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50 関係: 基本星表、きりん座、きりん座ベータ星、可視光線、太陽、太陽質量、変光星、年、広域赤外線探査衛星、地球、バウショック、ヘンリー・ドレイパーカタログ、パーセク、ヒッパルコス星表、アドリアーン・ブラウ、アソシエーション (天文学)、キットピーク国立天文台、ケルビン、スペックル・イメージング、スペクトル、スミソニアン天文台星表、光年、光度 (天文学)、光球、BTA-6、秒 (角度)、紫外線、銀河座標、補償光学、視線速度、質量、超巨星、輝星星表、連星、IRAS、J2000.0、SIMBAD、掃天星表、恒星風、波長、温度、星座、星間物質、日、散開星団、1961年、1978年、1986年、1988年、2007年。
基本星表
基本星表（きほんせいひょう、基本カタログ、英語:fundamental catalogue）は位置記録の正確性の高い星表のことである。記載されている星の数は少ないが、位置の精度が非常に高い。このため、星の位置の相関関係から基準座標系を定義できる。現在までに6冊の双書が刊行された。 略称はドイツ語のFundamental-KatalogからFKである。FKX xxxxのようにXに改訂の番号、xxxxに星の番号を入れる。たとえばおひつじ座α星はFK5 74である。.
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きりん座
きりん座（麒麟座、Camelopardalis）は北天の星座の1つ。 ポラリス（現在の北極星）の近くにあり、日本では1年中見ることができるが、明るい星がなく、それまで星座が設定されなかった場所に作られた星座なので、認知度はあまり高くない。.
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きりん座ベータ星
きりん座β星（きりんざベータせい、β Cam / β Camelopardalis）は、きりん座で最も明るい恒星である。 この星は連星であり、伴星は7.4等級である。.
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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。.
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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。.
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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。.
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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。.
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年
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.
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広域赤外線探査衛星
広域赤外線探査衛星（WISE：Wide-field Infrared Survey Explorer）は、2009年12月14日に打ち上げられた、アメリカ航空宇宙局の予算で開発された赤外線天文衛星である。口径40cmの赤外線望遠鏡を備え、3 - 25μmの波長で全天を10か月以上観測する。IRAS、COBE等、以前の同様の機器よりも少なくとも1000倍の感度を持つように設計されている。 2011年2月17日に運用は終了したが、2013年8月に運用再開が承認され、2013年10月に運用を再開した。.
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地球
地球（ちきゅう、Terra、Earth）とは、人類など多くの生命体が生存する天体である広辞苑 第五版 p. 1706.。太陽系にある惑星の1つ。太陽から3番目に近く、表面に水、空気中に酸素を大量に蓄え、多様な生物が生存することを特徴とする惑星である。.
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バウショック
バウショック（Bow shock）は、磁気圏と周囲媒質との境界である。恒星にとっては通常、恒星風と星間物質との間の境界である。惑星の磁気圏におけるバウショックは、恒星風が磁気圏界面に近づくためにその速度が突然落ちる境界である。最も良く研究されているバウショックの例は、太陽風が地球の磁気圏に入るところであるが、バウショックは磁場を持つ全ての天体で生じる。地球のバウショックは約100-1000kmの厚さで、地表から約9万kmの位置に存在する。 ボウショックと表記されることもあるが、英単語「bow」は弓を意味する際には「ボウ」、船首・舳先を意味する際には「バウ」と発音する。そしてこの場合は船の舳先が起こす船首波（bow wave）を由来とするため、「バウショック」が正しい表記といえる（ノート:バウショックも参照）。訳語としては「弧状衝撃波」や「弧状衝撃波面」、「定在衝撃波」がよく使われる。.
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ヘンリー・ドレイパーカタログ
ヘンリー・ドレイパーカタログ (Henry Draper Catalogue、HD、HDカタログ) とは、地球から見える225,000個以上の明るい恒星についての天文学的および分光学的データを集めた星表（天体カタログ）である。 このカタログは1918年から1924年にかけて第1版が出版された。エドワード・ピッカリングの監修の下でアニー・ジャンプ・キャノンとハーバード大学天文台の同僚によって編集され、未亡人を通して資金を寄付したヘンリー・ドレイパーの名前が冠された。 このカタログには、肉眼で見える限界の約50分の1の明るさを持つ9等星までの恒星が収められた。このカタログは全天をカバーしたもので、初めて星をスペクトル分類ごとに分けたものとして評価されている。.
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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。.
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ヒッパルコス星表
ヒッパルコス星表（ヒッパルコスせいひょう、Hipparcos Catalogue）は118,218星が収録されている星表である。ヒッパルコス全天星図とも呼ばれる。略称はHIPとされることが多い。.
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アドリアーン・ブラウ
アドリアーン・ブラウ アドリアーン・ブラウ（Adriaan Blaauw、1914年4月12日 - 2010年12月1日）はオランダの天文学者。.
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アソシエーション (天文学)
アソシエーション（A stellar association）は、同じ起源を持ち、重力的な束縛からは解放されているが、未だ宇宙空間を共に移動している恒星で構成される、非常に緩やかな散開星団である。同じアソシエーションに属する星であるか否かは、移動方向と星の年齢によって識別される。また、星間物質の化学組成もアソシエーションの識別に使用される。 アソシエーションは、1947年にアルメニアの天文学者ヴィクトル・アンバルツミャンによって最初に発見された。 アソシエーションの名称は、それらが属する星座の名前、アソシエーションのタイプ、識別数字などから名づけられる。.
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キットピーク国立天文台
ットピーク国立天文台（キットピークこくりつてんもんだい、Kitt Peak National Observatory, 略称: KPNO）は、アメリカ合衆国アリゾナ州南部、クウィンラン山（2096m）山頂にある天文台。 ツーソンの南西88km、トホノ・オ＝オダム・ネーション（トホノ・オ＝オダム族居留地）に含まれるソノラ砂漠の中に所在する。 この天文台はアメリカ国立光学天文台（National Optical Astronomy Observatory, 略称: NOAO）の1部門であるが、アリゾナ大学スチュワード天文台のグループに属するMDM天文台などもある。23台の望遠鏡があり世界でも有数の天文観測機器が集まっている場所である。 1958年にアメリカ国立科学財団（National Science Foundation, 略称: NSF）による国立天文施設および、天文学研究を行う大学の共同施設の場所として選定され、トホノ・オオダムの先住民との間で永久有償貸与の契約が結ばれた。1982年に、キットピークなど3箇所の光学天文台の運営を統合するためにアメリカ国立光学天文台が設立された。すなわち、キットピーク天文台と、ニューメキシコ州サクラメントピーク太陽観測施設、チリのセロ・トロロ天文台が統合された。 キットピーク国立天文台の主要な施設は4 mのマイヨール望遠鏡、3.5mのWIYN望遠鏡の他にも 2.1 m、1.3 m、0.9 m、0.4 m反射望遠鏡がある。世界最大の太陽観測望遠鏡である McMath-Pierce太陽望遠鏡もある。地球近傍天体の探索に91cmの反射望遠鏡が用いられた。.
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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。.
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スペックル・イメージング
ペックル・イメージング (英：Speckle imaging、別名 video astronomy) は、一般にシフト・アンド・アッド法 (別名「イメージ・スタッキング法」； image stacking) または スペックル干渉法 (speckle interferometry) を用いる高分解能の天体撮像技術を指す用語である。この技術は地上設置天体望遠鏡の分解能を劇的に改善する。.
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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。.
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スミソニアン天文台星表
ミソニアン天文台星表（てんもんだいせいひょう Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog）は星表の一つ。SAOと略されることが多く、一般的にSAO星表と呼ばれている。 同観測所が1966年に発表しており、258,997個の恒星についての精密な特徴が編纂されている。当時の元期は西暦1950年(B1950.0)のもの。電算機を使用し、短期間で編纂した。 このカタログは幾つかの星表を元にして編纂されている。9等星までの恒星に関する事項が表されており、1900～1930間の星の移動から既知の固有運動を記しておりこれが特徴である。このため固有運動の情報が必要な用途でしばしば使われる。9等星までの星を対象としているためにHD星表と重複している恒星も多い。 SAO星表の中で表される星の名称はSAOxxxxxxといったように、文字どおりSAOで始まり6桁の番号が振られている。番号は赤緯を北から10度ずつの18段階の帯にわけ、この中で経度順に番号を振っている。 SAO最新版の測定元期はJ2000.0。このため、過去の1900～1930年の際のデータとは精確性が異なり、固有運動の正確性に誤差もあると考えられる。データをインターネットで入手できるため、星表の中では比較的広範に使用されている。最新版には HD星表と BD星表との相互参照が付いていてこれも有用である。.
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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。.
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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 (.
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光球
光球（こうきゅう、）とは、太陽などの恒星の表層部分にあり、不透明なガスによって形成される薄い層である。恒星の外部に放出される光はこの層で発生するため、視覚的な恒星の表面に相当する。光自体は内部からも発生しているが、これらの光は光球内のガスに吸収されるため、外に出ることはない。 地球上から視認できる太陽光は、太陽の光球から発せられている。厚さは300～500kmで、温度は4,500～6,000Kと深度によって変化する。太陽光は光球の各深度で発生する光が合成されたものだが、シュテファン＝ボルツマンの法則に当てはめると5800Kの物体が発する光に相当するため、一般にはこの値が太陽の表面温度とされる。光球は粒状斑と呼ばれる直径1000km程度の無数の対流セルから構成され、太陽黒点、白斑が現れる事もある。 太陽以外の恒星にも光球は存在し、その温度は太陽より低温のものから高温のものまで様々である。粒状斑は小さすぎるため観測不能だが、恒星の自転に伴う周期的な光度の変化から黒点や白斑の存在が知られている天体もある。.
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BTA-6
BTA-6天文台の全景 BTA-6 (БТА; Большой Телескоп Азимутальный, Large Altazimuth Telescope)は旧ソ連時代に建造された『天文アマチュアのための望遠鏡光学・反射編』pp.1-34「反射望遠鏡が宇宙を開拓した」。ロシア連邦の口径6mの大型反射望遠鏡である。 1975年から1993年までの長期にわたり世界最大の望遠鏡だったものの、技術的その他の要因により充分な性能を発揮できなかった。それでもBTAの特徴的な設計はその後の大型望遠鏡に影響を与え、コンピュータ制御の経緯台式架台は赤道儀式架台に取って代わった。.
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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。.
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紫外線
紫外線（しがいせん、ultraviolet）とは、波長が10 - 400 nm、即ち可視光線より短く軟X線より長い不可視光線の電磁波である。.
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銀河座標
銀河座標（ぎんがざひょう、galactic coordinate）は天球上の天体の位置を表す天球座標系の一種で、銀河中心と銀河面を基準とする座標系である。 銀河座標では、天球上の緯度と経度にあたるものとして銀緯（ぎんい、galactic latitude: b）と銀経（ぎんけい、galactic longitude: l）を使用する。.
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補償光学
通常の鏡による反射。空気によるゆらぎがそのまま反射されている。 補償光学に従った鏡の変形による波面補正。空気によるゆらぎが補償される。 補償光学（ほしょうこうがく、Adaptive Optics（適応光学））は、宇宙から地球を撮影したり、地球から宇宙を撮影したりするときに問題となる大気の揺らぎを光電子的に解決するために開発された光学技術である。その構成から「波面補償光学」といった言われかたもしている。 宇宙望遠鏡に頼ることなく望遠鏡の回折限界までの高精度な観測が可能になるため、惑星や小惑星などの観測に用いられて衛星の発見など新たな発見がもたらされた。.
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視線速度
視線速度（しせんそくど、radial velocity）と、天体の移動を速度で表現したものの内、観測者の視線方向（奥行き方向）に沿った速度成分のことである。 これに対して、天体を観測したときの視線に垂直な速度成分を接線速度 (transverse verocity) といい、視線速度と接線速度のベクトルを合成したものがその天体の空間速度 (space verocity) である。空間速度を秒角で表現したものを固有運動 (proper motion) といい、その天体の天球上の見かけの運動を表している。 視線速度を有する天体からの光はドップラー効果を受け、その天体が遠ざかっている場合には光の波長が伸びスペクトル中のフラウンホーファー線の位置が赤色の方へずれ（赤方偏移）、近づいている場合には波長が縮み青色の方へずれる（青方偏移）。 恒星や銀河など、光を放射する遠方の天体の視線速度は、高分解能の分光観測を行って、既知のスペクトル線の波長を実験室での測定値と比較することによって正確に測定することができる。 多くの連星では普通、我々地球から観測した時の軌道面が視線に対して傾いているため、軌道運動によって両方の星の視線速度が数km/s程度変動する。このような星ではスペクトルがドップラー効果によって周期的に変化するため、光学機器を用いた実視観測で2つの星を分解できない場合でも、実際には連星であることが分かる。このような連星を分光連星と呼ぶ。分光連星の視線速度を調べると、その星の質量や、離心率・軌道長半径などの軌道要素を見積もることができる。これと同様の方法は、太陽系外惑星の検出にも使われており、「ドップラー分光法」などという。 しせんそくと.
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質量
質量（しつりょう、massa、μᾶζα、Masse、mass）とは、物体の動かしにくさの度合いを表す量のこと。.
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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。.
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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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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。.
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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。.
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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。.
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SIMBAD
SIMBAD（ジンバッド、the Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data）は太陽系外の天体の目録。フランスのストラスブール天文データセンターによって維持管理されている。 SIMBADは1979年まで存在したムードンのコンピューターセンターで製作されたCatalog of Stellar Identifications（CSI）とBibliographic Star Index（BSI）を合わせ、他の星表や、論文、追加の情報を取り入れることで製作された。最初にオンライン上で閲覧可能になったのはVer.2であり1981年に製作された。Ver.3はストラスブール天文台でUNIXベースのシステムでC言語を用いて開発され1990年に閲覧可能になった。 2006年現在はVer.4であり、データはデータベース (DBMS) のPostgreSQLに保存され、Javaで記述されたサポートソフトウェアがあり、閲覧可能である。2013年4月2日の時点で、279,589の目録を参照、9,480,094の目録を引用し、17,607,943種の名前で7,071,849の天体情報を含んでいる。 小惑星(4692)SIMBADはこの目録の名誉をたたえて名づけられた。.
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掃天星表
掃天星表（そうてんせいひょう Durchmusterung, survery catalogue）は全天の恒星を調べた星表。『ボン掃天星表』、『南天掃天星表』、『コルドバ掃天星表』、『ケープ写真掃天星表』の4つの星表を包括的に指している。ボン天文台で1859年から1903年に製作された。 今日、掃天星表は恒星のみではなく、他の天体も探している。特徴は、電磁スペクトルでの調査で、これは可視光と比較されている。ドイツ名であるDurchmusterungが英名にもなっており、これは「物体、情報の組織的調査」と言う意味である。 掃天星表は44年間に渡って調査されており、視等級が9-10等星までのおおよそ325,000個の恒星の位置、視等級についてまとめられている。これはAG星表、SAO星表などの20世紀の星図の基礎になったとされる。.
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恒星風
恒星風（こうせいふう）あるいは単に星風（せいふう）とは、恒星表面から吹き出すガスの流れのことである。太陽からも太陽風という形で常時ガスが放出されており、太陽フレアの際には太陽風の速度が上昇する。 恒星は自分自身の重力によってガスを保持している。しかし表面でガスの圧力や輻射圧（光圧）、磁気的な圧力などが高くなることによって一部のガスが重力を振り切って恒星から放出される。 おうし座T型星においては、主系列星に移行する途中のある時期に急激に恒星風が強くなり周囲のガスを吹き飛ばすと考えられている。 赤色巨星の表面においては重力が弱いために容易にガスが放出される。そのため赤色巨星が恒星風として放出する質量は太陽よりも数万倍も多い。 また大質量星においては星の表面が高温であるためガスの圧力や輻射圧が高く恒星風が強い。このような星が恒星風によって水素の外層を失ったと考えられるのがウォルフ・ライエ星である。.
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波長
波長（はちょう、Wellenlänge、wavelength）とは、空間を伝わる波（波動）の持つ周期的な長さのこと。空間は3次元と限る必要はない。 正弦波を考えると（つまり波形が時間や、空間の位置によって変わらない状態）、波長λには、 の関係がある。 \begin k \end は波数、 \begin \omega \end は角振動数、 \begin v \end は波の位相速度、 \begin f \end は振動数（周波数）である。波数 \begin k \end は k.
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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。.
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星座
星座（せいざ、constellation）は、複数の恒星が天球上に占める見かけの配置を、その特徴から連想したさまざまな事物の名前で呼んだものである。古来さまざまな地域・文化や時代に応じていろいろなグループ化の方法や星座名が用いられた。 左は北半球、右は南半球の星座.
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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。.
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日
日（にち、ひ、か）は.
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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。.
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1961年
記載なし。
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1978年
記載なし。
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1986年
この項目では、国際的な視点に基づいた1986年について記載する。.
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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。.
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2007年
この項目では、国際的な視点に基づいた2007年について記載する。.
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