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20 関係: たて座UY星、かじき座の恒星の一覧、かじき座S星、天文学に関する記事の一覧、巨星、りゅうこつ座の恒星の一覧、イータカリーナ星雲、ウェスタールンド1-26、オリオン座カッパ星、カシオペヤ座6番星、ケフェウス座RW星、ケフェウス座V354星、ケフェウス座VV星、スペクトル分類、黄色超巨星、黄色極超巨星、赤色超巨星、SN 2005gj、WOH G64、11千年紀以降。
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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かじき座の恒星の一覧
この表は、かじき座の恒星を明るさの順に並べたものである。.
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かじき座S星
かじき座S星は、大マゼラン雲に存在する極超巨星。学名はS Doradus。2011年現在知られている恒星の中では特に光度が大きいものの一つ（その絶対等級は時に、-10等よりも明るく輝く）だが、距離がとても離れているため肉眼では観察できない。 爆発型変光星の一種である「高光度青色変光星」の別名「かじき座S型変光星」の由来となった恒星でもある。この恒星は長く遅いスパンで明るさが変わっていき、変化の際はときどき爆発が発生する。.
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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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巨星
ESO image.'' 巨星（きょせい、giant star）とは、同じ表面温度を持つ主系列星よりも半径および明るさが非常に大きい恒星のことである。Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed.
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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イータカリーナ星雲
イータカリーナ星雲沼澤茂美・脇屋奈々代『星座の事典』ナツメ社 2007年。ISBN 978-4-8163-4364-3ラテン語では Eta Carinae であり、原語により忠実に読むと「エータ・カリーナエ」、英語では「イータ・カリーニー」となるが、日本語ではCarinaを属格Carinaeにしない「イータ・カリーナ」という通称が広まっている。（ηカリーナ星雲、Carina Nebula、Eta Carinae Nebula）は、いくつかの散開星団に囲まれた大きく明るい星雲である。りゅうこつ座η星とHD 93129Aという、銀河系で最大級の重さと光度を持つ恒星の2つがこの星雲の中にある。地球からは、6500光年から1万光年離れていると推定されている。イータカリーナ星雲は、りゅうこつ座の中に見え、いて・りゅうこつ腕の中に位置する。この星雲には、いくつかのO型星が含まれる。 空に見える散光星雲としては最も大きいものの1つである。有名なオリオン星雲よりも4倍も大きく明るいが、南半球の高緯度地方でしか見られないため、それほど知られていない。1751年から1752年に喜望峰でニコラ・ルイ・ド・ラカーユによって発見された。 大きな明るい星雲の中、りゅうこつ座η星のすぐ周囲により小さな星雲があり、人形星雲として知られている。これは、1841年にりゅうこつ座η星が大きな擬似的超新星爆発を起こしてできたものだと考えられている。これにより、りゅうこつ座η星は、一時的に全天で2番目に明るい恒星となった。.
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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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オリオン座カッパ星
リオン座κ星は、オリオン座にある2等星の恒星である。.
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カシオペヤ座6番星
ペヤ座6番星は、カシオペヤ座の中に位置してある白色の極超巨星 で、はくちょう座α型の脈動変光星でもあり、視等級は5.34 - 5.45等に変化する。半径は太陽の約217倍、質量は太陽の22倍でデネブとほぼ同規模だが、光度は太陽の約200,000倍で絶対等級も-8.30であることからデネブを凌ぐ。この星は8,000光年先にあるカシオペヤ座のOBアソシエーションのメンバーである。.
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ケフェウス座RW星
フェウス座RW星（けふぇうすざあーるだぶりゅーせい、RW Cephei）は、ケフェウス座の方角にある極超巨星である。.
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ケフェウス座V354星
フェウス座V354星は、銀河系内に存在する赤色極超巨星。また10.82等と11.35等の間を変光するLC型の脈動変光星でもある。約9000光年離れたところに位置し、また直径は太陽の約1520倍あると推測されており、そのため現在知られている恒星の中では特に大きいものの一つと考えられている。もしこの恒星を太陽系の中心に置いたと仮定したとき、その大きさは7天文単位（木星と土星の公転軌道の間）にまで及ぶと推測されている。.
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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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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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黄色超巨星
色超巨星(おうしょくちょうきょせい、Yellow supergiant、YSG)は、スペクトル型がFまたはGの超巨星である。通常、質量は、太陽質量の15倍から20倍である。超巨星は、古い恒星で、核で消費する元素の種類によって、青色と赤色の間を揺れ動く。現在のところ、過渡的な黄色の段階で生涯の多くの時間を過ごす超巨星はほとんどないと考えられている。黄色超巨星の段階で超新星爆発を起こすと、珍しい形の超新星爆発になる。このような超新星は、ごくわずか観測されているが、多くの超新星爆発は、青色（熱い）か赤色（冷たい）の段階で起こる。.
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黄色極超巨星
(Yellow hypergiant) は、拡がった大気を持つ大質量の恒星である。スペクトル型は、Aの後期からKで、質量は太陽質量の20倍から50倍である。カシオペヤ座のカシオペヤ座ρ星のような黄色極超巨星は、周期的な爆発を繰り返しているように見えるが、これは周期的もしくは継続的な恒星の減光によるものである。黄色極超巨星は、宇宙では極めて珍しいと考えられている。核燃料を極めて速く消費するため、黄色極超巨星は、超新星または極超新星になるまで、ほんの数百万年間しか主系列星に留まらない。黄色極超巨星は、赤色超巨星の段階が終わり、青色方向に遷移する途中の段階である。ヘルツシュプルング・ラッセル図においては、赤色超巨星の後のいわゆる"Yellow Evolutionary Void"の段階で、大気は不安定になり、青色に向かって行くところであるが、最も明るい黄色極超巨星のHD 33579は、まだ赤色の領域に達していないという、化学的、表面重力的な強い証拠がある。黄色極超巨星は、核にある核燃料を急速に使い果たし、タイプIIの超新星爆発を起こすことができる。.
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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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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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WOH G64
WOH G64は、大マゼラン雲に存在する赤色極超巨星。直径は太陽の約1540～1730倍あるといわれ、現在知られている恒星の中では特に大きいものの一つと考えられている。.
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11千年紀以降
79億年後に太陽が赤色巨星になり、地球が炭化した時の想像図遠い将来の未来を完全に予想する事は出来ないが、様々な分野において、現在の知識に基づいて大まかながら遠い将来の事象を予測することができる。分野としては、惑星や星の形成・死を明らかにする天文学、最小スケールでの物質の挙動を記述する素粒子物理学、生命の進化を予想する進化生物学、数千年単位での大陸の動きを予想するプレートテクトニクスが挙げられる。 地球の将来、太陽系の将来、宇宙の将来の予想は熱力学第二法則によって説明する必要がある。熱力学第二法則によれば、時間とともにエントロピーは増大し、仕事に変換可能である自由エネルギーは喪失していく。星は最終的には燃料である水素を使い果たしてしまう。天体間が接近すれば、そこで働く重力により惑星がその恒星系からはじき出されたり、恒星系が銀河からはじき出されたりといったことが起きる。 最終的に物質は放射性崩壊による影響を受け、最も安定した物質でさえ、亜原子粒子に分解されてしまう。現在のデータが示唆するところによれば、宇宙の形は平坦であり（もしくは非常に平坦に近く）、そのため有限の時間でビッククランチが発生することはなく、無限の時間の中での形成のような到底起こり得ない事象が起きる可能性がある。 この年表は11千年紀以降（西暦10,001年以降）から、予測できる限りの未来までに生じる出来事について述べる。人類が絶滅するかどうか、陽子の崩壊が起きるかどうか、太陽が赤色巨星になった時の地球の運命などの未解決問題があるため、年表に挙げられた事象の中には互いに相反するものもある。.
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