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Abell 1367
Abell 1367は、しし座に位置する銀河団。.
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Abell 2029
Abell 2029（A2029）は、おとめ座にある離れた大きな銀河群である。 Abell 2029は、非常に大きな銀河であるIC 1101を中心にしたのI型およびエイベル・カタログのグループ2に属する銀河群で、直径は5.8から8.0光年に渡る。この種類の銀河団はcD型の（BCG）と呼ばれ、近くの銀河に接近・吸収することでこの規模の大きさに成長した可能性がある。.
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おとめ座
おとめ座（乙女座、）は、黄道十二星座の1つ。トレミーの48星座の1つでもある。全天でうみへび座に次いで2番目に広い星座である。現在秋分点がある。 α星は、全天21の1等星の1つであり、スピカと呼ばれる。スピカと、うしかい座のα星アークトゥルス、しし座のβ星デネボラで、春の大三角を形成する。.
おとめ座銀河団
おとめ座銀河団（おとめざぎんがだん、Virgo cluster ）は、銀河系の近傍にある銀河団。.
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おとめ座超銀河団
おとめ座超銀河団（おとめざちょうぎんがだん、Virgo Supercluster）は、銀河系（天の川銀河）、アンドロメダ銀河、大マゼラン雲などからなる局部銀河群を含む超銀河団である。局部超銀河団とも呼ばれる。.
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ちょうこくしつ座超銀河団
ちょうこくしつ座超銀河団 (Sculptor Supercluster) は、ちょうこくしつ座に位置する超銀河団。2dF銀河赤方偏移サーベイで観測された領域において、北天のスローン・グレートウォールと共に、最も際立った超銀河団である。エイベル・カタログに記載された25の銀河団から構成されている。.
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じょうぎ座銀河団
じょうぎ座銀河団（じょうぎざぎんがだん、英： Norma Cluster ； 別名 ACO 3627 または Abell 3627）は、空間密度の高い銀河団の一つで、質量は1015太陽質量 のオーダーと見積もられている。 地球から約68メガパーセク（2億2000万光年）と近く明るい銀河団だが、銀河面吸収帯（天の川銀河内の星間物質が観測を妨げる星野）に位置し、可視光観測が困難である。 グレート・アトラクター中心に近く、関連性が研究されてきた。 2014年9月に、ハワイ大学のを中心とするグループが、グレート・アトラクターを中心として、それに重力的に支配された銀河から構成される、直径約5億2千万光年のラニアケア超銀河団を提案する論文を発表した。この説では、グレート・アトラクターの位置は、じょうぎ座銀河団にほぼ一致するとしている。.
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あすか (人工衛星)
あすか (第15号科学衛星ASTRO-D,別名ASCA(Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics)) は日本の宇宙科学研究所が打ち上げた4番目の宇宙X線観測衛星である。1993年2月20日に鹿児島宇宙空間観測所（現内之浦宇宙空間観測所）からM-3SIIロケットによって打ち上げられた。 2000年7月14日、巨大太陽フレアにより地球の大気が膨張した影響であすかの姿勢が崩れ、観測不可能に陥った。その後も最低限の機能による運用を続けたものの、翌2001年3月2日に大気圏に突入、消滅した。.
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うお座・くじら座超銀河団Complex
うお座・くじら座超銀河団Complex(Pisces-Cetus Supercluster Complex)は、超銀河団、銀河フィラメントの複合体で、おとめ座超銀河団を含む（おとめ座超銀河団の中には、銀河系を含む局部銀河群が含まれる） 。 ハワイ大学の天文学者ブレント・タリーが1987年に発見した。.
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うみへび座
うみへび座（海蛇座、Hydra）は、トレミーの48星座の1つ。星座の中で最も領域が広い。 みずへび座(Hydrus)とは、ラテン語の綴りもよく似ている。.
うみへび座銀河団
うみへび座銀河団（うみへびざぎんがだん、英： Hydra Cluster ； 別名 Abell 1060）は、157個の明るい銀河を含む銀河団であり、地球からは、うみへび座の方向に見える。 銀河団の全長は約1000万光年であり、異常に高いダークマターの構成比率を持つ。 この銀河団は、地球から1.58億光年離れたうみへび座・ケンタウルス座超銀河団の一部である。この銀河団の、最大の銀河は楕円銀河のNGC 3309 と NGC 3311、および渦巻銀河のNGC 3312であり、これらは全て約15万光年の直径を持つ。.
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かみのけ座
かみのけ座（髪座、Comae Berenices）は星座の1つ。.
かみのけ座銀河団
かみのけ座銀河団（かみのけざぎんがだん、英：Coma Cluster、別名：Abell 1656）は、確認されただけで1000個以上の銀河を含む大きな銀河団である。しし座銀河団（Abell 1367）と共に、かみのけ座超銀河団を構成する、2つの主要な銀河団の一方である。 銀河団の地球からの平均距離は99Mパーセク（3.21億光年）である。中央の領域は、2つの巨大楕円銀河、NGC 4874とNGC 4889により支配されている。星野では銀河座標の北極付近の数度の範囲に見える。銀河団の中央部分に存在する銀河のほとんどは、楕円銀河である。矮小銀河も巨大楕円銀河と同様に、大量に銀河団の中で見出される。 空間密度の高い銀河団の例にもれず、構成銀河は圧倒的に楕円銀河とレンズ状銀河（S0銀河）である。ごく少数の形成年代の若い渦巻銀河も存在するが、それらの大部分は銀河団の周辺近くにある。.
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すざく
すざく（第23号科学衛星ASTRO-EII）は日本のX線天文衛星。 2005年7月10日に内之浦宇宙空間観測所よりM-Vロケット6号機により打ち上げられた。高度約550km、軌道傾斜角31度の略円軌道に載っており、周期96分で地球を1日に約15周して観測を行なう。名前は伝説上の神鳥であり宇宙の守護神でもある朱雀が由来の一つである。.
南極点望遠鏡
南極点望遠鏡（South Pole Telescope, SPT）は、南極点に建設された口径10mの電波望遠鏡である。北アメリカの9つの大学及び研究機関が参加するSPT Collaborationが運用を行う。.
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大クエーサー群
大クエーサー群（だいクエーサーぐん、Large quasar group・LQG）とは、複数のクエーサーで構成された宇宙の大規模構造である。銀河フィラメントと並んで、宇宙最大の構造を形成しており、そのうちU1.27は、ヘルクレス座・かんむり座グレートウォールに次いで宇宙で最も大きな構造物である。.
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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。.
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。.
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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宇宙
宇宙（うちゅう）とは、以下のように定義される。.
宇宙原理
宇宙原理（うちゅうげんり、cosmological principle）とは、「大きなスケールで見れば、宇宙は一様かつ等方である」という主張である。分かりやすく言うと「宇宙には特別な場所は存在しない」と言い換えることができる。 宇宙を観測することで、ビッグバン以降どのぐらいの時間が経過しているのかを知ることは出来るかもしれないが、観測者が宇宙の中でどの地点にいるのかを知ることはできないという意味である。ここで言う「場所」「地点」とは3次元空間での位置を指す。よって宇宙原理では時間的な一様性までは要請しない。この仮定は簡単ながら非常に強力で、この前提に立てば、宇宙モデルを考える際にはロバートソン・ウォーカー計量に従うタイプの宇宙のみを考えれば十分であることが分かる。 もちろん、小さなスケール長で見れば宇宙は一様でも等方でもなく、大規模構造や銀河団、銀河といった様々な天体からなる構造が存在する。現在の観測では、ハッブル半径（約100億光年）程度のスケールで平均化してみると、我々の宇宙のある地点での物質密度は平均密度からおよそ1/100程度のゆらぎがあるとされている。.
宇宙における地球の位置
宇宙における地球の位置に関する人類の知識は、ガリレオ・ガリレイから現在までの400年におよぶ望遠鏡による天体観測によって発展してきた。それ以前は、地球は宇宙の中心であり、宇宙は肉眼で見える太陽と月と惑星と天球に固定された恒星とで構成されているとされていた。(太陽と月を惑星とするか否かも統一されてはいなかった。)17世紀に地動説が広く受け入れられ、私達の地球が太陽系の惑星とされた後、ウィリアム・ハーシェル達による観察は、太陽が円盤状の銀河の中にあることを明らかにした。20世紀エドウィン・ハッブルの渦巻銀河の観測などにより、私達の銀河がの中にあり、銀河団と超銀河団に属する億単位の同類のひとつであることが明らかになった。 21世紀現在、我々が知っている、より明確になってきた宇宙の姿は、超銀河団で出来ている銀河フィラメントと、超空洞の広大な蜘蛛の巣状の構造である。超銀河団、銀河フィラメントや超空洞はおそらく、宇宙に存在する最大のまとまった構造体である。1,000メガパーセク以上のスケールにおいて宇宙全ての地域は、平均して同様の密度、構成と構造である。宇宙には“中央”や“縁”が無いとされているので、宇宙の中の地球の位置を描く際の別格の基準点は無い。.
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宇宙の大規模構造
宇宙の大規模構造（うちゅうのだいきぼこうぞう、）は、宇宙の中で銀河の分布が示す巨大な泡のような構造である。宇宙の泡構造と呼ばれることもある。.
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宇宙の年表
宇宙の年表（うちゅうのねんぴょう）は我々の住む宇宙で起きた出来事の年表であり、ビッグバン理論を中心に他の科学理論も交えてまとめたものである。 宇宙の歴史、宇宙の展開、宇宙の進化などとも表現されるものであるが、他の宇宙では冷却速度や対称性の破れ方の違いなどによって違った過程をとる可能性もあるので注意が必要である。 観測によれば、宇宙はおよそ138億年前に誕生した。それ以来宇宙は3つの段階を経過してきている。未だに解明の進んでいない最初期宇宙は今日地上にある加速器で生じさせられるよりも高エネルギーの素粒子からなる高温の状態であり、またほんの一瞬であったとされている。そのためこの段階の基礎的特徴はインフレーション理論などにおいて分析されているが、大部分は推測からなりたっている。 次の段階は初期宇宙と呼ばれ、高エネルギー物理学により解明されてきている。これによれば、はじめに陽子、電子、中性子そして原子核、原子が生成された。中性水素の生成にともない、宇宙マイクロ波背景が放射された。 そのような段階を経て、最初の恒星とクエーサー、銀河、銀河団、超銀河団は形成された。 宇宙の終焉については、さまざまな理論がある。.
宇宙の終焉
宇宙の終焉（うちゅうのしゅうえん、Ultimate fate of the universe）とは、宇宙物理学における、宇宙の進化の最終段階についての議論である。さまざまな科学理論により、さまざまな終焉が描かれており、存続期間も有限、無限の両方が提示されている。 宇宙はビッグバンから始まったという仮説は、多くの科学者により合意を獲得している。宇宙の終焉は、宇宙の質量 / エネルギー、宇宙の平均密度、宇宙の膨張率といった物理的性質に依存している。.
宇宙望遠鏡の一覧
次に挙げるのは観測する電磁波の波長ごとに分けて分類した宇宙望遠鏡の一覧である。 ガンマ線、X線、紫外線、可視光線、赤外線、マイクロ波、電波に分けてある。複数の領域にまたがる能力を持つ望遠鏡は両方に掲載した。陽子や電子などの宇宙線、重力波観測用の望遠鏡も挙げてある。ただし宇宙探査機については宇宙探査機の一覧で取り扱うためここでは取り扱わない。 「軌道」の欄は、地球を周回している宇宙望遠鏡については近地点・遠地点の距離 を記した。リサージュ軌道を周っている宇宙望遠鏡についてはラグランジュ点位置を記した。.
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岡村定矩
岡村 定矩（おかむら さだのり、1948年3月10日 - ）は、日本の男性天文学者。法政大学理工学部教授。東京大学名誉教授。 山口県豊浦郡豊浦町（現下関市）出身。高瀬文志郎の弟子で、専門は銀河天文学、観測的宇宙論。.
中央研究院天文及天文物理研究所
中央研究院天文及天文物理研究所 中央研究院天文及天文物理研究所(Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica，ASIAA)は、天文学と天文物理学を研究する台湾の研究所。中央研究院を構成する研究所の一つであり、中央研究院が南京に在った時代の天文研究所をその前身とする。現在は国立台湾大学内の天文学・数学ビルに所在する。.
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仮説上の天体
仮説上の天体（かせつじょうのてんたい）では、学問上の仮説として存在が提唱され、後に存在が否定されたか、存在が確認されていない天体について記述する。 インド占星術など、科学ではないが占星術や神秘学などでの仮説上の惑星についてもこの項目で解説している。 フィクション作品に登場する架空の天体については架空の惑星一覧を参照のこと。.
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弾丸銀河団
弾丸銀河団（だんがんぎんがだん、Bullet Cluster）は、小さな銀河団と大きな銀河団が衝突し、強いX線を放つりゅうこつ座にある銀河団である。 1E 0657-56（または 1E 0657-558）とも表される。 この衝突によって銀河団は弧状の衝撃波面を持つ2億度の高温ガスを有している。 2004年から2006年にこの衝突銀河団の観測によって暗黒物質の存在に対する新たな証拠が提示されたことで知られる。.
修正ニュートン力学
修正ニュートン力学（しゅうせいニュートンりきがく、、略称 ）とは、銀河回転の問題を説明するために暗黒物質の存在を仮定することなく、力学の法則を変更することによってその説明を試みた力学理論の仮説のひとつである。.
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地球史年表
地球史年表（ちきゅうしねんぴょう）では、地球の歴史に関する簡潔な年表を掲げる。.
北ローカル・スーパーボイド
北ローカル・スーパーボイド（きたローカル・スーパーボイド、英 ）は、超空洞（ボイド）として知られている、銀河をほとんど含まない驚異的に大きい空虚な宇宙の領域の一つであり、局部超銀河団（Local supercluster ； おとめ座超銀河団の別名）、かみのけ座超銀河団（Coma supercluster）およびヘルクレス座超銀河団（Hercules supercluster）に囲まれた位置にある。少数の銀河と銀河団を含むが、それ以外はほとんど空虚な空間である。 このボイドの中心は地球から61メガパーセク（約2億光年）離れており、最短径は104メガパーセク（約3.4億光年）である 。.
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ペルセウス座・うお座超銀河団
ペルセウス座・うお座超銀河団（ペルセウスざ・うおざちょうぎんがだん、英： Perseus-Pisces Supercluster）は、現在知られている、最大の宇宙の大規模構造の一つ（超銀河団）である。2.5 億光年の距離にありながら、この銀河団のチェーンは、北天の冬空で 40°以上の広がり持つ。ペルセウス座・うお座超銀河団は、近傍の宇宙（3 億光年以内）において、 局部超銀河団（おとめ座超銀河団の別名）の両サイドに位置する、2つの支配的な銀河の密集域の一つであり、銀河系の銀河面の近くに見える。 ペルセウス座・うお座超銀河団を構成する主な銀河団は、 Abell 262、 Abell 347 および Abell 426 である。.
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ペルセウス座銀河団
ペルセウス座銀河団 (Perseus Cluster) とは、地球から見てペルセウス座の方向に2億2200万光年離れた位置にある銀河団である。中心部にあるブラックホールは、中央ハより57オクターヴと長2度も低い、宇宙で最も低い音を放出している。.
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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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ヤーコフ・ゼルドビッチ
ヤーコフ・ボリソヴィチ・ゼルドヴィチ（露:Я́ков Бори́сович Зельдо́вич、英:Yakov Borisovich Zel'dovich、1914年3月8日 – 1987年12月2日）は、ソビエト連邦の物理学者である。ソビエトの核兵器の開発に重要な役割をはたし、核物理学、素粒子物理学、天体物理学、相対性理論の分野で重要な業績をあげた。.
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ラシード・スニャーエフ
ラシード・スニャーエフ（Rashid Alievich Sunyaev、Рашид Алиевич Сюняев1943年3月1日 - ）はウズベク・ソビエト社会主義共和国（現ウズベキスタン）タシュケント生まれの天体物理学者である。ヤーコフ・ゼルドビッチと共に、銀河団内のガスによって宇宙背景放射の見かけの平均エネルギーが高くなるというスニャーエフ・ゼルドビッチ効果の存在を予言したことなどで知られる。 モスクワ工科大学、モスクワ大学で学び、1992年からロシア科学アカデミーの高エネルギー宇宙部門の部長、マックス・プランク研究所宇宙物理研究所の所長などをつとめている。ゼルドビッチとともにスニャーエフ・ゼルドビッチ効果を提案した他、ニコライ・シャクラとともにブラックホールの降着円盤モデルなどの分野においても業績がある。 ドイツとロシアの二重国籍を持つ。.
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レンズ状銀河
レンズ状銀河（レンズじょうぎんが、lenticular galaxy）とは、銀河のハッブル分類における種類の一つ。ハッブル分類ではS0という記号で表されるため、S0銀河とも呼ばれる。.
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ロバートの四つ子銀河
バートの四つ子銀河(Robert's Quartet)は、ほうおう座の方角に約1億6000万光年離れた位置にある銀河群である。非常に異なった銀河が衝突、融合する過程にある。NGC 87、NGC 88、NGC 89、NGC 92が含まれ、これらはジョン・ハーシェルによって1830年代に発見された。 ロバートの四つ子銀河は、コンパクト銀河群では最も暗い例である。このような銀河群は、狭い領域に4つから8つの銀河が集まっているため、銀河間相互作用やその効果、特に星形成についての素晴らしい実験室である。四つ子銀河の合計の視等級は約13で、最も明るいNGC 92は約14等級である。4つの銀河は、約75,000光年に相当する半径1.6°の円の中に納まっている。1987年にA Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associationsを編纂したホルトン・アープとBarry F. Madoreによって命名された。.
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ローカル・ボイド
ーカル・ボイド（英 ）は、おとめ座超銀河団の中、われわれの銀河系の隣に位置している、物質（銀河や星間物質など）の存在しない、巨大な宇宙の一領域である 。ハワイ大学天文学研究所（ホノルル）の Brent Tully によって発見された。 ボイドの全長は何百万光年にも及ぶが、正確な広がりは分かっていない 。 また、ボイドは、「銀河が構成する細いフィラメント」の橋により、3つの分離した領域に分割されている 。.
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トーグ
トーグ（TORG）とは、アメリカ合衆国のWest End Games社が発売したテーブルトークRPG（TRPG）のタイトル。日本では1993年から1995年にかけて新紀元社によって翻訳展開されていた。メインとなった翻訳者は山北篤。 ファンタジー世界や未来世界など様々な異世界からやってきた勇者たちが現代の地球人と手を取り合い悪に立ち向かうというマルチジャンルTRPGで、アメリカンコミックなどでよく見られる『クロスオーバーもの』を多分に意識したゲームになっている。 ユーザーからのアンケートによって歴史を作っていく「インフィニバース構想」により、それぞれのユーザー同士のゲームプレイまでもがクロスオーバーするというこだわりようであった。 この「インフィニバース構想」も1997年にはすでに終了しており、『トーグ』の歴史はすでに完結しているが、米国では2005年にルール部分を改訂した復刻版である「TORG1.5」が、日本でも2018年1月に「リヴァイズド エディション」が発売されるなど、現在でも根強いファンを持つゲームである。 日本においても多くのファンが現在でも存在し、自作でトーグからの影響を受けていることを公言しているゲームデザイナーも数多い。.
プラズマ宇宙論
プラズマ宇宙論（プラズマうちゅうろん、Plasma Cosmology）とは、宇宙論の一種で、宇宙的スケールの現象は重力だけではなく、宇宙の全バリオン物質の99.9%を占める電気伝導性の気体プラズマの運動に起因する、巨大な電流と強力な磁場の影響を大きく受けているとする。そして電磁気力と重力の相互作用によって、壮大な現象を説明できると主張する。主としてプラズマ物理学の基本である電磁流体力学 (MagnetoHydroDynamics: MHD)の上に立脚した理論である。 プラズマ宇宙論はビッグバン理論と比較して、銀河の回転曲線問題を暗黒物質という仮定の物質を持ち出すことなく簡潔に説明できる(#銀河形成と回転曲線問題)。さらに、近年発見されたヘルクレス座・かんむり座グレートウォール、U1.27といった宇宙構造体の成り立ちを説明する際、現行のビッグバン宇宙論（およびそこから発展した理論）では存在自体が矛盾してしまう程巨大な宇宙の大規模構造も、プラズマ宇宙論では矛盾無く説明できる。しかしながら、プラズマ宇宙論は宇宙マイクロ波背景放射の観測事実をうまく説明できていない(#マイクロ波背景放射)。そのため、現時点では標準的な理論とみなされていない。.
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ヒクソン・コンパクト銀河群
ヒクソン・コンパクト銀河群 (Hickson Galaxy Groups、HCG)は、ポール・ヒクソンにより1982年に出版されたカタログに掲載された集団規模が比較的小さい銀河集団の総称である。 含まれる銀河が数十個から数千個規模の銀河団に比べて、多くても50個程度の銀河の集団を銀河群、またはよりわかりやすくコンパクト銀河群と呼ぶことがある。ヒクソンによれば、ほとんどのコンパクト銀河群には特徴的な形状・運動を持つ銀河、あるいは中心部が電波や赤外線で明るい銀河、スターバースト銀河や活動銀河核(AGN)が高い確率で含まれている。コンパクト銀河群は大量の希薄なガスでおおわれており、重力的には暗黒物質に支配されている。またコンパクト銀河群はより緩やかな銀河の集団の一部を形成しており、重力による進化を見せる。このため、コンパクト銀河群に含まれる銀河は衝突し、銀河群とは呼べないものになる。このようなコンパクト銀河は大量に存在し、銀河の進化に関してとても重要な役割を果たしている。 ヒクソン・コンパクト銀河群のうちで最も有名なものは、「ステファンの五つ子」と呼ばれるHCG 92である。.
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ビッグバン
ビッグバン理論では、宇宙は極端な高温高密度の状態で生まれた、とし（下）、その後に空間自体が時間の経過とともに膨張し、銀河はそれに乗って互いに離れていった、としている（中、上）。 ビッグバン（Big Bang）とは、宇宙の開闢直後、時空が指数関数的に急膨張したインフレーションの終了後に相転移により生まれた超高温高密度のエネルギーの塊のことである。また、宇宙は非常に高温高密度の状態から始まり、それが大きく膨張することによって低温低密度になっていったとする膨張宇宙論のことをビッグバン理論 (Big bang theory) という。 「ビッグバン」という語は、狭義では宇宙の（ハッブルの法則に従う）膨張が始まった時点を指す。その時刻は今から138.2億年（13.82 × 109年）前と計算されている。より広義では、宇宙の起源や宇宙の膨張を説明する、現代的な宇宙論的パラダイムをも指す言葉である。 ビッグバン理論（ビッグバン仮説）では「宇宙は「無」の状態から誕生した」とされるが、この「無」やなぜ「無」から宇宙が生まれたのかなどの問題は未だ謎のままである。 遠方の銀河がハッブルの法則に従って遠ざかっているという観測事実を一般相対性理論を適用して解釈すれば、宇宙が膨張しているという結論が得られる。宇宙膨張を過去へと外挿すれば、宇宙の初期には全ての物質とエネルギーが一カ所に集まる高温度・高密度状態にあったことになる。この初期状態、またはこの状態からの爆発的膨張をビッグバンという。この高温・高密度の状態よりさらに以前については、一般相対性理論によれば重力的特異点になるが、物理学者たちの間でこの時点の宇宙に何が起きたかについては広く合意されているモデルはない。 20世紀前半までは、天文学者の間でも「宇宙は不変で定常的」という考え方が支配的だった。1948年にジョージ・ガモフは高温高密度の宇宙がかつて存在していたことの痕跡として宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) が存在することを主張、その温度を5Kと推定した。このCMB が1964年になって発見されたことにより、対立仮説（対立理論）であった定常宇宙論の説得力が急速に衰えた。その後もビッグバン理論を高い精度で支持する観測結果が得られるようになり、膨張宇宙論が多数派を占めるようになった。.
ツインクエーサー
ツインクエーサー (Twin Quasar、Double Quasar) とは、地球からおおぐま座の方向に約138億5000万光年離れた位置にある約91億年前の宇宙に存在するクエーサーである。初めて発見された重力レンズ効果の実例である。しばしば符号名を省略したQ0957+561と呼ばれる。.
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ド・ジッター宇宙
ド・ジッター宇宙（ド・ジッターうちゅう、De Sitter universe）とは、ウィレム・ド・ジッターが解いたアルベルト・アインシュタインの一般相対性理論の重力場方程式の三つの解のうちの一つの解であり、密度と圧力がともにゼロで、宇宙項が正の値をとる宇宙である。この解はド・ジッターの名をとってド・ジッター宇宙と呼ばれるようになった。 この模型では、宇宙は空間的に平坦であり、普通の物質を無視し、そして宇宙の力学は宇宙定数により支配されている。この宇宙定数はダークエネルギーに相当すると考えられている。.
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ニュージェネラルカタログ天体の一覧 (4001-5000)
本項は、ニュージェネラルカタログ天体のうち4001番から5000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 3001-4000 - NGC天体の一覧 - NGC 5001-6000･･･.
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ダーク・フロー
ダーク・フロー (Dark flow) は、宇宙物理学の用語であり、2008年に実施されたある研究で発見されたと主張されている、多数の銀河団のに共通する大規模な速度の場（純粋なバイアス値）に対して与えられた名称である。特有速度は、宇宙マイクロ波背景放射 (cosmic microwave background radiation; CMB) を基準とした場合に、ハッブルの法則から予測される銀河団の運動と、実際に観測される運動の偏差である（ただし、銀河団は遠方すぎて角度方向の運動は観測不能であり、観測可能な運動はドップラーシフトから観測可能な視線方向の運動のみである。また、通常これらの偏差の原因は説明不能であり、それゆえ「ダーク」と表現される）。 なお、2013年3月に公表されたプランク衛星の中間成果報告における特有速度に関する最新の測定データは、ダーク・フローの存在を支持するいかなる証拠も示していないhttp://www.newscientist.com/article/dn23340-blow-for-dark-flow-in-plancks-new-view-of-the-cosmos.html。.
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ダークエネルギー
ダークエネルギー（ダークエナジー、暗黒エネルギー、dark energy）とは、現代宇宙論および天文学において、宇宙全体に浸透し、宇宙の拡張を加速していると考えられる仮説上のエネルギーである。2013年までに発表されたプランクの観測結果からは、宇宙の質量とエネルギーに占める割合は、原子等の通常の物質が4.9%、暗黒物質(ダークマター)が26.8%、ダークエネルギーが68.3%と算定されている。.
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ろ座
ろ座（炉座、Fornax）は、南天の星座の1つ。 星の固有名称はなく、明るい星もない地味な星座であるが、そのような領域は、一方では深宇宙探査に適しているとも言える。 下掲の極めて遠い天体の発見はその一例であろう。また、ろ座ボイドやろ座ウォールといった大規模構造の存在も確認されている。.
ろ座銀河団
ろ座銀河団（ろざぎんがだん、英： Fornax Cluster）は、約6500万光年の距離にある、1億光年以内ではおとめ座銀河団についで2番目に空間密度が高い銀河団である（ただし、おとめ座銀河団と比較すれば非常に小さい）。 この銀河団は基本的にはろ座の領域内にあり、おそらく近傍のエリダヌス座銀河群はこの銀河団に従属している。銀河団としては小規模であるが、ろ座銀河団は、このような銀河団の進化についての価値ある情報源である。それは、サブグループ（エリダヌス座銀河群）がメイングループ（ろ座銀河団）に吸収される際の現象を見せてくれ、 銀河スケールの上位構造についての手がかりを与えてくれる。 銀河団の中心にはNGC 1399があり、他に主な構成メンバーとしてNGC 1427A と NGC 1404がある。.
アープ・アトラス
触角銀河 (Arp 244) 衝突する2つの渦巻銀河:NGC 3808AとNGC 3808B (Arp 87) 衝突から1億年後の2つの渦巻銀河:NGC 6621/NGC 6622 (Arp 81) 2つの銀河の融合の残骸IC 883 (Arp 193) 相互作用する2つの環状銀河:Arp 147 アープ・アトラス(Atlas of Peculiar Galaxies)は、ホルトン・アープが編纂した特異銀河の天体カタログである。合計338個の銀河が収録されており、1966年にカリフォルニア工科大学から第1版が発行された。 このカタログの第一の目的は、近隣の銀河の特異な構造の例となる写真を一覧化することである。アープは、銀河が渦巻や楕円の構造を取る理由がまだ良く分かっていないことを認識していた。彼は、特異銀河を、天文学者が銀河がなぜ渦巻や楕円の形に変形するのかを理解するために用いることができる小さな「実験場」と捉えていた。このカタログでは、特異銀河のサンプルを詳細に研究することができる。全天の特異銀河を全て収録している訳ではないが、近隣の銀河で観測される異なる現象の例を提供してくれる。 出版当時は、銀河が異なる形に変形する物理過程がほとんど分かっていなかったため、カタログにはその見かけの順に銀河が並べられている。1番から101番までの銀河は、独立した特異な渦巻銀河か小さな伴銀河を伴う特異渦巻銀河である。102番から145番までの銀河は、楕円銀河及び楕円様銀河である。146番から268番までの銀河は、渦巻でも楕円でもない銀河である。269番から327番までの銀河は、二重銀河である。332番から338番までの銀河は、上記のどれにも当てはまらない銀河である。 ほとんどの銀河は、このカタログの符号ではなく別の名前（符号）で知られているが、Arp 220等、Arp番号が最も良く使われる銀河もいくつか存在する。 今日では、このカタログに収録されたような特異な構造に至る物理過程は良く解明されている。M51(Arp85)、Arp220、触角銀河(Arp244)等を含む大多数の銀河は、相互作用銀河である。また、NGC 1569(Arp 210)等のいくつかの銀河は、密集構造を作るのに十分な重力が得られなかった低質量の矮小銀河である。また、M87(Arp152)やケンタウルス座A(Arp153)等、宇宙ジェットと呼ばれる強力なジェットを噴出する活動銀河核を持つ電波銀河も収録されている。.
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アークミニット・マイクロケルビン・イメージャー
アークミニット・マイクロケルビン・イメージャー（Arcminute Microkelvin Imager ； AMI）は、英国ケンブリッジのマラード電波天文台に設置されている電波望遠鏡（電波干渉計）である。これは Small Array と Large Array という、どちらも 12-18 GHz で運用する干渉計アレイで構成されており、宇宙マイクロ波背景放射の異方性を Very Small Array よりも高い分解能で画像化することを主目的として設計されている。短い基線の Small Array は、10基の 3.7 m パラボラアンテナで構成され、一方、長い基線の Large Array は、8基の 13 m アンテナで構成されている。2基のアレイは、基本的には、同一性能の受信機と、バックエンドの（最終処理用の）電子機器を持つ。 このプロジェクトの主な目的は、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果 (銀河団内の熱いガスによる CMB の散乱)を通しての銀河団のサーベイを実施することである。AMI は、さらに CMB の本来のパワースペクトルを非常に高い分解能で観測することを期待されている。.
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ウフル
ウフル(Uhuru)はアメリカ航空宇宙局(NASA)によって1970年に打ち上げられた世界で最初のX線天文衛星である。1970年12月12日にケニア沖のサンマルコ射場からスカウトB型ロケットによって打ち上げられた。ウフルはスワヒリ語で「自由」を意味し、打ち上げ日がケニアの7回目の独立記念日だったことによる命名である。NASAによるX線・γ線観測衛星シリーズである小型天文衛星(SAS)の1号機であり、SAS-1とも呼ばれる。また、Explorer 42とも呼ばれる。.
エリダヌス座銀河団
リダヌス座銀河団 (Eridanus Galaxy Cluster)は、に位置する銀河団。天の川銀河からの距離は、約3000万パーセク。NGC1395、NGC1400、NGC1407、NGC1426、NGC1439などの銀河が含まれる。.
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エドゥアール・ステファン
ドゥアール・ジャン＝マリ・ステファン（Édouard Jean-Marie Stephan 1837年8月31日‐1923年12月31日）はフランスの天文学者である。彼は1867年から1907年までマルセイユ天文台の台長であった（1872年までは、ユルバン・ルヴェリエの部下であった） 。また彼の専門は星雲の観測であったが、その課程でふたつの小惑星を発見した。 St Pezenneで生まれ、École Normale Superieurに通い、1862年にトップの成績で卒業した。 1867年にジェローム・E・コッジャが発見した彗星の存在を確認したことから、この彗星には38P/ステファン・オテルマ彗星と命名された。同年には水星の日面通過の観測に成功している。 1874年には干渉計を用いることによりシリウスの角直径を測ることに成功した。 1877年には、初めて反射鏡のついた望遠鏡を用いてペガスス座に5つの銀河からなる銀河団を発見し、現在ではステファンの五つ子と呼ばれている。.
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エイベル・カタログ
イベルカタログ（Abell Catalogue）は、銀河団のカタログの一つであり、より正式な名称は（Abell catalog of rich clusters of galaxies）である。公称の赤方偏移が z.
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クラスター
ラスター、クラスタ (cluster) は、英語で「房」「集団」「群れ」のこと。.
クエーサーの一覧
本項は、クエーサーの一覧(list of quasars)である。 クエーサーの正式な名前は、B1950.0を用いたQxxxx±yyかJ2000.0を用いたQSO Jxxxx±yyyyという形の、天体カタログの登録番号である。接頭辞としてはQSRが用いられることもある。現在、裸眼で見えるクエーサーはない。.
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グループ
ループ（group）.
グレート・アトラクター
レート・アトラクター（Great Attractor）は、近傍宇宙の大規模構造の一つであり、いくつかの銀河および銀河団の特異運動からその存在が予測されている銀河間空間内の重力異常である。うみへび座・ケンタウルス座超銀河団の範囲内に位置し銀河系の数万倍の質量集中を持つと考えられている。これは、グレート・アトラクターが数億光年に渡る宇宙の領域内にある銀河とそれが属する銀河団の運動に及ぼす影響の観測から推定されたものである。 これらの銀河はすべてハッブルフローに従う赤方偏移を受けているが、これらの銀河の赤方偏移の偏差は、重力異常を観測するのに十分である。これらの赤方偏移の偏差は、特有速度として知られているものであり、偏角 (銀河系、グレート・アトラクター、観測される銀河に挟まれる角)に応じておよそ +700 km/s から -700 km/s までの値を取る。.
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ケンタウルス座銀河団
ンタウルス座銀河団（ケンタウルスざぎんがだん、英： Centaurus Cluster ； Abell 3526）は、約100の銀河から構成される銀河団であり、ケンタウルス座の方向、約1.55億光年の距離にある。最も明るい構成銀河は楕円銀河のNGC 4696（視直径約11'）である。ケンタウルス座銀河団が属しているうみへび座・ケンタウルス座超銀河団は、この銀河団と、IC 4329銀河団およびうみへび座銀河団から構成されている。 ケンタウルス座銀河団は、異なる速度を持つ2つの銀河サブグループから構成される。Cen 30 が NGC4696 を含むメインのサブグループである。Cen 45 は Cen 30 に対して相対速度1500 km/sで運動しており、いずれは、メインのサブグループに吸収されるであろうと考えられている。.
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コペルニクスの原理
ペルニクスの原理（コペルニクスのげんり、Copernican principle）、あるいは平凡の原理（へいぼんのげんり、Principle of mediocrity）とは、この世界に「特別な」観測者は存在しない、とする自然科学における根本的な仮説の一つである。16世紀に太陽中心説を唱え、プトレマイオスの宇宙観が覆されるパラダイムシフトの口火を切ったニコラウス・コペルニクスにちなんで名付けられた。 ニコラウス・コペルニクス 原理の骨格は最尤原理、すなわち「現実の標本は確率最大のものが実現した」とする統計学上の仮定と同じである。この前提に立つと、ある事物が特別で、特権的で、例外的で、重要であると仮定するよりも、一般的、平均的、典型的、平凡であると仮定する方が蓋然性が高い、と考えられる。 宇宙論において導入された原理であるが、より一般化されて、宇宙生物学、哲学、論理学において人間の位置付けを議論する際にも用いられる。 この原理の下では、太陽も地球も宇宙の中心ではなく、それどころか宇宙に特別な場所は存在しない。人間もまた、宇宙において特別な存在ではなく、生命や知性の存在は普遍的であると予測される。.
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シャプレー超銀河団
ャプレー超銀河団（シャプレーちょうぎんがだん、Shapley Supercluster）または(Shapley Concentration)は、われわれの近隣の宇宙領域では最大の銀河集団である。 重力的相互作用ユニットを形成しており、それにより宇宙と一緒に膨張することなく自分自身を寄せ集めている。これはケンタウルス座における銀河分布の著しい高密度部分として見え、銀河系から約6.5億光年離れている。.
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ジョドレルバンク天体物理学センター
ョドレルバンク天体物理学センター（ジョドレルバンクてんたいぶつりがくセンター、英：Jodrell Bank Center for Astrophysics)とは、イギリスマンチェスター大学が運営する天体物理学の国立研究所のこと。.
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スーパーマリオギャラクシー
『スーパーマリオギャラクシー』（Super Mario Galaxy）は、任天堂開発・発売のWii専用ゲームソフト。.
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ステファンの五つ子銀河
テファンの五つ子銀河(Stephan's Quintet)は、ペガスス座の方角に見える近接した5つの銀河である。そのうちの4つは、初めて発見されたコンパクト銀河群である。1877年にマルセイユ天文台でエドゥアール・ステファンが発見した。最も研究されたコンパクト銀河群である。最も明るいNGC 7320は、広いHII領域を持つことで知られ、赤色の染みの部分では、活発な星形成が行われている。.
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スニヤエフ・ゼルドビッチ効果
ニヤエフ・ゼルドビッチ効果（スニヤエフ・ゼルドビッチこうか、Sunyaev-Zel'dovich effect、SZ効果 あるいは SZE）またはスニャーエフ・ゼルドビッチ効果は、宇宙マイクロ波背景放射 (Cosmic Microwave Background radiation; CMB) の光子が銀河団を通過するときに、高エネルギーの電子(典型的には電子温度で数keV) によって散乱され、CMBのスペクトルがやや高エネルギー側にずれる現象。観測されたCMBスペクトルのずれは、宇宙の密度摂動を検出するのに利用されている。この効果を用いることにより、いくつかの密度の高い銀河団が観測されている。.
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スニヤエフ・ゼルドビッチ・アレイ
ニヤエフ・ゼルドビッチ・アレイ (Sunyaev-Zel'dovich Array; SZA)は、アメリカ合衆国カリフォルニア州に設置された電波望遠鏡アレイ（電波干渉計）であり、銀河団の検出を目的に、宇宙マイクロ波背景放射 (Cosmic Microwave Background; CMB)の観測を行なっている。設計と天文学的な目標は、アークミニット・マイクロケルビン・イメージャー (Arcminute Microkelvin Imager) と同様である。観測は2005年4月に開始された。.
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スケール因子 (宇宙論)
宇宙論におけるスケール因子（スケールいんし、scale factor）は、しばしば宇宙膨張因子、あるいは単に膨張因子、さらにはフリードマン方程式におけるフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量（FLRW 計量）パラメータとも呼ばれ、膨張する宇宙の計量における時間の関数である。これは 2 つの物体間、例えばハッブルの法則に従って離れていく 2 つの銀河団間などの固有の距離（時間とともに変化できるが、一定となるとは異なる）と関係する。ある基準となる時刻 t_0 での距離に対して任意の時刻 t での FLRW 計量の宇宙膨張をいう。これは次式で与えられる。 ここで、d(t) はある時刻 t での固有距離、d_0 は 基準とする時刻 t_0 での距離で、a(t) がスケール因子である。この定義により、a(t_0).
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セイファートの六つ子銀河
イファートの六つ子銀河(Seyfert's Sextet)は、へび座の方角に地球から約1億9000万光年離れた位置にある銀河群である。この銀河群は6つの銀河を含んでいるように見えるが、そのうちの1つは背景にある銀河であり、その他の「銀河」は、実際はある銀河の離れた一部である。よって、名称に反してこの銀河群は4つの銀河で構成されている。これらの銀河間に働く重力相互作用は、数十億年続く。最終的には、これらの銀河は融合して、1つの巨大な楕円銀河になる。.
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やまねこ座超銀河団
やまねこ座超銀河団 (Lynx Supercluster) とは、地球から見て129億光年離れた位置にある超銀河団である。 やまねこ座超銀河団は、1999年に発見された超銀河団である。赤方偏移の値は1.27であり、2012年現在最も遠い超銀河団である。誕生から約50億年経過した宇宙に存在する。やまねこ座超銀河団は、3年前に発見されたSCL @ 0018+16 (z.
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光年
光年（こうねん、light-year、Lichtjahr、記号 ly）は、主として天文学で用いられる距離（長さ）の単位であり、正確に 、約9.5兆キロメートルである。1981年まではSI併用単位であった。.
国立天文台ハワイ観測所すばる望遠鏡
大型光学赤外線望遠鏡、愛称すばる望遠鏡（すばるぼうえんきょう、Subaru Telescope）は、アメリカ・ハワイ島のマウナ・ケア山山頂（標高4,205m）にある日本の国立天文台の大型光学赤外線望遠鏡である。.
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CD銀河
cD銀河(type-cD galaxy, cD-type galaxy, cD galaxy)は、銀河の形態分類の1つであり、Dタイプの巨大楕円銀河の一部である。恒星の巨大な銀河ハローを持つ。しばしば銀河団の中心近くで見られる。supergiant ellipticalsまたはcentral dominant galaxiesとしても知られる。.
ClG J2143-4423フィラメント
ClG J2143-4423フィラメントとは、原始銀河団のClG J2143-4423を取り囲む銀河フィラメントである。 この銀河フィラメントは、最低でも長さが3億光年、幅が5000万光年もある巨大な構造物である。注目すべきは、このようなスローン・グレートウォールにも匹敵する構造物が、赤方偏移の値が2.38という遠い宇宙で発見されたことである。それは109億年前の宇宙に存在する、地球から189億光年も遠くにある構造物である。すなわち、宇宙誕生から約28億年後には、既にこのような大規模構造が発達していたことを示している。ClG J2143-4423フィラメントは見つかっている中で最も遠い宇宙の大規模構造である。.
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COBE
宇宙背景放射探査機（うちゅうはいけいほうしゃたんさき、Cosmic Background Explorer, COBE、コービー）は、宇宙論的観測を目的として初めて打ち上げられた人工衛星である。Explorer 66 という別名も持つ。COBE の目標は宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) を観測し、我々の宇宙の形状を理解する助けとなるような測定データを得ることであった。.
矮小渦巻銀河
小渦巻銀河の例NGC 5474 矮小渦巻銀河(Dwarf spiral galaxy)は、渦巻銀河の矮小銀河である。矮小銀河は、光度が低く、直径が小さく（5000パーセク未満）、表面輝度が低く、水素の質量が小さいという特徴を持ち、低表面輝度銀河の1つの種類と考えられる。 矮小渦巻銀河、特にSa-Sc型の矮小銀河は、かなり珍しい。対照的に、矮小楕円銀河や矮小不規則銀河、またSm型（渦巻型と不規則型の遷移過程と考えられる）の矮小銀河は非常に一般的である。.
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現代宇宙論
代宇宙論（げんだいうちゅうろん、）は、すなわち、現代の宇宙論である。現代の科学者が「現代宇宙論」という言葉で指しているのは、おおむね英語の （フィジカル・コスモロジー）に相当する。フィジカル・コスモロジーは、物理学と天文物理学の一部門であり、宇宙の大規模構造および宇宙の生成や宇宙の変化に関する根本的な問題を扱っている。.
ESO 137-001
ESO 137-001は、じょうぎ座銀河団に位置する棒渦巻銀河である Image of the Day Gallery,, NASA (accessed 2010-10-27) 。銀河は銀河団の中心に向かって移動しているため、高温のガスを剥ぎ取られて26万光年もの長い尾を形成している。この尾では、星形成が行われていることを示すデータが得られている。.
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銀河
銀河（ぎんが、galaxy）は、恒星やコンパクト星、ガス状の星間物質や宇宙塵、そして重要な働きをするが正体が詳しく分かっていない暗黒物質（ダークマター）などが重力によって拘束された巨大な天体である。英語「galaxy」は、ギリシア語でミルクを意味する「gála、γᾰ́λᾰ」から派生した「galaxias、γαλαξίας」を語源とする。英語で天の川を指す「Milky Way」はラテン語「Via Lactea」の翻訳借用であるが、このラテン語もギリシア語の「galaxías kýklos、γαλαξίας κύκλος」から来ている。 1,000万 (107) 程度の星々で成り立つ矮小銀河から、100兆 (1014) 個の星々を持つ巨大なものまであり、これら星々は恒星系、星団などを作り、その間には星間物質や宇宙塵が集まる星間雲、宇宙線が満ちており、質量の約90%を暗黒物質が占めるものがほとんどである。観測結果によれば、すべてではなくともほとんどの銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在すると考えられている。これは、いくつかの銀河で見つかる活動銀河の根源的な動力と考えられ、銀河系もこの一例に当たると思われる。 歴史上、その具体的な形状を元に分類され、視覚的な形態論を以って考察されてきたが、一般的な形態は、楕円形の光の輪郭を持つ楕円銀河である。ほかに渦巻銀河（細かな粒が集まった、曲がった腕を持つ）や不規則銀河（不規則でまれな形状を持ち、近くの銀河から引力の影響を受けて形を崩したもの）等に分類される。近接する銀河の間に働く相互作用は、時に星形成を盛んに誘発しながらスターバースト銀河へと発達し、最終的に合体する場合もある。特定の構造を持たない小規模な銀河は不規則銀河に分類される。 観測可能な宇宙の範囲だけでも、少なくとも1,700億個が存在すると考えられている。大部分の直径は1,000から100,000パーセクであり、中には数百万パーセクにもなるような巨大なものもある。は、13当たり平均1個未満の原子が存在するに過ぎない非常に希薄なガス領域である。ほとんどは階層的な集団を形成し、これらは銀河団やさらに多くが集まった超銀河団として知られている。さらに大規模な構造では、銀河団は超空洞と呼ばれる銀河が存在しない領域を取り囲む銀河フィラメントを形成する。.
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。.
銀河の形成と進化
銀河の形成と進化(Galaxy formation and evolution)に関する研究は、均質な始まりから不均質な宇宙が形成される過程、銀河の経時的な変化、近傍の銀河で観察されるような多様な構造の形成過程等に関して行われてきた。宇宙物理学の領域においても、最も活発な分野の一つである。 銀河の形成は、ビッグバン後の小さな量子的ゆらぎの結果として構造形成理論に従って生じたと考えられている。観測される現象と適合するこれの最も単純なモデルは、Λ-CDMモデルであり、銀河の集合や融合によって銀河は質量を獲得し、また形や構造が決まったとされる。.
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銀河クラウド
銀河クラウド(Galaxy cloud)は、銀河団の集まりで、超銀河団の一部分である。超銀河団の中で、銀河団や銀河の密度の高い領域をクラウドという。約50メガパーセクという特徴的な大きさを持ち、全銀河の約25%はクラウドに属する。 銀河系がその中に含まれるおとめ座超銀河団は、おとめ座銀河団、りょうけん座クラウド、おとめ座IIクラウドの3つのクラウドを含む。.
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銀河団の一覧
銀河団の一覧（ぎんがだんのいちらん）は、銀河団と銀河群を一覧にしたものである。 現在も多くの銀河団が形成されつつあり、銀河団の条件を正確に定義するのは困難である。特に、銀河系の近くでは、遠くにあるものよりもかなり小さくても銀河団に分類される傾向がある。.
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銀河団ガス
銀河団ガス(ぎんがだんがす、Intracluster medium;ICM)は銀河団内を満たす高温のガスのことである。.
銀河系外天文学
銀河系外天文学（Extragalactic astronomy）は、天文学の1分野で、我々の銀河系の外の宇宙を扱う学問である。別の言葉で言えば、銀河系天文学で扱われない領域全ての天体を研究する学問である。 観測機器の進歩により、現在はより遠くの天体を詳細に観測できるようになってきた。そのため、この分野を近銀河系外天文学（Near-Extragalactic Astronomy）と遠銀河系外天文学（Far-Extragalactic Astronomy）の2つの小分野に細分することがしばしば行われる。前者は我々の局部銀河群の銀河など、その内部（例:超新星残骸、アソシエーション）を詳細に観測できるくらい近い天体を扱う。後者は、明るい現象程度しか観測できないほど遠方の天体を扱う。 以下のようなトピックが含まれる。.
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銀河群
銀河群（ぎんがぐん、Galaxy group, group of galaxies, GrG）は、各々がそれぞれ銀河系程度の明るさを持つ、50個程度かそれ以下の銀河が重力的に結びついた集合体である。これよりも銀河の数が多いと銀河団と呼ばれる。また、銀河群や銀河団が集まったものは超銀河団と呼ばれる。 銀河系は、局部銀河群と呼ばれる銀河群の一部である。.
銀河銀河団カタログ
銀河銀河団カタログ（Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies 、略称CGCG）は、銀河と銀河団のカタログ。フリッツ・ツビッキーによって1961年から1968年にかけて作成された天体カタログである。29,418個の銀河と9,134個の銀河団が含まれる 。.
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EXOSAT
EXOSATは1983年5月から1986年4月にかけてX線帯で1780の観測を行った宇宙望遠鏡である。観測対象は、活動銀河、恒星コロナ、激変星、白色矮星、X線連星、銀河団、超新星残骸等であった。European X-ray Observatory Satelliteの略で、当初はHELOSと呼ばれた。 太陽系外のX線源の月による掩蔽を観測することを目的とした欧州宇宙機関(ESA)の人工衛星で、1983年5月26日に、遠点20万km、近点500kmという離心率の非常に大きな軌道に打ち上げられた。0.04-2 keVの2つの低エネルギー撮像望遠鏡(LEIT)、1.5-50 keVのAr/CO2及びXe/CO2検出器、2-80 keVのガスシンチレーション分光器(GSPC)、プログラム変更可能なデータ処理用コンピュータ等を搭載している。EXOSATはLEITで最低10秒、GSPCで約2秒の範囲を80時間まで観測することができる。.
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観測可能な宇宙
IPAC''）。 ビッグバン宇宙論でいう観測可能な宇宙（かんそくかのうなうちゅう、observable universe）とは、中心にいる観測者が領域内の物体を十分に観測できるほど小さい、つまり、ビッグバン以後のどの時点でその物体から放出された信号であっても、それが光速で進んで、現在の観測者のもとに届くまでに十分な時間があるような球状の空間領域である。宇宙のどの場所にもその場所にとっての観測可能な宇宙があり、それは地球を中心とするものと重なる部分も重ならない部分もある。.
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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。.
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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超大型光赤外望遠鏡
超大型光赤外望遠鏡（ちょうおおがたひかりせきがいぼうえんきょう）は、分割鏡技術を用いた大型天体望遠鏡である。略称ELT。複数形のELTsでもしばしば呼ばれる。 一般的には、カリフォルニア天文学研究協会が運用を行い、アメリカ合衆国ハワイ州マウナケア山頂で天体観測を行っているケック望遠鏡や、チリ共和国内でヨーロッパ南天天文台が運用を行っている超大型望遠鏡VLT以上(おおむね10m以上)の口径を持つ望遠鏡のことである。.
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超空洞
超空洞（ちょうくうどう）は、現在観測されている宇宙の大規模構造において、泡沫状に分布する超銀河団領域がちょうど膜のようなかたちとなって包含している、何も存在しない空間を指す。そのまま英語でボイドまたはヴォイド とも言う。 銀河団の分布を石鹸泡に喩えれば、ボイドは泡の中の空洞にあたる。.
超銀河座標
超銀河座標 (英： Supergalactic coordinates) は、天球座標系の一つであり、その赤道面は、銀河系近傍の銀河団（例えば、おとめ座銀河団、グレート・アトラクターおよびペルセウス座・うお座超銀河団など）の優勢な分布が作りだす、近傍宇宙の大規模構造である超銀河平面に一致するようにデザインされている。超銀河平面は、1953年に、 Gérard de Vaucouleurs により、Shapley-Ames catalogue の中から認知された（もっとも、星雲の平面的な分布は、ウィリアム・ハーシェルにより200年以上も前に認識されていたのであるが）。 慣習により、超銀河緯度と超銀河経度は、それぞれ SGB および SGL（あるいは単に B および L）と表記される。これは、銀河座標の経緯度として慣用的に用いられている b と l の記法のアナロジーである。超銀河経度のゼロポイントは、超銀河平面と銀河面の交線により定義される。.
超銀河団
超銀河団（ちょうぎんがだん、supercluster、supercluster of galaxy）とは、宇宙において、銀河群や銀河団が集まり形成されている銀河の大規模な集団であり、1億光年以上の広がりをもつものもある。 超銀河団が連なりさらに大きな構造（銀河フィラメント）を形作り、その間にはほとんど銀河の見られない超空洞（ボイド）があることもわかってきた。.
近い銀河の一覧
近い銀河の一覧（ちかいぎんがのいちらん）は、地球から360万パーセク（およそ1170万光年）以内にある銀河の一覧で、地球からの距離の順に並んでいる。 360万パーセクという閾値は、2つの大きな銀河のグループであるおとめ座銀河団 M81 グループとケンタウルス座銀河団 A/M83 グループの中心間の距離から選ばれた。地球を中心とするこの大きな球の大部分は空であるが、局部銀河群に属する50を越える銀河全てが含まれ、また隣の銀河団の一部、いくつかの独立銀河を含んでいる。 注意.
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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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膨張する宇宙の未来
これまでの観測結果から推測すると、宇宙の拡大が永遠に続くことが示唆されている。 もしこの推測が正しければ、宇宙が膨張するのに伴い、宇宙は冷却され、最終的に生命を維持する事ができなくなるというのが定説である。 そのため、この宇宙の終焉のシナリオは、熱的死と一般に呼ばれている。 もし宇宙定数で表されている通り、定常的にエネルギーが宇宙に対して均一に分布しているか、クインテッセンスのようなスカラー場が時間と空間を変えるエネルギーの密度の係数が動的に変化し、宇宙の膨張を加速させるのであれば、銀河団の間の距離はますます遠ざかっていくだろう。さらに赤方偏移により、古代の宇宙からの光はより波長が引き伸ばされ、光度も弱いものになり、いずれ観測できなくなるKrauss, Lawrence M.; Starkman, Glenn D. (2000).
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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。.
若松 (小惑星)
若松（わかまつ、8399 Wakamatsu）は小惑星帯の小惑星である。群馬県大泉町の小林隆男が発見した。 銀河、銀河団の力学の研究者で岐阜大学の教授をつとめた日本の天文学者、若松謙一（1942年生まれ）に因んで名付けられた。.
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電波銀河
電波銀河(radio galaxy)は、最大光度1039Wに及ぶ非常に明るい電波（10 MHzから100 GHz）を放出する活動銀河である。類似のものに電波を出すクエーサーやブレーザーがある。電波の放出はシンクロトロンの過程による。観測によると、2つの宇宙ジェットとその外部の媒体の相互作用が相対論的ビームの効果によって変化したものである。このような銀河のほとんどは楕円銀河であり、電波銀河はそれ自体の性質だけではなく、かなり離れていても検出できるため、観測宇宙論のツールとして利用できることからも関心を持たれている。近年、銀河間空間、特に銀河団の電波銀河の効果に関する多くの研究が行われている。.
電波源
電波源とは、強い電波を放出する、宇宙空間に存在する天体である。電波は様々な種類の源から来る。これらの天体は、宇宙で最も極度でエネルギーの大きい物理過程の表れである。.
G350.1-0.3
G350.1-0.3は、銀河系の超新星残骸であり、恐らく中性子星XMMU J172054.5-372652と同じ超新星爆発によって形成された。かつては、遠い銀河に誤分類されていた, Universe Today, 11 June 2008。 G350.1-0.3は、銀河系内部の明るい電波源であり、モロンゴ天文台統合望遠鏡とパークス天文台の比較観測によって発見され、1973年から1975年, The Astrophysical Journal Letters, 680:L37–L40, 2008 June 10, に超新星残骸に分類する論文が発表された。しかし、1980年代中盤の高解像度画像で、他の超新星残骸の形態とはかなり異なった不規則な形であることが明らかとなった, European Space Agency, 10 June 2008。その後、G350.1-0.3は、電波銀河か銀河団ではないかと議論され、その結果、超新星残骸のカタログでは、「超新星残骸候補」に格下げされるか、完全に抹消された。その後、G350.1-0.3は、いわば忘れられた。 かつてのデータとXMM-Newtonの新しい画像を用いた2008年の研究で、G350.1-0.3は超新星残骸であることが示され、この奇妙な形は、地球から約15000光年の濃いガス雲のすぐそばで爆発が起こったためであり、そのため拡大できず、長細い形態になったと説明された。また、近くにある熱X線源XMMU J172054.5-372652は、超新星の中心部のコンパクト星であるとされた。 G350.1-0.3の直径は約8光年で、900歳から1000歳と、銀河系で最も若く明るい超新星残骸であると推測される。しかし、恒星間塵で隠され、地球からその爆発は見えなかったと考えられている。.
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GRAPE
GRAPE（グレープ）は、東京大学総合文化研究科に所属していた杉本大一郎（現：放送大学）、戎崎俊一（現：理化学研究所）、牧野淳一郎（現：国立天文台）、伊藤智義（現：千葉大学）、泰地真弘人（現：理化学研究所）らによって開発された多体問題専用計算機である。GRAPE では重力多体問題の計算量の大部分を占める重力相互作用の計算を専用のパイプラインを組み込んだハードウェアで高速に処理する。GRAPE の名前は GRAvity PiPE の略称に由来する。.
HII領域
M33銀河の巨大HII領域NGC604 HII領域（えいちつーりょういき、HII region）とは、電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。 HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。 HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている（天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III…を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子（陽子）を HII (H two) と呼ぶ。水素の分子は H2 である）。HII領域は宇宙の中で比較的遠距離にあっても観測することができる。系外銀河のHII領域を研究することは、その銀河までの距離を測定したり銀河の化学組成を知る上で重要である。.
IC 1101
IC 1101は、Abell 2029銀河団の中央部にあるS0型楕円銀河である。 IC 1101は、既知で最も大きな銀河である。直径は600万光年と、銀河系の60倍大きい。およそ100兆個の恒星で構成されており、これは銀河系の300倍以上の数であると考えられている。質量は銀河系の約100倍である。もし銀河系の位置にIC 1101を置いた場合、大マゼラン雲のような銀河系の伴銀河はおろか、アンドロメダ銀河まで飲み込まれてしまう。 IC 1101のような巨大な楕円銀河は、小さな銀河同士の衝突によって誕生すると考えられている。.
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MACS0647-JD
MACS0647-JDとは、地球から見てきりん座の方向にある天体である。地球からの距離が約319億光年と、2014年時点で最も遠い天体の1つである。.
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MACS1149-JD
MACS1149-JDまたはMACS J1149+2223は、地球から見てしし座の方向にある銀河と考えられている天体である。 MACS1149-JDは、地球からの見かけの距離が132億光年、実際の距離が314億光年も離れた位置にある天体である。赤方偏移の値は9.6もある。遠方に存在する天体は、単独の波長で観測されたものが多い。MACS1149-JDは複数の波長領域で観測されており、精度の高い天体としてはMACS0647-JDが発見されるまでは最も遠い天体であった。観測はハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡が行い、可視光と赤外線の5つの波長で観測を行った。 地球とMACS1149-JDの間には、66億5000万光年(z.
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NGC 2403
NGC 2403（Caldwell 7）は、きりん座の方角にある渦巻銀河である。.
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NGC 3054
NGC 3504は、うみへび座の方角にある中間渦巻銀河である。1859年にクリスチャン・H・F・ピーターズが発見した。2006年1月、NGC 3504の中で超新星(SN 2006T)が観測された。恐らく、NGC 2935と同じ銀河団に属する可能性がある。.
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NGC 4236
NGC 4236（Caldwell 3）は、りゅう座の方角にある棒渦巻銀河である。.
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NGC 4449
NGC 4449（Caldwell 21）は、りょうけん座の不規則銀河である。1200万光年彼方に位置し、銀河系を含む局部銀河群に比較的近い銀河群であるM94銀河群（りょうけん座I銀河群）の一員である。この銀河は、銀河系の伴銀河である大マゼラン雲と似た大きさで、よく研究・比較されている。NGC 4449は、大マゼラン雲でも特徴的な、若い青色の星団をちりばめた棒構造を持つ。右写真の原子状水素ガスのピンク色の輝きは、大規模な星形成領域の形跡となっている。また、近くの銀河との相互作用は、NGC 4449での星形成に影響を与えたと考えられている。.
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NGC 4697
NGC 4697（Caldwell 52）は、おとめ座の方角に4000万光年から5000万光年離れた位置にある楕円銀河である。NGC 4731やより小さいいくつかの銀河を含むNGC 4697銀河団に属している。この銀河団は、約5500万光年離れており、おとめ座超銀河団から南に延びるおとめ座II銀河団の一部である。 NGC 4697までの距離は正確には分かっておらず、2800万光年から7600万光年と測定されている。NASAのExtra-galactic Databaseによると平均は約3800万光年、SIMBADによると約5000万光年である。.
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NGC 6027
NGC 6027は、へび座の方角にあるレンズ状銀河である。小さな銀河団であるセイファートの六つ子銀河の中で最も明るい。エドゥアール・ステファンが1882年に発見した。.
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NGC 7320
NGC 7320は、ステファンの五つ子を構成する渦巻銀河の1つである。しかし、実際は銀河団を形成しているのではなく、同じ視線上に見えているだけである。ステファンの五つ子の他の銀河とは約3億光年も離れ、地球にずっと近く、約4000万光年の位置にある。.
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RD1
RD1とは、1998年3月に発見された遠い場所にある銀河である。 RD1は、赤方偏移の値がz.
SCP 06F6
SCP 06F6とは、地球から見てうしかい座の方向に123億光年離れた位置で発見された天体または天文現象である。突然出現し消えた事から超新星かそれに類似する天文現象ではないかと考えられているが、正体は2012年現在でも不明である。.
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SDSS J1004+411
SDSS J1004+411とは、地球から100億光年離れた位置にあるクエーサーである。 SDSS J1004+411は、見かけの位置が非常に近い太陽の300兆倍の質量を持つSDSS J1004+4112と呼ばれる70億光年離れた銀河団の重力による重力レンズ効果によって、像が5つに分裂して見える。像が奇数個に分裂して見えるクエーサーはこれがはじめての発見である。また、像の数もQSO B1359+154の6つに次いで多い。発見からしばらくは、理論上は奇数個になるはずの像が4つという偶数個しか発見されないという問題があったが、ハッブル宇宙望遠鏡による詳細な観測で、SDSS J1004+4112に埋もれたSDSS J1004+411を発見する事ができた。また、このとき同時に撮影された画像では、120億光年先にある古い銀河と、超新星が含まれており、1.9度の画像で多数の天体を一度に撮影している。 SDSS J1004+411はまだ像が4つしかわかっていなかった2003年12月18日の観測時、像のうち2つが最大14.6秒離れているのを発見した。これは1979年に発見されたツインクエーサーの6.3秒を倍以上上回る記録で更新した。これは東京大学理学系研究科の研究グループによるすばる望遠鏡の観測によるものである。しかし、わずか3ヵ月後の2004年2月13日に2QZ J1435+0008が更に倍以上引き離した33秒角もの記録で更新している。.
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SpaceEngine
SpaceEngine（スペースエンジン、略称: SE）とは、ロシアの天文学者でプログラマのVladimir Romanyukによって開発されている独自の3D宇宙空間シミュレーションソフトウェア及びゲームエンジンである。実際の天体データと科学的に正確な自動生成アルゴリズム（プロシージャル生成）を組み合わせて宇宙全体の3次元プラネタリウムを生成する。ユーザーは任意の方向と速度で空間内を移動したり、時間を進めたり巻き戻したりすることができる。Microsoft Windows上で動作するフリーウェアで、現行バージョンは0.9.8.0（ベータ版）である。日本語には対応しておらず、また対応する予定も無い。 温度、質量、半径などの天体の特性は、HUD及びその他の情報ウィンドウに表示される。ユーザーは、小さな小惑星や衛星から大きな銀河団に至るまで、Celestiaなどの他のシミュレータと同様に様々な天体を観測することができる。SpaceEngineには、ヒッパルコスカタログの恒星や、NGCやICカタログの銀河系、有名ないくつかの星雲、既知の系外惑星とその恒星系など、何千もの実在する天体が実際のデータに基づいて再現されている。観測されていない未知の領域には、天体がプロシージャルに生成される。.
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U1.27
U1.27とは、しし座にある大クエーサー群の1つである。発見当時、知られている中で最大の宇宙の構造物であったが、この記録保持は、10ヶ月後に発見されたヘルクレス座・かんむり座グレートウォールに更新されるまでの短い期間であった。.
X線天文学
X線天文学（エックスせんてんもんがく、X-ray astronomy）は、観測天文学の一分野で、天体から放射されるX線の研究を行なう。X線放射は地球の大気によって吸収されるため、X線の観測装置は高い高度へ運ばなければならない。そのためにかつては気球やロケットが用いられた。現在ではX線天文学は宇宙探査の一分野となっており、X線検出器は人工衛星に搭載されるのが普通である。 X線は一般に、100万～1億Kという極端な高温のガスから放射される。このような天体では原子や電子が非常に高いエネルギーを持っている。1962年の最初の宇宙X線源の発見は驚くべきものであった。このX線源はさそり座で最初に発見されたX線源であることからさそり座X-1と呼ばれ、天の川の中心方向に位置していた。発見者のリカルド・ジャコーニはこの発見によって2002年のノーベル物理学賞を受賞した。後に、このX線源から放出されているX線は可視光での放射強度より1万倍も強いことが明らかになった。さらに、このX線の放射エネルギーは太陽の全波長での放射エネルギーの10万倍に達するものであった。現在では、このようなX線源は中性子星やブラックホールといったコンパクト星であることが分かっている。このような天体のエネルギー源は重力エネルギーである。天体の強い重力場によって落ち込んだガスが加熱されて高エネルギーのX線を放射している。 現在までに数千個のX線源が知られている。加えて、銀河団にある銀河同士の間の空間は約1億Kという非常に高温でしかも非常に希薄なガスで満たされているらしいことが分かっている。この高温ガスの総量は観測できる銀河の質量の5～10倍に達する。この意味で我々はまさに高温の宇宙に住んでいると言える。.
XMM-Newton
XMM-Newton は、欧州宇宙機関 (ESA) のX線観測衛星である。名前はアイザック・ニュートンから来ている。.
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暗黒物質
暗黒物質（あんこくぶっしつ、dark matter ダークマター）とは、天文学的現象を説明するために考えだされた「質量は持つが、光学的に直接観測できない」とされる、仮説上の物質である。"銀河系内に遍く存在する"、"物質とはほとんど相互作用しない"などといった想定がされており、間接的にその存在を示唆する観測事実は増えているものの、その正体は未だ不明である。.
林忠四郎
林 忠四郎（はやし ちゅうしろう、1920年（大正9年）7月25日 - 2010年（平成22年）2月28日）は、日本の宇宙物理学者2010年3月1日 アストロアーツ、産経ニュース,、2010.3.1 12:16、京都新聞, 2010年03月01日 12時43分、稲盛財団ニュース, No.71.
楕円銀河
楕円銀河 （だえんぎんが、elliptical galaxy）は、渦巻銀河、レンズ状銀河とともに、ハッブル分類における主要な3つの銀河分類のうちの1つ分類は 1936年にエドウィン・ハッブルが「The Realm of the Nebulae」（ハッブル分類を参照）にて初めて行っているが、現在はそれを発展させた分類が用いられている。。滑らかなおよそ楕円形の形状を持ち、輝度プロファイルにほとんど特徴がない。球形に近い形から非常に扁平なものまであり、内部に1000万から1兆個以上の星を含む。エドウィン・ハッブルは当初は楕円銀河が渦巻銀河へ進化すると考えていたが、後にこれは間違いであることがわかっているJohn, D, (2006), Astronomy, ISBN 1-4054-6314-7, p. 224-225。楕円銀河内の星は渦巻銀河のものよりも非常に古いことが知られている。 多くの楕円銀河では、星は古く低質量で、星間物質は希薄であり、最小限の星形成活動しかみられず、非常に多くの球状星団が取り囲んでいるという特徴の傾向が見られる。おとめ座超銀河団では、属する銀河の 10 - 15% がこの楕円銀河であると考えられており、全宇宙の銀河の主要なタイプではないが、銀河団の中心へ近づくにつれてよく見られるようになる。楕円銀河はレンズ状銀河とともにハッブル分類の名残で”早期型銀河" (early-type galaxy、ETG） と呼ばれることがあるが、宇宙の初期には一般的でなかったことが判明している。.
最も近い・遠い天体の一覧
最も近い・遠い天体の一覧（もっともちかい・とおいてんたいのいちらん）では、宇宙にある天体の中で、最近・最遠のものを挙げていく。 特に断りの無い限り、地球中心からの距離を基準とする。.
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散在銀河
散在銀河（フィールド銀河、field galaxy）は、銀河団や銀河群に所属しておらず、重力的に孤立している銀河である。 太陽系から500万パーセク以内のおおよそ80%の銀河は、銀河団か銀河群の内にあるが、低表面輝度銀河のほとんどは散在銀河である。.
数理モデル
数理モデル（すうりモデル、mathematical model）とは、通常は、時間変化する現象の計測可能な主要な指標の動きを模倣する、微分方程式などの「数学の言葉で記述した系」のことを言う。モデルは「模型」と訳され「数理模型」と呼ばれることもある。元の現象を表現される複雑な現実とすれば、モデル（模型）はそれの特別な一面を簡略化した形で表現した「言語」（いまの場合は数学）で、より人間に理解しやすいものとして構築される。構築されたモデルが、元の現象を適切に記述しているか否かは、数学の外の問題で、原理的には論理的には真偽は判定不可能である。人間の直観によって判定するしかない。どこまで精緻にモデル化を行ったとしても、得た観察を近似する論理的な説明に過ぎない。 数理モデルは、対象とする現象や、定式化の抽象度などによって様々なものがある。.
