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67 関係: おおぐま座BE星、おうし座V411星、とも座19番星、はくちょう座Q星、がか座ベータ星、こじし座T星、さそり座18番星、大論争 (天文学)、天体物理学、天体観測、天体観望、天文台、太陽系外惑星の発見方法、射場保昭、岡崎彰、中村泰久、北村正利、ペルセウス座GK星、チャールズ・プリチャード、チャールズ・サンダース・パース、バンベルガ (小惑星)、ポーシャ (衛星)、ヴィトリド・ツェラスキー、ヘンリー・プラマー (天文学者)、ヘンリエッタ・スワン・リービット、ベン・ガスコイン、ベンクト・ストレームグレン、アンドロメダ座S星、ウプサラ銀河カタログ、ウィルソン山天文台、ウェスタールンド1-26、ウォルター・バーデ、エルクリーナ (小惑星)、オリオン座ウプシロン星、カール・フリードリッヒ・ツェルナー、クレマティス (小惑星)、グレアム・チャップマン (小惑星)、ケフェウス座VV星、コリンダー399、コリンダーカタログ、コルネーリス・ファン・ハウテン、光度曲線、光電測光器、COROT、青色はぐれ星、観測天文学、質量光度比、鳴沢真也、輝星星表、色指数 (天文)、...、FITS、HD 101065、HE 1327-2326、HR 8799、LHS 292、NASA Exoplanet Archive、NGC 300、NGC 4565、TUGSAT-1、ULAS J1120+0641、VFTS 352、XO-1、東京大学大学院理学系研究科附属天文学教育研究センター、標準光源 (天文)、星表、2dF銀河赤方偏移サーベイ、2MASS。 インデックスを展開 (17 もっと) »
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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おうし座V411星
おうし座V411星（V411 Tauri）は、おうし座の方角、地球からおよそ150光年離れた場所にある白色矮星である。.
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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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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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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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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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大論争 (天文学)
本項では、1920年4月26日に米国科学アカデミーで開かれた討論会について記述する。この討論会はその後大論争(The Great Debate)と呼ばれるようになった。シャプレー・カーチス論争ともよばれる。 討論会では天文学者のハーロー・シャプレーとヒーバー・ダウスト・カーチスが宇宙の大きさについて講演した。シャプレーは、我々のいる銀河系の直径は約30万光年で、当時発見されていた渦巻星雲はこの銀河系の内部に存在すると主張した。これに対してカーチスは、銀河系の直径は約3万光年で、渦巻星雲は我々の銀河系の外に存在すると主張した。.
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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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天体観測
天体観測（てんたいかんそく）は、天体そのものや天体の運行、変化などを観測することである。天体観測は肉眼で夜空を見上げることから始まり、双眼鏡や小さな望遠鏡を使って趣味的に行う観測から、天文台において大望遠鏡および特殊な観測機器を用いた観測まで幅広く行われる。観測は主に地球上から行われるほか、人工衛星の軌道上からも行われる。主たる観測対象は星座や恒星、流星、火星や金星などの惑星、あるいは月の満ち欠け、星の動きなど。天文学は天体観測から始まり、天体現象の物理学的探求はデータ解析や仮説検証などによって行われる。.
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天体観望
天体観望（てんたいかんぼう）あるいは天体観賞（てんたいかんしょう）とは、星や星空、夜空などを見て楽しむことである。学問的な観点や特定の目的を持たず、ただ「星を見て楽しむこと」を目的として星空を見る点で、天体観測とは異なる。天体観望の場合には、晴れた夜、家の外に出て空を見上げただけというのも含まれるためである。用語の定義としては、天体観望が「見て楽しむ」、天体観測が「見て観察や研究対象とする」というニュアンスの違いがある。 天体観望は、ただ楽しむことを目的としているため、必ずしも天文学の知識や機器を用いる必要はない。ただし、ある程度の夜空の地図になっている星座を知っていたり、星図を知っていたりすると、様々な天体について夜空で確認がしやすくなる。.
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天文台
天文台の一例（札幌市天文台） 天文台（てんもんだい）は、天体や天文現象の観測を行ったり、観測結果を解析して天文学の研究を行うための施設。現代では学術研究目的以外に、宇宙の観察や学習といった天文教育・普及活動の拠点としての性格を持つ天文台もある。.
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太陽系外惑星の発見方法
本項では、太陽系外惑星の発見方法について述べる。惑星は、自ら光る恒星と比べて、非常にかすかな光を反射しているに過ぎないため発見しにくい。例えば、太陽のような恒星は、惑星が反射する光の約10億倍の明るさを持つ。そのようなわずかな光を検出するという本質的な難しさに加え、恒星の光が惑星からの光をかき消してしまう場合もある。こうした理由から、2014年4月までに発見された太陽系外惑星のほとんどは、直接観測されていない。 よって、天文学者は、間接的な方法を主として観測せざるを得なかった。2016年時点で、数種類の間接的方法が成功を収めている。.
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射場保昭
射場 保昭（いば やすあき、1894年（明治27年）8月2日 - 1957年（昭和32年）4月24日）は、日本の実業家、アマチュア天文家。 資産に恵まれた貿易商であり、1928年に神戸市の自宅に私設天文台「射場天体観測所」を開設。1930年代前半には欧米の天文学者と活発な交流を行った。藤原定家の日記『明月記』に残された「客星」（超新星など）の出現記録を、海外に紹介した人物である。.
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岡崎彰
岡崎 彰（おかざき あきら、1948年1月4日 - ）は、日本の天文学者・教育学者。群馬大学教育学部名誉教授。.
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中村泰久
中村 泰久（なかむら やすひさ、1947年10月9日 - ）は日本の天文学者。北村正利に師事した。理学博士。 専門は天体物理学、特に近接連星系の研究であり、最近の主なテーマとしては食連星の測光観測や斑点を考慮した光度曲線解析などが挙げられる。 福島大学では天文学、理科教育法などを担当。中村の門下生には鳴沢真也（兵庫県立大学西はりま天文台）がいる。.
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北村正利
北村 正利（きたむら まさとし、1926年1月10日 - 2012年7月13日）は、日本の天文学者。専門は、天体物理学。理学博士。.
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ペルセウス座GK星
ペルセウス座GK星 (GK Persei, GK Per) とは、地球からペルセウス座の方角に1500光年離れた位置にある激変星で、白色矮星と主系列星の連星系と推定されている。1901年に新星爆発を起こしたのち、矮新星による増光を繰り返すようになった珍しいタイプの天体である。.
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チャールズ・プリチャード
チャールズ・プリチャード（Charles Pritchard、1808年2月29日 - 1893年5月28日）はイギリスの天文学者である。1840年王立協会フェロー（FRS）選出。.
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チャールズ・サンダース・パース
チャールズ・サンダース・パース（Charles Sanders Peirce、1839年9月10日 - 1914年4月19日）は、アメリカ合衆国の哲学者、論理学者、数学者、科学者であり、プラグマティズムの創始者として知られる。マサチューセッツ州ケンブリッジ生まれ。パースは化学者としての教育を受け、米国沿岸測量局に約三十年間、科学者として雇われていた。「アメリカ合衆国の哲学者たちの中で最も独創的かつ多才であり、そしてアメリカのもっとも偉大な論理学者」ともいわれる。存命中はおおむね無視されつづけ、第二次世界大戦後まで二次文献はわずかしかなかった。莫大な遺稿の全ては今も公表されていない。パースは自分をまず論理学者とみなし、さらに論理学を記号論（semiotics）の一分野とみなした。.
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バンベルガ (小惑星)
バンベルガ (324 Bamberga) は小惑星帯の中で16番目に大きい天体である。1892年2月25日にヨハン・パリサによってウィーンで発見され、200kmを超える小惑星として最後の発見になった。地球近傍小惑星のエロスを除いて、双眼鏡で見える小惑星としても最後に発見されたものとなった。ドイツの都市、バンベルクから名づけられた。 離心率が高いことから、視等級が大きく変わる。大接近時（近日点の付近で衝になった時）は+8.0等級に達し、その明るさは土星の衛星タイタンにも匹敵する。このような位置で見られるのは22年ごとで、前回は1991年、次回は2013年のことである。近日点距離に来た時のバンベルガはC型小惑星の中では最も明るく、2番目に明るいヒギエアの+9.1よりも、およそ1等級明るい。大接近時のバンベルガは、+9.5等級よりも明るい小惑星の中では最も地球に近い位置にあり、その距離は0.78天文単位である。例えばイリスは裸眼で見える距離になっても0.85天文単位までしか近寄らず、ベスタにしても1.13天文単位までである。 バンベルガは小惑星帯の中で10番目に明るい天体であり、バンベルガより明るい天体の明るさの順番はベスタ、パラス、ケレス、イリス、ヘーベ、ジュノー、メルポメネ、エウノミア、フローラとなっている。ただし冥王星の1.36倍と離心率が非常に大きいため、大接近時以外は他の小惑星の方が明るく見えることもある。 また、大きな小惑星としては自転周期が非常に長く、C型小惑星とP型小惑星の中間の特徴を持つとされる。 1987年12月7日-8日に中国から日本、アメリカにかけて掩蔽が観測され、直径が228kmと測定された。その後、2007年4月20日にはオーストラリアで掩蔽が観測された。 これらの結果や測光観測などから、バンベルガの自転軸の方向は黄経λ.
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ポーシャ (衛星)
ポーシャ (Portia) は、天王星の衛星。 ポーシャは1986年1月3日にボイジャー2号探査機によって発見された。仮符号はS/1986 U 1。 この衛星はシェイクスピアの戯曲『ジュリアス・シーザー』に登場するブルータスの妻の名にちなんで名づけられた。 ポーシャの軌道は天王星の静止軌道よりも内側にあり、潮汐力によってゆっくりと減衰している。ポーシャはやがて砕けて天王星の環となるか、天王星に突入してしまうものと考えられている。 ポーシャは、測光的特徴や軌道がよく似たビアンカ、クレシダ、デズデモーナ、ジュリエット、ロザリンド、キューピッド、ベリンダ、ペルディータとともに、ポーシャ群を形成している。.
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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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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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ヘンリエッタ・スワン・リービット
ヘンリエッタ・スワン・リービット（Henrietta Swan Leavitt 、1868年7月4日 - 1921年12月12日）はアメリカの女性天文学者である。 ケフェイド変光星の変光周期と光度との間に相関があることを発見し、1912年に小マゼラン雲内のケフェイド変光星の周期に関する研究を発表した。この発見は天体までの距離の測定に利用され、後に渦巻星雲や楕円型の星雲が銀河系内の天体か銀河系外の天体かについての大論争に決定的な影響を与えることになった。.
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ベン・ガスコイン
ベン・ガスコイン（Sidney Charles Bartholemew "Ben" Gascoigne、1915年11月11日-2010年3月25日）は、ニュージーランド生まれのオーストラリアの天文学者である。測光学を専門とし、世界で最も重要な天文観測機器の1つであるアングロ・オーストラリア望遠鏡の設計・製造の主導的な役割を果たした。 ガスコインは、ニュージーランドのネーピアで生まれ、オークランドとブリストル大学で訓練を積み、第二次世界大戦中にオーストラリアに移住してからは、キャンベラ郊外にあるストロムロ山天文台で研究を行った。彼は、望遠鏡等の光学機器の設計と運用に高い技術を持っていた。 第二次世界大戦後、ガスコインと天文学者のジェラルド・クロンは、ストロムロ山天文台で新しい望遠鏡を用い、銀河系とマゼラン雲の間の距離は、それまで半分に過小評価されていたことを確かめた。この測定が他の距離測定の校正として使われたことから、宇宙の大きさの推定値は2倍になった。彼らは、マゼラン雲の中での星形成は銀河系よりも最近起こったものであることも発見し、両者は並行進化してきたという従来の予測を覆した。ガスコインは、ストロムロ山天文台の中心人物として、この天文台を太陽観測のための天文台から、恒星及び銀河の研究の中心地にまで育て、またニューサウスウェールズ州北部にサイディング・スプリング天文台を創設した。イギリスとオーストラリアの両政府がサイディング・スプリング天文台にアングロ・オーストラリア望遠鏡を設置することに合意すると、ガスコインはその概念設計から関わり、ファーストライトとなる写真も撮影した。ガスコインは、天文学とアングロ・オーストラリア望遠鏡への貢献に対して、オーストラリア勲章を受章した。 ガスコインと妻で画家のロザリー・ガスコインの間には、3人の子供がいる。ガスコインは研究を引退すると、オーストラリアの天文学の歴史に関する何冊かの著書を書いた。彼は、自身の技術を用いてロザリーの写真家と助手を務めた。 Category:オーストラリアの天文学者 Category:ニュージーランドの天文学者 Category:オークランド大学出身の人物 Category:1915年生 Category:2010年没.
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ベンクト・ストレームグレン
ベンクト・ストレームグレン（Bengt Georg Daniel Strömgren、1908年1月21日 - 1987年7月4日）は、デンマークの天体物理学者である。散光星雲（輝線星雲）の発光原因が誕生まもない恒星が発する紫外線によって電離されたHII領域（ストレームグレン球）であることを示した。.
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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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ウプサラ銀河カタログ
ウプサラ銀河カタログ（Uppsala General Catalogue of Galaxies 、略称UGC）は、北半球から見える12,921個の銀河カタログである。 このカタログには赤緯-2度30分より北にある視直径1分以上、もしくは視等級14.5等以上の全ての銀河が含まれる。データはパロマー天文台掃天観測（Palomar Observatory Sky Survey 、略称POSS）の青色写真乾板から得られた。また、銀河銀河団カタログ（CGCG）の中から、視直径が1分より小さいが14.5等より明るい銀河を採用している。 カタログには銀河とその隣接領域の記述に加え、従来のハッブル分類と表面測光での位置角（長径の方向）も含まれる。銀河の視直径もデータに含まれ、撮影された銀河の外観からできるだけ正確な説明ができるような分類と記述も含まれる。位置の精度は銀河の識別に最低限必要な程度である。.
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ウィルソン山天文台
ウィルソン山天文台（ウィルソンさんてんもんだい、Mount Wilson Observatory, MWO）は、アメリカのカリフォルニア州ロサンゼルス郡にある天文台である。ウィルソン山天文台はロサンゼルスの北東、パサデナ郊外のサン・ガブリエル山系にある標高1,742mのウィルソン山頂に置かれている。 ウィルソン山は北アメリカの中では最も大気が安定した場所の一つで、天体観測、特に干渉法観測を行なうのに理想的な環境である。ロサンゼルス周辺のいわゆるグレイター・ロサンゼルス地域の人口増加によって、この天文台で深宇宙観測を行う能力は限られてきたが、依然としてこの天文台は新旧の観測装置を用いて多くの科学研究成果を挙げている。 ウィルソン山天文台の初代所長はジョージ・エレリー・ヘールで、彼はヤーキス天文台から40インチ(1m)望遠鏡を移設した。完成当初はウィルソン山太陽観測所 (Mount Wilson Solar Observatory) と呼ばれ、天文台創設の2年後の1904年にワシントン・カーネギー協会から出資を受けた。以来この財団が現在でも天文台の主要な援助団体となっている。.
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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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エルクリーナ (小惑星)
ルクリーナ (532 Herculina) は、直径225kmほどの、小惑星帯に位置するかなり大きな小惑星である。.
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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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カール・フリードリッヒ・ツェルナー
ール・フリードリッヒ・ツェルナー (Johann Karl Friedrich Zöllner, 1834年11月8日 - 1882年4月25日) はドイツの物理学者、天文学者である。測光学の分野で研究した。ツェルナー錯視の発見者とされる。 ツェルナー分光器 ベルリンで生まれ、ベルリン大学、バーゼル大学で学んだ。ライプツィヒ大学の天体物理学の教授などを務めた。天文観測機器の考案と改良を行い、特に測光器の分野に貢献した。太陽のプロミネンスの分光学的な観測を行った。彗星についての著書もある。.
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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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グレアム・チャップマン (小惑星)
レアム・チャップマン（9617 Grahamchapman）は、小惑星帯に位置する二重小惑星。1993年3月17日にヨーロッパ南天天文台のウプサラ-ヨーロッパ南天天文台小惑星、彗星調査プログラム（UESAC）により発見された 。 2006年、オンドジェヨフ天文台による地球近傍天体天体測光プログラムにより、衛星を有することが発見された。衛星（S/2006 (9617) 1）の公転周期は約19時間。また、この観測により自転周期が約2.3時間で、ほぼ回転楕円体であることも確認された。 2000年3月20日に命名された名称は、イギリスのコメディグループモンティ・パイソンのグレアム・チャップマンに由来する。他のメンバーも同様に小惑星名として採用されており、9617から9622までの一連の小惑星番号に付されている。加えて、モンティ・パイソンも小惑星の名称となっている。.
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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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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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コリンダーカタログ
リンダーカタログ（Collinder Catalogue）は、スウェーデンの天文学者ペール・コリンダーが作成した、471個の散開星団を集録したカタログである。.
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コルネーリス・ファン・ハウテン
ルネーリス・ファン・ハウテン（Cornelis Johannes van Houten, 1920年 - 2002年8月24日）は、オランダの天文学者。妻のイングリットも天文学者である。キース・ファン・ハウテン（Kees van Houten）とも記される。.
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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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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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COROT
COROT（コロー衛星 英：Convection, Rotation and planetary Transits）は、フランス国立宇宙研究センター(CNES)が主導し、欧州宇宙機関(ESA)との協力によって2006年に打ち上げた宇宙望遠鏡で、2012年11月に故障するまで観測を行った。恒星とその周りを公転する太陽系外惑星の観測を目的とした。.
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青色はぐれ星
accessdate.
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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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質量光度比
質量光度比(Mass-to-light ratio)は、体積当たり（通常は銀河や星団程度）の質量と光度の商である。天体物理学や宇宙物理学においては、\Upsilonの記号で表す。これらの比はしばしば、太陽質量を太陽光度で割った定数\Upsilon_\odot.
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鳴沢真也
沢 真也（なるさわ しんや、1965年4月15日 - ）は日本の天文学者。博士（理学）。兵庫県立大学自然環境科学研究所天文科学センター（西はりま天文台）天文科学専門員。専門は天体物理学。日本では数少ないSETI研究者の一人でもある。全国同時SETI観測および世界合同SETI観測の各プロジェクト・リーダー。.
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輝星星表
輝星星表（きせいせいひょう、Bright Star Catalogue）は視等級6.5等星よりも明るい恒星の星表。イェール輝星表（Yale Catalog of Bright Stars）、エール輝星星表（Yale Bright Star Catalogue）また、単にイェール星表（Yale Catalog）としても知られている。 恒星の座標（赤道座標の1900年分点と2000年分点および銀河座標）、固有運動、測光データ、スペクトル型、主なカタログ番号などの情報が掲載されており、注記が充実しており、第4版の巻末には約450の星の固有名の一覧もある 印刷版として発行された輝星星表の最終バージョンは1982年に発行された改訂第4版である。1991年に発表された第5版は恒星9096、新星または超新星10、その他4の合計9110個の天体を含み電子フォーマットでネットワーク上で入手することもできるため、広く使用されている。 視等級6.5等星よりも大きければ、肉眼で見られる恒星をほぼ含むことから、アマチュアが星座早見盤やプラネタリウムを作る際の元データとして手軽に使える。ただし、極限の等級が不完全だったため、1983年に7.1等までの恒星を追加した補遺版が出版された。 カタログの略号はBSかYBSであるが、1908年にハーバード改訂光度カタログ（Harvard Revised Photometry Catalogu、HR）がハーバード大学天文台で製作されたため、この星表に乗っている星は索引や引用で、番号の前にHRを使っている。.
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色指数 (天文)
色指数（いろしすう、color index）とは天文学で天体の色を表す指標である。特に恒星の場合は色指数はその星の表面温度の目安ともなる。 色指数は天体の等級を2種類の異なる色フィルターを用いて測定し、その等級の差をとることによって得られる。この測光には特定の波長域の光のみを透過するバンドパスフィルターが用いられる。代表的なフィルターには、紫外域の光を透過する U バンドフィルター、青色を透過する B バンドフィルター、緑色から黄色の波長域を透過する V バンドフィルターなどがある。この U,B,V 3色の波長域を用いる測光方法をUBV測光系と呼び、U バンドと B バンド、B バンドと V バンドの等級の差をそれぞれ U-B 色指数、B-V 色指数などと呼ぶ。 色指数は通常、波長が短いバンドでの等級から波長の長いバンドでの等級を差し引いた値を用いるため、色指数の値が小さいほどその天体は青い（または温度が高い）ことを示す。逆に色指数の値が大きいほどその天体は赤い（または温度が低い）。例として、黄色い恒星として知られている太陽の色指数は B-V.
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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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HD 101065
HD 101065、通称プシビルスキ星 (Przybylski's Star) は、太陽系から約360光年の位置にある恒星で、ケンタウルス座に属する。.
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HE 1327-2326
記載なし。
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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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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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NASA Exoplanet Archive
NASA Exoplanet Archiveとは太陽系外惑星と主星を特徴付けるための検索を支援するためにパブリックデータを収集し提供するカタログとデータのオンラインサービスである。の一部でカリフォルニア州パサデナにあるカリフォルニア工科大学(Caltech)のキャンパスで運営されている。このアーカイブはアメリカ航空宇宙局(NASA)が支援しており、2011年12月初めにNASAの太陽系外惑星探査プログラムの一環としてが立ち上げた。2014年1月、アーカイブが集めた確認された太陽系外惑星のコレクションが1,000を突破した。 アーカイブのデータには光度曲線、画像、スペクトル、パラメータ、そして通過する太陽系外惑星を発見する目的の探査から得られる時系列データが含まれている。またこのアーカイブではデータを活用するためのウェブ型のツールやサービスを開発していて、特にアメリカ合衆国のデータポータルであるExoplanet Archive向けにケプラーやCOROTからのトランジットデータセットの表示や解析で使用されている。スーパーWASP、HATNet、XO、TrES、といった他の天体探査や望遠鏡もアーカイブにデータセットを提供している。.
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NGC 300
NGC 300（Caldwell 70）は、ちょうこくしつ座の方角にある渦巻銀河である。局部銀河群に最も近い銀河の1つで、恐らく我々とちょうこくしつ座銀河群の間に位置する。ちょうこくしつ座銀河群の方角に見える5つの主な渦巻銀河のうちで最も明るい。地球から見ると42度傾いており、さんかく座銀河と多くの共通の性質を持つ 。.
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NGC 4565
NGC 4565（Caldwell 38）は、かみのけ座の渦巻銀河で、地球から約3000万から5000万光年離れている。 この銀河は10等級で、ポラリスが地球から見て天の北極に位置するように、銀河系の銀河北極にほぼ垂直に位置している。 側面が狭いため、Needle Galaxyとして知られている。1785年にウィリアム・ハーシェルによって発見された。この銀河は、最も有名な真横から見た渦巻銀河の1つである。小型望遠鏡で観察した天文愛好家達は、NGC 4565はメシエが見逃した傑作な天体である、と考えている。 バルジの性質について、文献に多くの推測が存在している。バルジの星の運動についての明確な動力学的データがないので、測光データだけでは結論を下せない。一方、（測光データのグラフの形が）指数関数的なことは、棒渦巻銀河であることを示唆している。.
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TUGSAT-1
UTIAS | disposal_type.
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ULAS J1120+0641
ULAS J1120+0641は、2011年6月29日に発見が公表されたクエーサーである。発見時点で、 288.5億光年と既知の最も遠いクエーサーであり、赤方偏移が7に達する最初のクエーサーである 。AP通信を含むいくつかのニュースで、このクエーサーは、これまで観測された宇宙で最も明るい天体だと報じられたが、これは誤報であり、これより少なくとも100倍明るいクエーサーも知られている。.
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VFTS 352
VFTS 352は、大マゼラン雲の中にあるタランチュラ星雲にある、O型主系列星同士からなる連星である。この連星を形作っている2つの恒星はどちらも、太陽の約28倍の質量と40,000Kを越える表面温度を持つ。この連星は、恒星同士の表面が接触している接触連星であるが、表面だけでなく外層までもが接触しているため、過剰接触連星と呼ばれる極めて珍しい分類に属する。.
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XO-1
XO-1は、かんむり座の方角に約506光年の距離にある11等級の黄色の主系列星である。質量と半径は太陽程度で、太陽系外惑星が一つ発見されている。.
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東京大学大学院理学系研究科附属天文学教育研究センター
東京大学大学院理学系研究科附属 天文学教育研究センター（とうきょうだいがくだいがくいんりがくけいけんきゅうかふぞく てんもんがくきょういく - 、英称:Institute of Astronomy, Faculty of Science, University of Tokyo）は、東京大学大学院理学系研究科・理学部の附属施設の一つである。略称は東京大学天文センター、IoA-UT など。 天文学教育研究センターは国立天文台三鷹キャンパス（東京都三鷹市）内に設置されており、国立天文台との間で人的交流や共同研究を通じて密接な関係があるが、別組織の研究機関である。.
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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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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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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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2MASS
2MASS は、米国の研究機関が実施した近赤外線領域での天文観測プロジェクトの1つであり、 Two Micron All-Sky Survey (直訳すれば「2マイクロメートル（波長）における全天サーベイ」) の意味である 。 観測は、完全な全天走査を行なうため、北半球と南半球にそれぞれ1基ずつ設置された望遠鏡 (Fred Lawrence Whipple Observatory (米国アリゾナ州) と セロ・トロロ汎米天文台 (チリ) に設置) で、1997年から2001年にかけて実施された。この最新の全星野の地図作成という、極めて野心的なプロジェクトの処理済最終データは、2003年にリリースされた。これにおいて全天は、2マイクロメートル赤外線領域の、J (1.25 \mum)、 H (1.65 \mum)、 および Ks (2.17 \mum)という3つの波長帯(バンド)での測光データで網羅されている。 このサーベイの目標は大体次のようなものである。.
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天体測光。
