ロゴ
ユニオンペディア
コミュニケーション
Google Play で手に入れよう
新しい! あなたのAndroid™デバイスでユニオンペディアをダウンロードしてください!
無料
ブラウザよりも高速アクセス!
 

いっかくじゅう座V838星

索引 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。.

98 関係: A型主系列星いっかくじゅう座いっかくじゅう座の恒星の一覧いて座可視光線太陽太陽半径太陽光度太陽質量変光星宇宙望遠鏡科学研究所主系列星干渉法ネイチャーハッブル宇宙望遠鏡ヨーロッパ南天天文台ロッシュ・ローブヘリウムヘリウムフラッシュパロマー天文台パーセクアメリカ航空宇宙局アルゲランダー記法アンドロメダ銀河アストロノミー・アンド・アストロフィジックスアストロフィジカルジャーナルイオン化ウォルフ・ライエ星ガイド星星表ケルビンシミュレーションスペクトルや座FG星公転共通外層光年光度 (天文学)光度曲線光エコー光速前主系列星B型主系列星秒 (角度)等級 (天文)絶対等級焦点 (幾何学)熱力学物質移動直径の大きい恒星の一覧...白色矮星銀河系銀河核褐色矮星角直径高輝度赤色新星超巨星超新星赤外線赤色巨星重力重水素離心率連星F型主系列星IRASJ2000.0恒星恒星進化論核 (天体)核融合反応桜井天体楕円体水素温度漸近巨星分枝望遠鏡惑星星形成星周塵星間物質星雲新星散開星団10月26日12月17日1988年1994年1月6日2002年2003年2005年2006年2009年2MASS2月3日2月6日3月26日 インデックスを展開 (48 もっと) »

A型主系列星

リウスA(大きい方)とB(小さい方)の想像図 Morgan-Keenanのスペクトル分類 A型主系列星(Aがたしゅけいれっせい)は、スペクトル型がA、光度階級がVの、水素を燃やして燃える主系列星である。スペクトル中の強い水素の吸収線によって区別される。太陽の1.4倍から2.1倍の質量を持ち、表面温度は7600Kから10000Kの間である。 主系列星全体のうち、A型主系列星が占める割合は0.5%に過ぎないと考えられている。アルタイル、シリウスA、ベガ等がこの型に分類される。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とA型主系列星 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星といっかくじゅう座 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星といっかくじゅう座の恒星の一覧 · 続きを見る »

いて座

天の川といて座 いて座(射手座、Sagittarius)は、黄道十二星座の1つで、トレミーの48星座の1つでもある。冬至点や銀河の中心がこの星座の領域にある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星といて座 · 続きを見る »

可視光線

可視光線(かしこうせん 英:Visible light)とは、電磁波のうち、ヒトの目で見える波長のもの。いわゆる光のこと。JIS Z8120の定義によれば、可視光線に相当する電磁波の波長は下界はおおよそ360-400 nm、上界はおおよそ760-830 nmである。可視光線より波長が短くなっても長くなっても、ヒトの目には見ることができなくなる。可視光線より波長の短いものを紫外線、長いものを赤外線と呼ぶ。可視光線に対し、赤外線と紫外線を指して、不可視光線(ふかしこうせん)と呼ぶ場合もある。 可視光線は、太陽やそのほか様々な照明から発せられる。通常は、様々な波長の可視光線が混ざった状態であり、この場合、光は白に近い色に見える。プリズムなどを用いて、可視光線をその波長によって分離してみると、それぞれの波長の可視光線が、ヒトの目には異なった色を持った光として認識されることがわかる。各波長の可視光線の色は、日本語では波長の短い側から順に、紫、青紫、青、青緑、緑、黄緑、黄、黄赤(橙)、赤で、俗に七色といわれるが、これは連続的な移り変わりであり、文化によって分類の仕方は異なる(虹の色数を参照のこと)。波長ごとに色が順に移り変わること、あるいはその色の並ぶ様を、スペクトルと呼ぶ。 もちろん、可視光線という区分は、あくまでヒトの視覚を主体とした分類である。紫外線領域の視覚を持つ動物は多数ある(一部の昆虫類や鳥類など)。太陽光をスペクトル分解するとその多くは可視光線であるが、これは偶然ではない。太陽光の多くを占める波長域がこの領域だったからこそ、人間の目がこの領域の光を捉えるように進化したと解釈できる。 可視光線は、通常はヒトの体に害はないが、例えば核爆発などの強い可視光線が目に入ると網膜の火傷の危険性がある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と可視光線 · 続きを見る »

太陽

太陽(たいよう、Sun、Sol)は、銀河系(天の川銀河)の恒星の一つである。人類が住む地球を含む太陽系の物理的中心尾崎、第2章太陽と太陽系、pp. 9–10であり、太陽系の全質量の99.86%を占め、太陽系の全天体に重力の影響を与えるニュートン (別2009)、2章 太陽と地球、そして月、pp. 30–31 太陽とは何か。 太陽は属している銀河系の中ではありふれた主系列星の一つで、スペクトル型はG2V(金色)である。推測年齢は約46億年で、中心部に存在する水素の50%程度を熱核融合で使用し、主系列星として存在できる期間の半分を経過しているものと考えられている尾崎、第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.1太陽の概観 pp. 10–11。 また、太陽が太陽系の中心の恒星であることから、任意の惑星系の中心の恒星を比喩的に「太陽」と呼ぶことがある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と太陽 · 続きを見る »

太陽半径

太陽半径(たいようはんけい、Solar radius)とは、天文学において、恒星の大きさを表すための単位である。名の通り太陽の半径であって、 で与えられる。これは地球の半径の約109倍である。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と太陽半径 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と太陽光度 · 続きを見る »

太陽質量

太陽質量(たいようしつりょう、Solar mass)は、天文学で用いられる質量の単位であり、また我々の太陽系の太陽の質量を示す天文定数である。 単位としての太陽質量は、惑星など太陽系の天体の運動を記述する天体暦で用いられる天文単位系における質量の単位である。 また恒星、銀河などの天体の質量を表す単位としても用いられている。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と太陽質量 · 続きを見る »

変光星

変光星(へんこうせい)は、天体の一種で、明るさ(等級)が変化するもののことである。大まかに爆発型変光星、脈動変光星、回転変光星、激変星、食変光星(食連星)、X線変光星の6種類に分類される。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と変光星 · 続きを見る »

宇宙望遠鏡科学研究所

宇宙望遠鏡科学研究所(Space Telescope Science Institute, STScI)は、ハッブル宇宙望遠鏡(1990年打ち上げ)とその後継であるジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(2013年打ち上げ予定)の運用を行う組織である。STScIは1981年にアメリカ合衆国メリーランド州バルチモアのジョンズ・ホプキンス大学ホームウッドキャンパス内に設立され、天文学研究大学院連合(Association of Universities for Research in Astronomy, AURA)によって運営されている。 現在、ハッブル宇宙望遠鏡の運用やジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による研究の準備のほか、データアーカイブ(Multi-mission Archive at Space Telescope, MAST)やケプラー (探査機)のデータマネージメントセンターなど、宇宙望遠鏡を用いた研究を支える様々な事業を行っている。研究所の予算の大部分はアメリカ航空宇宙局(NASA)ゴダード宇宙飛行センターとの協定により確保されているが、このほかにジェット推進研究所や欧州宇宙機関から資金を得た事業も行っている。STScIのスタッフは科学者(大部分は天文学者および宇宙物理学者)、ソフトウェア・エンジニア、データ管理・望遠鏡運用担当者、教育・広報担当者など計350名で構成されている。STScIにはおよそ100名のPh.D科学者がおり、そのうち15名はハッブル宇宙望遠鏡プロジェクトのために欧州宇宙機関から派遣された人たちである。 STScIはNASA、世界中の天文学研究者及び全世界の人々を代表して宇宙望遠鏡の運用を行っている。STScIが行う科学運用は、直接的にはハッブル宇宙望遠鏡(将来的にはジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡)利用者のために行われているものであるが、NASAの他のミッション(例えば、Far Ultraviolet Spectroscopic ExplorerやGalaxy Evolution Explorerなど)や地上望遠鏡による観測にも役立つものである。STScIは広報活動としてさまざまな情報をインターネット上や学校、プラネタリウム、科学館、さらには一般市民に提供している。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と宇宙望遠鏡科学研究所 · 続きを見る »

主系列星

主系列星(しゅけいれつせい、main sequence star)とは、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)上で、左上(明るく高温)から図の右下(暗く低温)に延びる線である主系列 (Main Sequence) に位置する恒星をいう。矮星ともいう。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と主系列星 · 続きを見る »

干渉法

2波干渉 単色光源による波面を距離を変えてぶつけてやると、こうなる。 干渉法(かんしょうほう)は複数の波を重ね合わせるとき、それぞれの波の位相が一致した部分では波が強め合い、位相が逆転している部分では弱めあうことを利用して、波長(周波数)や位相差を測定する技術のこと。この原理を利用した機器を主に干渉計とよぶ。 ガンマ線から可視光線、電波・音波領域に及ぶ電磁波工学の研究・製品の製造管理(および較正)・動作原理においては基礎的技術であり、この原理を利用する機器・分野は極めて多岐に渡る。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と干渉法 · 続きを見る »

年(ねん、とし、year)は、時間の単位の一つであり、春・夏・秋・冬、あるいは雨季・乾季という季節のめぐりが1年である。元来は春分点を基準に太陽が天球を一巡する周期であり、平均して約365.242 189日(2015年時点)である(太陽年)。 1年の長さを暦によって定義する方法が暦法であり、現在世界各国で用いられるグレゴリオ暦佐藤 (2009)、pp.77-81、世界統一暦の試み(現行暦)では、一年または「一ヵ年」を365日とするが、一年を366日とする閏年を400年間に97回設けることによって、一年の平均日数を365.2425日とする。 なお、天文学における時間の計量の単位としての「年」には通常、ユリウス年を用いる。ユリウス年は正確に31 557 600秒=365.25 d(d.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と年 · 続きを見る »

ネイチャー

『ネイチャー』()は、1869年11月4日、イギリスで天文学者ノーマン・ロッキャーによって創刊された総合学術雑誌である。 世界で特に権威のある学術雑誌のひとつと評価されており、主要な読者は世界中の研究者である。雑誌の記事の多くは学術論文が占め、他に解説記事、ニュース、コラムなどが掲載されている。記事の編集は、イギリスの Nature Publishing Group (NPG) によって行われている。NPGからは、関連誌として他に『ネイチャー ジェネティクス』や『ネイチャー マテリアルズ』など十数誌を発行し、いずれも高いインパクトファクターを持つ。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とネイチャー · 続きを見る »

ハッブル宇宙望遠鏡

ハッブル宇宙望遠鏡(ハッブルうちゅうぼうえんきょう、Hubble Space Telescope、略称:HST)は、地上約600km上空の軌道上を周回する宇宙望遠鏡であり、グレートオブザバトリー計画の一環として打ち上げられた。名称は宇宙の膨張を発見した天文学者・エドウィン・ハッブルに因む。長さ13.1メートル、重さ11トンの筒型で、内側に反射望遠鏡を収めており、主鏡の直径2.4メートルのいわば宇宙の天文台である。大気や天候による影響を受けないため、地上からでは困難な高い精度での天体観測が可能。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とハッブル宇宙望遠鏡 · 続きを見る »

ヨーロッパ南天天文台

ヨーロッパ南天天文台(ヨーロッパなんてんてんもんだい、European Southern Observatory、略称:ESO)は、ヨーロッパ14ヶ国およびブラジルが共同で運営する天文観測施設である。1964年に設立された。チリにある天文台を運営している。本部はミュンヘン近郊のGarchingにある。ラ・シヤ天文台(La Silla Observatory)、パラナル天文台(Paranal Observatory)、チャナントール天文台(Llano de Chajnantor Observatory)がおもな施設である。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とヨーロッパ南天天文台 · 続きを見る »

ロッシュ・ローブ

ッシュ・ローブ(英語:Roche lobe、ロッシュ袋)は、軌道上の物質が重力によって恒星に結びつけられる恒星の周りの宇宙の領域のことである。ロシュ・ローブとも表記される。恒星が自身の過去のロッシュ・ローブ以上に膨張すると、物質は恒星の重力に束縛されなくなる。恒星が連星系の場合、物質はラグランジュ点の内側に落ち込む。重力の等位面は、おおよそ頂点が別の恒星の方向(連星系の場合はL1ラグランジュ点)を向いた水滴の形である。これは、物体が主星の潮汐力で破壊されずに主星に近づける限界の距離であるロッシュ限界とは異なる。また、重い天体のまわりを公転する天体の重力が及ぶ範囲を示すロッシュ球とも異なる。ロッシュ・ローブ、ロッシュ限界、ロッシュ球の名前は全てフランスの天文学者エドゥアール・ロシュに由来する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とロッシュ・ローブ · 続きを見る »

ヘリウム

ヘリウム (新ラテン語: helium, helium )は、原子番号 2、原子量 4.00260、元素記号 He の元素である。 無色、無臭、無味、無毒(酸欠を除く)で最も軽い希ガス元素である。すべての元素の中で最も沸点が低く、加圧下でしか固体にならない。ヘリウムは不活性の単原子ガスとして存在する。また、存在量は水素に次いで宇宙で2番目に多い。ヘリウムは地球の大気の 0.0005 % を占め、鉱物やミネラルウォーターの中にも溶け込んでいる。天然ガスと共に豊富に産出し、気球や小型飛行船のとして用いられたり、液体ヘリウムを超伝導用の低温素材としたり、大深度へ潜る際の呼吸ガスとして用いられている。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とヘリウム · 続きを見る »

ヘリウムフラッシュ

ヘリウムフラッシュ(Helium flash)とは、太陽質量の約0.5倍から2.25倍程度の比較的軽い恒星の核や降着が起こっている白色矮星の表面で見られるヘリウムの核融合の暴走である。 この規模の恒星内において、ヘリウムが縮退している状態、即ち熱圧力よりも量子力学的圧力の大きさのほうが支配的で、核融合反応を起こしている部分の体積がもっぱら量子力学的圧力と重力との釣り合いによって定まっている状態になると、温度が少々上昇しても体積は変化しない。このため、何らかの理由で核融合反応が加速し温度が上昇しても、その部位の体積の膨張やそれに伴う冷却にはつながらず、温度上昇はさらなる核融合を促すことになる。その結果、ヘリウムの核融合反応が急激に進行し大量のエネルギーが放出される。これは、核融合反応をしている領域が十分高温になって、熱圧力が再び支配的になるまで続く。熱圧力が十分大きくなれば、それに応じて反応領域は膨張し温度が下がるため、核融合反応の加速が抑えられ暴走は止まる。部分的に似ているが暴走には至らない過程は、大きな恒星の外層の殻でも起こる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とヘリウムフラッシュ · 続きを見る »

パロマー天文台

パロマー天文台(パロマーてんもんだい、Palomar Observatory)は、アメリカのカリフォルニア州サンディエゴにある私設天文台である。ウィルソン山天文台の南東90マイル(145km)にあるパロマー山に作られている。日本語ではしばしば「パロマー山天文台」とも呼ばれる。この天文台はカリフォルニア工科大学(カルテク)に所属している。2005年現在、天文台には4つの主な望遠鏡:口径200インチ (5.08m) ヘール望遠鏡、48インチ (1.22m) サミュエル・オシン望遠鏡、18インチ (457mm) シュミット式望遠鏡、60インチ (1.52m) 反射望遠鏡がある。これらに加えてパロマー試験干渉計 (Palomar Testbed Interferometer) も設置されている。 パロマー天文台 320pxドームを開放状態にしたパロマー天文台 所属Caltech 位置アメリカ、カリフォルニア州サンディエゴ 座標北緯33度21分21秒 西経116度51分50秒 標高1713 m (5618 ft) 天候(# of clear nights, humidity) Webhttp://www.astro.caltech.edu/observatories/palomar/ 望遠鏡 ヘール望遠鏡200インチ (5.08 m) 反射 60インチ望遠鏡60インチ (1.52 m) 反射 オシン望遠鏡48インチ (1.22 m) シュミット式望遠鏡 JPL パロマー試験干渉計干渉計 スヌープ全天カメラ.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とパロマー天文台 · 続きを見る »

パーセク

パーセク(、記号: pc)は、距離を表す計量単位であり、約 (約3.26光年)である。主として天文学で使われる。 1981年までは天文学の分野に限り国際単位系 (SI) と併用してよい単位とされていたが、現在ではSIには含まれていない単位である。 年周視差が1秒角 (3600分の1度) となる距離が1パーセクである。すなわち、1天文単位 (au) の長さが1秒角の角度を張るような距離を1パーセクと定義する。 1 パーセクは次の値に等しい。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とパーセク · 続きを見る »

アメリカ航空宇宙局

アメリカ航空宇宙局(アメリカこうくううちゅうきょく、National Aeronautics and Space Administration, NASA)は、アメリカ合衆国政府内における宇宙開発に関わる計画を担当する連邦機関である。1958年7月29日、国家航空宇宙法 (National Aeronautics and Space Act) に基づき、先行の国家航空宇宙諮問委員会 (National Advisory Committee for Aeronautics, NACA) を発展的に解消する形で設立された。正式に活動を始めたのは同年10月1日のことであった。 NASAはアメリカの宇宙開発における国家的努力をそれ以前よりもさらに充実させ、アポロ計画における人類初の月面着陸、スカイラブ計画における長期宇宙滞在、さらに宇宙往還機スペースシャトルなどを実現させた。現在は国際宇宙ステーション (International Space Station, ISS) の運用支援、オリオン宇宙船、スペース・ローンチ・システム、商業乗員輸送などの開発と監督を行なっている。 宇宙開発に加えてNASAが帯びている重要な任務は、宇宙空間の平和目的あるいは軍事目的における長期間の探査である。人工衛星を使用した地球自体への探査、無人探査機を使用した太陽系の探査、進行中の冥王星探査機ニュー・ホライズンズ (New Horizons) のような太陽系外縁部の探査、さらにはハッブル宇宙望遠鏡などを使用した、ビッグ・バンを初めとする宇宙全体への探査などが主な役割となっている。2006年2月に発表されたNASAの到達目標は、「宇宙空間の開拓、科学的発見、そして最新鋭機の開発において、常に先駆者たれ」であった。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とアメリカ航空宇宙局 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とアルゲランダー記法 · 続きを見る »

アンドロメダ銀河

アンドロメダ銀河(アンドロメダぎんが、Andromeda Galaxy、M31、NGC 224)は、アンドロメダ座に位置する地球から目視可能な渦巻銀河である。さんかく座銀河 (M33) 、銀河系(天の川銀河)、大マゼラン雲、小マゼラン雲などとともに局部銀河群を構成する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とアンドロメダ銀河 · 続きを見る »

アストロノミー・アンド・アストロフィジックス

アストロノミー・アンド・アストロフィジックス は、理論・観測・機器に基づく天文学および天体物理学を扱う査読付き学術雑誌である。天文学の世界において最も権威のある雑誌の一つとなっている。この雑誌はフランスのEDPサイエンスが刊行しており、年間で16号を発行している。編集長はティエリ・フォルヴェイユ(グルノーブル宇宙科学天文台)。過去にはクロード・ベルトー、ジャムス・ルクー、ミシェル・グルーイング、カトリーヌ・セザルスキー、ジョージ・コントポウロスが編集長を務めた。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とアストロノミー・アンド・アストロフィジックス · 続きを見る »

アストロフィジカルジャーナル

『アストロフィジカルジャーナル』(The Astrophysical Journal)とは、天文学と天体物理学を扱う査読制度付き学術雑誌である。1893年にアメリカ合衆国の天文学者ジョージ・E・ヘールとジェームズ・エドワード・キーラーによって創刊された。500ページの厚さの号を一か月に3冊ほど発行している。 1953年以降は、アストロフィジカルジャーナル本体の補足として『アストロフィジカルジャーナル・サプリメントシリーズ』(- Supplement Series)が出版されている。これは2ヶ月に1巻のペースで刊行され、それぞれの巻は280ページの厚さの号2つから成り立っている。この他に、研究者の間で迅速な意見交換を行うために、『アストロフィジカルジャーナル・レターズ』(- Letters)が発行されている。 出版は英国物理学会出版局がアメリカ天文学会に代わって行っている。かつてはシカゴ大学出版局から刊行されていたが、2009年1月に現在の出版局に移された。2008年には同学会の別の学術雑誌アストロノミカルジャーナルが英国物理学会出版局に移されており、アストロフィジカルジャーナルの移管はこれに続くものだった。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とアストロフィジカルジャーナル · 続きを見る »

イオン化

イオン化(イオンか、ionization)とは、電荷的に中性な分子を、正または負の電荷を持ったイオンとする操作または現象で、電離(でんり)とも呼ばれる。 主に物理学の分野では荷電ともいい、分子(原子あるいは原子団)が、エネルギー(電磁波や熱)を受けて電子を放出したり、逆に外から得ることを指す。(プラズマまたは電離層を参照) また、化学の分野では解離ともいい、電解質(塩)が溶液中や融解時に、陽イオンと陰イオンに分かれることを指す。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とイオン化 · 続きを見る »

ウォルフ・ライエ星

ウォルフ・ライエ星( -せい、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star)とは、特殊なスペクトルを持つ天体で、青色巨星である。 1867年にフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ によって、直視分光器で初めて発見される。ウォルフ・ライエ星のスペクトルは、通常の恒星に見られるような水素などの吸収線は見られず、ヘリウムや炭素、窒素などの非常に幅の広い輝線が見られるのが特徴である。 主な例として、ほ座γ星、WR 104、R136a1、HD 5980などがある.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とウォルフ・ライエ星 · 続きを見る »

ガイド星星表

イド星星表(Guide Star Catalog、GSC)またはHSTガイドスター星表(HST Guide Star Selection Catalog)は、ハッブル宇宙望遠鏡が軸外の恒星を捉えるのを支援するために編集された星表である。GSC-Iには、視等級6から15までの約2000万個の恒星が含まれ、GSC-IIには、視等級21までの9億4559万2683個の恒星が含まれる。ファイン・ガイダンス・センサーの要求を満たさない二重星や非恒星天体は、できる限り排除されているかフラグ付けされている。これは、外宇宙の航行のために特別に作成された初の全天の星表である。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とガイド星星表 · 続きを見る »

ケルビン

ルビン(kelvin, 記号: K)は、熱力学温度(絶対温度)の単位である。国際単位系 (SI) において基本単位の一つとして位置づけられている。 ケルビンの名は、イギリスの物理学者で、絶対温度目盛りの必要性を説いたケルビン卿ウィリアム・トムソンにちなんで付けられた。なお、ケルビン卿の通称は彼が研究生活を送ったグラスゴーにあるから取られている。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とケルビン · 続きを見る »

シミュレーション

ミュレーション()は、何らかのシステムの挙動を、それとほぼ同じ法則に支配される他のシステムやコンピュータなどによって模擬すること広辞苑第6版。simulationには「模擬実験」や「模擬訓練」という意味もある。なお「シミュレイション」と表記することもまれにある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とシミュレーション · 続きを見る »

スペクトル

ペクトル()とは、複雑な情報や信号をその成分に分解し、成分ごとの大小に従って配列したもののことである。2次元以上で図示されることが多く、その図自体のことをスペクトルと呼ぶこともある。 様々な領域で用いられる用語で、様々な意味を持つ。現代的な意味のスペクトルは、分光スペクトルか、それから派生した意味のものが多い。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とスペクトル · 続きを見る »

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)。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とや座FG星 · 続きを見る »

公転

質量の差が'''大きい'''2つの天体の公転の様子。 質量の差が'''小さい'''2つの天体の公転の様子。 公転(こうてん、revolution)とは、ある物体が別の物体を中心にした円又は楕円の軌道に沿って回る運動の呼び名である。 地球は太陽を中心に公転している。太陽と地球の質量比は約330000:1なので図の上の場合に当たる(ただし実際の太陽系では、最も重力が大きい木星の影響を太陽系の惑星が受けている)。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と公転 · 続きを見る »

共通外層

page.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と共通外層 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と光年 · 続きを見る »

光度 (天文学)

光度(こうど、)とは、天文学で天体が単位時間に放射するエネルギーを指す物理量である。国際単位系では W、CGS単位系では erg/s で表される。また、太陽の光度 Ls (.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と光度 (天文学) · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と光度曲線 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と光エコー · 続きを見る »

光速

光速(こうそく、speed of light)、あるいは光速度(こうそくど)とは、光が伝播する速さのことであるニュートン (2011-12)、pp. 24–25.。真空中における光速の値は (≒30万キロメートル毎秒)と定義されている。つまり、太陽から地球まで約8分20秒(8分19秒とする場合もある)、月から地球は、2秒もかからない。俗に「1秒間に地球を7回半回ることができる速さ」とも表現される。 光速は宇宙における最大速度であり、物理学において時間と空間の基準となる特別な意味を持つ値でもある。 現代の国際単位系では長さの単位メートルは光速と秒により定義されている。光速度は電磁波の伝播速度でもあり、マクスウェルの方程式で媒質を真空にすると光速が一定となるということが相対性理論の根本原理になっている。 重力作用も光速で伝播することが相対性理論で予言され、2002年に観測により確認された。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と光速 · 続きを見る »

前主系列星

前主系列星(ぜんしゅけいれつせい、pre-main-sequence star)は、未だ主系列星の段階まで達していない恒星である。おうし座T型星か、オリオン座FU型星(。 主系列星のエネルギー源は水素の燃焼であるのに対して、前主系列星のエネルギー源は重力収縮である。ヘルツシュプルング・ラッセル図では、0.5太陽質量以下の前主系列星は、林トラックに沿ってほぼ垂直に降下し、後にヘニエイトラックに沿って左方に水平に移動することで主系列星に達する。 前主系列星は、スペクトル線で重力と温度の相関関係を測定することによって主系列の矮星から区別することができる。前主系列星は主系列星よりも大きな半径を持つが、密度や表面重力は小さい。 中央の凝集部に周囲の物質が降着し、原始星ができると考えられている。ここで周囲のガスや塵が希薄で降着が止まると前主系列星ができる。前主系列星は、Stellar birthlineを超えた後に可視光で見えるようになる。前主系列星の段階にある期間は、恒星の生涯の1%以下である(これに対して、主系列星である期間は80%以上である)。 この段階にある期間は、全ての恒星が密度の高い原始惑星系円盤を持っていると信じられている。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と前主系列星 · 続きを見る »

B型主系列星

B型主系列星(Bがたしゅけいれっせい)は、スペクトル型がB、光度階級がVの、水素の核融合で燃える主系列星である。太陽の2倍から16倍の質量を持ち、表面温度は10,000Kから30,000Kの間である。B型主系列星は希な存在で、主系列星全体に占める割合は0.1%程度に過ぎないと考えられている。アルゴルA、しし座のレグルスの主星がこの分類である。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とB型主系列星 · 続きを見る »

秒 (角度)

角度の単位としての秒(びょう、arcsecond, second of arc (SOA))は、分の1/60の角度である。時間における秒の用法から転じたものである。 1秒は1度の1/3600である。1度が円弧の1/360であるので、1秒は円弧の である。1ラジアンは約 である。 mas は、1秒の1/1000を表わす単位である。milliarcsecond に由来する。秒では単位として大きすぎる場合(恒星の年周視差や固有運動を表わすときなど)に用いられる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と秒 (角度) · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と等級 (天文) · 続きを見る »

絶対等級

絶対等級(ぜったいとうきゅう)とは、天体が仮に我々から見てある基準となる距離にあったとしたときの、その天体の視等級(見かけの等級、m)である。絶対等級を用いると、天体までの距離を考えないで、色々な天体の明るさを比較することが出来る。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と絶対等級 · 続きを見る »

焦点 (幾何学)

初等幾何学(特に平面射影幾何学)における焦点(しょうてん、focus)は、ある種の一連の曲線群に属する任意の曲線を構成するための特別な参照点の対である。焦点を用いて、例えば円錐曲線(円、楕円、放物線、双曲線)やさらにカッシーニの卵形線やなども定義することができる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と焦点 (幾何学) · 続きを見る »

熱力学

熱力学(ねつりきがく、thermodynamics)は、物理学の一分野で、熱や物質の輸送現象やそれに伴う力学的な仕事についてを、系の巨視的性質から扱う学問。アボガドロ定数個程度の分子から成る物質の巨視的な性質を巨視的な物理量(エネルギー、温度、エントロピー、圧力、体積、物質量または分子数、化学ポテンシャルなど)を用いて記述する。 熱力学には大きく分けて「平衡系の熱力学」と「非平衡系の熱力学」がある。「非平衡系の熱力学」はまだ、限られた状況でしか成り立たないような理論しかできていないので、単に「熱力学」と言えば、普通は「平衡系の熱力学」のことを指す。両者を区別する場合、平衡系の熱力学を平衡熱力学、非平衡系の熱力学を非平衡熱力学 と呼ぶ。 ここでいう平衡 とは熱力学的平衡、つまり熱平衡、力学的平衡、化学平衡の三者を意味し、系の熱力学的(巨視的)状態量が変化しない状態を意味する。 平衡熱力学は(すなわち通常の熱力学は)、系の平衡状態とそれぞれの平衡状態を結ぶ過程とによって特徴付ける。平衡熱力学において扱う過程は、その始状態と終状態が平衡状態であるということを除いて、系の状態に制限を与えない。 熱力学と関係の深い物理学の分野として統計力学がある。統計力学は熱力学を古典力学や量子力学の立場から説明する試みであり、熱力学と統計力学は体系としては独立している。しかしながら、系の平衡状態を統計力学的に記述し、系の状態の遷移については熱力学によって記述するといったように、一つの現象や定理に対して両者の結果を援用している 。しかしながら、アインシュタインはこの手法を否定している。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と熱力学 · 続きを見る »

物質移動

物質移動(ぶっしついどう、mass transfer)は、ある位置(大抵は流れ、相、留分、成分)からもう一つの位置への物質の正味の移動である。物質移動は、吸収、蒸留、吸着、乾燥、沈殿、膜ろ過、蒸留といった多くの過程において起こる。物質移動は異なる科学分野において異なる過程および機構について使われている。この表現は物理系内での化学種の拡散ならびに対流輸送が関与する物理過程についての工学において一般的に使用されている。 物質移動過程の一般的な例としては、沼から大気への水の蒸発、腎臓および肝臓における血液の浄化、アルコールの蒸留などがある。工業的過程において、物質移動工程には、蒸留カラム、スクラバーといった吸収装置、活性炭層といった吸着剤、液液抽出が含まれる。物質移動はしばしば、追加の輸送過程と合わせられる(例えば工業的冷却塔において)。これらの冷却塔は熱水をより熱い空気と接触させて流し、空気から熱を吸収することで蒸発させることによって熱移動と物質移動を連動させる。 天体物理学では質量移転と呼ばれる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と物質移動 · 続きを見る »

直径の大きい恒星の一覧

直径の大きい恒星の一覧(ちょっけいのおおきいこうせいのいちらん)は、直径の大きい恒星の一覧である。地球からみた大きさではなく、その星の実際の直径をさす。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と直径の大きい恒星の一覧 · 続きを見る »

白色矮星

白色矮星(はくしょくわいせい、white dwarf)は、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つ。質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体である。 シリウスの伴星(シリウスB)やヴァン・マーネン星など、数百個が知られている。太陽近辺の褐色矮星より質量が大きい天体のうち、4分の1が白色矮星に占められていると考えられている。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と白色矮星 · 続きを見る »

銀河系

銀河系(ぎんがけい、the Galaxy)または天の川銀河(あまのがわぎんが、Milky Way Galaxy)は太陽系を含む銀河の名称である。地球から見えるその帯状の姿は天の川と呼ばれる。 1000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局部銀河群に属している。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と銀河系 · 続きを見る »

銀河核

銀河核(ぎんがかく)は、回転する銀河の中心である。 天の川銀河で言うと、いて座の方向、8キロパーセクの所にある最も明るい部分が銀河核である。星間ガスやチリによって、銀河核を視認したり、紫外線や軟X線で分析することはできない。銀河核の観察には、ガンマ線、硬X線、赤外線、サブミリ波や電波の波長が使われる。 複雑な電波を放射しているいて座A*は、ほとんど銀河の中心にあり、強力で多種多様にわたる電波を発している。多くの天文学者は、これを超大質量ブラックホールであると考えている。 きんかかく.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と銀河核 · 続きを見る »

褐色矮星

褐色矮星(かっしょくわいせい、英:brown dwarf)とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない天体。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と褐色矮星 · 続きを見る »

角直径

角直径(かくちょっけい、angular diameter)とは、ある位置から天体を見た時の見かけの大きさを、その天体の直径を見込む角度で表した値のことである。視直径(しちょっけい、appearent diameter)と同義。すなわち角直径 \delta は以下の式で表される。 ここで d は天体の直径、r は天体までの距離である。 天文学では、天球上の天体の大きさを表す際に、その天体の実際の大きさではなく地球から見た時の角直径で表す場合がしばしばある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と角直径 · 続きを見る »

高輝度赤色新星

いっかくじゅう座V838星 、Luminous red nova、LRN)は、2つの恒星の融合によって生じると考えられている恒星の爆発である。際立った赤色と、赤外線領域で再び明るくなる光度曲線が特徴である。高輝度赤色新星は、白色矮星の表面で起こる通常の新星とは異なる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と高輝度赤色新星 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と超巨星 · 続きを見る »

超新星

プラーの超新星 (SN 1604) の超新星残骸。スピッツァー宇宙望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡およびチャンドラX線天文台による画像の合成画像。 超新星(ちょうしんせい、)は、大質量の恒星が、その一生を終えるときに起こす大規模な爆発現象である。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と超新星 · 続きを見る »

赤外線

赤外線(せきがいせん)は、可視光線の赤色より波長が長く(周波数が低い)、電波より波長の短い電磁波のことである。ヒトの目では見ることができない光である。英語では infrared といい、「赤より下にある」「赤より低い」を意味する(infra は「下」を意味する接頭辞)。分光学などの分野ではIRとも略称される。対義語に、「紫より上にある」「紫より高い」を意味する紫外線(英:ultraviolet)がある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と赤外線 · 続きを見る »

赤色巨星

赤色巨星(せきしょくきょせい、red giant)とは、恒星が主系列星を終えたあとの進化段階である。大気が膨張し、その大きさは地球の公転軌道半径から火星のそれに相当する。肉眼で観察すると赤く見えることから、「赤色」巨星と呼ばれる。厳密には「赤色巨星」と「漸近巨星分枝星」と二つの進化段階に分かれている。赤色巨星という言葉は時によって、狭義の赤色巨星のみを指す場合と、漸近巨星分枝星も含めた広義を指す場合とがある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と赤色巨星 · 続きを見る »

重力

重力(じゅうりょく)とは、.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と重力 · 続きを見る »

重水素

重水素(じゅうすいそ、heavy hydrogen)またはデューテリウム (deuterium) とは、水素の安定同位体のうち、原子核が陽子1つと中性子1つとで構成されるものをいう。重水素は H と表記するが、 D(deuteriumの頭文字)と表記することもある。例えば重水の分子式を DO と表記することがある。 原子核が陽子1つと中性子2つとで構成される水素は三重水素(H)と呼ばれる。重水素、三重水素に対して普通の水素(原子核が陽子1つのもの)は軽水素(H)と呼ばれる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と重水素 · 続きを見る »

離心率

離心率(りしんりつ)とは、円錐曲線(二次曲線)の特徴を示す数値のひとつである。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と離心率 · 続きを見る »

連星

連星(れんせい、)とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星(ふたごぼし)とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と連星 · 続きを見る »

F型主系列星

F型主系列星(Fがたしゅけいれっせい)は、スペクトル型がF、光度階級がVの水素を燃やして燃える主系列星である。太陽質量の1.0倍から1.4倍の質量を持ち、表面温度は6000Kから7600Kの間である。10万立方パーセク(一辺がおよそ150光年の立方体に相当する体積)あたりに25個の密度で分布し、主系列星全体のうち3%程度の個数を占めているとされる。プロキオンAやおとめ座γ星A、Bがこの型に分類される。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とF型主系列星 · 続きを見る »

IRAS

IRAS(、アイラス)は、アメリカのNASA、オランダのNIVR、イギリスのSERCが共同で計画した赤外線天文衛星である。1983年1月25日に打ち上げられ、10ヶ月間で25万回もの観測を行った。 一般に赤外線天文衛星では観測装置を絶対零度近くまで冷却する必要がある。IRASの場合、720リットルの液体ヘリウムを冷却剤として搭載し、これが蒸発することで観測装置を1.6Kに保っていた。しかし1983年11月に冷却剤が尽きたため、運用終了した。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とIRAS · 続きを見る »

J2000.0

J2000.0またはJ2000とは、天文学または測量学でいう元期のひとつであり、地球時の西暦2000年1月1.5日(1月1日12:00、正午)を指す。この時刻は、協定世界時では2000年1月1日11:58:55.816 UTC、日本標準時では、2000年1月1日20:58:55.816 に当たる。なお、地球時(TT)は、過去の暦表時と連続していて、閏秒のない時刻系で、世界時(UT)より約1分進んでいる。 J2000.0元期を使う状況では、以前にはB1950.0元期が使われていた。 特に、J2000.0分点の赤道座標を指す。1992年1月1日から、B1950.0分点のものに代わり使用されている。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星とJ2000.0 · 続きを見る »

恒星

恒星 恒星(こうせい)は、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支える、ガス体の天体の総称である。人類が住む地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と恒星 · 続きを見る »

恒星進化論

天体物理学において恒星進化論(こうせいしんかろん、英語:stellar evolution)とは、恒星の誕生から最期までにおこる恒星内の構造の変化を扱う理論である。 恒星進化論においては、恒星を生物になぞらえてその誕生から最期までを恒星の一生とし、幼年期の星、壮年期の星、老年期の星、星の死といった用語を用いる。恒星進化論の中で用いられている進化も生物になぞらえた言葉であるが、生物の進化とは異なり、世代を超えた変化ではなく恒星の一生の中での変化を表している。 恒星は自分自身の重力があるので常に収縮しようとする。しかし、収縮すると重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わる。また充分に高温高圧になれば核融合反応が起こり熱が発生する。これらの熱によってガスの温度が上昇すればガスは膨張しようとする。このようにして収縮と膨張が釣り合ったところで恒星は安定している。重力と核融合によるエネルギーを使い果たすと、恒星は収縮をとどめることができず最期を迎える。 以下に現在の恒星進化論による恒星の一生を示す。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と恒星進化論 · 続きを見る »

核 (天体)

核(かく)は、天体の中心部分の構造。中心核(ちゅうしんかく)文部省『学術用語集 地学編』 日本学術振興会、1984年、ISBN 4-8181-8401-2。とも。惑星・衛星・恒星などの核はコア (core) とも言う(彗星・活動銀河の核は英語ではnucleusであるため、コアとは言わない)。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と核 (天体) · 続きを見る »

核融合反応

核融合反応(かくゆうごうはんのう、nuclear fusion reaction)とは、軽い核種同士が融合してより重い核種になる核反応を言う。単に核融合と呼ばれることも多い。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と核融合反応 · 続きを見る »

桜井天体

桜井天体(さくらいてんたい、Sakurai's Object)は、いて座の恒星である。1996年にこの天体を発見した日本人アマチュア天文学者の桜井幸夫の名前から名付けられた。漸近巨星分枝の後期熱パルスの段階にあると考えられている。 桜井天体は、かつて白色矮星であった赤色巨星だと考えられている。後期熱パルスは白色矮星の段階で起こり、漸近巨星分枝星(AGB星)に戻る。この型の天体は数個しか観測されていないが、水素が欠乏し、ヘリウムやその他の金属が豊富な状態になる。このような恒星は、最終的にヘリウムの豊富な白色矮星になると考えられる。 桜井天体は、1919年に発見されたわし座V605星とともに、後期熱パルスの高光度の段階にある2つの恒星のうちの1つである。その他、や座FG星等のいくつかの恒星も「再燃焼」の段階にあるのではないかと疑われている。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と桜井天体 · 続きを見る »

楕円体

楕円体(だえんたい、ellipsoid)とは楕円を三次元へ拡張したような図形であり、その表面は二次曲面である。楕円面の方程式は である。ここで a, b, c はそれぞれx軸、y軸、z軸方向の径の半分の長さに相当する。なお a.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と楕円体 · 続きを見る »

水素

水素(すいそ、hydrogenium、hydrogène、hydrogen)は、原子番号 1 、原子量 1.00794の非金属元素である。元素記号は H。ただし、一般的には「水素」と言っても、水素の単体である水素分子(水素ガス) H を指していることが多い。 質量数が2(原子核が陽子1つと中性子1つ)の重水素(H)、質量数が3(原子核が陽子1つと中性子2つ)の三重水素(H)と区別して、質量数が1(原子核が陽子1つのみ)の普通の水素(H)を軽水素とも呼ぶ。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と水素 · 続きを見る »

温度

温度(おんど、temperature)とは、温冷の度合いを表す指標である。二つの物体の温度の高低は熱的な接触により熱が移動する方向によって定義される。すなわち温度とは熱が自然に移動していく方向を示す指標であるといえる。標準的には、接触により熱が流出する側の温度が高く、熱が流入する側の温度が低いように定められる。接触させても熱の移動が起こらない場合は二つの物体の温度が等しい。 統計力学によれば、温度とは物質を構成する分子がもつエネルギーの統計値である。熱力学温度の零点(0ケルビン)は絶対零度と呼ばれ、分子の運動が静止する状態に相当する。ただし絶対零度は極限的な状態であり、有限の操作で物質が絶対零度となることはない。また、量子的な不確定性からも分子運動が止まることはない。 温度はそれを構成する粒子の運動であるから、化学反応に直結し、それを元にするあらゆる現象における強い影響力を持つ。生物にはそれぞれ至適温度があり、ごく狭い範囲の温度の元でしか生存できない。なお、日常では単に温度といった場合、往々にして気温のことを指す場合がある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と温度 · 続きを見る »

漸近巨星分枝

なった質量における恒星の進化がヘルツシュプルング・ラッセル図に表されている。漸近巨星分枝は、2太陽質量の線で、AGBと書かれている。 漸近巨星分枝(ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch)は、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)において、低温で明るい、進化の進んだ恒星が分布する部分。小中質量星(0.8から8太陽質量)は全てその生涯の後半にこの段階を経る。 観測上は、太陽より数千倍明るい赤色巨星のように見える。酸素と炭素からなるほとんど不活性な中心核と、ヘリウムの核融合で炭素が形成される殻、水素の核融合でヘリウムが形成される殻、通常の恒星と似た化学組成を持つ非常に大きな外層、といった内部構造を持つ。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と漸近巨星分枝 · 続きを見る »

望遠鏡

望遠鏡(ぼうえんきょう)とは、遠くにある物体を可視光線・赤外線・X線・電波などの電磁波を捕えて観測する装置である。古くは「遠眼鏡(とおめがね)」とも呼ばれた。 観測に用いられる電磁波の波長により、光学望遠鏡と電波望遠鏡に大別される。電磁波を捕える方式による分類では反射望遠鏡と屈折望遠鏡がある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と望遠鏡 · 続きを見る »

惑星

惑星(わくせい、πλανήτης、planeta、planet)とは、恒星の周りを回る天体のうち、比較的低質量のものをいう。正確には、褐色矮星の理論的下限質量(木星質量の十数倍程度)よりも質量の低いものを指す。ただし太陽の周りを回る天体については、これに加えて後述の定義を満たすものだけが惑星である。英語 planet の語源はギリシア語のプラネテス(さまよう者、放浪者などの意。IPA: /planítis/ )。 宇宙のスケールから見れば惑星が全体に影響を与える事はほとんど無く、宇宙形成論からすれば考慮の必要はほとんど無い。だが、天体の中では非常に多種多様で複雑なものである。そのため、天文学だけでなく地質学・化学・生物学などの学問分野では重要な対象となっている別冊日経サイエンス167、p.106-117、系外惑星が語る惑星系の起源、Douglas N. C.Lin。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と惑星 · 続きを見る »

星形成

星形成(ほしけいせい、star formation)は、高密度の分子雲が重力で収縮して球状のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成研究は天文学の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質・巨大分子雲の研究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的研究や初期質量関数を説明するものでもある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と星形成 · 続きを見る »

星周塵

星周塵(Circumstellar dust)は、恒星の周りに存在する宇宙塵である。星周殻や降着円盤等の星周円盤を構成しうる。星周塵は消失や赤外超過の原因となり得る。 星周塵の運動は、恒星の重力と放射圧に支配されている。 太陽の星周塵は、黄道光の原因となる。 Category:天体.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と星周塵 · 続きを見る »

星間物質

星間物質(せいかんぶっしつ、Interstellar medium、ISM)は、恒星間の宇宙空間に分布する希薄物質の総称である。密度では、地球の上層大気よりも遙かに希薄であるが、地上からもしばしば星雲として観測される。大量の星間物質が凝縮して、星を構成する材料にもなる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と星間物質 · 続きを見る »

星雲

星雲(せいうん、nebula)は、宇宙空間に漂う重力的にまとまりをもった、宇宙塵や星間ガスなどから成るガスのこと。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と星雲 · 続きを見る »

新星

新星(しんせい)は、激変星の一種である。恒星(白色矮星)の表面に一時的に強い爆発が起こり、それまでの光度の数百倍から数百万倍も増光する現象を言う。英語やヨーロッパの言語の多くではノヴァ (nova、複数形 novae) と呼び、変光星の分類としてはN型と言う。他の類似の激変星と区別するために古典新星 (classical nova) と言うこともある。 超新星と名前が似ており、大きく分類すれば同じ激変星であるが、発生原因や増光の原理は大きく異なる。また、「新しい星」が生まれる現象でもない。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と新星 · 続きを見る »

散開星団

2MASS計画によって撮影されたプレセペ星団(M44) 散開星団(さんかいせいだん、open cluster)は恒星の集団(星団)の一種である。分子雲から同時に生まれた星同士がいまだに互いに近い位置にある状態の天体を指す。銀河のディスク部分に存在するため、銀河星団とも呼ばれる。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と散開星団 · 続きを見る »

10月26日

10月26日(じゅうがつにじゅうろくにち)はグレゴリオ暦で年始から299日目(閏年では300日目)にあたり、年末まであと66日ある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と10月26日 · 続きを見る »

12月17日

12月17日(じゅうにがつじゅうななにち、じゅうにがつじゅうしちにち)はグレゴリオ暦で年始から351日目(閏年では352日目)にあたり、年末まであと14日ある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と12月17日 · 続きを見る »

1988年

この項目では、国際的な視点に基づいた1988年について記載する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と1988年 · 続きを見る »

1994年

この項目では、国際的な視点に基づいた1994年について記載する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と1994年 · 続きを見る »

1月6日

1月6日(いちがつむいか)は、グレゴリオ暦で年始から6日目にあたり、年末まであと359日(閏年では360日)ある。誕生花はユズリハ。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と1月6日 · 続きを見る »

2002年

この項目では、国際的な視点に基づいた2002年について記載する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2002年 · 続きを見る »

2003年

この項目では、国際的な視点に基づいた2003年について記載する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2003年 · 続きを見る »

2005年

この項目では、国際的な視点に基づいた2005年について記載する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2005年 · 続きを見る »

2006年

この項目では、国際的な視点に基づいた2006年について記載する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2006年 · 続きを見る »

2009年

この項目では、国際的な視点に基づいた2009年について記載する。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2009年 · 続きを見る »

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。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2MASS · 続きを見る »

2月3日

2月3日(にがつみっか)はグレゴリオ暦で年始から34日目に当たり、年末まであと331日(閏年では332日)ある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2月3日 · 続きを見る »

2月6日

2月6日(にがつむいか)は、グレゴリオ暦で年始から37日目に当たり、年末まであと328日(閏年では329日)ある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と2月6日 · 続きを見る »

3月26日

3月26日(さんがつにじゅうろくにち)はグレゴリオ暦で年始から85日目(閏年では86日目)にあたり、年末まであと280日ある。.

新しい!!: いっかくじゅう座V838星と3月26日 · 続きを見る »

出ていきます入ってきます
ヘイ!私たちは今、Facebook上です! »