立った波長の範囲によって、定性的に記述できる。ただし、常に同じ波長が同じ色に見える訳ではない。赤から、黄、緑、青を経て、菫（紫）までは、スペクトル上の色であると言える。 彩度、明度と併せて、色の三属性と言う。色から彩度と明度または輝度の要素を取り除いた残りであるということもできる。 英語ではhue (ヒュー) であり、Hやhで略記される。.

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蛍光共鳴エネルギー移動

蛍光共鳴エネルギー移動（けいこうきょうめいエネルギーいどう、Fluorescence resonance energy transfer：略称: FRET、またはフェルスター共鳴エネルギー移動）とは、近接した2個の色素分子（または発色団）の間で励起エネルギーが、電磁波にならず電子の共鳴により直接移動する現象。このため、一方の分子（供与体）で吸収された光のエネルギーによって他方の分子（受容体）にエネルギーが移動し、受容体が蛍光分子の場合は受容体から蛍光が放射される。 供与体の発光スペクトルと受容体の吸収スペクトルの重なり積分が大きいほどフェルスター距離が大きくなり、エネルギー移動が起こりやすくなる。FRETの観察手段の1つとして、供与体の吸収スペクトルに相当する光で供与体を励起し、受容体から放射される蛍光強度の増加を検出する方法がある。これ以外にも、供与体の蛍光強度や蛍光寿命の変化を測定したりする方法もある。 FRET効率は、両分子間の距離の6乗の関数として距離とともに急速に減少する。これを応用して、両分子間の距離をFRET効率から計算することができる。しかしFRET効率は、両分子の電気双極子の配向にも影響されるため、蛍光タンパク質のように蛍光寿命時間オーダーで等方的な蛍光の放射が起こらない場合には、正確な距離の計算が困難な場合もある。.

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蛍光相関分光法

蛍光相関分光法（けいこうそうかんぶんこうほう、Fluorescence correlation spectroscopy：FCS）とは、蛍光物質の分子運動を調べるために用いられる方法で、蛍光の自己相関を利用する。物理学、化学、生物学で応用されている。初めての実験は1972年に行われたが、特に1990年代に技術が発展した。現在では蛍光物質に限らず、その他の発光（反射、散乱、Qドットなどの発光、リン光、また蛍光共鳴エネルギー移動(FRET)など）にも同じ原理が応用される。さらに自己相関でなく2つの蛍光チャネルの相互相関を用いる（Fluorescence cross-correlation spectroscopy：FCCS）もある。 分光という言葉は普通、波長スペクトルの意味に用いられているが、この場合には時間スペクトルを意味する。.

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電子ニュートリノ

電子ニュートリノ（electron neutrino）は、素粒子標準模型における第一世代のニュートリノである。レプトンの三世代構造において、同じく第一世代の荷電レプトンである電子と対をなすため、電子ニュートリノと名付けられた。 ベータ崩壊の過程で運動量とエネルギーが喪失するという現象から、1930年にヴォルフガング・パウリによって予測され、1956年にフレデリック・ライネスとクライド・カワンによって最初に検出された 。.

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電子線マイクロアナライザ

電子線マイクロアナライザ（でんしせんマイクロアナライザ Electron Probe Micro Analyzer）または電子プローブ微小分析器、略称 EPMAとは電子線を対象物に照射する事により発生する特性X線の波長と強度から構成元素を分析する電子マイクロプローブ（EMP）装置の一つである。二次電子像や反射電子像による観察が主体の電子顕微鏡に特性X線検出器としてエネルギー分散型X線分析(EDS)を付加したもの（分析用のSEMやTEM、XMAなど）と比較して、EPMAは元素分析を主体としたものであり、特性X線検出器に波長分散型X線分析(WDS)を用いるために定量精度は良いが検出効率が悪く、より高い照射電流を必要とする。 10~30立方マイクロメータの試料があればWittry, David B. (1958).

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電磁場解析

電磁場解析（でんじばかいせき、）とは、マクスウェルの方程式を解くことにより、対象物と電磁場の相互作用を解析することである。過去には、マクスウェルの方程式から導出される偏微分方程式を解析的に（手計算にて）計算することを指していたが、現在は専らコンピュータによって計算することを指し、積分方程式を解く解法もある。 工学分野では、電磁界解析という。電磁場解析には、静電場（静電界）解析、静磁場（静磁界）解析、電磁誘導解析、電磁波解析等が含まれる。このうち、電磁波解析は高周波回路や無線通信用回路、アンテナやレーダー等の設計・解析、電磁環境適合性 回折格子などに使用される。また、比較的低周波（数十Hz - 数百Hz）の磁界解析は、モーターなどの回転器やの設計などに用いられる。.

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電磁パルス

電磁パルス（でんじパルス、electromagnetic pulse）は、パルス状の電磁波であり、EMPと略されることがある。.

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電磁スペクトル

電磁スペクトル（でんじすぺくとる、）とは、存在し得る、すべての電磁波の周波数（または波長）帯域のことである。 電磁スペクトルの周波数は、超低周波（長波長側）からガンマ線（短波長側）にわたって広がっており、その規模は数千 km の長さから原子の幅をも下回る長さまで無限にわたっている。 波長 λ における電磁波エネルギーは 周波数 ν における光子のエネルギーと関連している。故に、電磁スペクトルはこれらの等価な3種類の値によって表現される。これら3つの値は真空中において以下のような関係にある。 ここで.

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電磁波

電磁波（でんじは　）は、空間の電場と磁場の変化によって形成される波（波動）である。いわゆる光（赤外線、可視光線、紫外線）や電波は電磁波の一種である。電磁放射（）とも呼ばれる。現代科学において電磁波は波と粒子の性質を持つとされ、波長の違いにより様々な呼称や性質を持つ。通信から医療に至るまで数多くの分野で用いられている。 電磁波は波であるので、散乱や屈折、反射、また回折や干渉などの現象を起こし、 波長によって様々な性質を示す。このことは特に観測技術で利用されている。 微視的には、電磁波は光子と呼ばれる量子力学的な粒子であり、物体が何らかの方法でエネルギーを失うと、それが光子として放出される。また、光子を吸収することで物体はエネルギーを得る。.

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電波天文学

電波天文学（でんぱてんもんがく、英語：radio astronomy）は、電波を天体の観測手段として用い、天体に関する研究を行う天文学の一分野。.

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通過帯域

通過帯域（つうかたいいき）またはパスバンド（Passband）は、フィルタ回路が減衰させずに通過させる周波数または波長の範囲である。.

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連星

連星（れんせい、）とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星（ふたごぼし）とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.

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虹

虹（画像の主虹の上部に薄く副虹が見える） 滝の水飛沫による虹（アイスランド・グトルフォス） 波の水飛沫による虹 虹（にじ）とは、赤から紫までの光のスペクトルが並んだ、円弧状の光である。気象現象の中でも、大気光学現象に含まれる。 太陽の光が、空気中の水滴によって屈折、反射されるときに、水滴がプリズムの役割をするため、光が分解されて、複数色（日本では七色とされる）の帯に見える。雨上がり、水しぶきをあげる滝、太陽を背にしてホースで水まきをした時などによく見ることができる。虹色は多色の一つとも言える。.

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F型小惑星

F型小惑星は比較的一般的でない形式の炭素質の小惑星。C型小惑星の範囲に分類される。.

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FITS

Flexible Image Transport System (FITS) はオープン標準なファイル形式である。FITSは画像データを保存・送信・処理するために使われる。FITSは天文学の分野で最も使われている。多くの画像形式とは異なり、FITSは科学データのために特別に設計されているため、測光や空間キャリブレーション情報を記述するための多くの規定を含んでいる。 FITS形式は1981年に初めて標準化されて以来進化し続けており、最新のバージョン3.0は2008年にリリースされた。FITSは長期的な情報貯蓄の目的で設計されており、once FITS, always FITSという言葉がFITSの発展には後方互換性がなければならないという仕様を表している。 FITS形式は、画像のメタデータが人間でも読めるようにASCIIでヘッダーに記述されている。そのため、興味を持ったユーザーはヘッダーを調べることでそのファイルの出処を調べることができる。ヘッダー内の情報は、データセルへ直接アクセスできるように、後続のデータユニット内の情報のバイトオフセットを計算するよう、設計されている。各FITSファイルは1つ以上のヘッダーで構成されている。このヘッダーはASCIIカードイメージ（80文字固定長文字列）を含み、交互配置されたデータブロック間のキーワードと値のペアを保持している。キーワードと値のペアは、サイズ・原点・座標・バイナリデータ形式・自由形式のコメント・データ履歴などの情報を提供する。FITSでは多くの予約語がある一方、名前空間の残りの部分を任意に使用することができる。 FITSはまた、スペクトル・光子リスト・データキューブのような画像以外のデータも保存する。FITSファイルは、いくつかの拡張機能を持つことができ、これらの拡張機能はデータオブジェクトを含んでいてもよい。例えば、同じファイル内にX線や赤外線の露出量を格納することができる。.

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FUSE (人工衛星)

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G.718

G.718は ITU-T が勧告した広帯域の音声とオーディオ用のコーデックで、8 kbps～32 kbps の広範囲のビットレートをサポートし、フレーム消失に強い特徴がある。テレビ会議システムや VoIP 用に使うことができる。 G.718 の正式な名称は"Frame error robust narrow-band and wideband embedded variable bit-rate coding of speech and audio from 8-32 kbit/s" （フレームエラーに強い狭帯域と広帯域のエンベデッド可変ビットレート音声／オーディオ用 8-32 kbit/s 符号化方式）である。.

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G.719

G.719 は ITU-T が勧告したフルバンドの高音質会話アプリケーション用の音声とオーディオ用の符号化方式で、20 Hz-20 kHz までのフルバンドの音声/オーディオ信号を 32 kbps から 128 kbps に符号化でき、処理に必要な演算量が低い特徴があるITU-T Recommendation G.719 (06/2008), Low-complexity, full-band audio coding for high-quality, conversational applications.

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G.729.1

G.729.1は ITU-T G.729 を拡張した広帯域の音声とオーディオ用のコーデックで、G.729、G.729.A、G.729.Bとの相互運用性があり、8 kbps～32 kbps の広範囲のビットレートをサポートする。主に VoIP 用に利用されている。 G.729.1の正式な名称は"G.729-based embedded variable bit-rate coder:An 8-32 kbit/s scalable wideband coder bitstream interoperable with G.729" （G.729 ベースのエンベデッド可変ビットレート符号化: G.729 とビット列互換な 8-32 kbit/sスケーラブル広帯域符号化）である。.

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G型小惑星

レス G型小惑星（ - がたしょうわくせい）は、炭素系の物質を主成分とする小惑星中で比較的稀な型である。このクラスで最も有名なのは、小惑星帯に位置する最大の天体ケレスである。.

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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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GRB 970508

GRB 970508は、1997年5月8日21時42分UTCに発見されたガンマ線バーストである。ガンマ線バーストは、遠方の銀河内で爆発が起こり、ガンマ線を放出する非常に光度の大きい閃光であり、最もエネルギーの大きい電磁波の放出現象である。しばしば、より長い波長（X線、紫外線、可視光線、赤外線、電波）の残光が長時間残る。 GRB 970508は、イタリアとオランダのX線天文学のための人工衛星ベッポサックスによる観測で発見された。天文学者マーク・メツガーは、GRB 970508は地球から約60億光年の距離にあることを推定したが、これはガンマ線バーストまでの距離が測定された初めての例だった。 このバーストが起こるまで、ガンマ線バーストが地球からどれだけ離れたところで起こるかについて、学界の中での合意はなかった。小さなエネルギーのバーストが銀河系の中で起こると考える説や、遠く離れた他の銀河で非常に大きなエネルギーのバーストが起こると考える説があった。複数のタイプのガンマ線バーストが存在して、どちらの説も排除されない可能性もあったが、距離の測定によってガンマ線バーストの発生源が銀河系外にあることが明白になり、議論に終止符が打たれた。 GRB 970508は、残光の周波数が初めて測定されたガンマ線バーストでもある。電波シグナルの変動を分析することで、天文学者デール・フレイルは、電波源はほぼ光速で拡大していることを計算した。この結果から、ガンマ線バーストは相対性理論的な拡大を伴う爆発であることが強く示された。.

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Harmonic and Individual Lines plus Noise

Harmonic and Individual Lines plus Noise、あるいは HILN は、MPEG-4 オーディオ（MPEG-4 Part 3）で採用された低ビットレートの符号化方式である。音楽を対象とし、正弦波とノイズの組み合わせとしてパラメトリックに符号化する。 MPEG-4 のパラメトリック音声符号化ツールである MPEG-4 HVXC と同様、MPEG-4 AAC などの汎用的な符号化方式では十分な音質が得られない非常に低いビットレートをカバーするためのもので、デジタル放送、携帯電話、インターネット電話、音声データベースなどの様々な用途に使うことができる。.

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Harmonic Vector Excitation Coding

Harmonic Vector Excitation Coding、あるいは HVXC は、MPEG-4 オーディオ（MPEG-4 Part 3）で採用された低ビットレートの音声符号化方式である。人間の音声を対象とし、2 kbps と 4 kbps の2種類の固定ビットレート、および 1.2 ～ 1.7 kbps 程度の可変ビットレートをサポートする。 HVXC は、デジタル放送、携帯電話、インターネット電話、音声データベースなどの様々な用途に使うことができる。.

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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 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 28185 b

HD 28185 bは、地球から約138光年の距離に存在する太陽に似た恒星HD 28185を周回する太陽系外惑星（巨大ガス惑星）である。天球上ではエリダヌス座の方角に位置する。この惑星は2001年4月、による南天の太陽系外惑星の調査で発見された。2008年に行われたによる調査でも改めてその存在が確認されている。HD 28185 bの軌道は恒星のハビタブルゾーンの内側の境界付近内に位置している。.

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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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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 1327-2326

記載なし。

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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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HII領域

M33銀河の巨大HII領域NGC604 HII領域（えいちつーりょういき、HII region）とは、電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。 HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。 HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている（天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III…を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子（陽子）を HII (H two) と呼ぶ。水素の分子は H2 である）。HII領域は宇宙の中で比較的遠距離にあっても観測することができる。系外銀河のHII領域を研究することは、その銀河までの距離を測定したり銀河の化学組成を知る上で重要である。.

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HR 8799

HR 8799は、ペガスス座に属し、太陽系から129光年(39パーセク)の距離に存在する主系列星で、かじき座γ型変光星である。また、うしかい座λ型星にも分類される。HR 8799という名称はハーバード改訂光度カタログにおける識別子である。.

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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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Ib・Ic型超新星

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II型超新星

拡大するII-P型超新星SN 1987Aの超新星残骸 II型超新星(Type II supernova)は、大質量の恒星が急速に崩壊して起こす、激しい爆発である。この型の超新星となる恒星の質量は、太陽質量の少なくとも8倍で、40から50倍を超えない範囲である。他の型の超新星とは、スペクトル中の水素の存在で区別される。II型超新星は主に銀河の渦状腕やHII領域で見られるが、楕円銀河では見られない。 恒星は、元素の核融合によってエネルギーを生み出す。太陽と異なり、大質量の恒星は、水素やヘリウムよりも重い元素を使う核融合もでき、温度と圧力がさらに高くなるのと引き換えに寿命は短くなる。元素の縮退圧と融合反応により産み出されるエネルギーは、重力に打ち勝つほど強く、恒星を崩壊させずに平衡を維持している。恒星は水素やヘリウムから始まって、核で鉄やニッケルが作られるまで、徐々に重い元素を融合させるようになる。鉄やニッケルの核融合は正味のエネルギーを生み出さず、そのため融合はこれ以上進行しないため、内部には鉄-ニッケル核が残る。外向きの圧力となるエネルギー放出がなくなるため、平衡は破れる。 核の質量が約1.4太陽質量のチャンドラセカール限界を超えると、電子の縮退圧力だけでは重力に打ち勝つことができず、平衡を維持することができない。数秒以内に激しい爆縮が発生し、外核は光速の23%で内部に落ち込み、内核は1000億Kの温度に達する。逆ベータ崩壊によって中性子とニュートリノが生じ、10秒間の爆発で約1046Jのエネルギーが放出される。崩壊は、中性子縮退によって止まり、反動で外向きの爆発が起こる。この衝撃波のエネルギーは、恒星の周囲の物質を脱出速度以上に加速して超新星爆発が発生し、衝撃波に加え非常に高い温度と圧力によって短時間の間、鉄以上の重さの元素生成が可能となる（宇宙の元素合成）。 II型超新星は、爆発後の光度曲線に基づいていくつかのカテゴリーに分類される。II-L型超新星は爆発後の光度が線形(line)に減少し、II-P型超新星はしばらくは光度の減少が緩やか(plateau)である。Ib・Ic型超新星は、水素（とヘリウム）の外層を失った大質量恒星による核崩壊型の超新星である。.

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J型小惑星

J型小惑星(J-type asteroid)は、ダイオジェナイトと似たスペクトルを持つ小惑星の分類であり、そのため、ベスタの地殻の深い層に由来すると考えられている。 これらのスペクトルは、V型小惑星のものと似ているが、1μmに特徴的な強い吸収帯を持つ。この分類の小惑星の例は、コルベット、ノートン、、等であるR.

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K型小惑星

K型小惑星(K-type asteroid)は、比較的珍しい小惑星の分類である。0.75μmに中程度の赤色のスペクトルを持ち、波長の長い方で若干青みがかる。アルベドは低い。このようなスペクトルは、CV及びCO隕石に似る。 これらの小惑星は、トーレンの分類では「特徴のない」S型小惑星とされた。K型小惑星は、1988年にJ.

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KH-12

KH-12 (キーホール12、Key Hole 12) は、アメリカ合衆国の軍事画像偵察衛星 (いわゆるスパイ衛星) のキーホールシリーズに属すると考えられる、衛星のシリーズに対して非公式に与えられた名称 (軍事ワッチャーなどが便宜的につけた通称) の一つである 。この衛星はキーホールシリーズに属することが公表されている KH-11 (Crystal) の後継機であり、ロッキード・マーティン社によって製造された。地上目標の分解能は恐らく数 cm に達すると考えられる (詳細後述)。 運用はアメリカ国家偵察局 (NRO) が行っている。NRO が、KH-8、KH-9、および KH-11 と続いた連番の公開名称の後で、衛星をランダム付番原則 (たとえば NROL-20。NROL は の意) で命名することを決定したため、公式の命名システムでは KH-12 という名称は存在しないことになっている。 ただし、同じアメリカ合衆国政府機関であるアメリカ航空宇宙局 (NASA) のNSSDC衛星データベースでは、USA-86(1992-083A)、USA-116(1995-066A)、USA-129(1996-072A)の3基については、それぞれ KH-12-1、KH-12-2、KH-12-3 の名称があからさまに用いられている (NSSDCにおける記載例：)。 2013年8月30日にワシントン・ポスト紙は、エドワード・スノーデンがリークした資料の中に含まれていた米国政府の諜報プログラムの2013会計年度予算の米国議会への予算説明書 (National Intelligence Program - FY 2013 Congressional Budget Justification) から、今まで謎に包まれていた米国の諜報活動に関する新たな事実が判明したと報じたhttp://www.washingtonpost.com/world/national-security/black-budget-summary-details-us-spy-networks-successes-failures-and-objectives/2013/08/29/7e57bb78-10ab-11e3-8cdd-bcdc09410972_story.html U.S. spy network’s successes, failures and objectives detailed in ‘black budget’ summary - Washington Post, 2313/08/30。この資料の中には複数のスパイ衛星の名称が記述されており、下表の KH-12-6, KH-12-7に該当する衛星の正式名称は EIS (Enhanced Imagery System) であるらしいことが判明した。シリーズのこの2基以外の衛星も EIS と呼ばれているかは不明である。この後継機として2012会計年度から EECS (Evolved Enhanced CRYSTAL System) の整備が始まることも明らかになっている。このリーク資料の一部はCryptomeで閲覧可能である 。.

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LA音源

LA音源（エルエーおんげん）1987年発売のシンセサイザーD-50に搭載されたローランド初のフルデジタル音源。 LA音源はLinear Arithmeticの頭文字をとったもので、アナログシンセサイザーと同じように直感的な音作りを目指し、FM音源のわかりにくさを克服した新しいデジタル音源として多くの支持を集めた。 また、2004年3月にはVariOS/V-Synthを完全な形でD-50に置き換えるV-Card VC-1も発売され、LA音源は現役のシンセサイザー音源として最前線に復帰することとなった。.

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L型小惑星

L型小惑星(L-type asteroid)は、比較的珍しい小惑星の分類である。0.75μmに強い赤色のスペクトルを持ち、波長の長い方に平坦に続いていく。K型小惑星と比べると、可視光の波長でより赤く、赤外波長で平坦なスペクトルを持つ。 トーレンの分類では、「特徴のない」S型小惑星と記述される。L型小惑星は、公式にはSMASS分類で導入されたが、以前の研究でも、この型の2つの小惑星であるアクイタニアとアナコスティアの特異なスペクトルについて言及されていた。.

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LED照明

LED照明（エルイーディーしょうめい、LED lamp, LED light bulb）は、発光ダイオード (LED) を使用した照明器具のことである。2017年現在、照明器具の主力光源となっている。 LEDを使用しているため、低消費電力で長寿命といった特徴を持つ。定格範囲内で使用する限り発光素子自身は比較的長寿命であり、熱による劣化が寿命の決定要因となる。 LED照明に求められる白色の発色には青色の光源が必要なため、1990年代に青色LEDが発明されるまでは可視光LEDを使ったLED照明を作ることは現実的ではなかった。ブルーライトを伴った高輝度のLED照明が普及し環境や健康に有害であるため、2016年にはアメリカ医師会が、運転や睡眠、生態系に与える影響を低減するためのガイダンスを作成している。.

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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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Mixed Excitation Linear Prediction

MELP（Mixed-Excitation Linear Prediction、混合励振線形予測）は、1996年に Federal-Standard 1015（LPC-10e）の代替として選ばれた低ビットレートの音声符号化方式で、2.4kbpsで音声を符号化できるL.

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MPEG-4 Part 3

MPEG-4 Part 3（エムペグフォー パート 3）は Moving Picture Experts Group（MPEG）が規格化した国際標準である MPEG-4 の第3部で、オーディオ符号化方式が定義されている。一般的にはMPEG-4オーディオ（MPEG-4 Audio）の名称で呼ばれ、JISではMPEG-4音響の訳語が使われる JIS, JIS X4332-3 - 音響映像オブジェクトの符号化－第3部：音響, 2002.

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MPEG-4 SLS

MPEG-4 SLS (MPEG-4 Scalable Lossless Coding) はMPEG-4オーディオ (MPEG-4 Part 3) の一部として規格化されたオーディオ信号のスケーラブルなロスレス圧縮方式である。既存の非可逆圧縮方式であるMPEG-4 AACをコアコーデックとして用い、既存の方式で符号化できなかった誤差信号を段階的に符号化することで、データの欠落が少なく音質の高いニアロスレス信号から、オリジナルのオーディオ信号と全く同じロスレス信号まで、様々な音質の信号を同じ符号化結果から取り出すことができる。 MPEG-4 SLSで使われるスケーラブルなロスレス圧縮の技術は様々なコアコーデックにも適用可能で、その技術自体をSLS (Scalable to Lossless)、AAC LCとの組み合わせを特にHD-AACの名称で呼ぶこともある。 スケーラビリティがあるため、例えば保存、伝送/配信、エミッションそれぞれで異なった品質レベルが要求される放送など、同じ素材を異なった音質で使用するような用途や、音質の低下が問題となるスタジオなどでの音楽編集、様々なビットレートへの対応が必要な音楽のインターネット配信などに使うことができる。.

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OAO (人工衛星)

OAO（Orbiting Astronomical Observatory、訳: 軌道上天文台）は1966年から1972年に打ち上げられたNASAの宇宙望遠鏡シリーズ。宇宙空間からの天体観測の有意性を立証し、後のハッブル宇宙望遠鏡につながった。.

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O型小惑星

O型小惑星（オーがたしょうわくせい、O-type asteroid）は、ボジュ・ニェムツォヴァーと似たスペクトルを持つ珍しい小惑星の分類であり、L6型やLL6型の通常のコンドライト隕石のスペクトルと最もよく一致する。スペクトルは、0.75μmに深い吸収線を持つ。.

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PG1159型星

PG1159型星（PG1159 star）は、水素を欠く大気を持つ恒星の分類である。惑星状星雲の中心星から熱い白色矮星への遷移の段階にある。表面温度は約75,000Kから200,000Kと熱く, S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta, and S. J. Kleinman.

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PS1-10afx

PS1-10afxとは、協定世界時2010年8月31.35日に地球から見てみずがめ座の方向に約138億光年離れた位置に発生したIa型超新星である。重力レンズ効果によって30倍も増光した超新星であり、理論的に示されていたIa型超新星の増光を初めて観測した事例となった。.

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R型小惑星

R型小惑星(R-type asteroid)は、中程度に明るく、比較的珍しい小惑星帯内側の小惑星である。スペクトル的には、V型小惑星とA型小惑星の中間である。スペクトル上に、1μmと2μmのカンラン石と輝石のはっきりした線が見られ、斜長石も存在する可能性がある。 IRASのミッションでは、ベスタ、ガリア、アスポリナ、デンボウスカ、ドゥルシネーア、ベートゲアがR型小惑星であると分類された。ベスタは、後にV型小惑星に再分類されたが、議論がある。以上の中で、全ての波長を考慮に入れてもR型小惑星と認識されるのは、デンボウスカのみである。.

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RGB

加法混合の例。スクリーンに原色の光を投影すると、光が重なったところが二次色になる。三原色の光が適度な割合で混ざると白になる RGBカラーモデルのカラーホイール。 スペクトル RGB（またはRGBカラーモデル）とは、色の表現法の一種で、赤 (Red)、緑 (Green)、青 (Blue) の三つの原色を混ぜて幅広い色を再現する加法混合の一種である。RGBは三原色の頭文字である。ブラウン管（CRT）や液晶ディスプレイ（LCD）、デジタルカメラなどで画像再現に使われている。 同様の表色系に「RGBA」というものもある。これは赤 (Red)、緑 (Green)、青 (Blue)、アルファチャンネル (Alpha) の略である。RGBAはカラーモデルとしてはRGBと異なるものではないが、異なる表現法である。アルファチャンネルは透過（透明度）を表現するもので、画像合成などに使われる補助的なデータである。 RGBカラーモデル自体は、「赤」・「緑」・「青」とは測色学（colorimetry、比色法）的にどのような色を意味するかを定義していない。赤・緑・青の三原色を測色学的に厳密に定量化した場合、sRGBやAdobeRGBなどさまざまな色空間（RGB色空間）が定義される。ここでは、RGBカラーモデルを使う異なるRGB色空間に共通した概念や、かつて電子工学分野で使用されていたカラーモデルについて説明する。.

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RLC回路

RLC回路（RLC circuit）は、抵抗器 (R)、コイル (L)、コンデンサ (C) を直列または並列に接続した電気回路である。LCR回路、共振回路、同調回路とも呼ぶ。この構成によって調和振動子を形成する。 RLC回路はラジオや通信工学や発振回路で様々な応用がある。周波数の全スペクトルから特定の信号の狭い帯域幅を選択するのに使うこともできる。例えば、アナログ式のAMやFMラジオではRLC回路を選局に使っている。典型的な構成では、可変コンデンサが選局用ダイヤルに繋がっていて、Cの値を変化させることで同調する周波数を変化させる。 RLC回路の任意の箇所の電圧や電流は2階微分方程式で表せる。.

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RSTコード

RSTコードは無線通信、特にアマチュア無線における相手側の受信状況を報告する際のコードで、了解度（readability、R）、信号強度（signal strength、S）と電信での音調（tone、T）の3つからなる。 RSTコードを用いた報告をRS(T)レポート、あるいは単純にシグナルレポートと表現する。信号強度は本来主観値だが、現在では受信機の Sメータの読みが報告される場合が多い。了解度と音調は主観値を報告し、電話（音声通信）の場合は RS を、電信（モールス符号）の場合は RST を使用する。.

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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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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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S軌道

s軌道の角度依存 s軌道（エスきどう）とは、原子を構成している電子の軌道の1つ。 方位量子数は0であり、全ての電子殻（主量子数）について球状の一つの軌道のみが存在する。各電子殻（主量子数）のs軌道は主量子数の大きさから「1s軌道」（K殻）、「2s軌道」（L殻）、、、のように呼ばれ、1つのs軌道にはスピン角運動量の自由度と合わせて最大で2つの電子が存在する。 例えば基底状態の水素原子は1s軌道に1個の電子が存在しており、ヘリウム原子は1s軌道に2個の電子を取って閉殻構造となっている。s軌道の電子はSブロック元素の物性に関わっている。 s軌道のsはsharpに由来する。ナトリウムに代表される（s軌道に電子を持つ）元素のスペクトルが鋭かったことから、sharp（鋭い）の頭文字が当てられた。.

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SMSS J031300.36-670839.3

SMSS J031300.36-670839.3は、地球から約6000光年の距離の銀河系内に存在する恒星である。SM0313と略される。年齢は約136億歳で、宇宙で最も古い既知の恒星の1つである。この恒星の鉄の存在量の上限は、太陽の鉄の存在量と比べて1000万分の1以下であり、極初期の恒星に由来するガス雲からできた種族IIの恒星であることを示している。またSMSS J031300.36-670839.3は、鉄と比べて炭素の量が多く、1000倍以上の量がある。ビッグバンでも見られる水素を別とすれば、この恒星は、低エネルギーの超新星爆発で形成される炭素、マグネシウム、カルシウムを含む。吸収線からは、メチリジン(CH)も検出された。酸素や窒素は検出されなかった。 この恒星は、オーストラリア国立大学の天文学者のチームによって発見された。この発見は、2014年2月9日のネイチャーで報告され、第1世代の恒星の超新星爆発は以前考えられていたよりも強力ではなかった可能性が示唆された。 この発見は、サイディング・スプリング天文台に設置された完全自動化の天体望遠鏡スカイマッパーによって可能となった。.

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SN 2005gj

SN 2005gjは、地球から約8億6400万光年の位置にある超新星である。2005年9月29日にスローン・デジタル・スカイサーベイとNearby Supernova Factoryによって発見された 。SN 2005gjはIa型超新星とII型超新星の両方の特徴を持っており、またスペクトル中に水素輝線がある点で特筆される。この水素線は、z.

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SORCE

SORCE(Solar Radiation and Climate Experiment)は、太陽からのX線、紫外線、可視光、近赤外線、合計放射量を最新の機器で測定することを目的としたアメリカ航空宇宙局の人工衛星である。SORCEによって測定されたデータは、特に長期の気候変動への対処、気象予測の強化、オゾン層とUV-B放射の観測等に用いられた。またこれらの測定結果は太陽及びその地球や人間への影響の研究に不可欠なものである。 SORCEでは、人工衛星に搭載された最新の放射計、分光計、フォトダイオード、ボロメータ等を用いて太陽からの放射の観測を行った。SORCEは、太陽のデータを蓄積しながら地球を周回した。スペクトル測定では、構成元素の種類や量を表す太陽の放射の色を測定することで、太陽の放射照度を同定できる。SORCEにより得られたデータは、太陽の放射をモデル化し、その地球の大気や気候への影響を説明、予測するために用いられた。 SORCEは2003年1月25日にペガサスXLで、高度645km、軌道傾斜角40°の軌道に打ち上げられた。コロラド大学ボルダー校の大気・宇宙物理学研究所によって運用されており、1979年から観測を開始されたERBセンサによる全太陽光の放射量の精密測定を引き継いでおりACRIMシリーズの計測装置と共に運用が続けられている。SORCEは、太陽の総放射量の95%を占める1nmから2000nmの範囲のスペクトルも測定した。SORCEには、Total Irradiance Monitor (TIM)、Solar Stellar Irradiance Comparison Experiment (SOLSTICE)、Spectral Irradiance Monitor (SIM)、XUV Photometer System (XPS)の4つの機器が搭載された。 SORCEは、2013年1月に運用10周年を迎え、依然として観測を継続している。.

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Spectral Band Replication

Spectral Band Replication（SBR、スペクトル帯域複製）はオーディオ圧縮や音声符号化のための技術で、従来の符号化方式を強化し圧縮率を高めるためのものである。 ほとんどの情報が含まれる低い周波数の情報を従来の方式で符号化し、高い周波数の情報は大まかなスペクトル情報のみを符号化して、復号時に低い周波数の情報から予測復元する。 高い周波数の情報を大幅に削減できるため、低いデータレート時に音質の劣化を最小限に抑えることができる。 SBR はMPEG-4 HE-AAC（High-Efficiency Advanced Audio Coding、aacPlus）や mp3PRO などのコーデックで使われている。.

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SS 433

SS 433は、わし座の方角、地球からおよそ1万8,000光年離れた場所にある、非常に奇妙な連星で、これまで観測された中で最も興味深い天体の一つである。 X線連星かつ食連星で、主星は恒星質量ブラックホール、もしくは中性子星であり, pp.

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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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T型小惑星

T型小惑星(T-type asteroid)は、小惑星帯内側の珍しい小惑星の分類である。組成は未知で、暗く特徴のない中程度に赤いスペクトルを持ち、0.85μmに緩やかな吸収線を持つ。現在まで、この小惑星に対応する隕石は発見されていない。無水であるが、P型小惑星またはD型小惑星または恐らく高度に変質したC型小惑星に関連すると信じられている。カサンドラがその一例である。.

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TN J0924-2201

TN J0924-2201は、うみへび座の方向にある電波銀河である。.

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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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V型小惑星

V型小惑星(V-type asteroidまたはvestoid)は、ベスタと似たスペクトルを持つ小惑星の分類である。この分類では、ベスタが圧倒的に大きく、名前の由来となっている。小惑星帯の小惑星の約6%がV型小惑星である。 大部分は、ベスタと似た軌道要素を持っており、接近してベスタ族を形成するか、似たような軌道離心率と軌道傾斜角を持つものの軌道長半径が2.18天文単位から2.50天文単位の3:1カークウッドの間隙に存在するものである。この事実は、大部分または全てのベスタ族は、恐らく一度の非常に大きな衝突で飛び散ったベスタの地殻の破片であることを示唆する。ベスタの南半球の巨大なクレーターは、衝突地点の一番の候補である。 V型小惑星は中程度に明るく、同じように岩石、鉄と普通コンドライトで構成され、より一般的なS型小惑星と似ている。比較的珍しいV型小惑星は、S型小惑星よりも輝石の含量が多い。 電磁スペクトルは、0.75μmに非常に強い吸収線、1μm付近に別の吸収線を持ち、0.7μmから波長の短い方に向かって非常に赤い。ベスタ自身を含むV型小惑星の可視光波長スペクトルは、玄武岩質のエイコンドライトであるHED隕石のスペクトルに近い。 J型小惑星は、ダイオジェナイトと似た1μmの強い吸収線を持ち、ベスタの地殻の深い部分に由来すると考えられている。.

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Virtual Studio Technology

Steinberg's Virtual Studio Technology（一般的にはVST）とは、ソフトウェア・シンセサイザーやエフェクター・プラグインと波形編集ソフトウェアやデジタル・オーディオ・ワークステーション (DAW) 間のリアルタイムなデータ受け渡しを担い各種の加工などを施すプログラムを、プラグインとして提供するための標準的な規格の一つである。この規格に沿って制作されたプラグインは、多くが操作を容易にするためにGUIを採用している。 パッケージソフト、シェアウェア、フリーウェアの形態で数千ものVSTプラグインが存在しており、また多くのDAWで扱えることから、この種の規格の中では最も普及している規格と言える。VSTのライセンスは開発したスタインバーグが保持している。VSTプラグインのSDKが公開されており、C++で書かれている。 本項では本規格に沿ったVSTプラグインについて述べる。.

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Warped Linear Predictive Coding

Warped Linear Predictive Coding (WLPC、ワープLPC) 、あるいはWarped Linear Prediction（WLP、ワープLP）は線形予測符号の一種で、通常の線形予測での周波数特性をバーク尺度やメル尺度のような人間の聴感特性に合わせて変形させることに特徴がある。WLPC は、周波数スペクトルを人間の聴覚に合わせた分解能でモデル化することができ、より少ないパラメータで音の情報を表現することができるため、音声認識や広帯域音声符号化などに向いている。.

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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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X型小惑星

X型小惑星(X-type asteroid)は、似たようなスペクトルを持つが、恐らく組成がかなり異なる小惑星の分類の集合である。.

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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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柴田雄次

柴田 雄次（しばた ゆうじ、1882年1月28日 - 1980年1月28日）は、東京府出身の化学者。東京大学名誉教授。正三位勲一等瑞宝章。.

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架空の惑星一覧

架空の惑星一覧（かくうのわくせいいちらん）では、フィクション作品に登場する架空の惑星を列挙する。学問上の仮説として存在すると考えられたことがある天体については、「仮説上の天体」を参照のこと。 以下の作品には多数の架空天体が存在するため、詳細は各一覧を参照。.

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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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恒星の自転

速の自転により、偏球状に見えるアケルナルの模式図 恒星の自転（こうせいのじてん、Stellar rotation）は、恒星の自身の自転軸の周りでの角運動である。自転速度は、恒星のスペクトルや表面上の構造の動きのタイミングから測定することができる。 恒星の自転は、遠心力により赤道上の膨らみを生み出す。恒星は固体ではないため、差動運動も見られる。そのため、恒星の赤道は、高緯度地域とは異なる角速度で運動できる。このような恒星内の速度の差が恒星磁場を生み出す原因の1つとなる。 恒星磁場は、恒星風と相互作用する。恒星から恒星風が吹くことで、自転の角速度は遅くなる。恒星磁場は恒星風と相互作用し、恒星の自転の障害となる。結果として、角運動量は恒星から恒星風へと輸送され、時間が経過すると恒星の自転速度は徐々に遅くなる。.

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東京大学アタカマ天文台

東京大学アタカマ天文台（とうきょうだいがくアタカマてんもんだい、Tokyo-Atacama Observatory Project）とは、口径6.5mの光学式光赤外線天体望遠鏡を南米チリ共和国北部アタカマ砂漠のチャナントール山山頂に建設する計画のこと。略称はTAO計画。世界最高地点の天文台でギネス世界記録になった。.

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核磁気共鳴

核磁気共鳴（かくじききょうめい、nuclear magnetic resonance、NMR） は外部静磁場に置かれた原子核が固有の周波数の電磁波と相互作用する現象である。.

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核磁気共鳴分光法

核磁気共鳴分光法 （かくじききょうめいぶんこうほう、nuclear magnetic resonance spectroscopy）は、核磁気共鳴（NMR）を用いて分子の構造や運動状態などの性質を調べる分析方法である。NMR関連の文書では水素原子核の意味でプロトンという言葉がよく使われ、本記事でも多用されている。.

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桜井天体

桜井天体（さくらいてんたい、Sakurai's Object）は、いて座の恒星である。1996年にこの天体を発見した日本人アマチュア天文学者の桜井幸夫の名前から名付けられた。漸近巨星分枝の後期熱パルスの段階にあると考えられている。 桜井天体は、かつて白色矮星であった赤色巨星だと考えられている。後期熱パルスは白色矮星の段階で起こり、漸近巨星分枝星（AGB星）に戻る。この型の天体は数個しか観測されていないが、水素が欠乏し、ヘリウムやその他の金属が豊富な状態になる。このような恒星は、最終的にヘリウムの豊富な白色矮星になると考えられる。 桜井天体は、1919年に発見されたわし座V605星とともに、後期熱パルスの高光度の段階にある2つの恒星のうちの1つである。その他、や座FG星等のいくつかの恒星も「再燃焼」の段階にあるのではないかと疑われている。.

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極超巨星

(Hypergiant)は、光度階級0の恒星であり、非常に大きな質量、光度を持ち、大部分の質量を失った形跡を持つものを指す用語である。.

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標準参照法

標準参照法（ひょうじゅんさんしょうほう、SRM; Standard Reference Method）は、ビールや麦芽の粒の色度数の単位のこと。SRMの度合いを数値で表すために分光測光法を使う必要がある。 SRMの数値は、0.5インチのセルを通して測定された430ナノメートルの波長の吸光度の10倍と定義されている。430ナノメートルの波長は藍色の光に対応している。これは、ビールごとの違いが最も顕著に現れる波長である。 この規格は、ロビボンド法では困難だった客観的な色の測定を打破するために1950年に米国醸造化学者学会によって採用された。SRM値とロビボンド値でのビールの色の測定はほぼ等しく、実際ビールの色の強さを測定する際にも互換性を持って用いることができる。 SRMの数値とEBC（European Brewery Convention）規格の換算は以下のように行う。 \mbox.

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標準光源 (天文)

標準光源（ひょうじゅんこうげん、standard candle）とは天文学で距離を推定する際に用いられる天体で、絶対的な光度が分かっている天体を指す。銀河系外を対象とする天文学や宇宙論の分野では、距離を導出する重要な手法のいくつかが標準光源に基づく方法を採っている。既に分かっている標準光源の絶対光度（またはその対数をとった絶対等級）と、実際に観測される見かけの明るさ（見かけの等級）とを比較することで、その天体までの距離を以下のように計算することができる。 ここで D は天体までの距離、kpc は1キロパーセク、m は天体の見かけの等級、M は天体の絶対等級である（m と M は静止系で同じ波長域について測光した値を用いる）。 標準光源として用いられる天体には以下のようなものがある。.

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標本化

標本化（ひょうほんか）または英語でサンプリング(sampling)とは、連続信号を一定の間隔をおいて測定することにより、離散信号として収集することである。アナログ信号をデジタルデータとして扱う（デジタイズ）場合には、標本化と量子化が必要になる。標本化によって得られたそれぞれの値を標本値という。 連続信号に周期 T のインパルス列を掛けることにより、標本値の列を得ることができる。 この場合において、周期の逆数 1/T をサンプリング周波数（標本化周波数）といい、一般に fs で表す。 周波数帯域幅が fs 未満に制限された信号は、fs の2倍以上の標本化周波数で標本化すれば、それで得られた標本値の列から元の信号が一意に復元ができる。これを標本化定理という。 数学的には、標本化されたデータは元信号の連続関数 f(t) とくし型関数 comb(fs t)の積になる（fs はサンプリング周波数）。 これをフーリエ変換すると、スペクトルは元信号のスペクトル F(ω) が周期 fs で繰り返したものになる。 このとき、間隔 fs が F(ω) の帯域幅より小さいと、ある山と隣りの山が重なり合い、スペクトルに誤差を生ずることになる（折り返し雑音）。.

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標本化定理

標本化定理（ひょうほんかていり、sampling theorem: サンプリング定理とも）はアナログ信号をデジタル信号へと変換する際に、どの程度の間隔で標本化（サンプリング）すればよいかを定量的に示す定理。情報理論の分野において非常に重要な定理の一つである。 標本化定理は1928年にハリー・ナイキストによって予想され、1949年にクロード・E・シャノンと日本の染谷勲によってそれぞれ独立に証明された。そのためナイキスト定理、ナイキスト・シャノンの定理、シャノン・染谷の定理とも呼ばれる。.

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水の青

水の青（みずのあお）では水の本質的な色に関して解説する。 海や湖の青色は空の色の反射に加え、この水の吸収スペクトルに由来する本質的な色に起因する。.

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水素スペクトル系列

水素原子の発光スペクトルは、によって与えられる波長によって、いくつかのスペクトル系列に分けられる。観測されるスペクトル線は原子のエネルギー準位間の電子遷移により生じる。スペクトル系列は、天文学において水素の存在の観測と赤方偏移の計算のため重要である。分光法の発展によって多くの系列が発見されている。.

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水銀・マンガン星

水銀・マンガン星(mercury-manganese star)（HgMn星）またはマンガン-水銀星(manganese-mercury star)は、イオン化した水銀により398.4nmに強い吸収線を持つ化学特異星である。これらの恒星のスペクトル型はB8またはB9で、2つの異なった特徴を持つ。.

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水銀灯

圧水銀灯 水銀灯（すいぎんとう）は、照明の一種。ガラス管内の水銀蒸気中のアーク放電により発生する光放射を利用した光源である。高圧水銀灯と低圧水銀灯に分れ、通常水銀灯と呼ぶときは前者を指す。医療用で用いる場合は太陽灯とも呼ぶ。 高圧水銀灯については、発光管の素材に石英ガラスが用いられることが多いため石英灯 (quartz lamp) 、石英水銀灯 (mercury quartz lamp) などと呼ばれることもある。.

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気体レーザー

気体レーザー（Gas laser、ガスレーザー）とは、レーザー媒質が気体であるレーザーの総称。媒質気体によって、更に中性原子レーザー、イオンレーザー、分子レーザー、エキシマレーザー、金属蒸気レーザーなどに区分できる。.

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汎函数行列式

函数空間 V からそれ自身への線型写像を S とすると、行列式の無限次元への一般化が可能なことがしばしばある。この量 det(S) を S の 汎函数行列式 (functional determinant)と言う。 汎函数行列式の公式がいくつかあり、それらは皆、対角化可能な有限次元の行列に対しては行列式が固有値の積に等しいという事実を基礎としている。数学的には、作用素のゼータ函数を通して厳密に定義される。 ここに tr は汎函数のトレースを意味し、従って汎函数行列式は、 で定義される。ここに s.

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汲み上げ効果

汲み上げ効果(Dredge-up)は、恒星の進化の段階で、恒星表面の対流層が、物質が核融合を起こす層よりも下まで拡大する段階である。結果として、核融合生成物は恒星大気の外層と混ざり、それらの核種が恒星のスペクトルに表れる。 主系列星が巨星分枝の段階に入った時に、最初の汲み上げ効果が起こる。対流による混合の結果、外層大気は、水素核融合が行われていることを表すスペクトルを示す。炭素12/炭素13比や炭素/窒素比は小さく、表面のリチウムやベリリウムの量は減少する。 2度目の汲み上げ効果は、恒星が4から8太陽質量の物質を持つ時に起こる。核でのヘリウム核融合が終わると、CNOサイクルの生成物が対流で混ぜられる。2度目の汲み上げ効果により、恒星の表面にはヘリウム4や窒素14の量が増え、炭素12や酸素16の量が減る。 3度目の汲み上げ効果は、恒星が漸近巨星分枝の段階に至った時に起こり、ヘリウム燃焼殻ではヘリウムフラッシュも起こる。この汲み上げ効果では、ヘリウム、炭素、s過程の生成物が恒星表面に表れる。この結果、酸素に対する炭素の量が増え、恒星は炭素星となる。 汲み上げ効果のそれぞれの名前は、経験する順番ではなく、恒星の進化と構造上の状態で規定される。そのため、低質量の恒星では、1度目と3度目の汲み上げ効果のみが起こり、2度目の汲み上げ効果が起こらないということもあり得る。.

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波動関数

波動関数（はどうかんすう、wave function）は、もともとは波動現象一般を表す関数のことだが、現在では量子状態（より正確には純粋状態）を表す複素数値関数のことを指すことがほとんどである。.

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涅槃交響曲

涅槃交響曲（ねはんこうきょうきょく、英題：Symphony Nirvana）は、黛敏郎作曲の交響曲。1959年、第7回尾高賞を受賞した作品である。早坂文雄に捧げられた。 舞台のオーケストラおよび会場のバルコニー部分に配置された2群のバンダを含む管弦楽パートと、仏教の声明を取り入れた男声合唱とで、ホール全体を利用して効果的に演奏される。また黛が1951年より手がけたテープ音楽、電子音楽の経験を元として、梵鐘を打つ音をスペクトル解析した上でその音をオーケストラにて再現するという手法も取られている。黛はこれを「カンパノロジー・エフェクト」と呼んだ。 最初に第1楽章のみが「カンパノロジー」の題でNHK交響楽団により放送初演された。その後それを第1楽章として取り込み、天台宗の経典に基づく読経が加わる第2楽章以降を追加し、大作交響曲として仕上げた。 男声合唱は2, 4, 5, 6楽章で加わる。楽章間は休みなく全曲が連続して演奏される。 オーケストラは通常の舞台上のほか、2群に分かれたバンダが客席バルコニーに配置される。 初演は1958年4月2日の「三人の会」第3回公演で、指揮は岩城宏之、演奏はNHK交響楽団と東京コラリアーズ。.

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測光 (天文)

測光（そっこう、photometry）とは、天体の明るさを測定するための観測手法である。通常、特定の波長域の電磁波だけを透過するフィルターを通して観測を行い、多くの場合、複数のフィルターを使用して、明るさに加えて色の情報を得て、天体の大まかな性質を調べることを目的としている。多数の波長域で観測すれば、スペクトルエネルギー分布（SED）を推定することもでき、そのような観測手法は分光測光とも言われる。 eso0528。各フィルターの波長感度特性が重ねて描かれている。 測光を意味する単語"photometry"は、ギリシャ語で「光」を意味する"photos"と「測定」を意味する"metron"からできている。.

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測光標準星

測光標準星は、測光システムによって定められる複数の波長帯（バンド）において、電磁波の強度が綿密に測定されており、変光星ではない恒星の一群。.

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減算方式

バイオリンのスペクトログラム。一般的に楽音は整数次倍音を中心に構成されるが、その分布は音色によって様々に異なる 声のスペクトログラム。ソース・フィルタモデルでは、声門が生んだ周期振動を原音として、声道というフィルタがフォルマントを形成したものとみなされる 減算方式（げんざんほうしき）または減算合成（げんざんごうせい、subtractive synthesis）は、倍音を含んだ原音から任意の倍音成分を引くことで新たな音色を作り出す音響合成の方式である。 フーリエの定理によれば、任意の周期関数は正弦波の級数で表せる（フーリエ級数）。これは音楽の分野では任意の音色が基音と倍音で成り立つこととも換言できる。この理論を音響合成に応用すれば、どんな音色もその倍音構成と同様の周波数・位相・振幅の正弦波を加算してゆけば近似できる（加算方式）。また逆に、倍音を豊富に含む原音を用意し、そこから倍音を取り除くことで目的の音色に近似させることもでき、これが減算方式と呼ばれる。減算方式では一般的に、原音には電子的な周期音やノイズが用いられ、「減算」には任意のフィルタ回路が用いられる。 概念的には、物理的な音響モデルであるソース・フィルタモデルの類縁として説明されることもある。ソース・フィルタモデルは音の発生メカニズムを声門など加振源と声道など共鳴器に分けて捉えるモデルであり、それぞれ減算方式での原音とフィルタに相当する。 減算方式は他の音響合成方式と比較すると、新たな倍音成分は作り出せないが、大幅な加工にも音高を維持しやすく音響心理学的には、基音または一部の整数次倍音が残れば音高は維持される。柏野牧夫,, イリュージョンフォーラム, NTTコミュニケーション科学基礎研究所, 2014年8月8日閲覧.

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準惑星候補の一覧

以下は準惑星候補の一覧(じゅんわくせいこうほのいちらん)である。 国際天文学連合 (IAU) はこれまでに5個の天体（ケレス、冥王星、エリス、ハウメア、マケマケ）を準惑星に分類しており、他に数十個が将来分類される可能性を持っている。準惑星に分類されるためには、それらは「自身の重力が剛体力に打ち勝って静水圧平衡（球体に近い形）を保つのに十分な質量を持って」いなければならない。海王星より外側に位置する準惑星は、冥王星 (Pluto) に因んで冥王星型天体 (plutoid) と呼ばれる。ケレスと冥王星以外は、分類するために十分な観測が行われたわけではない。しかし氷天体が重力によってどのように静水圧平衡に達するかについての現在の知見に基き、概ね73個の太陽系外縁天体 (TNO) が準惑星の候補たり得ると考えられている。エッジワース・カイパーベルト内には約200個、その外側には2,000個に達する準惑星があるとも推定されている。冥王星以降で最初に発見された準惑星候補の外縁天体は で、スピッツァー宇宙望遠鏡での観測によれば直径はおよそ575kmである。.

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朝永–ラッティンジャー液体

朝永–ラッティンジャー液体（ともながラッティンジャーえきたい、Tomonaga–Luttinger liquid; TLL）、または単にラッティンジャー液体（Luttinger liquid）とは、一次元伝導体における相互作用する多粒子電子系（または他のフェルミ粒子系）における量子液体である。この模型を朝永–ラッティンジャー模型と呼ぶ。一般的な二次元・三次元のフェルミ液体は一次元では特異な性質をもつようになり、これを朝永–ラッティンジャー液体とよぶ。 朝永–ラッティンジャー液体は1950年に朝永振一郎により最初に提案された。朝永は特定の拘束下では、電子間の2次の相互作用はボース粒子的な相互作用として取り扱うことができることを示した。後の1963年、はブロッホ音波の観点から理論を再構築し、二次の摂動をボース粒子として取り扱うための朝永が提案した拘束条件は必要ないことを示した。 実際にはラッティンジャーの解には間違いが含まれており、正しい解は後の1965年にダニエル・C・マティスと によって与えられた。ラッティンジャーによる間違いは、密度演算子の交換関係を0としたことである。本来であれば密度演算子は有限系では可換であるが、ラッティンジャーの模型では無限自由度の問題があるため、交換しない。.

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木星

記載なし。

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振幅変調

振幅変調（しんぷくへんちょう、AM、amplitude modulation）は、変調方式の一つで、情報を搬送波の強弱で伝達する変調方式である。.

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振動分光法

振動分光法（しんどうぶんこうほう）とは、測定対象に電磁波を照射し、透過（あるいは反射）光を分光することでスペクトルを得て、対象物の特性を知る方法のことをいう。対象物の分子構造や状態を知るために使用される。.

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惑星状星雲

星雲 惑星状星雲（わくせいじょうせいうん、planetary nebula）は、超新星にならずに一生を終える恒星が赤色巨星となった際に放出したガスが、中心の星の放出する紫外線に照らされて輝いているものである。中心の星は恒星の進化において白色矮星になる前の段階である 。 惑星状星雲の名は、望遠鏡で観測したときに緑がかった惑星のように見えるところから、ウィリアム・ハーシェルによって名付けられた。 恒星は、一生の末期になると外層が膨張して赤色巨星となり、外層のガスは徐々に恒星の重力を振り切って周囲に放出されていき、原始惑星状星雲となる。一方、中心核は自分自身の重力で収縮し紫外線を放射し、この紫外線が赤色巨星であった時に放出したガスに吸収されると、ガスはそのエネルギーによって電離して光を放って輝くようになる。これが惑星状星雲である。 惑星状星雲のスペクトルは、主に電離ガスから放たれる輝線スペクトルであり、散光星雲にも見られる水素、ヘリウムのバルマー系列（可視域においては）再結合輝線や衝突励起輝線を持つ。これは、電離窒素や電離酸素の確率の低い電子遷移に対応する輝線（禁制線）である。惑星状星雲のガスは極めて希薄であり、原子間の衝突がめったに起こらないために、励起状態の失活が起こらずこれらの輝線が観測できる。.

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星の種族

星の種族（ほしのしゅぞく、stellar population）とは、星の分類の一種である。星は種族I及び種族IIと呼ばれる2つのグループに分けられる。（I,IIの数字はローマ数字で表記される習慣になっている。）ある星がどちらの種族に分類されるかの基準は、その星の空間速度、銀河の中での位置、年齢、化学組成、HR図上での分布の違いによる。.

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星間分子の一覧

このリストは、天体望遠鏡を用いて行われた分子雲、原始惑星系円盤等からの電磁波観測により発見され、同定された星間分子の一覧（せいかんぶんしのいちらん）である。リストは構成原子毎に挙げた。イオンが検出されている分子についてはそれも示した。.

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星間雲

星間雲（せいかんうん）は、銀河系を含む銀河に見られるガス・プラズマ・ダスト（塵）の集まりを総称したものである。別の言い方をすれば、星間雲とは星間領域において星間物質の密度が周囲より高い領域のことである。水素を例に取ると、雲の濃度・大きさ・温度および他の天体からの電磁波などにより星間雲中の水素は中性（または基底状態）のH I領域（原子雲）、イオン状態（または励起状態）のHII領域（プラズマ雲）、分子状態（分子雲）になる。またその密度の違いにより低密度雲、高密度雲に分けられる。 発光星雲になる。.

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春季賞

春季賞（しゅんきしょう）は、日本数学会から贈られる数学の学術賞である。 前身は彌永賞で、日本数学会会員で40歳未満の優れた業績を上げた数学者に毎年贈られる。 日本数学会において最も権威を持つ賞の一つである。40歳未満の優れた業績を上げた数学者に授与されるということで、フィールズ賞の日本版のように思われることがあるが、フィールズ賞と違い実績の浅い准教授以下の地位の者に受賞されることもある。従って世界的に無名な数学者が受賞者だったり、20年以上も前に受賞したのに未だに准教授だったりするものがいる。年齢制限の無い賞には秋季賞がある。.

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海況

海況（かいきょう）とは、海の状態のことである。水温や海水内の塩分分布、海流状態、水塊、プランクトンの状況、pH、波浪状態、透明度、溶存酸素量などを総合したもので、普通は水温、水塊、海流を解析して行う。日本では東北や北海道の冷害に対し親潮との関係が深いと考えられている為、古くから調査が行われている。なお予想は天気予報に比べると精度は低いが、日本では毎年3月に気象庁から発表される。また、海の荒れ模様を数字で表すことも海況という。.

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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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放射光

放射光（ほうしゃこう、Synchrotron Radiation）は、シンクロトロン放射による電磁波である。「光」とあるが、実際は、人工のものでは赤外線からX線、天然のものでは電波からγ線の範囲のものがあり、特に可視光に限定して呼ぶことは少ない。また、電磁波が放射される現象は他にも多くあるが、シンクロトロン放射による電磁波に限り放射光と呼ぶ。 シンクロトロン放射は、高エネルギーの電子等の荷電粒子が磁場中でローレンツ力により曲がるとき、電磁波を放射する現象である。「シンクロトロン（同期式円形加速器）」と名が付いているが成因を問わずこう呼ぶ。放射光と呼ぶのは人工のものであることが多い。.

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放出スペクトル

放出スペクトル（ほうしゅつスペクトル、）は、原子や分kが低いエネルギー準位に戻る時に放出する電磁波の周波数のスペクトルである。 それぞれの原子の放出スペクトルは固有のものであり、そのため分光法によって、未知の化合物に含まれる元素を同定することができる。同様に、分子の放出スペクトルは、物質の化学分析に用いることができる。.

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散光星雲

散光星雲（さんこうせいうん、英語：diffuse nebula）とは、可視光によって観測できる比較的広い範囲に広がったガスや宇宙塵のまとまりである天体。 散光星雲とは古い用語であり、輝線星雲を指したり、輝線星雲と反射星雲、更には暗黒星雲や超新星残骸まで含める場合もあり、混乱を避けるためこの用語は使用すべきではない。.

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数理モデル

数理モデル（すうりモデル、mathematical model）とは、通常は、時間変化する現象の計測可能な主要な指標の動きを模倣する、微分方程式などの「数学の言葉で記述した系」のことを言う。モデルは「模型」と訳され「数理模型」と呼ばれることもある。元の現象を表現される複雑な現実とすれば、モデル（模型）はそれの特別な一面を簡略化した形で表現した「言語」（いまの場合は数学）で、より人間に理解しやすいものとして構築される。構築されたモデルが、元の現象を適切に記述しているか否かは、数学の外の問題で、原理的には論理的には真偽は判定不可能である。人間の直観によって判定するしかない。どこまで精緻にモデル化を行ったとしても、得た観察を近似する論理的な説明に過ぎない。 数理モデルは、対象とする現象や、定式化の抽象度などによって様々なものがある。.

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数理物理学

数理物理学（すうりぶつりがく、Mathematical physics）は、数学と物理学の境界を成す科学の一分野である。数理物理学が何から構成されるかについては、いろいろな考え方がある。典型的な定義は、Journal of Mathematical Physicsで与えているように、「物理学における問題への数学の応用と、そのような応用と物理学の定式化に適した数学的手法の構築」である。 しかしながら、この定義は、それ自体は特に関連のない抽象的な数学的事実の証明にも物理学の成果が用いられている現状を反映していない。このような現象は、弦理論の研究が数学の新地平を切り拓きつつある現在、ますます重要になっている。 数理物理には、関数解析学／量子力学、幾何学／一般相対性理論、組み合わせ論／確率論／統計力学などが含まれる。最近では弦理論が、代数幾何学、トポロジー、複素幾何学などの数学の重要分野と交流を持つようになってきている。.

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普通コンドライト

普通コンドライト（ふつうコンドライト、Ordinary chondritesまたはO chondrites）は石質隕石、コンドライトのうちH、L、LLに分類されるものをいう。発見された隕石の約90%を占める。 隕石として最も一般的な普通コンドライトのスペクトルが、(3628)ボジュ・ニェムツォヴァーなど小惑星として珍しいO型のスペクトルを持つ小惑星に近く、小惑星の中で最も一般的なS型小惑星のスペクトルと一致しないことは謎になっていた。近年の衛星による小惑星探査で、S型小惑星を構成する岩石のスペクトルは普通コンドライトと一致し、宇宙風化作用によって小惑星の表面のスペクトルが変化したことが原因だと考えられるようになった。.

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1868年

記載なし。

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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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2010 KQ

2010 KQ は、2010年に発見された地球近傍天体である。天然の小惑星ではなく人工物（ロケットの残骸）と考えられている。.

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21cm線

21cm線（21センチメートルせん、）は、中性水素原子のエネルギー状態の変化によって放射されるスペクトル線である。 21cm線は周波数 の電波であり、その波長が であることからこの名が付けられている。21cm線は天文学、特に電波天文学の分野で広く使われている。.

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2dF銀河赤方偏移サーベイ

2dF銀河赤方偏移サーベイ(2dF Galaxy Redshift Survey、2dFあるいは2dFGRSと略される)は、アングロ・オーストラリアン天文台の口径3.9mアングロ・オーストラリアン望遠鏡によって1997年から2002年4月11日まで行われた、多数の銀河の赤方偏移を測定する掃天観測である。このサーベイ観測のデータは2003年6月30日に公開された。このサーベイによって近傍宇宙の一部分について宇宙の大規模構造が描き出された。2009年7月現在、このサーベイは2000年に開始されたスローン・デジタル・スカイサーベイに次いで2番目の規模の赤方偏移サーベイである。マシュー・コレス、スティーブ・マドックスおよびジョン・ピーコックらがこのプロジェクトに関わった。.

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3C 273

3C 273 は、おとめ座に位置するクエーサーである。初めて確認されたクエーサーでもある。 クエーサーの中では可視光では全天一明るく（見かけの等級 12.9等）、最も近くにある（赤方偏移0.158 ）。赤方偏移から計算した光度距離はDL.

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4色型色覚

4色型色覚（4しょくがたしきかく）とは、色情報を伝えるために4つの独立したチャンネルを持つことをいう。4色型色覚を備えた生物については、任意の光に対して同じ知覚影響を与える4つの異なる純粋なスペクトルの光の混合色を作ることができる。4色型色覚の通常の説明は、生物の網膜が異なる吸収スペクトルを備えた4種類の錐体細胞を含むということである。.

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8の字形レーザー

8の字形リング共振器を備えたファイバーレーザー。'''In''': ポンピング光 '''Out''': 放射光 '''1''': 活性ファイバー '''2''': 偏光子 '''3''': 光学絶縁体 '''4''' WDMスプリッタ '''50:50''' ハーフビームプリッタ 8の字形レーザー (figure-8 laser) とは、8の字形をしたリング共振器を備えたファイバーレーザーをいう。・ソリトンパルスを発生させるために用いられる。この型のレーザーに典型的なスペクトル形状として、幅の広い中央ピークとそれを対称にとりまく数本の細いラテラルピークが見られる。 細いピークの振幅は中央ピークと同じか低い程度である。 共振器の二つのループはどちらもがサニャックループとして動作する。この型のレーザーの活性媒質は希土類イオンをドープした光ファイバーである。モードロックを保証するため、対向する光波間で非線形な位相差を作り出すために共鳴器に対して非対称に設置される。1992年、小さいループの長さが 、大きいループの長さが の8の字形レーザーが作られ、パルス長 、パルス間隔 のレーザーが発生させられた。.

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吸収線、分光スペクトル、線スペクトル、発光スペクトル、輝線、輝線スペクトル。

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