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31 関係: 原恵、おおぐま座、うしかい座、かみのけ座、半規則型変光星、子持ち銀河、ヨハネス・ヘヴェリウス、りょうけん座AM星、りょうけん座ベータ星、りょうけん座アルファ2型変光星、りょうけん座アルファ星、りょうけん座V星、りょうけん座Y星、ガンマ線バースト、ギリシア語、ソーラーアナログ、国際天文学連合、球状星団、銀河、連星、GRB 090429B、M106 (天体)、M3 (天体)、M63 (天体)、M94 (天体)、恒星社厚生閣、渦巻銀河、激変星、星座、1533年、1687年。
原恵
原 恵（はら めぐみ、1927年 - ）は、日本の教育者、アマチュア天文家。.
おおぐま座
おおぐま座（大熊座、Ursa Major）は、北天の星座で、トレミーの48星座の1つ。 おおぐま座の一部としては腰から尻尾にあたる7つの星は、日本では北斗七星と呼ばれ、さまざまな文明でひしゃくやスプーンに見立てられた。β星とα星の間隔を約5倍すると、だいたいポラリス（現在の北極星）の位置になることから、世界的に旅人や航海者にもよく使われた。また、ミザール（ζ星）と、アルコル（g星）の二重星は、古来、この2星を見分けられるかが、兵士の視力検査の基準にもなったという。.
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うしかい座
うしかい座（牛飼い座、Boötes）は、トレミーの48星座の1つ。日本では春から初夏にかけて見ることができる。 α星は、全天21の1等星の1つであり、アークトゥルスと呼ばれる。アークトゥルスと、おとめ座のα星スピカ、しし座のβ星デネボラで、春の大三角を形成する。.
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かみのけ座
かみのけ座（髪座、Comae Berenices）は星座の1つ。.
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半規則型変光星
半規則型変光星（はんきそくがたへんこうせい、semiregular variable）は、かなり周期的に変光することもある一方時々不規則な光度変化をすることもある渡辺努「OBSERVER'S GUIDE 変光星」、『月刊天文』2002年11月号、地人書館、98頁。、中期から晩期のスペクトル型を持つ巨星または超巨星である。周期は20日から2000日以上であるが、光度曲線の形は様々で一定していない。変光範囲は数百分の数等級から数等級である。 半規則型変光星は、いくつかの細分類に分けられる。従来はSRA・SRB・SRC・SRDの4つに細分類されていたが、2001年に発行されたName List 76で新たな細分類としてSRSが加わった。 球状星団M13は、11.95等から12.25等の数十個の赤色変光星を含み、周期は43日 (V24) から97日 (V43) である。.
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子持ち銀河
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した中心部。渦状腕に沿ってHII領域やダーク・レーンが存在している。 子持ち銀河（こもちぎんが、M51、NGC5194）はりょうけん座にある渦巻銀河である。4' 35" 離れたすぐ近くに伴銀河NGC 5195があることが名前の由来であり、伴銀河を含めて子持ち銀河と呼ぶ場合もある（このときNGC 5194をM51A、NGC 5195をM51Bと表記することがある）。直径およそ10万光年。.
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ヨハネス・ヘヴェリウス
ヘヴェリウスによる月面図「セレノグラフィア」/1645年発表。科学的観測史上（望遠鏡による観測史上）、最も早くに作られた月面図の代表的一つ。彼が名付けた月の地名のいくつかは現在も使われている。月の輪郭が二重に描かれているのは、地球から見た月の位置的揺らぎの限界を示したものである。 ヨハネス・ヘヴェリウス（ラテン語：Johannes Hevelius 、ポーランド語：Jan Heweliusz 、ドイツ語：Johannes Hewel 、1611年1月28日 - 1687年1月28日）は、ポーランドの天文学者。月の地形学の創始者とされる。.
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りょうけん座AM星
りょうけん座AM星(AM Canum Venaticorum)は、りょうけん座にある激変星である。変光星の分類りょうけん座AM型星のプロトタイプ星となっている。.
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りょうけん座ベータ星
りょうけん座β星（りょうけんざベータせい、Beta Canum Venaticorum, 略称 β CVn）は、りょうけん座で2番目に明るい恒星である。.
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りょうけん座アルファ2型変光星
りょうけん座α型変光星 (α CVn variable) とは、天体の自転に伴って変光を示す回転変光星の一種である。これらの星は、ケイ素・ストロンチウム・クロムの顕著な線スペクトルが見られる化学特異星で、磁場の強い主系列星と考えられている。スペクトル型はB8pからA7pの範囲に分布し、典型的な変光周期は0.5から160日、変光の幅は0.01から0.1等級である。なお、変光星型の由来となったりょうけん座α星は連星系りょうけん座α星に属する恒星で、5.47日の周期で0.14等級の変光を示している。 りょうけん座α型変光星の線スペクトル強度は変光と同じ周期で変動している。これらの周期は恒星の自転周期に一致すると考えられている。恒星の磁場によって大気中の金属元素の分布が不均一になり、さらに表面の光度にも地域差が生じていることが原因と推定されている。.
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りょうけん座アルファ星
りょうけん座α星は、りょうけん座で最も明るい恒星で3等星。春のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。.
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りょうけん座V星
りょうけん座V星（りょうけんざVせい）は、りょうけん座の方向に位置する脈動変光星。.
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りょうけん座Y星
りょうけん座Y星(Y CVn, Y Canum Venaticorum)は、りょうけん座の恒星である。非常に赤く見えることで知られる。.
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ガンマ線バースト
1999年1月23日に起きたガンマ線バースト GRB 990123 の可視光での残光（白い四角形の中の輝点。右は拡大図）。残光の上部に伸びるフィラメント状の天体はバースト源をもつと思われる銀河。この銀河は別の銀河との衝突によって形が歪んでいる。 ガンマ線バースト（ガンマせんバースト、、）は、天文学の分野で知られている中で最も光度の高い物理現象である。 ガンマ線バーストではガンマ線が数秒から数時間にわたって閃光のように放出され、そのあとX線の残光が数日間見られる。この現象は天球上のランダムな位置で起こり、一日に数回起きている。 ガンマ線バーストを起こす元となる仮想的な天体をガンマ線バースターと呼ぶ。2005年現在では、ガンマ線バーストは極超新星と関連しているという説が最も有力である。超大質量の恒星が一生を終える時に極超新星となって爆発し、これによってブラックホールが形成され、バーストが起こるとされる。多くのガンマ線バーストは何十億光年も離れた場所で生じている事実は、この現象が極めてエネルギーが高く（太陽が100億年間で放出するエネルギーを上回る）、かつめったに起こらない現象である事を示唆している（1つの銀河で数百万年に一度しか発生しない）。これまで観測された全てのガンマ線バーストは銀河系の外で生じている。似たような現象として軟ガンマ線リピーターがあるが、これは銀河系内のマグネターによるものである。ガンマ線バーストが銀河系で生じ、地球方向に放出された場合、大量絶滅を引き起こすと仮定されている。 しかし天体物理学界ではガンマ線バーストの詳細な発生機構についての合意は得られていない。.
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ギリシア語
リシア語（ギリシアご、現代ギリシア語: Ελληνικά, または Ελληνική γλώσσα ）はインド・ヨーロッパ語族ヘレニック語派（ギリシア語派）に属する言語。単独でヘレニック語派（ギリシア語派）を形成する。ギリシア共和国やキプロス共和国、イスタンブールのギリシア人居住区などで使用されており、話者は約1200万人。また、ラテン語とともに学名や専門用語にも使用されている。省略形は希語。.
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ソーラーアナログ
ーラータイプ、ソーラーアナログそしてソーラーツインは、太陽に似た恒星の分類である。 太陽との類似性が高いものをソーラーツイン、比較的低いものをソーラータイプと呼ぶ。 惑星の居住可能性で言及されている適切な恒星系の基準のひとつである。.
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国際天文学連合
国際天文学連合（こくさいてんもんがくれんごう、英：International Astronomical Union：IAU）は、世界の天文学者で構成されている国際組織である。国際科学会議 (ICSU) の下部組織となっている。恒星、惑星、小惑星、その他の天体に対する命名権を取り扱っている。その命名規則のために専門作業部会が設けられている。 IAUは天文電報の発行業務にも関わっており、スミソニアン天体物理観測所が運営している天文電報中央局 (Central Bureau for Astronomical Telegrams; CBAT) について支援している。 IAUは1919年に多くの団体を統合して設立された。最初の会長にはフランスのバンジャマン・バイヨーが選出された。 2009年現在、会員として、10,145人の天文学者などの個人会員と64の国家会員が所属している。 Headquarter（本部）の事務局は、フランスのパリのBd Arago(アラゴ通り）にある。総会はさまざまな国において開催されている。→#総会.
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球状星団
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したさそり座の球状星団NGC6093(M80) 球状星団（きゅうじょうせいだん、globular cluster）は恒星が互いの重力で球形に集まった天体。銀河の周りを軌道運動している。球状星団は重力的に非常に強く束縛されており、そのために形状は球対称となり、中心核に向かって非常に密度が高くなっている。.
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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。.
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。.
GRB 090429B
GRB 090429Bは、りょうけん座の方向に発見されたガンマ線バーストである。.
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M106 (天体)
M106（NGC 4258）はりょうけん座にある渦巻銀河である。.
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M3 (天体)
M3 (NGC5272) はりょうけん座にある球状星団である。 1764年5月3日にシャルル・メシエによって発見された。メシエは口径12cmの望遠鏡で観察し「星がない星雲で中心部がよく輝く。周辺は次第に薄れ、まるい」と記録している。ウィリアム・ハーシェルは「径5'～6'のきれいな星団」とした。ジョン・ハーシェルは「11～12等級の星が直線上に連なり。不規則な突起を見る」とした。ウィリアム・ヘンリー・スミスは「よく輝く。1000個を下らぬ星塊。中心部ほどすばらしい輝き。星が非常に密集して外にまばらに伸びている東南部を除いてあらゆる方向に枝を出していて、正しく"くらげ"のようだ」とした。ロス卿は「中心からあらゆる方向に突起がでて、中心部には暗い穴が数個ある」とした。 大きく明るい球状星団の一つで、およそ500,000の星からなる。地球からの距離は約33900光年。見かけの等級は6.2だが肉眼では5.8等であるとする人もおり、ぎりぎり最良の観測地では肉眼で見えるとする人もいる。ただその際、隣の6等級の恒星との分離が難しい。 変光星が多い星団で現在200個以上の変光星が発見されている。そのほとんどがこと座RR型変光星である。M22と同様に、星の光度がほとんど平均している。毎秒150kmの速さで地球に近づいている。 望遠鏡での観測では低倍率で注意深く観測すれば中心部が桃色に、その外側は緑色が見えるとする人がいるが、これは論議になっている。周辺の星は口径8cm程度の望遠鏡に高倍率をかけると見え始める。口径5cmの双眼鏡で見えたという人もいる。マラスは口径10cmの望遠鏡で見て「壮観。ひどく密集。中心は明るく2個の光点をみる。まるい光輪にとり囲まれ、外側は次第にうすれている。数個の外側の星が見え、中央のザラザラした感じは大口径で見える星であろう」とした。径15cmで全体の2/3が星に分けられ、口径20cmで中心に光った核が見え始める。さらに、口径25cmで中心部以外のほとんどの星が分離できる。口径40cm程度で中心部まで分離できる。.
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M63 (天体)
M63 (NGC 5055) はりょうけん座にある渦巻銀河。ひまわり銀河という通称で知られる。.
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M94 (天体)
M94（NGC 4736）はりょうけん座にある渦巻銀河である。.
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恒星社厚生閣
株式会社恒星社厚生閣（こうせいしゃこうせいかく）は、日本の出版社。主に学術書を刊行している。.
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渦巻銀河
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した渦巻銀河M51の中心部。渦状腕に沿ってHII領域やダーク・レーンが存在している。 渦巻構造を作る密度波 渦巻銀河（うずまきぎんが、spiral galaxy）は銀河のハッブル分類における種類の一つ。.
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激変星
赤い恒星（左）のガスが白色矮星に流れ込み降着円盤を形成している様子（想像図） 激変星（げきへんせい）(cataclysmic variable)は、変光星の大きな分類の一つ。激変変光星、激変型変光星ともいう。 短期間（長くて数日）に極度に増光し、その後緩やかに減光する。それを1度きり起こすか、不規則な周期で繰り返す。 超新星以外は白色矮星を含む近接連星系であり、Ia型超新星も中性子星を含む近接連星系である。多くの場合、降着円盤が変光に関わっている。.
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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.
1533年
記載なし。
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1687年
記載なし。
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