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おおぐま座の恒星の一覧
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おおいぬ座の恒星の一覧
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おおかみ座の恒星の一覧
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おとめ座の恒星の一覧
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おひつじ座の恒星の一覧
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おうし座の恒星の一覧
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たて座の恒星の一覧
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ぎょしゃ座の恒星の一覧
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きりん座の恒星の一覧
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きょしちょう座の恒星の一覧
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くじゃく座の恒星の一覧
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くじら座の恒星の一覧
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ちょうこくぐ座の恒星の一覧
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ちょうこくしつ座の恒星の一覧
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つる座の恒星の一覧
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てんびん座の恒星の一覧
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とびうお座の恒星の一覧
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とけい座の恒星の一覧
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とかげ座の恒星の一覧
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とも座の恒星の一覧
この表は、とも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、例えばとも座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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はくちょう座の恒星の一覧
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はちぶんぎ座の恒星の一覧
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はと座の恒星の一覧
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はえ座の恒星の一覧
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へびつかい座の恒星の一覧
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へび座の恒星の一覧
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ほうおう座の恒星の一覧
この表は、ほうおう座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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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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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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みずへび座の恒星の一覧
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みずがめ座の恒星の一覧
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みなみのうお座の恒星の一覧
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みなみのさんかく座の恒星の一覧
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みなみのかんむり座の恒星の一覧
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みなみじゅうじ座の恒星の一覧
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がか座の恒星の一覧
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じょうぎ座の恒星の一覧
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ふたご座の恒星の一覧
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ふうちょう座の恒星の一覧
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しし座の恒星の一覧
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けんびきょう座の恒星の一覧
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こぎつね座の恒星の一覧
この表は、こぎつね座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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こぐま座の恒星の一覧
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こと座の恒星の一覧
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こじし座の恒星の一覧
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こいぬ座の恒星の一覧
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こうま座の恒星の一覧
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いっかくじゅう座の恒星の一覧
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いて座の恒星の一覧
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いるか座の恒星の一覧
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うお座の恒星の一覧
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うみへび座の恒星の一覧
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うしかい座の恒星の一覧
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うさぎ座の恒星の一覧
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さそり座の恒星の一覧
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さいだん座の恒星の一覧
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さんかく座の恒星の一覧
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かに座の恒星の一覧
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かみのけ座の恒星の一覧
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かじき座の恒星の一覧
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かんむり座の恒星の一覧
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からす座の恒星の一覧
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天文単位
天文単位（てんもんたんい、astronomical unit、記号: au）は長さの単位で、正確に である。2014年3月に「国際単位系 (SI) 単位と併用される非 SI 単位」（SI併用単位）に位置づけられた。それ以前は、SIとの併用が認められている単位（SI単位で表される、数値が実験的に得られるもの）であった。主として天文学で用いられる。.
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年周視差
年周視差（ねんしゅうしさ）とは、地球の公転運動による視差のために天体の天球上の位置が公転周期と同じ周期で変化して見える現象のことである。.
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位置天文学
位置天文学 （いちてんもんがく、英語：position(al) astronomy） は天文学の一分野。恒星や他の天体の位置、距離、運動を扱う。位置天文学の成果の一部は宇宙の距離梯子を決めるのに役立っている。 位置天文学には天文学者が観測結果を記述する際の座標系を与えるという基本的な役割があるが、これとは別に、天体力学、恒星系力学、銀河天文学といった分野において根本的に重要な役割を果たしている。観測天文学においては、移動する恒星状天体を同定する際に位置天文学の手法が欠かせない。位置天文学はまた時刻を管理する際にも使われる。現在の協定世界時 (UTC) は、国際原子時 (TAI) を地球の自転に同期させることで得られているが、この地球の自転は位置天文学の手法を用いて精密に観測されている。.
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ペルセウス座の恒星の一覧
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ペガスス座の恒星の一覧
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ハッブルの法則
ハッブルの法則（ハッブルのほうそく）とは、天体が我々から遠ざかる速さとその距離が正比例することを表す法則である。1929年、エドウィン・ハッブルとミルトン・ヒューメイソンによって発表された。この発見は、宇宙は膨張しているものであるとする説を強力に支持するものとなった。 v を天体が我々から遠ざかる速さ（後退速度）、D を我々からその天体までの距離とすると、 となる。ここで比例定数 H_0 はハッブル定数 (Hubble constant) と呼ばれ、現在の宇宙の膨張速度を決める。 ハッブル定数は時間の逆数の次元 T をもち、通常はキロメートル毎秒毎メガパーセク（記号: km/s/Mpc）が単位として用いられる。2014年現在最も正確な値は、プランクの観測による である。換言すれば、銀河は実視等級20等程度までスペクトル観測が可能であるが、いずれの銀河もそのスペクトルは赤のほうにずれている、これを赤方偏移という。これがドップラー効果とすれば銀河までの距離と後退速度の間に一定の法則性を発見したものといえる。 1927年にジョルジュ・ルメートルもハッブルと同等の法則を提唱していたが、フランス語のマイナーな雑誌に掲載されたためそのときは注目されなかった。ルメートルはスライファーとハッブルの観測データを用いている。.
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ポンプ座の恒星の一覧
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レチクル座の恒星の一覧
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ヘルクレス座の恒星の一覧
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ヒッパルコス (人工衛星)
ヒッパルコス (Hipparcos) とは、1989年8月8日に欧州宇宙機関によって打ち上げられ、1993年まで運用された高精度位置天文衛星である。世界で最初の位置天文衛星でもある。日本ではヒッパルコス衛星（ヒッパルコスえいせい）と呼ばれることが多い。なお、HipparcosはHIgh Precision PARallax COllecting Satellite（高精度視差観測衛星）の略である。.
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ヒッパルコス星表
ヒッパルコス星表（ヒッパルコスせいひょう、Hipparcos Catalogue）は118,218星が収録されている星表である。ヒッパルコス全天星図とも呼ばれる。略称はHIPとされることが多い。.
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テーブルさん座の恒星の一覧
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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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りゅう座の恒星の一覧
りゅう座の恒星の一覧（りゅうざのこうせいのいちらん）は、り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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ろくぶんぎ座の恒星の一覧
この表は、ろくぶんぎ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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ろ座の恒星の一覧
この表は、ろ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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わし座の恒星の一覧
この表は、わし座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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アンドロメダ座の恒星の一覧
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インディアン座の恒星の一覧
この表は、インディアン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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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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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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カシオペヤ座の恒星の一覧
この表は、カシオペヤ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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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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ケフェウス座デルタ星
フェウス座δ星（ケフェウスざデルタせい、δ Cephei、δ Cep）は、ケフェウス座の恒星で地球から約797光年離れた位置にある連星系である。この距離では、視線上のガスや塵によるのため、視等級が0.23等暗くなる。 ケフェウス座δ星の主星は、比較的短い周期で明るさが変化する脈動変光星、セファイド変光星の典型である。更に細分化した場合、古典的セファイドまたはケフェウス座δ型に分類され（もう一つの分類はおとめ座W型）、その典型でもある。.
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コンパス座の恒星の一覧
ンパス座の恒星の一覧（コンパスざのこうせいのいちらん）。 この表は、コンパス座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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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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タリー・フィッシャー関係
タリー・フィッシャー関係(Tully-Fisher relation)は、1977年にR.
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やぎ座の恒星の一覧
この表は、やぎ座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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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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や座の恒星の一覧
この表は、や座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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らしんばん座の恒星の一覧
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観測的宇宙論
観測的宇宙論（かんそくてきうちゅうろん、Observational cosmology）は、望遠鏡や宇宙線などの観測により、宇宙の起源、進化、構造を研究する学問である。.
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超光速運動
超光速運動 天文学において、超光速運動または超光速現象とは、 電波銀河、BL型天体、クェーサーの一部にみられる、みかけ上光速を超えた速度の運動をいう。近年ではマイクロクェーサーと呼ばれる銀河系内電波源でもみつかっている。これら全ての電波源はブラックホールを内包すると考えられており、これが原因で高速の質量噴出が起こっているものと考えられている。 1970年代に初めて観測された際には、超光速運動はクェーサーが宇宙的な距離をもつことへの反証の一つと考えられた。しかし、少数のこの見方を保つ天文学者を除いて、ほとんどの天文学者はみかけ上の超光速は光学上の錯覚であり、相対性理論に反するような物理過程を包含するものではないと考えている。.
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赤方偏移の量子化
赤方偏移の量子化（Redshift quantization) は、宇宙論的に離れた天体（特に銀河）の赤方偏移が特定の数値の整数倍付近に集まる傾向があるとする仮説を指す。ハッブルの法則に表わすところによると、赤方偏移とその天体の地球からの距離との間には相関があるので、赤方偏移の量子化は地球から銀河までの距離が量子化されているか、でなければ赤方偏移と距離との間の相関に問題があることを示唆する。この2つのうちどちらであっても、宇宙論的に重大な意味がある。ホルトン・アープを始めとする、ビッグバン宇宙論に反対する多くの科学者は、赤方偏移の量子化を示唆するとされる観測結果を宇宙の起源と歴史についての定説を否定する理由として挙げている。 1973年、天文学者により赤方偏移の量子化を示唆する証拠が初めて報告された（それ以前についてはを参考のこと）。近年の、クエーサーを対象とするからは、銀河の凝集に起因すると思われるもの以上の量子化を示唆する結果は得られていない。従って、多くの宇宙論研究者はボイドとフィラメントを横切ったときに生じる銀河分布のピーク以上の赤方偏移の量子化の存在については懐疑的である。 その他の呼称としては、「赤方偏移の周期性」、「赤方偏移の離散化」、「被選好的赤方偏移」、「赤方偏移集中帯」などがある。 この用語は、ハッブル赤方偏移の起源と、赤方偏移の大きさを距離で記述する方程式に作用量子が表われるような理論全てを指す。.
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Ia型超新星
Ia型超新星(Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。 物理学的に、自転速度の遅い白色矮星は、太陽質量のおよそ1.38倍のチャンドラセカール限界よりも小さい質量に限定される 。これは、電子縮退圧によって支えることのできる最大の質量である。この限界を超えると、白色矮星は崩壊を始める。伴星から白色矮星に徐々に質量転移が起こり、物質が降着すると、核が炭素燃焼過程を開始する温度に達する。非常に稀ではあるが、白色矮星が別の恒星と融合すると、瞬間的に限界を超えて崩壊を始め、核融合が開始される温度を超える。核融合開始後、数秒の間に、白色矮星を構成する物質のかなりの部分が熱暴走を起こし、1-2×1044J ものエネルギーを放出して、超新星爆発を起こす。 この種類の超新星は、白色矮星の質量が均一であるため、ピークの明るさが一定している。この安定性により、Ia型超新星は、視等級の大きさが距離に依存するため、それが含まれる銀河までの距離を測定する標準光源として用いることができる。.
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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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NGC 5584
NGC 5584は、直径5万光年以上の渦巻銀河である。おとめ座の方角に地球から約7200万光年離れた場所にある。 ハッブル宇宙望遠鏡による画像では、明るい青い若い恒星がNGC 5584の美しい腕部分を形成し、薄く暗い塵が、古い恒星が集まる黄色い核から流れ出ている。また、銀河の背景には、画像全体に赤みがかった点が分布する。 銀河の無数の恒星の中には、ケフェウス型変光星や最近のIa型超新星もある。ケフェウス型変光星やIa型超新星は、宇宙の膨張速度を測定するための信頼性の高い距離梯子として用いられる。NGC 5584は、天文学者が宇宙の膨張速度を測定するために用いている8つの銀河のうちの1つである。この8つの銀河の中で、ケフェウス型変光星が600個以上発見されているが、そのうちの250個がNGC 5584にある。 ケフェウス型変光星は、その固有光度にほぼ比例した速度で脈動しており、比較的近くの銀河までの距離を測る理想的なものさしとなる。Ia型超新星は、同じ明るさで爆発し、その光度は、比較的遠い距離からでも十分観測できるほどの明るさを持つ。 ケフェウス型変光星を含む近い銀河でIa型超新星が見つかると、両方の真の明るさを比較することができる。その情報によって遠くの銀河のIa型超新星の光度を補正し、地球からの距離を計算することができる。近くと遠くの銀河の正確な位置が分かれば、宇宙の膨張速度の値を決定することができる。 画像は、2010年1月から4月の間にハッブル宇宙望遠鏡のWide Field Camera 3で撮影された何枚かの合成画像である。.
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