おうし座RV型変光星(RV Tauri variable)は、超巨星の変光星である。恒星表面の放射方向の脈動に応じて光度が変化する。明るさの変化は、スペクトル型の変化とも関連している。最も明るい時には、スペクトル型はFまたはGである。最も暗い時には、スペクトル型はKまたはMに変わる。変光の周期は、通常30日から150日であり、周期の中で最も暗い時期と2番目に暗い時期が相互に入れ替わる。最大の明るさと最小の明るさの差は、4等級に達する。おうし座RV型変光星は、さらに2つの小分類に分けられる。.

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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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たて座デルタ型変光星

たて座δ型変光星（たてざデルタがたへんこうせい）は、脈動変光星の一種で、恒星表面における動径脈動及び非動径脈動の両方の原因によって光度が変化する変光星である。通常、数時間のうちに0.003から0.9等級の範囲で明るさが変動するが、変動の周期や幅は恒星によって大きく異なる。スペクトル型はA0からF5の巨星・準巨星または主系列星である。ヘルツシュプルング・ラッセル図ではこと座RR型変光星と主系列の間に位置するが、こと座RR型変光星が種族IIの年老いた星なのに対し、たて座δ型変光星は種族Iの若い星である。この種類の変光星のプロトタイプは、たて座δ星であり、4.65時間の周期で+4.60から+4.79まで明るさが変化する。この種類の変光星として他に有名なものには、ベガ、アルタイル、しし座β星（デネボラ）、カシオペヤ座β星、とも座ρ星等がある。.

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たて座R星

たて座R星（たてざあーるせい）は、たて座にあるおうし座RV型の脈動変光星である。学名はR Scuti（略称はR Sct）。ほぼ全周期双眼鏡で観測できるので、変光星観測初心者向けの星であるといえる。.

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ぎょしゃ座AE星

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

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ぎょしゃ座AG星

ぎょしゃ座AG星（ぎょしゃざAGせい）は、ぎょしゃ座の方向にある脈動変光星である。.

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ぎょしゃ座Z星

ぎょしゃ座Z星（ぎょしゃざZせい）は、ぎょしゃ座の方向にある脈動変光星である。.

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きりん座の恒星の一覧

この表は、きりん座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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きりん座アルファ星

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

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くじら座

くじら座（鯨座、Cetus）は、トレミーの48星座の1つ。 ο星ミラは、くじら座で最も有名な変光星である。この星座は黄道に接近しているため、いくつかの小惑星がこの星座の領域内を通ることがある。第4番目に発見された小惑星ヴェスタ（Vesta）は1807年3月29日にドイツのブレーメンでハインリヒ・オルバースによってこの星座の領域で発見された。.

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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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くじら座の恒星の一覧

この表は、くじら座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。.

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くじら座イオタ星

くじら座ι星は、くじら座の恒星で黄橙色の巨星である。.

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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YZ星

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

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てんびん座の恒星の一覧

この表は、てんびん座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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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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とかげ座BL型天体

とかげ座BL型天体PG 1553+11の光学スペクトルとかげ座BL型天体H 0323+022 (z.

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とも座19番星

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

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はくちょう座

はくちょう座（白鳥座、Cygnus）は、トレミーの48星座の1つ。.

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はくちょう座61番星

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

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はくちょう座AV星

はくちょう座AV星（はくちょうざAVせい）は、はくちょう座の脈動変光星である。.

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はくちょう座の恒星の一覧

この表は、はくちょう座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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はくちょう座アルファ型変光星

はくちょう座α型変光星（はくちょうざアルファがたへんこうせい）は、非動径脈動を示す脈動変光星である。非動径脈動とは、恒星表面のある部分が膨張すると同時に他の部分が収縮することを意味する。スペクトル型はBまたはAの超巨星である。明るさの変化は通常0.1等級の桁で、脈動と同期する。複数の周期で脈動するため、不規則型と紛らわしいものもある。周期は通常、数日から数週間である。この種類の変光星のプロトタイプは、デネブ（はくちょう座α星）であり、+1.21から+1.29まで明るさが変化する。この種類の変光星として他に有名なものには、オリオン座ε星、おおいぬ座η星、おおいぬ座ο2星、カシオペヤ座κ星等がある。.

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はくちょう座カイ星

はくちょう座χ星（はくちょうざカイせい）は、はくちょう座にある有名なミラ型の脈動変光星である。学名はχ Cygni（略称はχ Cyg）。1686年にドイツのゴットフリート・キルヒによって変光が発見された星で、新星・超新星以外の変光星ではミラ、アルゴルに次いで3番目に発見された星である。.

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はくちょう座Q星

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

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はくちょう座V1478星

はくちょう座V1478星(MWC 349)は、はくちょう座の変光星で、ハービッグBe型の連星である。いくつかの特徴でこの連星は知られている。.

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はくちょう座X-1

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

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へびつかい座アルファ星

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

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へびつかい座カッパ星

へびつかい座κ星は、へびつかい座の恒星で3等星。.

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ほうおう座ガンマ星

ほうおう座γ星（）は、ほうおう座にある3等級の恒星である。.

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ほうおう座SX型変光星

ほうおう座SX型変光星(SX Phoenicis variable)は、変光星の分類の1つである。変光の周期は、0.04-0.08日（0.96-1.92時間）で、スペクトル分類はA2からF5で、V等級は最大で0.7である。太陽と比べると、金属量は低く、つまり水素とヘリウム以外の元素の割合が小さい。また空間速度は比較的速く、スペクトル分類の割には光度は小さい。これらの性質によって、たて座δ型変光星から区別されている。後者は周期が長く、金属量が高く、光度の振幅も大きい。ほうおう座SX型変光星は、主に球状星団や銀河ハローの中で見つかる。球状星団の中の既知のほうおう座SX型変光星は、全て青色はぐれ星である。その中には、同じ星団の中の同じ程度の光度の主系列星よりも青く見える（温度が高い）ものもある。よく知られたほうおう座SX型星の例には、みずがめ座CY星とこの型の代表星であるほうおう座SX星がある。.

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ほ座の恒星の一覧

この表は、ほ座の恒星を明るさの順に並べたものである。バイエル符号はアルゴ座に対して付けられ、アルゴ座がほ座、とも座、りゅうこつ座に分かれた後も再命名されなかったため、例えばほ座α星という恒星は存在しないなど、欠けているギリシア文字がある。.

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ほ座デルタ星

ほ座δ星（ほざデルタせい）は、ほ座の恒星で2等星。ニセ十字を形成する恒星の1つでもある。.

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ぼうえんきょう座の恒星の一覧

この表は、ぼうえんきょう座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。.

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ぼうえんきょう座アルファ星

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

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ぼうえんきょう座PV型変光星

ぼうえんきょう座PV型変光星（ぼうえんきょうざPVがたへんこうせい）は、変光星総合カタログで確立された変光星の種類であり、PVTELという略称で表わされる。この型の変光星は、「ヘリウム超巨星のBp星であり、弱い水素の線と強いヘリウム及び炭素の線を持つもの」と定義される。つまり、これらの恒星の水素のスペクトル線は、スペクトル型Bの通常の恒星のものよりも弱く、ヘリウムと炭素の線はより強い。この型の変光星のプロトタイプ星は、ぼうえんきょう座PV星であり、小さいが複雑な光度の変化と視線速度の変動が起こる。ぼうえんきょう座PV型変光星は、通常のB型星と比べて著しく水素が不足しており、数時間から数年間の間隔で光度が変化する。2008年時点で、変光星総合カタログには、ぼうえんきょう座PV型変光星と確定した恒星が12個収録されている。.

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みずがめ座の恒星の一覧

この表は、みずがめ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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みなみじゅうじ座の恒星の一覧

この表は、みなみじゅうじ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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がか座

がか座（画架座、Pictor）は、南天の星座の1つ。Pictor はラテン語で「画家」という意味だが、この星座のモチーフとなったのは画家ではなく画架である。.

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がか座の恒星の一覧

この表は、がか座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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がか座ベータ星

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

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しし座の恒星の一覧

この表は、しし座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。.

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しし座ラムダ星

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

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けんびきょう座

けんびきょう座（顕微鏡座、Microscopium）は、南天の星座の1つ。.

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こぐま座の恒星の一覧

この表は、こぐま座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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こと座

こと座（ことざ、琴座、ラテン語：Lyra）は、トレミーの48星座の1つ。北天の星座で、比較的小さい星座である。 α星は、全天21の1等星の1つであり、ベガ（七夕のおりひめ星、織女星）と呼ばれる。ベガと、はくちょう座α星のデネブ、わし座α星のアルタイル（七夕のひこ星、牽牛星）の3つの1等星で、夏の大三角と呼ばれる大きな二等辺三角形を形成する。都会など空の条件のよくないところでは、明るいベガしか見えないが、そのすぐ近くに3-4等星が平行四辺形に並んでいるため、空の環境が良ければ比較的見つけやすい星座である。.

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こと座の恒星の一覧

この表は、こと座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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こじし座の恒星の一覧

この表は、こじし座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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こじし座T星

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

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こうま座の恒星の一覧

この表は、こうま座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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いっかくじゅう座

いっかくじゅう座（一角獣座、Monoceros）は、星座の1つ。日本では冬に南の空に見える。固有名もついていない4等星がいくつかあるだけの目立たない星座だが、後述のばら星雲など著名な天体が属している。.

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いっかくじゅう座の恒星の一覧

この表は、いっかくじゅう座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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いっかくじゅう座R星

記載なし。

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いっかくじゅう座V523星

いっかくじゅう座V523星（いっかくじゅうざV523せい）は、いっかくじゅう座の脈動変光星。.

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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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いっかくじゅう座X-1

いっかくじゅう座X-1(Monocerotis X-1、Mon X-1)は、地球から約3000光年離れた場所にある連星である。.

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いるか座

いるか座（海豚座、Delphinus)は、天の川の近くにある星座で、トレミーの48星座の1つ。最も明るい星でも4等星と暗い星座ではあるが、星々が密集しているため見つけやすい。.

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いるか座の恒星の一覧

この表は、いるか座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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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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うお座107番星

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

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うお座の恒星の一覧

この表は、うお座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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うお座ベータ星

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

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うお座アルファ星

うお座α星（うおざアルファせい）は、うお座の4等星で変光星。.

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うお座イオタ星

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

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うお座EL星

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

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うしかい座

うしかい座（牛飼い座、Boötes）は、トレミーの48星座の1つ。日本では春から初夏にかけて見ることができる。 α星は、全天21の1等星の1つであり、アークトゥルスと呼ばれる。アークトゥルスと、おとめ座のα星スピカ、しし座のβ星デネボラで、春の大三角を形成する。.

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うしかい座の恒星の一覧

この表は、うしかい座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。.

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うしかい座イオタ星

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

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うしかい座シータ星

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

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さそり座AH星

さそり座AH星（さそりざAHせい）は、さそり座に位置する脈動変光星。.

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さそり座AR星

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

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さそり座の恒星の一覧

この表は、さそり座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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さそり座ゼータ星

さそり座ζ星（さそりざゼータせい）は、さそり座の二重星。見かけの二重星であり、西側に輝くζ1星と東側に輝くζ2星からなる。 ζ1星は遠方に位置するため、見かけの明るさこそζ2星より暗いものの、実際ははるかに明るい星である。ζ1星は、高光度青色変光星(LBV)に分類される青色超巨星である。この型の変光星としては他にりゅうこつ座η星やはくちょう座P星が有名だが、両星ともζ1星に匹敵する明るさを持つ超巨星である。 ζ2星はこの二重星のうち明るいほうの星であり、橙色に輝く巨星で、太陽系に対し比較的近い。 Category:変光星せた Category:天文学に関する記事.

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さそり座X-1

さそり座 X-1 は、さそり座の方向、地球からの距離9000光年のところに位置するX線源である。低質量X線連星である。太陽系外で初めて発見されたX線源であり、太陽についで強いX線を放射している天体である。X線強度は日々変動しており、実視等級12 - 13等の変光星さそり座V818星に付随している。.

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さいだん座の恒星の一覧

この表は、さいだん座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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かに座55番星

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

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かに座の恒星の一覧

この表は、かに座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。.

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かに座DX星

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

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かじき座AB星

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

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かじき座ガンマ星

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

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からす座の恒星の一覧

この表は、からす座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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古川麒一郎

古川麒一郎（ふるかわきいちろう、1929年7月22日 -2016年6月29日）は、日本の天文学者である。専門は、位置天文学・天体力学・測地学。.

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古畑正秋

古畑正秋（ふるはたまさあき、1912年9月18日 - 1988年11月23日）は、日本の天文学者。.

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吉岡一男 (天文学者)

吉岡一男（よしおかかずお、1947年1月17日 - ）は、日本の天文学者（理学博士）。放送大学名誉教授。専門は、天文分光学、変光星の分光観測および偏光観測に関する研究。大阪府生まれ。趣味はロシア民謡。.

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坂部三次郎

坂部三次郎（さかべさんじろう、1923年（大正12年）5月16日 - 2001年（平成13年）2月3日）は、実業家・変光星観測者。京都府出身。東京理科大学第4代理事長。ダイニック元代表取締役社長・会長。ダイニックアストロパーク天究館創立者。洛陽 (小惑星5825番)は坂部三次郎の助言で命名された。また、亀岡 (小惑星)は三次郎の出身地京都府亀岡市から命名された。.

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天体

天体（てんたい、、）とは、宇宙空間にある物体のことである。宇宙に存在する岩石、ガス、塵などの様々な物質が、重力的に束縛されて凝縮状態になっているものを指す呼称として用いられる。.

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天体一覧

天体一覧（てんたいいちらん）は、主な天体の一覧。参考として、特定の天体に関する一覧のある記事およびカテゴリも挙げてある。.

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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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天文年鑑

天文年鑑（てんもんねんかん、Astronomical Yearbook,Astronomical Almanac）は、天文年鑑編集委員会が編集し誠文堂新光社が発行する天文に関するデータ集である。.

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天文現象

天文現象（てんもんげんしょう）とは、天（この「天」には空や大気圏の上層部や宇宙空間までもが含まれる）に現れる様々な現象の総称。これを文様（模様、綾）に見立てて天文といい、周期的な変化を調べて暦や卜占に利用した。『易経』賁の卦の「天文を観て以て時の変を察す」、繫辞伝の「仰いで以て天文を観、俯して以て地理を察す。是の故に幽明の故を知る」に由来するとされる。天象とも。これらは観天望気の対象であったが後に気象とは区別されて天体観測が専らとなり、特に惑星の運行は洋の西と東を問わず天文学者により詳細に調べられた。望遠鏡の発明により太陽や月以外も明確に天体として認識されるようになると、物理学の一分野として発展を遂げ（→天体物理学）、以降の天文学は恒星を含む宇宙の諸現象を研究する自然科学の分野となった。一方の卜占からは学問的な裏付けが排除されたが、信仰や迷信の一部として現代でも広く残る。現代の天体観測は実業のみでなくレクリエーションにもなっている（天体観望）。.

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太陽光度

太陽光度（たいようこうど、Solar luminosity）とは、光度の単位の1つであり、記号L_\odotで表す。通常、恒星などの天体の光度（見かけの明るさではなく、実際の明るさ）を表すのに用いられる。1太陽光度は、3.839 × 1026 W、3.839 × 1033erg/sに当たる太陽の光度と等しい。ただし、太陽は弱い変光星であり、太陽変動によって光度は常に一定ではない。.

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変光星の一覧

変光星の一覧（へんこうせいのいちらん）は、主な変光星の星座別の一覧である。なお変光星は2008年現在知られているものだけで5万個以上あるので、その全てをこの一覧で網羅することは事実上不可能である。.

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変光星総合カタログ

変光星総合カタログ(General Catalogue of Variable Stars、GCVS)は、変光星を収録した天体カタログである。1948年に出版された第1版は、ボリス・クカーキンとパーヴェル・パレナゴによる編集でソビエト連邦科学アカデミーから発行され、1万820個の恒星を含んでいた。第2版と第3版はそれぞれ1958年と1968年に、3巻からなる第4版は1985年から1987年にかけて発行され、2万8435個の恒星を含んでいた, N. N. Samus, O. V. Durlevich, O. V., and R. V. Kazarovets, Baltic Astronomy 6 (1997), pp.

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変光星雲

変光星雲（へんこうせいうん、）は、星雲を照らしている恒星の明るさが変化することによって、星雲自身の明るさが変化する反射星雲である。.

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宇都宮・ジョーンズ彗星

宇都宮・ジョーンズ彗星（うつのみや・ジョーンズすいせい、Comet Utsunomiya-Jones、C/2000 W1）は、2000年に発見された彗星のひとつ。.

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小白山天文台

小白山天文台 (ソベクサンてんもんだい、英: Sobaeksan Optical Astronomy Observatory, 略称：SOAO)は、大韓民国の韓国天文研究院が運用する天文台である。忠清北道丹陽郡と慶尚北道栄州市にまたがる小白山（標高1,439m）の峰のひとつに位置する。韓国初の近代的な天体観測所として1978年9月に竣工した。変光星の観測、トランジット法による太陽系外惑星の研究、小惑星の探索などを主な研究分野としている。.

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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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中村要

中村要（なかむらかなめ、1904年（明治37年）4月8日 - 1932年（昭和7年）9月24日）は、日本の天文学者、京都帝国大学天文台の職員。滋賀県出身。.

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市民科学

市民科学（しみんかがく、citizen scienceほかにcrowd-sourced science, civic science, volunteer monitoring, networked science など）、もしくはシチズン・サイエンス、クラウド・サイエンスとは、全面的もしくは部分的にアマチュア科学者によって行われる科学研究を指す。「科学研究への公衆の関与」、「参加型モニタリング (participatory monitoring)」、「参加型アクション・リサーチ (participatory action research)」と説明されることがある。写真の人物は、米国グレイシャー国立公園の市民科学プログラムの一環として、ローガン峠近辺の崖を上っているシロイワヤギを観察している。.

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一戸直蔵

一戸直蔵（いちのへなおぞう、1878年8月14日 - 1920年11月26日『改訂版日本アマチュア天文史』、162頁。）は日本の天文学者、科学ジャーナリスト。日本で最初の変光星の観測者、研究者であり『改訂版日本アマチュア天文史』、160頁。、ジャーナリストとしては反アカデミズムの立場をとったことでも知られている。.

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広瀬秀雄

広瀬秀雄（ひろせひでお、1909年8月12日 - 1981年10月27日）は日本の天文学者である。.

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佐久間精一

佐久間精一（さくませいいち、1929年 - ）は日本のアマチュア天文家で、川崎天文同好会及び日本変光星研究会の会員でもある。.

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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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ペラゲーヤ・シャイン

ペラゲーヤ・フェドロヴナ・シャイン（Pelageya Fedorovna Shajn、ロシア語：Пелагея Фёдоровна Шайн、1894年-1956年8月27日）は、ソビエト連邦、ロシアの天文学者である。近代英語では、彼女の姓はShaynとなるが、天文学においてはP.

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ペルセウス座RS星

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

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ペルセウス座S星

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

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ペルセウス座T星

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

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ペガスス座イプシロン星

ペガスス座ε星は、ペガスス座の恒星で2等星。.

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ミラ (恒星)

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

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ノーマン・ポグソン

ノーマン・ロバート・ポグソン (Norman Robert Pogson, 1829年3月23日 - 1891年6月23日)は、イギリスの天文学者。娘のアイシス・ポグソン (Isis Pogson、1852年-1945年)も天文学者となり、気象学者としても活動した。.

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チロ (犬)

チロ（1969年10月頃 - 1981年9月14日）は、藤井旭（イラストレーター・天体写真家）が飼育していたメスの北海道犬である。「白河天体観測所」という私営天文台の「天文台長」を務め、地元の人々や天文ファンなどに「チロちゃん」、「犬の天文台長さん」などと親しまれていた。その死後、藤井はチロとのエピソードや周囲の「星仲間たち」との交流などを『星になったチロ』などの子供向けの本にまとめた。『星になったチロ』は、読書感想文コンクールの課題図書に選定されたりプラネタリウム向けの配給番組になったりするなど、好評を持って迎えられた。1995年に発見された小惑星9090番「チロ天文台」（:it:9090 Chirotenmondai）は、チロとその天文台を記念して命名されたものである。.

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ハービッグ・ハロー天体

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

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バイエル符号

バイエル符号（バイエルふごう、Bayer designation。バイエル記号、バイヤー記号、バイエル名などとも）は、ドイツの法律家ヨハン・バイエルが1603年に星図『ウラノメトリア』で発表した、恒星の命名法である。その後、他の天文学者によって追加や修正されたものも同様に「バイエル符号」と呼ばれる。『ウラノメトリア注解』1697年版（オクラホマ州立大学付属図書館蔵）より小熊座。第2欄に見えるギリシア文字がバイエル符号。バイエルは、星座ごとに等級順にギリシャ文字小文字などでα, β, γ, …… と名づけた。これに星座名の属格をつけ、α Centauriのように表す。表し方には次のようなバリエーションがある。.

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ポンプ座の恒星の一覧

この表は、ポンプ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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ポピュラー・アストロノミー

ポピュラー・アストロノミー(英、Popular Astronomy)は1893年から1951年まで出版されていたアマチュア天文家のための雑誌である。本雑誌は1892年まで出版されていたサイドリアル・メッセンジャー(英、The Sidereal Messenger)の後継誌である。59巻まで続いた。始めの編集者はカールトン大学のウィリアム・ペインであり、1893年から1911年まで編集に携わっていた。彼の後はハーバート・ウィルソンが引き継いだ。シャーロット・ウィラードは共同編集者として1893年から1905年の間に雑誌の編集に関わっていた。ポピュラー・アストロノミーは、アメリカにおけるアマチュア天文家による変光星の観測の発展に重要な役割を果たした。.

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ヨハン・ゲオルク・パリッチュ

肖像ヨハン・ゲオルク・パリッチュ（Johann Georg Palitzsch、1723年6月11日 - 1788年2月21日）はドイツ、ドレスデンの農夫でアマチュア天文家である。エドモンド・ハレーによって予測されたハレー彗星の回帰を1758年に発見した。独学で天文学と物理学を学んだ。1744年にアルゴルが変光星であることを見つけた。1758年12月、エドモンド・ハレーによって予測されたハレー彗星の回帰を最初に発見した。顕微鏡による植物の観察も行い、ドレスデンにジャガイモの栽培を導入した。1775年にドレスデンの宮殿に避雷針の取り付けをすすめた。なお、パリッチュから1か月遅れてハレー彗星の回帰を発見したと報告したシャルル・メシエは、そのことでいわれのない中傷を受けたことでより一層彗星の発見に情熱を傾けるようになり、その成果は後に『メシエカタログ』として結実した。.

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ヨハン・ステイン

ヨハン・ステイン（Johan Stein 、Johannes Wilhelmus Jacobus Antonius Stein、1871年2月27日 - 1951年12月27日）はオランダ生まれの、天文学者でイエズス会員である。フラーヴェ(Grave)に生まれた。ライデン大学でヘンドリック・ゲラルドゥス（Hendricus Gerardus van de Sande Bakhuyzen）のもとで学んだ後、1906年からバチカン天文台で働き、1910年からはローマを離れアムステルダムのイグナティウス・カレッジで教えた。1930年からバチカン天文台長となり、天文台のカステル・ガンドルフォへの移転を行った。変光星、二重星の研究を行った。変光星のカタログStelle doppie nel catalogoや星図Atlas stellarum variabliumを編集した。.

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ラランド21185

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

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ラカーユ9352

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

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ルイテン726-8

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

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レンズマン

レンズマン（Lensman）は、アメリカのSF作家E・E・スミスが作り上げたヒーローである。 E（エドワード）・E（エルマー）・“ドク”・スミスは、1937年から10年以上に渡り『銀河パトロール隊』を始めとする一大SF小説、レンズマン・シリーズを書き上げ、スペースオペラといわれる娯楽小説のジャンルの形成に、大きな方向付けの役割を果たした。レンズマン・シリーズは、地球人のレンズマンである主人公キムボール・キニスンの成長と活躍を物語の軸に置き、銀河文明とそれに敵対する宇宙海賊ボスコーン（ボスコニア文明）との宿命的な全面戦争に到るまでの波瀾万丈の物語を描く。.

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ヴィトリド・ツェラスキー

ヴィトリド・カルロヴィチ・ツェラスキー（Витольд Карлович Цераский、英語転記：Vitol'd Karlovich Tseraskiy、1849年5月9日 - 1925年5月29日）はロシアの天文学者。.

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ボリス・クカーキン

ボリス・クカーキン（Борис Васильевич Кукаркин, Boris Vasil'evich Kukarkin、1909年10月30日 - 1977年9月15日）は、ソビエト連邦の天文学者である。.

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ボフダン・パチンスキ

ボフダン・パチンスキ（Bohdan Paczyński, 1940年2月8日 - 2007年4月19日）は、ポーランドの天文学者である。恒星進化論の分野の主導的な科学者である。リトアニアのビリニュスに生まれた。ワルシャワ大学で学び、ポーランドで活動した後、1981年にアメリカ合衆国に移住して、プリンストン大学の教授となった。パチンスキーは重力レンズ、変光星、ガンマ線バースト、銀河の構造などについて研究している。重力レンズをつかって新しい天体を発見し、天体の質量を計測する方法によって世界的な評価を得た。重力マイクロレンズ現象(恒星の光が、手前を通過する見えない天体の重力の作用によって一時的に明るくなる現象)の存在を予言した。またガンマ線バーストが遠方の宇宙で起きていることをはやくから提唱した。.

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ヘルツシュプルング・ラッセル図

ヘルツシュプルング・ラッセル図ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図、HRD、Hertzsprung-Russell Diagram）とは、縦軸に絶対等級もしくは光度、横軸にスペクトル型（表面温度）や有効温度をとった恒星の分布図のことである。デンマークの天文学者アイナー・ヘルツシュプルング（Ejnar Hertzsprung）とアメリカの天文学者ヘンリー・ノリス・ラッセル（Henry Norris Russell）により独立に提案された。この図は、恒星の場所を表すものではないが、恒星進化論を理解するために重要な物である。.

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ヘルクレス座AM星

ヘルクレス座AM星(AM Herculis)は、ヘルクレス座にある赤色矮星の変光星である。この恒星は、おおぐま座AN星とともに、ポーラーまたはヘルクレス座AM型星と呼ばれる強磁場激変星のプロトタイプ星となっている。.

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ヘルクレス座パイ星

ヘルクレス座π星は、ヘルクレス座の恒星で3等星。.

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ヘルクレス座オメガ星

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

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ヘルクレス座SX星

ヘルクレス座SX星（ヘルクレスざSXせい）は、ヘルクレス座の方向に位置する脈動変光星。.

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ヘルクレス座UU星

ヘルクレス座UU星（へるくれすざUUせい）は、ヘルクレス座の方向にある9等級の脈動変光星である。.

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ヘンリー・プラマー (天文学者)

ヘンリー・クロージャー・キーリング・プラマー（Henry Crozier Keating Plummer、1875年10月24日 - 1946年9月20日）はイギリスの天文学者。.

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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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プラネタリウム

ドーム内部中央に設置されたプラネタリウム本体プラネタリウム施設の外観。ベラルーシ、ミンスクプラネタリウム（planetarium）は、投影機から発した光をドーム状の天井の内側に設置された曲面スクリーンに映し出すことで星の像およびその運動を再現する設備あるいは施設を指す。プラネタリューム、プラネタリュウム、天象儀（てんしょうぎ）ともいう。プラネと略すこともある。惑星（planet）に由来する言葉であるが、惑星のみならず恒星を含む星空全体とその運動を再現する。また、地球上の任意の場所・時代の星空を投影したり、曲面スクリーンに投影されることを前提に撮影された映画を上映したりするなど、様々な機能を持つ。公的な機関が天文台、あるいは、科学館や博物館に併置する例がしばしば見られるが、民間企業が集客の目玉として商業施設に設置する例もある。.

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プレアデス星団

プレアデス星団（プレアデスせいだん、）は、おうし座の散開星団である。メシエカタログでの名称はM45。和名はすばる。肉眼でも輝く5–7個の星の集まりを見ることができる。双眼鏡で観測すると数十個の青白い星が集まっているのが見える。比較的近距離にある散開星団であるため狭い範囲に小さな星が密集した特異な景観を呈しており、このため昔から多くの記録に登場し、各民族で星座神話が作られてきた。 1769年にメシエカタログの45番に加えられた。メシエカタログは3回に分けて刊行されたが、M45は1回目のカタログに記載された最後の天体である。約6千万-1億歳と若い年齢の青白い（高温の）星の集団である。核融合の反応速度が速いため寿命は比較的短いと予想されている。星団を構成する星の周囲に広がるガスが青白く輝いているのは、星々とは元々関係のない星間ガスが星団の光を反射しているためである。.

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パンスターズ

PS1が設置されたハレアカラ山パンスターズ (Pan-STARRS, Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System) は、4台の望遠鏡で継続的に全天をサーベイ観測し移動天体や突発天体を検出する計画である。時間間隔をあけて撮影した画像を比較することにより、小惑星、彗星、変光星などを発見することができる。この計画の第一の目的は、地球に衝突する可能性のある地球近傍天体を発見することである。この計画では、望遠鏡の設置場所であるハワイから観測できる空全域(全天の約3/4に相当)にある、24等級までの天体のデータベースが作成される予定である。 PS1と呼ばれるパンスターズ計画の最初の望遠鏡は、ハワイ州マウイ島のハレアカラ山頂にあり、2008年12月6日にハワイ大学の管理のもとで観測が開始された From the print edition。残る3台の望遠鏡は1億ドルをかけて建造される予定である。PS2望遠鏡はPS1の北50フィートの、かつて東京大学のマグナム望遠鏡が設置されていた観測所に設置され、2013年にファーストライトを迎える見込みである。パンスターズは、ハワイ大学天文学研究所、マサチューセッツ工科大学リンカーン研究所、Maui High Performance Computing Center、Science Applications International Corporationの共同計画である。望遠鏡の建設はアメリカ空軍より資金の提供がなされている。PS1が観測準備審査を合格すれば、パンスターズ計画は残り3台の望遠鏡の建造に取り掛かる。 PS1の運用は、によって行われる。PS1SCのメンバーは、ドイツマックス・プランク研究所、台湾国立中央大学、イギリスエディンバラ大学、ダーラム大学、クイーンズ大学、アメリカのハワイ大学、ジョンズ・ホプキンス大学、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターおよびLas Cumbres Observatory Global Telescopeである。.

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パーヴェル・パレナゴ

パーヴェル・ペトロヴィチ・パレナゴ（Павел Петрович Паренаго 、英語転記：Pavel Petrovich Parenago、1906年3月20日- 1960年1月5日）はソヴィエトの天文学者。 1929年にモスクワ大学を卒業し、1934年にモスクワ大学助教授、1939年に教授となった。銀河系や星団の構造と運動、星間物質による吸収の問題、変光星の研究をおこなった。ボリス・クカーキンとともに『変光星総合カタログ』(GCVS:General Catalogue of Variable Stars)の編集を行った。 1951年，レーニン賞を受賞し、小惑星(2484) パレナゴと月のクレータに命名されている。 Category:ロシアの天文学者 Category:ソビエト連邦の天文学者 Category:モスクワ大学の教員 Category:モスクワ大学出身の人物 Category:レーニン勲章受章者 Category:クバン州出身の人物 Category:クラスノダール出身の人物 Category:1906年生 Category:1960年没.

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デトレ (小惑星)

デトレ (1538 Detre) は、小惑星帯にある小惑星。 1940年、クリン・ジェルジュがブダペストので発見した。.

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フランク・エルモア・ロス

フランク・エルモア・ロス（Frank Elmore Ross、1874年4月2日 – 1960年9月21日）はアメリカ合衆国の天文学者。サンフランシスコに生まれた。カリフォルニア大学で博士号を得た。1905年からメリーランド州ゲティスバーグの国際緯度観測所の所長を務めた。 1915年からイーストマン・コダック社の研究者を務めた後、1924年から引退までヤーキス天文台で働いた。最初の重要な業績は惑星の衛星の軌道の計算に関するもので、土星の衛星フェーベ、木星の衛星ヒマリアやエラーラの軌道を計算した。イーストマン・コダック社では天文観測用の写真乳剤や光学系の設計を研究した。ヤーキス天文台ではエドワード・エマーソン・バーナードの仕事を引き継ぎ、バーナードの残した天文写真乾板を受け継いだ。バナードの写真を再度ブリンクコンパレータを使って調査し400を超える変光星と、1000を超える固有運動の大きい恒星を発見した。いくつかの固有運動の大きい恒星はロス154のように地球に近い恒星であることが判明し、ロスが一覧表（カタログ）に与えた番号で知られるようになった。 1926年の火星の衝の観測で、ウィルソン山天文台の60インチ望遠鏡を使って異なる色の範囲で火星の写真を撮影した。翌年金星の紫外線域を使って、金星の雲の下に隠された構造の撮影に初めて成功した。カリフォルニア州アルタデナで没した。火星のクレータに命名され、月のロス・クレータは彼と、イギリスの探検家ジェイムズ・クラーク・ロスに因んで命名された。 Category:アメリカ合衆国の天文学者 Category:サンフランシスコ出身の人物 Category:1874年生 Category:1960年没.

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フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダー

フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダー（Friedrich Wilhelm August Argelander、1799年3月22日 - 1875年2月17日）は、ドイツの天文学者である。最初の近代的星表「ボン掃天星表」 (Bonner Durchmusterung) を作成した。.

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ニュージェネラルカタログ天体の一覧 (6001-7000)

本項は、ニュージェネラルカタログ天体のうち6001番から7000番までの天体の一覧である。この天体カタログは、主に星団、星雲、銀河を収録している。このカタログに収録されるその他の天体は、NGC天体の一覧の他のサブページを参照のこと。本項の星座についての情報は、The Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters by J. L. E. Dreyerによる。銀河の分類については、NASA/IPAC Extragalactic Databaseによる。その他のデータは、特に言及のない限り、SIMBAD Astronomical Database による。・・・NGC 5001-6000 - NGC天体の一覧 - NGC 7001-7840.

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ダイニックアストロパーク天究館

thumb ダイニックアストロパーク天究館（だいにっくあすとろぱーくてんきゅうかん）とは、滋賀県犬上郡多賀町にある数少ない民間の公開天文台。あるいは、繊維製品メーカーダイニックの天文分野に関する社会還元事業の名称。.

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ベテルギウス

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

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りょうけん座AM星

りょうけん座AM星(AM Canum Venaticorum)は、りょうけん座にある激変星である。変光星の分類りょうけん座AM型星のプロトタイプ星となっている。.

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りょうけん座の恒星の一覧

この表は、りょうけん座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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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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りょうけん座RS型変光星

りょうけん座RS型変光星(RS Canum Venaticorum variable)は、変光星の種類である。近接連星であり、活発な彩層を持つため大きな恒星黒点が見られる。これらの黒点は、観測光度を変化させると考えられている。黒点の変化と連星の軌道周期によって光度が変化するため、その変化は年単位である。また、食連星によって光度が変化するものもある。光度の変化は、通常0.2等級程度である。オットー・シュトルーベ（1946年）は最初にこのグループに気付いたが、公式に最初にりょうけん座RS型変光星の観測的性質の基準を作ったのはオリバー（1974年）である。今日使われている定義は、ホール（1976年）によるBerdyugina 。りょうけん座RS型変光星は、以下の5つのサブグループに分けられる。.

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りょうけん座RS星

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

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りゅうこつ座の恒星の一覧

この表は、りゅうこつ座の恒星を明るさの順に並べたものである。バイエル符号はかつてのアルゴ座に対して付けられており、アルゴ座がほ座、とも座、りゅうこつ座に分かれた後も再命名されなかったため、例えばりゅうこつ座γ星という恒星は存在しないなど、欠けているギリシア文字がある。.

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りゅう座BY星

りゅう座BY星（BY Draconis、略称: BY Dra）とは、太陽系からりゅう座の方向に54光年離れた位置に存在する恒星の連星系である。現在までにこの系に属する3つの天体（A、B、C）が確認されており、さらに第4の天体も存在が疑われている。 ABのペアは自転に伴って周期的な変光を示し、「りゅう座BY型変光星」と呼ばれる変光星の分類名の由来になっている。.

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りゅう座矮小銀河

りゅう座矮小銀河(Draco Dwarf)は、1954年にローウェル天文台のアルバート・ウィルソンが、ナショナルジオグラフィック協会が行ったPalomar Observatory Sky Survey (POSS)により撮影された写真を用いて発見した矮小楕円体銀河である。局部銀河群の1つで、銀河系の伴銀河である。りゅう座の方角に銀河面の34.6°上方にある。.

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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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アメリカ変光星観測者協会

アメリカ変光星観測者協会（アメリカへんこうせいかんそくしゃきょうかい American Association of Variable Star Observers 略称 AAVSO）は1911年にアメリカ合衆国で設立された天文学の国際非営利団体。おもにアマチュア天文家による変光星の観測を組織し、観測結果を収集し、評価分析し、天文学者、研究者、教育者に提供するための組織である。長期にわたる変光星の光度の変化が記録されている。専門の研究者が多くの変光星を監視することは不可能なので、天文学の分野はアマチュア天文家が科学に貢献できる数少ない分野のひとつである。AAVSOの国際データベースには、100年間にわたる、1200万以上の観測結果が蓄積されている。約2000人のプロとアマチュア観測者から毎年、5万件の観測結果をうけとっている。 AAVSOは教育や公共教育の分野でも活発に活動し、定期的に市民のための教育ワークショップを開き、アマチュアを共同執筆者とする論文の出版を行っている。専門研究者に対してアマチュア天文家が観測結果を提供するだけという古い学問スタイルではなく、アマチュアと研究者が対等の関係で研究する新しい学問のスタイルの先駆けとなっている。 1973年から2004年に没するまでジャネット・アクユズ・マッテイが長年会長を務めていた。マッティの死後は、アーン・ヘンデン (en:Arne Henden) が会長の座を引き継いでいる。同協会は1911年から1956年まで、マサチューセッツ州ケンブリッジのハーバード大学天文台に設置され、その後も同市内を転々とし1985年に初めて建物を購入、クリントン・B・フォード天文データ研究センター (Clinton B. Ford Astronomical Data and Research Center) に入居した。2007年には約30メートル離れた近所のスカイ発行社 (Sky Publishing) 移転後のビルを購入して移転した。.

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アルデバラン

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

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アルゲランダー記法

アルゲランダー記法（アルゲランダーきほう、Argelander designation）は、フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーが1862年に提案し後に拡張された、変光星の命名法である。バイエル符号と同様に、アルファベット等の符号と星座名の属格の組み合わせで表す。バイエル符号でギリシャ文字が付いていない変光星を対象に、変光が発見された順に、次の順序で符号を使う。.

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アンドロメダ座14番星

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

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アンドロメダ座の恒星の一覧

この表は、アンドロメダ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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アンドロメダ座ラムダ星

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

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アンドロメダ座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WY星

アンドロメダ座WY星（アンドロメダざWYせい）は、アンドロメダ座の方向にある脈動変光星である。.

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アークトゥルス

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

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アニー・ジャンプ・キャノン

アニー・ジャンプ・キャノンアニー・ジャンプ・キャノン（Annie Jump Cannon 、1863年12月11日 - 1941年4月13日）はアメリカ合衆国の女性天文学者である。現在も使われている恒星の分類法を確立し、膨大な数の天体の分類を行った。.

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ウィリアミーナ・フレミング

ウィリアミーナ・フレミング（Williamina Paton Stevens Fleming、1857年5月15日 - 1911年5月21日）はスコットランドに生まれ『奇妙な42の星たち』、53頁。、アメリカ合衆国で活動した女性天文学者である。エドワード・ピッカリングのもとでヘンリー・ドレイパーカタログの編集に携わった。多くのガス星雲、変光星、新星の発見者である。.

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ウェスタールンド1-26

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

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ウォルフ424

ウォルフ424 (Wolf 424) は、2つの赤色矮星から構成される連星である。太陽系から14.3光年離れており、星座上ではおとめ座のε星とο星の中間に位置している。.

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ウォルター・バーデ

ヴィルヘルム・ハインリヒ・ヴァルター・バーデ（Wilhelm Heinrich Walter Baade, 1893年3月24日 - 1960年6月25日）はドイツの天文学者。一般には英語読みのウォルター・バーデとして知られている。1931年にアメリカに移住した。星の種族の発見で知られている観測天文学者である。.

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エリダヌス座の恒星の一覧

この表は、エリダヌス座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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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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エルンスト・ツィナー

ルンスト・ツィナー（Ernst Zinner, 1886年2月2日 - 1970年8月30日）は、ドイツの天文学者。ジャコビニ・ツィナー彗星 (21P/Giacobini-Zinner) を再発見したことで知られる。ドイツ帝国ニーダーシュレジエン地方のゴールトベルク（現在のポーランド、ドルヌィ・シロンスク県）に生まれた。ミュンヘン大学、イェーナ大学で学び、ルンド天文台やハイデルベルク天文台で研究した後、1910年から1919年までバンベルクで働いた。1920年からミュンヘン大学の講師、1924年から非常勤教授になった。1926年から1953年まで、バンベルクのレマイス天文台の所長を務めた。 1913年10月23日に、フランスのミシェル・ジャコビニが1900年に見つけた彗星の回帰を発見し、この彗星はジャコビニ・ツィナー彗星と呼ばれることになった。変光星の研究などのほかに天文学の歴史についての多くの著書を残した。ミュンヘン郊外の）で没した。.

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エドワード・ピゴット

ドワード・ピゴット（Edward Pigott, 1753年 - 1825年6月27日）はイギリスのアマチュア天文家。食変光星アルゴルの変光メカニズムを解明したジョン・グッドリックの協力者として、また3つの恒星の変光を発見したことや、メシエ天体、彗星の発見者として知られている。.

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エドゥアルト・シェーンフェルト

ドゥアルト・シェーンフェルト（Eduard Schönfeld, 1828年12月22日 - 1891年3月1日）は、ドイツの天文学者である。最初の近代的星表「ボン掃天星表」(Bonner Durchmusterung)を作成したフリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーの助手として、多くの天体の観測を行い、アルゲランダーの没後は掃天星表の改訂、完成に努めた。ザクセン＝マイニンゲン公国（現テューリンゲン州）のヒルトブルクハウゼンに生まれた。天文学に興味を持っていたが父親の意に沿ってハノーファーやカッセルで建築を学び、1849年マールブルク大学のロベルト・ブンゼンのもとで化学を学んでいた時、ゲルリンクの授業を受けて再び、天文学を志した。 1851年にボン天文台のアルゲランダーのもとを訪れ、1853年には助手の地位を得た。翌年Nova elementa Thetidisを著し、学位を得た。ボン天文台では、掃天星表の作成に重要な貢献をするとともに、変光星の研究を行った。1859年からにボン大学で私講師をしばらく務めた後、マンハイム天文台の所長となった。旧式な設備しかない天文台であったが星雲の観測を行った。1975年にアルゲランダーが亡くなると、ボン天文台の所長の座を継ぎ、ボン掃天星表に南天域の恒星を追加するなど改訂、追加に努めその成果は1886年の改訂8版に発表された。 1863年に設立されたドイツ天文学会のメンバーとなり評議会の会員を1869年まで務めた。1878年に王立天文学会の外国人会員になった。.

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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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オリオン座の恒星の一覧

この表は、オリオン座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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オリオン座イータ星

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

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オリオン座ガンマ星

リオン座γ星は、オリオン座の恒星で2等星。.

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オリオン座W星

リオン座W星（オリオンざWせい）は、オリオン座の脈動変光星。.

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オルバースのパラドックス

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

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オンライン整数列大辞典

ンライン整数列大辞典（オンラインせいすうれつだいじてん、On-Line Encyclopedia of Integer Sequences, 以下 OEIS）は、無料で利用可能な整数列（各項が整数である数列）のオンラインデータベースである。 2018年3月時点で30万を超える整数列の情報が収められており、この種のデータベースとしては最大のものである。英単語や数列の一部分を入力することにより検索ができる。各々の項目は数列の名前に始まり、由来、参考文献、公式、キーワードなどの情報を含む。その他、数列を一定の規則で変換した音楽を聞くことができるといった遊び心もあり、数学の専門家から数学パズル愛好者まで幅広い利用者の興味を集めている。コンテンツは基本的に全て英語である（各言語版も用意されているが、一部のごく簡単なメッセージが翻訳されているに過ぎない）。.

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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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カメレオン座の恒星の一覧

この表は、カメレオン座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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カシオペヤ座50番星

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

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カシオペヤ座アルファ星

ペヤ座α星は、カシオペヤ座の恒星で2等星。.

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カストル (恒星)

トル（Castor）は、ふたご座α星、ふたご座にある2等星の恒星。.

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ガーネット・スター

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

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クライド・トンボー

ライド・ウィリアム・トンボー（Clyde William Tombaugh, 1906年2月4日 - 1997年1月17日）はアメリカの天文学者。1930年に冥王星を発見した業績で特に知られている。.

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クーノ・ホフマイスター

バンベルク天文台で働いていた頃のホフマイスター（1915年 - 1918年）クーノ・ホフマイスター（Cuno Hoffmeister, 1892年2月2日 - 1968年1月2日）はドイツの天文学者、天体物理学者。ザクセン＝マイニンゲン公国の、玩具の町として栄えたゾンネベルクで玩具製造者の家に生まれた。幼い頃から天体に興味を示し、家業を継ぐための修業の一方で天文学を独学で学んだ。第一次世界大戦で父親の商売がうまくいかなくなり、1915年にバンベルクの天文台の助手となった。1920年代なかばにゾンネベルク天文台を設立し、長期的な天体の写真観測を行う "Sonneberger Himmelsüberwachung"（ゾンネベルクの空のパトロール）を始めた。天文台は1930年代に財政的理由でプロイセン州の管理となり、ベルリン大学の付属設備となった。戦後、ゾンネベルクは東ドイツの地域になり、ホフマイスターは1943年イェーナ大学の教授となった。ホフマイスターはゾンネベルク天文台で約10,000個の変光星といくつかの小惑星を発見し、彗星（ベスター・ホフマイスター彗星）の共同発見者となった。1968年にゾンネベルクで死去した。月のクレーターホフマイスターと、小惑星ホフマイスターおよびクーノはホフマイスターの名にちなんで命名されている。 Category:ドイツの天文学者 Category:小惑星発見者 Category:彗星発見者 Category:フリードリヒ・シラー大学イェーナの教員 Category:1892年生 Category:1968年没 Category:天文学に関する記事.

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グリーゼ581

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

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ケンタウルス座の恒星の一覧

この表は、ケンタウルス座を構成する主な恒星を明るさの順番に並べたものである。.

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ケンタウルス座オミクロン1星

ンタウルス座ο1星（ケンタウルスざオミクロン1せい）は、ケンタウルス座の方向にある5等級の脈動変光星である。.

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ケンタウルス座V886星

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

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ケプラー (探査機)

プラーは、地球型の太陽系外惑星を探すためにアメリカ航空宇宙局 (NASA) が運用している宇宙機である。記事名には (探査機) と付いているが、探査機（probe）ではない。ディスカバリー計画の10番目の宇宙機であり、主製造業者はボール・エアロスペース社である。ケプラーは2009年3月6日に打ち上げられた。3年半にわたって10万個の恒星の明るさを測定し、トランジット法により、惑星が主星を隠す時に生じる周期的な明るさの変動を検出した。 NASAは、2013年8月15日に、姿勢制御系のトラブル（姿勢制御用のホイール4つのうち2つが故障）が復旧できないため、主観測ミッションを終了したことを発表すると共に、残された2基のホイールのみを使って行える科学観測の提案を募集した。その結果、2014年5月末から太陽光圧を姿勢制御に取り入れた「K2ミッション」を始めた。.

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ケフェイド変光星

フェイド変光星（ケフェイドへんこうせい、Cepheid variable）は、HR図上でケフェイド不安定帯に属する脈動変光星。セフェイド変光星、セファイド変光星、ケファイド変光星とも表記。.

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ケフェウス座

フェウス座（Cepheus）は、北天の星座で、トレミーの48星座の1つ。.

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ケフェウス座の恒星の一覧

この表は、ケフェウス座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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ケフェウス座ベータ型変光星

フェウス座β型変光星（ケフェウスざベータがたへんこうせい、Beta Cephei variable）は、恒星表面の脈動により明るさが変化する変光星である。おおよそ恒星が最も収縮した時に、最も明るくなる。ケフェウス座β型変光星の明るさの変化は、通常0.01から0.3等級で、周期は0.1日から0.6日である。これらの恒星は主系列星で、質量は約7から20太陽質量である。ケフェウス座β型変光星の脈動は、κ-機構(en:Kappa mechanism)により生じている。この変光星のプロトタイプ星は、ケフェウス座β星であり、4.57時間の周期で+3.16から+3.27まで等級が変化する。ケフェウス座δ星から名付けられたケフェイド変光星とは混同しやすいが別のものである。.

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ケフェウス座RU星

フェウス座RU星（ケフェウスざRUせい）は、ケフェウス座の脈動変光星である。.

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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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コップ座の恒星の一覧

この表は、コップ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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コニカミノルタプラネタリウム

ニカミノルタプラネタリウム株式会社（）はプラネタリウム関連機器、映像ソフトの製作会社。五藤光学研究所とならぶ、日本のプラネタリウムのトップメーカーである。.

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ジャコビニ・ツィナー彗星

ャコビニ・ツィナー彗星（ジャコビニ・ツィナーすいせい、21P/Giacobini-Zinner。ジャコビニ・ジンナー彗星、ジャコビニ・ツィンナー彗星、ジャコビニ・チンナー彗星とも。略称Comet GZ）は、1900年にミシェル・ジャコビニが発見し、1913年にエルンスト・ツィナーが再発見した、公転周期6.6年の周期彗星である。10月りゅう座流星群（旧称ジャコビニ流星群）の母天体である。なお、ツィナーの再発見まではジャコビニ彗星と呼んだが、現在ではジャコビニ彗星は別の彗星の名前である。.

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ジョン・ハインド

ョン・ハインドジョン・ラッセル・ハインド（John Russell Hind, 1823年5月12日 - 1895年12月23日）は、イギリスの天文学者。.

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ジョン・グッドリック

ョン・グッドリック（John Goodricke, 1764年9月17日 - 1786年4月20日）はオランダ出身のアマチュア天文学者である。オランダのフローニンゲンに生まれたが、一生の大部分をイギリスで過ごした。.

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ジョージ・ファン・ビースブルック

ョージ・ファン・ビースブルック（George A. Van BiesbroeckまたはGeorges-Achille Van Biesbroeck、1880年 1月21日 - 1974年2月23日）はベルギー生まれでアメリカ合衆国に移住した天文学者。周期彗星 53P/ファン・ビースブルック彗星、非周期彗星 C/1925 W1 、C/1935 Q1を発見した他、16個の小惑星を発見した。ベルギーのヘントに生まれた。初め土木技術者になったが、1904年に仕事をやめ、ユックルのベルギー王立天文台の職員となった。第1次世界大戦勃発後の1915年に家族と共にアメリカ合衆国に渡り、ヤーキス天文台で二重星、彗星、小惑星、変光星の観測を行った。1957年にジェームズ・クレイグ・ワトソン・メダルを受賞した。1945年にヤーキス天文台を65歳で退職するがその後も活動的で、1963年にツーソンの月惑星研究所(Lunar and Planetary Laboratory）に加わった。小惑星(1781)ファン・ビースブルックはファン・ビースブルックを記念して命名された他、月のクレータに命名されている。赤色矮星ファン・ビースブルック星 (Wolf 1055 AB)にも名前が残されている。長年貢献した個人に贈られるジョージ・ファン・ビースブルック賞が1979年に創設され、1997年からアメリカ天文学会 (American Astronomical Society)に引き継がれた。 Category:ベルギーの天文学者 Category:アメリカ合衆国の天文学者 Category:小惑星発見者 Category:彗星発見者 Category:ヘント出身の人物 Category:1880年生 Category:1974年没カテゴリ:天文学に関する記事.

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ジェミニアーノ・モンタナリ

ェミニアーノ・モンタナリ（Geminiano Montanari、1633年6月1日 - 1687年10月13日）はイタリアの天文学者、光学者、物理学者。ペルセウス座の変光星アルゴルの観測記録を残した。モデナに生まれた。フィレンツェで法律を学んだ。ザルツブルク大学を卒業した。1662年かその翌年ボローニャに移り、自作の測定器具により月面図を作成した。また毛細管の実験を行い、液体の粘度について研究した。1667年アルゴルが変光星であることに気付き、記録を残した。1669年にジョヴァンニ・カッシーニのあとを継いでパンツァーノ天文台の教授となり天文学の年鑑を作成した。1679年にパドヴァ大学の教授となった。.

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ズーニバース

ーニバース (Zooniverse) とは市民科学プロジェクトを集めたポータルサイトである。シチズン・サイエンス・アライアンスが所有し、運営を行っている。ホストしているプロジェクトの中には、規模・人気・成果の面でインターネットでは最高クラスのものもある。当初はという単一のプロジェクトであったが、ボランティアが科学研究に携わるクラウドソーシング・プロジェクトを数十件ホストするサイトへと成長した。本部はオックスフォード大学とアドラー・プラネタリウムに置かれている。初期のオンライン市民科学プロジェクトでコンピュータの余剰計算能力を利用してデータ分析を行うもの（SETI@homeなど）はと呼ばれたが、Zooniverseのプロジェクトはこれと性格を異にし、ボランティア各個人の能動的な活動によって研究課題を解決するものである。プロジェクトの分野には天文学、生態学、細胞生物学、人文学、気候学などがある。 2014年2月14日現在、Zooniverseコミュニティに登録しているボランティアは100万人を超える。ボランティアはまとめて「ズーイティーズ (Zooites)」と呼ばれることが多い。Zooniverseのプロジェクトで集められたデータに基づく学術論文は100篇以上が出版されている。ニュースサイト『デイリー・ズーニバース (The Daily Zooniverse)』はZooniverse傘下の様々なプロジェクトについての情報を配信するとともに、ソーシャルメディアへの展開も行っている。.

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セルゲイ・ニコラエヴィッチ・ブラツコ

ルゲイ・ニコラエヴィッチ・ブラツコ（Sergey Nikolaevich Blazhko、Сергей Николаевич Блажко、1870年11月5日 - 1956年2月11日) はロシアの天文学者。.

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セルゲイ・ベリャフスキー

ルゲイ・イワノヴィッチ・ベリャフスキー（Sergei Ivanovich Beljawsky、1883年12月7日（ユリウス暦11月25日） - 1953年10月13日）は、ソビエト連邦（現在のロシア）の天文学者。.

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ソロン・アーヴィング・ベイリー

ソロン・アーヴィング・ベイリー（Solon Irving Bailey、1854年12月29日 - 1931年6月5日）は、アメリカの天文学者。ベイリーは1887年にハーバード大学天文台の職員になった。天文台がユーライア・アサートン・ボイデン (Uriah A. Boyden) の遺言によって設立された「ボイデン基金」を受けた後、ベイリーはペルーのアレキパに「ボイデン観測所」を設けるにあたって中心的な役割を果し、1892年から1919年までそこに勤めた。彼はまた、気象学研究のために空気の薄い高地に赴いた。その後、ボイデン観測所は1927年により気候条件が良い南アフリカに移転し、ボイデン天文台となった。彼はとりわけ、南の空で見られる球状星団の変光星の研究をした。1903年のエロスの衝に際しては、その光度曲線の周期を高い精度で測った。エドワード・ピッカリングが死んだ1919年からハーバード大学天文台の責任者となり、1921年にハーロー・シャプレーに引き継いだ。 Category:アメリカ合衆国の天文学者 Category:小惑星発見者 Category:ハーバード大学の教員 Category:ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの人物 Category:1854年生 Category:1931年没.

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やまねこ座の恒星の一覧

この表は、やまねこ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.

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や座

や座（矢座、Sagitta）は、トレミーの48星座の1つ。全天でみなみじゅうじ座、こうま座についで3番目に小さい。この星座が占有する南北の角度は最も小さい。つまり、矢の形なので、形が横に長く、小さくまとまっている。や座は、北から時計回りにこぎつね座、ヘルクレス座、わし座、いるか座の順に囲まれる。.

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や座FG星

や座FG星（やざえふじーせい）はや座にある変光星で、学名はFG Sagittae（略称はFG Sge）。.

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写真乾板

写真乾板写真乾板（しゃしんかんぱん、photographic plate）とは写真術で用いられた感光材料の一種で、写真乳剤（臭化カリウムの溶液と硝酸銀の溶液をゼラチンに加えてできる、光に感光する物質）を無色透明のガラス板に塗布したものである。ガラス乾板（がらすかんぱん）あるいは単に乾板（かんぱん）と呼ばれる場合も多い。.

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問題児たちが異世界から来るそうですよ?

『問題児たちが異世界から来るそうですよ?』（もんだいじたちがいせかいからくるそうですよ）は、竜ノ湖太郎による日本のライトノベル。イラストは天之有。角川スニーカー文庫（角川書店）より、2011年4月から2015年4月にかけて刊行された。2015年6月からイラストをももこに変更し『ラストエンブリオ』というタイトルで第2部が刊行中。イラストとタイトルを変更して続編を刊行することが、スニーカー文庫ではよく行われる（第1部第11巻p310）。略称は「問題児シリーズ」。 2012年2月24日に、ザ・スニーカーWEBで、コミカライズされることが発表され、『コンプエース』と『エイジプレミアム』の2誌で、それぞれ七桃りおと坂野杏梨により連載した。 2012年7月25日に、ザ・スニーカーWEBにて、アニメ化企画が進行中であることが発表され、2013年1月から3月にかけてテレビアニメが放送された。.

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共生新星

共生新星 (symbiotic nova)は、非常に速度の遅い新星様の爆発を伴う、変光星の不規則な爆発である。共生新星は、9から11等級増光して最大で1年から数十年残り、その後元の明るさに戻る。この型の変光星は、一方が恐らくミラ型変光星である赤色巨星、もう一方が白色矮星の二重星である。赤色巨星はロッシュ・ローブを満たし、そのため物質は白色矮星に移転し、熱核融合が点火し、新星様の爆発が発生するまで蓄積する。温度は最大で推定20万Kに達し、新星のエネルギー源と似ているが、矮新星には似ていない。ゆっくりとした増光は、爆発のイオン化面の拡大に時間が必要なためである。共生新星の伴星の白色矮星は、チャンドラセカール限界未満に留まり、爆発後も白色矮星のままであると考えられている。共生新星の一例は、はくちょう座V1016星である。1971年から2007年まで爆発が続き、熱核爆発であることを明らかに示していた。他の例としては、や座HM星、ぼうえんきょう座RR星がある。共生新星は、減光が非常に遅い新星（超緩新星、略号NC）であり、ぼうえんきょう座RR型星ともいう。.

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光世紀世界

光世紀世界（こうせいきせかい）とは、「ソル太陽系」（地球がその周りを廻っている太陽を中心とする、太陽系）を中心とする半径50光年（直径100光年.

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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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光エコー

経路Bを通る光は、経路Aを通る光と経路Cを通る光の間の時間に到着する。地球から見ると、経路Bを通る光と経路Cを通る光は、同じ方角から来たように見える。光エコー（Light echo）は、天文学で観測される現象である。音の残響（エコー）と同様に、超新星爆発のように突然強い光が発生した場合に光エコーが起こり、光源を反射して少し遅れて観測者に届く。その配置から、光エコーは超光速の錯覚を作る。.

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光電測光器

光電測光器（こうでんそっこうき、英:photoelectric photometer）は、光電効果を利用した観測装置で、天体の明るさを測る目的で望遠鏡に取り付ける。天体からの光を検出するために使われる検出器としては、光電子増倍管やフォトダイオードなどがある。.

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B型準矮星

B型準矮星（Bがたじゅんわいせい、Subdwarf B star、sdB star）は、スペクトル型がB型の準矮星（主系列星より暗い星）である。白色矮星のように高温でコンパクトな星だが、白色矮星ほど極端な高密度ではない。.

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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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等級 (天文)

天文学において等級（とうきゅう、magnitude）とは、天体の明るさを表す尺度である。整数または小数を用いて「1.2等級」あるいは省略して「1.2等」などと表す。恒星の明るさを表す場合には「2等星」などと呼ぶ場合もある。等級の値が小さいほど明るい天体であることを示す。また、0等級よりも明るい天体の場合の明るさを表すには負の数を用いる。等級が1等級変わると明るさは100の5乗根倍、すなわち約2.512倍変化する。よって等級差が5等級の場合に明るさの差が正確に100倍となる。言い換えれば等級とは天体の明るさを対数スケールで表現したものである。.

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爆発型変光星

型変光星（ばくはつがたへんこうせい）(eruptive variable)とは、変光星の一種。恒星の外層や大気の爆発によって変光する星で、規則性が見られない。.

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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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銀河の一覧

ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールドでは、全天のわずか0.000024%に約1万個の銀河が見られる以下は、著名な銀河の一覧である。.

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菅野 (小惑星)

菅野（すがの、5872 Sugano）は、太陽系の小惑星のひとつ。火星と木星の間の軌道を公転している。兵庫県大河内町（現神河町）の南小田で発見された。.

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青色はぐれ星

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青色超巨星

青色超巨星（せいしょくちょうきょせい、blue supergiant）とは直径が太陽の数十倍以上あり、光度が太陽の1万倍（全エネルギー放射で太陽の10万倍）以上ある恒星のこと。青色巨星のうち光度・直径の大きいもの、或いは超巨星のうち表面温度が高いものともいえる。スペクトル型がO型-B型の青ないし青白く輝く超巨星。その中で光度が太陽の数十万倍～100万倍以上で、直径が太陽の100倍以上あるものを高光度青色変光星、LBV (Luminous Blue Variable) と呼ぶ。LBVはかじき座S型変光星とも言う。青色超巨星の物理的性質については青色巨星及び超巨星を参照のこと。.

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食変光星

アルゴル型食変光星の変光の原理（動画）。実際は、青白い主星の方が、赤色がかった伴星より半径が小さい場合がほとんどである。動画の例では、食が皆既食・金環食なので、実際の光度曲線は食の中央が平坦になる。食変光星（しょくへんこうせい）(eclipsing variable (star))とは、共通重心の周りを回る2つの星が互いの光を覆い隠し合うことによって、みかけの明るさ（2星の合成光度）が変わるタイプの変光星である。そのため、食変光星は必ず連星系を形成している。また、地球から見てこの連星系が食変光星に見えるためには、2つの星の軌道面が、地球と連星系とを結んだ直線を含む平面の近くに存在する必要がある。一般的に、恒星自身の明るさは変わらず、規則的に変光するのが特徴である（ただし、後述するカシオペヤ座RZ星のように、連星系の一方が脈動変光星の場合はこの限りではない）。なお、「食変光星」は変光星としての分類であり、連星の分類として食連星（しょくれんせい）(eclipsing binary)と呼ばれることもある。.

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西城恵一

西城恵一（さいじょうけいいち、1949年9月29日 - ）は、日本の天文学者。日本変光星観測者連盟（VSOLJ）の代表を務めている。理学博士。.

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観測天文学

観測天文学(Observational astronomy)は、理論天文学に対して、データの記録に関連する天文学の一分野である。望遠鏡やその他の機器を用いた天体の観測の実践である。科学としての天文学は、遠い宇宙の性質の直接的な実験が不可能であることが、いくらか妨げになる。しかしこれは、膨大な量の恒星現象の観測結果があることで部分的に緩和される。これにより、観測データをグラフにプロットすることが可能となり、一般的な傾向が導かれる。変光星等の特定の現象の近くの例は、より遠い場所での現象の振る舞いを推測するのに用いられる。.

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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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高光度青色変光星

りゅうこつ座η星。ピストル星。高光度青色変光星（こうこうどせいしょくへんこうせい、luminous blue variable, LBV）は、高光度の青色超巨星に見られる変光星。普段は長期に渡ってゆっくりとした変光を示すが、質量放出を起こし突発的に光度を変化させることもある。かじき座S型星（かじきざSがたせい）とも呼ばれる。.

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高橋進 (天文家)

橋進（たかはしすすむ、1958年 - ）は、日本のアマチュア天文家。滋賀県の公開天文台・ダイニックアストロパーク天究館の2代目館長を務める一方、変光星の観測者としても活動している。.

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超巨星

超巨星（ちょうきょせい、supergiant）は、太陽よりはるかに大きく明るい恒星のこと。明るさは青色超巨星の場合は太陽の1万倍（全エネルギー放射で太陽の10万倍）以上、赤色超巨星の場合は太陽の数千倍（同3万倍）以上ある。また、直径は青色超巨星で太陽の数十倍以上、赤色超巨星では太陽の数百倍以上はある。最も巨大な恒星は、最近までおおいぬ座VY星と言われていた。 2012年の時点で直径がそれなりの精度でわかっている中では、太陽の1650倍ほどであるはくちょう座V1489星が最も大きな恒星となっている。.

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赤色矮星

赤色矮星のイメージ赤色矮星（せきしょくわいせい、red dwarf）とは、主系列星の中で特に小さい恒星のグループ。主にスペクトル型M型の主系列星を指すが、低温のK型主系列星の一部を含めることもある。.

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赤色超巨星

赤色超巨星（せきしょくちょうきょせい、red supergiant star）とは、直径が太陽の数百倍から1,000倍以上あり、明るさは太陽の数千倍以上（全エネルギー放射は太陽の3万倍以上）ある恒星のこと。赤色巨星のうち光度・質量の大きいもの、あるいは超巨星のうち表面温度が低いものともいえる。不安定で脈動変光星となっているものが多いが、赤色超巨星の脈動変光星は規則性のあるものがSRC型、規則性のないものがLC型と分類されている。赤色超巨星のうち質量が太陽の十倍以上のものについては、超新星爆発の後に中性子星もしくはブラックホールになると考えられる。赤色超巨星の物理的性質については赤色巨星及び超巨星を参照のこと。本項では主な赤色超巨星の一覧を掲げる。.

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閃光星

閃光星（せんこうせい）は変光星の一種。赤色矮星に見られる、短時間の急激な増光を起こす星で、爆発型変光星に分類されている。増光はフレアによるもので、フレア星(flare star)やくじら座UV型変光星とも呼ばれる。.

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蔡章献

蔡章献（さいしょうけん、1924年 - 2009年2月3日）は、台湾の天文学者。元円山天文台台長、元台湾人日本兵。.

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脈動変光星

脈動変光星（みゃくどうへんこうせい、pulsating variable）は、膨張と収縮を繰り返すことにより、または星の形状が変化すること（非動径脈動）により明るさが変化する変光星のこと。変光星総合カタログ (GCVS) では、その変光周期及び規則性により以下のように分類している。.

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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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野口猛 (天文学者)

野口猛（のぐちたけし、1940年9月6日 - 2016年8月19日）は、日本の天文学者。元国立天文台助教授。岡山県出身。.

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長さの比較

本項では、長さの比較（ながさのひかく）ができるよう、長さを昇順に表にする。.

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長周期変光星

長周期変光星（ちょうしゅうきへんこうせい、long-period variable）は、明るさの変化の周期が数か月から数年と長期に及ぶ変光星の種類である。長周期変光星は巨星であり、スペクトル型はF以赤であるが、ほとんどは赤色巨星か漸近巨星分枝星であり、スペクトル型はM、S、Cである。深い橙色か赤色に見える。オックスフォード天文学辞典によれば、ミラ型変光星だけを含めており、以前はおうし座RV型変光星や半規則型変光星も含めていた、としている。.

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蛇の目

蛇の目（じゃのめ）とは、同心円を基調にした模様である。ヘビの目から名づけられた。.

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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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GSC 03089-00929

記載なし。

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HAT-P-11

HAT-P-11 とは、はくちょう座の9等星で、太陽系から120光年の距離にある。太陽と比べ一回り小さいスペクトル型Kの恒星で、光度は太陽の1/4程度である。2009年に太陽系外惑星が1つ発見された。.

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HD 128311

HD 128311 は、うしかい座の方向に54光年離れた位置に存在する橙色の主系列星である。アルゲランダー記法でうしかい座HN星とも呼ばれる。共鳴関係にある2つの太陽系外惑星が周囲を公転してることで知られている。.

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HD 147513

HD 147513は、さそり座の方角にある恒星である。視等級は5.4で、ボートル・スケールでは郊外ならば肉眼でみえる明るさである。年周視差から計算すると、地球から約42光年離れている。イタリアの天文学者ジュゼッペ・ピアッツィによって初めて星表に収録され、"XVI 55"という符号が付けられた。XVIはローマ数字の「16」で、ピアッツィの星表中で、赤経16時台の西から数えて55番目、というのが符号の意味である。.

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HD 49798

HD 49798は、とも座の恒星の1つでO型主系列星。伴星で白色矮星のRX J0648.0–4418を持つ。.

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HD 73256

HD 73256は、らしんばん座の方角に約117光年の距離にある恒星である。スペクトル型はG9 Vで、質量は太陽と同程度である。 13.97日の周期でわずかに変光している回転変光星の一種であるとされ、らしんばん座CS星という変光星名も付与されている。.

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HIP 57050

HIP 57050 とは、太陽系から36光年の距離にある赤色矮星である。おおぐま座の方角にあるが、視等級が11.9と暗いので肉眼で見ることはできない。2010年までに周囲に太陽系外惑星が一つ発見されている。.

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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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II型ケフェイド変光星

II型ケフェイド変光星(Type II Cepheid)は、通常1日から50日の周期で脈動する変光星である。II型ケフェイド変光星は、種族IIの恒星で、そのため古く、金属量が少なく、質量も小さい天体である。 II型ケフェイド変光星は、歴史的にはおとめ座W型変光星と呼ばれてきたが、現在では周期によっていくつかのサブグループに分けられている。周期1日から4日のものはヘルクレス座BL型変光星、10日から20日のものはおとめ座W型変光星、20日以上のものはおうし座RV型変光星に分類される。 II型ケフェイド変光星は、対応するケフェイド型変光星よりも暗いものの、周期と光度の関係に従うため、宇宙の距離梯子として重要である。II型ケフェイド変光星は、銀河核、球状星団、銀河等の距離を決めるのに用いられている。より明るい長周期のII型ケフェイド変光星は、局部銀河群を超えてNGC 5128やNGC 4258でも検出されている。.

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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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M15 (天体)

M15（NGC 7078）はペガスス座にある球状星団。.

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M2 (天体)

M2 (NGC7089) はみずがめ座にある球状星団。距離37500光年、直径は約175光年。およそ15万個の星からなる。星団の年齢はおよそ130億歳と推定されている。 1746年にジャン・ドミニク・マラルディがド・シェゾー彗星(C/1746 P1)をジャック・カッシーニとともに観測中に発見した。彼はその5日後にM15を発見し、天文学への道に進んだが、生涯発見できたのはその2つだけだったという。マラルディは「まるく周辺が明らかで中心部4'～5'におよぶ。かなりの間隔をおいて周囲に微星が見える。そこにみえている小白点は小口径では認識できないような微星の集合であろう…」と記述している。その後1760年にシャルル・メシエによって再発見されるが、当時メシエはM2を星雲と勘違いしていた。メシエは「星雲、星ではない。中心部はよく輝き、まるく光にとり囲まれる。彗星の核のよう」とした。ウィリアム・ハーシェルは初めて星に分離し「50フィート望遠鏡で見ると、極端な星の集合ですばらしい微星」とした。スミスは「きれいな球状星団。この優雅な星団は中心部が密集して実にきれいな球を作っている。この星団の世界で見られる生き生きとした無数の星々を想像しないではおられない」とした。ロス卿は「星が枝のようにつらなり、直角方向に伸びている」として、星が周辺部に連なり伸びているスケッチをのこしている。存在そのものは双眼鏡でも見ることができる。M2は中心部の星の密集度がかなり高く、タイプII に分類される。このため、小口径ではぼやけて見えたり星雲状に見える。周辺の星は口径8cm程度の望遠鏡からわずかに見え始める。空の条件が良いと口径20cmの望遠鏡でかなり星が分離でき立体感のあるボールに見える。よく観察すると、星団の外縁部は南北で非対称で縁には星の光が強い部分が見られる。中心からは影が星列を伴ってクモの巣のようにのびている。これは何人かの観察者によって記録されている。M2の近くの10等星と星団の中心部のほぼ中央を通る影はよく目立つ。 M2は発見されている球状星団の中でも大きいものの一つである。M2とよく似た球状星団として、M2のほぼ真北に位置するM15とよく比較されるが、M15は変光星が多く含まれているのに対しM2は僅か21個ほどにしか見られない。大部分はこと座RR型変光星である。変光星の特定はフランスのシェブルモンによって1897年にフラマリオンが描いたスケッチと比較することによって行われた。M2の年齢はM3やM5と同程度の130億年と見積もられており、これが正しければビッグバンから間もない時期に、銀河生成と共にこの星団ができたことになる。最も明るい星々は黄色および赤色巨星である。.

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M3 (天体)

M3 (NGC5272) はりょうけん座にある球状星団である。 1764年5月3日にシャルル・メシエによって発見された。メシエは口径12cmの望遠鏡で観察し「星がない星雲で中心部がよく輝く。周辺は次第に薄れ、まるい」と記録している。ウィリアム・ハーシェルは「径5'～6'のきれいな星団」とした。ジョン・ハーシェルは「11～12等級の星が直線上に連なり。不規則な突起を見る」とした。ウィリアム・ヘンリー・スミスは「よく輝く。1000個を下らぬ星塊。中心部ほどすばらしい輝き。星が非常に密集して外にまばらに伸びている東南部を除いてあらゆる方向に枝を出していて、正しく"くらげ"のようだ」とした。ロス卿は「中心からあらゆる方向に突起がでて、中心部には暗い穴が数個ある」とした。大きく明るい球状星団の一つで、およそ500,000の星からなる。地球からの距離は約33900光年。見かけの等級は6.2だが肉眼では5.8等であるとする人もおり、ぎりぎり最良の観測地では肉眼で見えるとする人もいる。ただその際、隣の6等級の恒星との分離が難しい。変光星が多い星団で現在200個以上の変光星が発見されている。そのほとんどがこと座RR型変光星である。M22と同様に、星の光度がほとんど平均している。毎秒150kmの速さで地球に近づいている。望遠鏡での観測では低倍率で注意深く観測すれば中心部が桃色に、その外側は緑色が見えるとする人がいるが、これは論議になっている。周辺の星は口径8cm程度の望遠鏡に高倍率をかけると見え始める。口径5cmの双眼鏡で見えたという人もいる。マラスは口径10cmの望遠鏡で見て「壮観。ひどく密集。中心は明るく2個の光点をみる。まるい光輪にとり囲まれ、外側は次第にうすれている。数個の外側の星が見え、中央のザラザラした感じは大口径で見える星であろう」とした。径15cmで全体の2/3が星に分けられ、口径20cmで中心に光った核が見え始める。さらに、口径25cmで中心部以外のほとんどの星が分離できる。口径40cm程度で中心部まで分離できる。.

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M4 (天体)

M4（NGC 6121）はさそり座にある球状星団である。ジャン＝フィリップ・ロワ・ド・シェゾーが1746年に発見し、1764年にシャルル・メシエがカタログ化している。メシエはM4を「小さな星からなる星団」と表現している。シェゾーは「アンタレスに近くこれに先行する。白く丸く小さい。以前に発見されていないと思う」とした。1751～1752年にラカイユはケープタウンで見て、彗星の小さな核のようだとした。1764年メシエは「非常に小さな星から成る星団。機械が悪いと星雲状…」とした。1783年ウィリアム・ハーシェルは10フィートの反射鏡で初めて星に分けて見た。彼は200個程度の星を認めており、また南北を走る星の群れを「かなり明るい8ないし10個の星のなす尾根」と表現している。スミスはこの星の群れを「中心を走るまばゆい光」と表現している。猫の目を連想する人もいる。アンタレスの西にあり、小型望遠鏡でも比較的、観察が行いやすい。球状星団としてはまばらである。空の条件が良ければ肉眼で天の川の中に見ることができるくらい明るい球状星団である。ただ、同じ球状星団のM2やM3よりも明るいにもかかわらず、1等星のアンタレスが西に1.5°にあるため、それらより見えにくい。球状星団としてはまばらで、黄色みがかって見えるのが特徴である。丸く対称な形をしているにもかかわらず、1ダースほどの10～12等の星の群れが北から南に走っている。これがハーシェルの言う「尾根」である。口径20cm程度の望遠鏡で中心部分の星も見えはじめるが、空の状態によって見え方が変わる星団だとも言われている。直径は約70光年。太陽系からの距離は約7,200光年である。多くの変光星が星団内で観測されており、1987年には3.0ミリ秒周期のパルサーも発見された。1995年にハッブル宇宙望遠鏡が星団内に130億年前に形成された白色矮星を発見し、さらにそれらを周回している系外惑星も発見されている。これは、130億年前からある古い天体で、我々の銀河系に知られている最も古い星の古さと同程度である。すなわち、ビッグバンから程ない頃からある星ということになる。.

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M80 (天体)

M80 (NGC 6093) はさそり座にある球状星団。.

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MOST (人工衛星)

MOST（Microvariability and Oscillations of STars telescope）はカナダ初の宇宙望遠鏡である。また打ち上げ当時は、世界で最も小さい宇宙望遠鏡であるため、関係者は世界最大のハッブル宇宙望遠鏡をもじって“Humble”（控えめな）宇宙望遠鏡という愛称を付けている。MOSTは星震学の研究のための初の人工衛星である。.

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NGC 2346

NGC 2346は、いっかくじゅう座の天の赤道付近にある惑星状星雲である。明るくて観測しやすく、盛んに研究されてきた。最も顕著な特徴は、分光連星を形成する中心の恒星の温度が非常に低いことと、独特の形状である。連星の周期は16日で、恐らく周囲の塵のために変光星となっている。塵は中心の恒星に熱せられ、そのためNGC 2346は、特に赤外線領域で明るい。2つの恒星のうちの1つが赤色巨星に進化した際、もう一方の伴星を飲み込み、伴星は巨星の大気から物質を取り込んだ。赤色巨星の核が剥き出しになると、高速の恒星風が環の両端から2つの「バブル」を吹き出し、現在の形状になったと考えられている。.

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NGC 3532

NGC 3532（Caldwell 91、Melotte 103）は、りゅうこつ座の方角に約1321光年の位置にある散開星団である。願いを込めて投げられたコインが溜まった井戸の底のように見えることから、願いの井戸星団(Wishing Well Cluster)と呼ばれる。7等級以下の恒星約150個からなっている。1990年5月20日のハッブル宇宙望遠鏡の最初の観測の対象となった。みなみじゅうじ座のβ星とδ星は、ほぼ正確にこの星団の方向を指しており、みなみじゅうじ座と、より大きく暗い「ニセ十字」と呼ばれるアステリズムの間に位置している。すぐ近くには変光星みなみじゅうじ座X星があるが、星団には属していない。また近隣には有名なイータカリーナ星雲やNGC 3293、IC 2581等の明るい散開星団がある。.

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NGC 3766

NGC 3766（Caldwell 97、Melotte 107）は、ケンタウルス座の散開星団である。1751年から1752年にニコラ・ルイ・ド・ラカーユによって発見された。視等級は5.3、視直径は約12分で、天体カタログに収録された137個の恒星を含む。距離は、約1700パーセクである。 2013年、スイス・ジュネーブ天文台の天文チームは、NGC 3766にある36個の恒星が、2から20時間の間隔で、光度にして0.1%という僅かな明るさの変化を確認したと発表した。研究チームは、新種の変光星であると主張している。.

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NGC 559

NGC 559（Caldwell 8）は、カシオペヤ座の方角にある散開星団である。散開星団NGC 637と+2.47等級の明るい変光星カシオペヤ座γ星の近くにある。.

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NGC 7662

NGC 7662（Caldwell 22）は、アンドロメダ座にある惑星状星雲である。青い雪だるま星雲という名前でも知られる。この星雲までの距離は正確には分かっていないが、Skalnate Pleso Catalogue (1951)によると、NGC 7662までの距離は約1800光年、直径は約2万天文単位とされている。より最近の調査であるC.R.O'Dell (1963)は、距離は約5600光年、直径は約5万天文単位と推定している。中央の恒星は変光星で、等級は12から16まで変化する。この星は連続スペクトルを持つ青色の矮星で、温度は約7万5000Kと計算される。惑星状星雲の核は、既知の最も温度の高い恒星の1つである。 NGC 7662は、観測者にとっても人気のある惑星状星雲であり、小さな望遠鏡でも星雲状の天体として観測される。倍率100倍の望遠鏡では、青色がかった円盤が見え、さらに大きな望遠鏡では、内部の色と明るさ変化が見える。.

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OGLE-TR-132

OGLE-TR-132は、りゅうこつ座の方角にある16等級の恒星である。りゅうこつ座V742星という変光星名も付与されている。約7,100光年と非常に遠い距離にあり、また込み合った場所にあるため、目立たない。スペクトル型はF、金属量に富んだ恒星であり、太陽よりも若干熱く明るい。.

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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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S-520ロケット

S-520ロケット1号機実物大模型（JAXA/ISAS内之浦宇宙空間観測所KS台地） S-520ロケットは宇宙科学研究所（現JAXA宇宙科学研究本部）の開発した観測用の単段式固体燃料ロケットである。S-520という名称は単段式の固体燃料ロケットで、直径が520mmであることを表す。.

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VB 10

VB 10（グリーゼ752B、ファン・ビースブルック星）は、わし座の方向に、地球から約19光年離れた位置にある赤色矮星である。.

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WASP-9

WASP-9とは、詳細不明の10等級の恒星で、多重連星系である。スペクトル型G型、表面温度5900Kの主系列星とされているが、星表における名称や天球上での座標などの具体的な情報は公表されていない。 2008年、スーパーWASP計画はこの恒星が太陽系外惑星を持っていると発表し、恒星にWASP-9、惑星にWASP-9bという名前を与えた。しかし、後の観測でこの惑星は実在しない可能性が強まり、2009年9月に報告は取り下げられた。WASP-9は食連星のペアを含む階層構造の多重連星系で、食連星の変光と恒星の自転の効果を惑星の兆候と見誤ったと考えられている。.

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恒星の命名

恒星の命名（こうせいのめいめい、nomenclature of stars）は、その他の天体の命名と同様に、国際天文学連合によって行われる。今日用いられている恒星の名前の多くは、国際天文学連合の設立以前から存続するものである。主に変光星（新星や超新星を含む）等の名前は、随時付け加えられている。肉眼で観測できる恒星の数は、約1万個である。近代以前の星表（天体カタログ）は、そのうち特に明るいものだけを収録している。紀元前2世紀のヒッパルコスは、約850個の恒星を一覧表にした。ヨハン・バイエルは1603年にこの数を約2倍にした。これらのうちごく少数が固有名を持ち、その他は全てカタログごとの符号が付けられている。肉眼で見える恒星が完備されたカタログが作られたのは、19世紀になってからだった。銀河系には合計2兆から4兆個の恒星が存在すると推定されているが、近代のカタログの収録数は非常に大部のものでも、数10億個である。.

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恒星磁場

恒星磁場（こうせいじば）とは恒星の内部にある伝導性をもつプラズマの運動によって形成される磁場のことである。プラズマの運動は対流に伴って形成される。対流は物質の物理的運動を含むエネルギーの移動の形態の1つである。局所的な磁場はプラズマに力を及ぼし、相当する密度の増大を伴わずに圧力を効果的に引きあげる。その結果、磁化された領域は残りのプラズマに応じてその恒星の光球に達するまで膨れ上がる。これが光球面の恒星黒点やに関連した現象を生む。.

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東京大学の人物一覧

東京大学の人物一覧（とうきょうだいがくのじんぶついちらん）は、東京大学に関係する人物の一覧記事。（※数多くの卒業生・関係者が存在するためウィキペディア日本語版内に既に記事が存在する人物のみを記載する(創立者・総長・名誉教授・公職者等は除く)。.

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東亜天文学会

特定非営利活動法人東亜天文学会（とうあてんもんがっかい、Oriental Astronomical Association, OAA）は、1920年に「天文同好会」として創立された日本で一番古い天文同好会。1932年10月15日に「東亞天文協会」と改称、1943年頃に更に改称して2014年現在の名称である「東亜天文学会」となる。.

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楕円体状変光星

楕円体状変光星または回転楕円体変光星 (Rotating ellipsoidal variables) は、変光星の分類の一つ。非常に接近した連星系が楕円体状の形状を成しており、光を放出する領域の形状が観測者から変化して見えることにより、公転周期に合わせて光度が変化するものである。ただし、食を起こしているものではない。光度変化の幅は可視光領域で0.1等級を超えない。典型例としておとめ座のスピカが挙げられる。.

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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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激変星

赤い恒星（左）のガスが白色矮星に流れ込み降着円盤を形成している様子（想像図）激変星（げきへんせい）(cataclysmic variable)は、変光星の大きな分類の一つ。激変変光星、激変型変光星ともいう。短期間（長くて数日）に極度に増光し、その後緩やかに減光する。それを1度きり起こすか、不規則な周期で繰り返す。超新星以外は白色矮星を含む近接連星系であり、Ia型超新星も中性子星を含む近接連星系である。多くの場合、降着円盤が変光に関わっている。.

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惑星X

主な太陽系外縁天体と地球・月の比較惑星X（わくせいエックス、Planet X）とは、海王星よりも遠い軌道を公転していると仮定される惑星サイズの天体である。X はローマ数字の10を表すのではなく、「未確認」を意味するアルファベットのエックスである。.

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星座別の恒星の一覧

星座別の恒星の一覧（せいざべつのこうせいのいちらん）は、国際天文学連合の定めた星座ごとに属する恒星の一覧である。全天は88の星座に分かれているが、へび座は東西に分けられるため、実際には89に分割されている。いずれの星座にも属さない唯一の恒星は、太陽である。太陽は黄道に沿って、黄道十二星座とへびつかい座の合計13の星座を通過する。.

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星表

星表（せいひょう、star catalogue ）は恒星目録ともいい、恒星の位置や等級、スペクトル型、視差といった値や特性を記載した天体カタログである。現代の天文学では、恒星はいずれかの星表の番号で表される。長年にわたって様々な目的のために多くの星表が編纂されてきたが、以下では代表的なものについて取り上げる。現在使われている星表のほとんどは電子フォーマットで入手可能で、アメリカ航空宇宙局 (NASA) の Astronomical Data Center などからダウンロードできる（外部リンク参照）。.

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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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3C 48

3C 48は、地球から見てさんかく座の方向に地球から46億6200万光年離れたところにあるクエーサーである。初めて発見されたクエーサーである。 3C 48はアラン・サンデージによって1960年に発見された。電波源は1950年代の終わりから1960年頃までに数百個発見されていて、3C 48も電波源として発見されていた。しかし3C 48は、可視光で対応できる天体として初めて関連付けられた天体である。3C 48はスペクトル観測により、暗く青い変光星として見えた。しかし、3C 48のスペクトルには、正体不明の幅の広い輝線が多く含まれており、この奇妙なスペクトルの起源を当時説明する事は出来なかった。しかし、1963年に3C 273という電波源からも奇妙なスペクトルが発見され、大きな赤方偏移をしている事が発見された。3C 273は、後にクエーサーとして分類された最初の天体となった。よって3C 273は初めて発見されたクエーサーであるが、初めてクエーサーと確認された天体ではない。 3C 48の赤方偏移の値はz.

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