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78 関係: Arp 220、Arp 272、Arp 273、おたまじゃくし銀河、しし座の三つ子銀河、天体カタログ、天文学者、子持ち銀河、宇宙ジェット、不規則銀河、マウス銀河、ハッブル宇宙望遠鏡、メシエカタログ、レンズ状銀河、ニュージェネラルカタログ、ホルトン・アープ、アマチュア天文学、アンドロメダ銀河、インデックスカタログ、ウプサラ銀河カタログ、カリフォルニア工科大学、ケンタウルス座A、コープランドの七つ子、シンクロトロン、ステファンの五つ子銀河、スターバースト、セイファート銀河、矮小銀河、矮小楕円銀河、積分記号、等級 (天文)、環状銀河、特異銀河、相互作用銀河、銀河、銀河バルジ、銀河団、青色コンパクト矮小銀河、触角銀河、高光度赤外線銀河、超大質量ブラックホール、重力相互作用、重力波、電波銀河、M101 (天体)、M32 (天体)、M49 (天体)、M60 (天体)、M65 (天体)、M66 (天体)、...、M77 (天体)、M82 (天体)、M87 (天体)、M90 (天体)、NGC 1097、NGC 1232、NGC 14、NGC 145、NGC 2608、NGC 2857、NGC 3310、NGC 3808、NGC 4027、NGC 4618、NGC 4625、NGC 4631、NGC 474、NGC 5195、NGC 520、NGC 6621、NGC 6946、NGC 7320、NGC 772、NGC 7752、楕円銀河、活動銀河、渦巻銀河、星形成。 インデックスを展開 (28 もっと) »
Arp 220
Arp 220はへび座の方角2億5000万光年の距離にある銀河。2つの銀河が融合し衝突している姿である。ホルトン・アープのアープ・アトラスに収録された220番目の天体である。.
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Arp 272
ハッブル望遠鏡によるArp 272 Arp 272は、2つの渦巻銀河NGC 6050とIC 1179からなる衝突銀河である。ヘルクレス座の方角に約4億5000万光年離れた位置に存在する。グレートウォールを構成するヘルクレス座銀河団の一部である。 Arp 272を構成する2つの銀河は、渦状腕を通して物理的に接触している。.
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Arp 273
Arp 273（UGC 1810）は、アンドロメダ座の相互作用銀河。.
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おたまじゃくし銀河
おたまじゃくし銀河(Tadpole Galaxy)は、りゅう座の方角に約4億光年離れた位置にある、破壊されつつある棒渦巻銀河である。最も顕著な特徴は、約28万光年の長さの、質量が大きく明るい青い星団からなる長い尾を持つことである。 小さな銀河が、おたまじゃくし銀河の前を、地球から見て左から右に横切り、相互に重力を及ぼしあって形成されたと考えられている。このすれ違いの間、潮汐力により、銀河の恒星、ガス、塵が引き延ばされ、はっきりとした尾が形成された。横切った銀河自体は、おたまじゃくし銀河の30万光年後ろに位置していると考えられており、左上に腕の一部が見える。おたまじゃくし銀河は、年を経ると尾を失い、尾を形成する星団は、大きな渦巻銀河の伴銀河を形成すると考えられている。.
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しし座の三つ子銀河
しし座の三つ子銀河(Leo Triplett)またはM66銀河群(M66 Group)は、しし座の方角に約3500万光年離れた位置にある小さな銀河群である。この銀河群は、M65、M66、NGC 3628の3つの渦巻銀河から構成されている。.
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天体カタログ
天体カタログ（てんたいカタログ、astronomical catalog）とは、ある一定の種類や形態、起源、検出法、発見法に従ってまとめられた天体のリストまたは表である。単にカタログと呼ぶ場合もある。恒星のカタログは特に星表と呼ばれる。通常、天体カタログは掃天観測の成果物として発表されることが多い。 天体カタログに登録された個々の天体はそれらを識別する符号（大抵はカタログの略称+番号）で呼ばれ、カタログの各項目には最低限、その天体の座標が記載されている。これに加えて、天体の明るさや色、視直径、運動に関する情報など、天体の種類に応じた情報が記載される場合もある。.
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天文学者
リレオ・ガリレイはしばしば近代天文学の父と呼ばれる。 天文学者（てんもんがくしゃ）とは、惑星、恒星、銀河等の天体を研究する科学者である。 歴史的に、astronomy では天空で起きる現象の分類や記述に重点を置き、astroplane ではこれらの現象の説明やそれらの間の差異を物理法則を使って説明することを試みてきた。今日では、2つの差はほとんどなくなっている。プロの天文学者は高い教育を受け、通常物理学か天文学の博士号を持っており、研究所や大学に雇用されている。多くの時間を研究に費やすが、教育、施設の建設、天文台の運営の補助等にも携わっている。アメリカ合衆国のプロの天文学者の数は少なく、北米最大の天文学者の組織であるアメリカ天文学会には7,700人が所属している。天文学者の数の中には、物理学、地学、工学等の別の分野出身で天文学に関心を持ち、深く関わっているの者も含まれている。国際天文学連合には、博士課程以上の学生を含めて89カ国から9259人が所属している。 世界中のプロの天文学者の数は小さな町の人口にも満たないが、アマチュア天文学者のコミュニティは数多くある。多くの市に、定期的に会合を開催しているアマチュア天文学者のクラブがある。太平洋天文協会は、70カ国以上からプロやアマチュアの天文学者、教育者が参加する世界最大の組織である。他の趣味と同様に、自身をアマチュア天文学者だと考える多くの人々は、月に数時間を天体観測や最新の研究成果を読むことに費やす。しかし、アマチュアは、いわゆる「アームチェア天文学者」と呼ばれる人々から、自身の天体望遠鏡を所持して野望を持ち、新しい発見をしたりプロの天文学者の研究を助けたりする者まで、幅広く存在する。.
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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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宇宙ジェット
ブラックホールからの宇宙ジェット（M87銀河） 宇宙ジェット（うちゅうジェット、Relativistic jet）とは、重力天体を中心として細く絞られたプラズマガスなどが一方向又は双方向に噴出する現象をいう。 重力天体周辺の激しい天体活動がジェットを高速に加速すると考えられる。 宇宙ジェットの中心となる重力天体には、原始星、コンパクト星、大質量ブラックホールなどの場合がある。 また、この現象は、ブラックホール近傍で特徴的に見られるため、ブラックホールが存在する証拠としてしばしば用いられる。写真(1) それに比べ、原始星の形成期に見られる宇宙ジェットは比較的小規模である。.
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不規則銀河
不規則銀河（ふきそくぎんが、irregular galaxy）とは、銀河の中で、明確な構造が見られず、ハッブル分類によるところの渦巻銀河、楕円銀河、レンズ状銀河に分類できないものをいう。 不規則銀河は渦巻銀河のような渦状腕もなく、楕円銀河に特徴的な楕円体状の形態も持たない。渦巻銀河の S 、楕円銀河の E に対して、Irr という記号で表される。 不規則銀河はガスや塵を非常に多く含み、HII領域が数多く存在するなど、星形成が活発に行われている場合が多い。 不規則銀河には以下のような2つのタイプが存在する。.
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マウス銀河
マウス銀河(Mice Galaxies)は、かみのけ座の方角にある2つの渦巻銀河である。約2億9000万光年離れており、現在、衝突と融合の過程にある。その名前は、銀河潮汐力によって形成された長い尾に由来する。かみのけ座銀河団に属し、将来的には融合すると考えられている。 この銀河の色は特徴的である。上にある銀河（NGC4676A、写真では右側）の核はいくらか暗く、青白い渦状腕の残骸に囲まれている。尾は、通常の渦巻銀河の渦状腕が黄色で始まって青色で終わっているのに対して、青色で始まって黄色で終わっている。下にある銀河（NGC4676B、写真では左側）は通常の色に近く、黄色の核を持ち、渦状腕の残骸である2つの青色の弧を持つ。 この銀河は、2002年にハッブル宇宙望遠鏡で撮影された。.
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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。.
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メシエカタログ
M32/M110のスケッチ メシエカタログ（）は、フランスの天文学者シャルル・メシエが作成した星雲・星団・銀河のカタログである。.
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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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ニュージェネラルカタログ
ニュージェネラルカタログ（New General Catalogue ）は、ジェネラルカタログにジョン・ドレイヤーが追補して1888年に発表したもので、全部で7,840個の星雲、星団や銀河などの天体が載っている天体カタログである。略してNGCと呼ばれることが多い。 新一般カタログ、New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars（星雲と星団の新一般カタログ）とも呼ばれる。 番号は1860年の分点に基づいた天体の赤経の小さい順に付けられている。なお、ドレイヤーがNGCを補遺するために作ったカタログがインデックスカタログ(IC)である。 現在用いられているものは1973年にパロマー写真星図と照合して誤りや曖昧さを正したものでRevised NGC(RNGC)と呼ばれる。こちらは収載されている天体の座標を1975年の分点に基づいたものに変換している。またNGCで示された座標付近に複数の天体が存在した場合、NGC番号の後ろにA、B、…の記号を付して曖昧さを避けるようにしている。さらに現在はICに収載された天体も合わせ、座標を2000年の分点に変換してその赤経順に並べなおしたNGC 2000.0というカタログも発行されている。.
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ホルトン・アープ
ホルトン・クリスチャン・アープ（Halton Christian Arp、1927年3月21日 - 2013年12月28日）はアメリカ合衆国の天文学者。 ニューヨークに生まれた。ハーバード大学を卒業した後カリフォルニア工科大学で博士号を得た。1953年にワシントン・カーネギー協会の研究員になり、1955年にインディアナ大学ブルーミントン校の研究助手となり、1957年からパロマー天文台に29年間勤めた。1983年からドイツのマックス・プランク研究所に加わった。.
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アマチュア天文学
アマチュア天文家達がペルセウス座流星群を観測する様子 アマチュア天文学（アマチュアてんもんがく）とは、天体を観測し、理解を深めることを楽しむ趣味である。 アマチュア天文家達は、一般的に、夜、天体イベントを見るが、日食のように日中行われるイベントもある。観測機材は望遠鏡、双眼鏡等で冷却CCDカメラを使用する者もいる。彗星や小惑星、超新星の発見、流星、掩蔽の観測等、プロの天文学者に劣らない学術的貢献をしている者も少なくない。 一般的なアマチュア天文家達は、本職の天文学者とは異なり、支援や収入を得ない。.
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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。.
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インデックスカタログ
インデックスカタログ（Index Catalogue 、IC）は、ジョン・ドレイヤー『全天星雲星団ガイドブック』pp.23-25「星表について」。によってニュージェネラルカタログ(NGC)を補遺するため作られた星団や星雲、銀河を収載した2つの天体カタログのことである。ICの略称で呼ばれることが多い。 1894年にまず1,529個の天体を収載した星表が発表され、さらに1908年に3,857個の天体を追加した星表が発表された。天体はNGCと同じく、それぞれICと2IC中で独立に1860年の分点に基づいて赤経順に収載されている。特に区別する必要がある場合には前者をインデックスカタログ(IC)、後者をセカンドインデックスカタログ(2IC)とするが、通常は両方とも区別せずインデックスカタログ(IC)と表記する。 2ICが編纂された時代には天体写真による観測が普及しはじめたため、2ICでは等級の低い銀河の収載が多くなっている。また1900年の分点に基づいた赤道座標も併記されている。 1988年に作られたNGC 2000.0カタログにはIC、2IC収載天体も合わせて2000年分点に座標を変換して収載されている。.
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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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カリフォルニア工科大学
リフォルニア工科大学（英語: California Institute of Technology）は、米国カリフォルニア州に本部を置く私立工科大学である。1891年に設置された。Caltech（カルテック、カルテク、キャルテク）の略称でも親しまれる。 カリフォルニア大学、カリフォルニア州立大学、南カリフォルニア大学とは別組織である。 全米屈指のエリート名門校の1つとされ, アメリカではマサチューセッツ工科大学（MIT）と並び称される工学及び科学研究の専門大学である。2011年10月の英国高等教育専門誌「Times Higher Education」においてはハーバード大学を抜き、世界第1位の高等教育機関として位置付けられた。以後、2015年まで、5年連続で同誌のランキングで第１位に選ばれている。 QS World University Rankingsの2018年度向け世界ランキングでは4位、前後には3位にハーバード大学が、5位にケンブリッジ大学が名を連ねる。 学部生896人、大学院生1275人。(ノーベル賞受賞者は37名) 校訓は"The truth shall make you free"。量子電磁力学の発展に寄与し、初等物理学の教科書やエッセイでも有名なリチャード・P・ファインマンや、クォーク仮説のマレー・ゲルマン、トランジスタの発明者の一人であるウィリアム・ショックレー等が教壇に立っていたこともある。NASAの技術開発に携わるジェット推進研究所 (JPL) があることでも有名。.
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ケンタウルス座A
ンタウルス座A（NGC 5128、Caldwell 77）は、ケンタウルス座に位置する電波銀河である。 ジョン・ボルトンらによって、ケンタウルス座Aとして知られていた電波源がNGC5128と一致していることが確認された。 2つの銀河が衝突している現場であり、また太陽が放出している光エネルギーの5,000万倍の電波エネルギーを放出している強い電波源であることが知られている。 これまでの観測では、銀河の衝突によりスターバーストが起きていることや巨大な宇宙ジェットが観測されていることなどから、中心に太陽の1千万倍の質量を持つ超大質量ブラックホールがあると考えられている。 口径8cmの望遠鏡では丸い形に中央東側から黒い切れ込みが入っているように見える。.
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コープランドの七つ子
ープランドの七つ子（コープランドのななつご、Copeland's Septet ）とは、しし座にある7つの銀河。しし座の尾の部分にある2等星デネボラの付近に、14等級から15等級の銀河が7つ集まり、銀河群を構成している 2011年1月15日閲覧。。 1874年にイギリスの天文学者ラルフ・コープランドが発見したことから、この名がある。13.6等から15.2等までの銀河が集まった銀河群であり、銀河群のカタログであるヒクソン・コンパクト・グループでは57番とされている 2011年1月15日閲覧。。 NGCカタログの番号をつけられている銀河はNGC3745、3746、3748、3750、3751、3753、3754の7つの銀河だが、ヒクソン・コンパクト・グループのカタログではこれに16.8等の銀河PGC36010が加わる 2011年1月15日閲覧。。この8つの銀河が、約70万光年内に集まって銀河群を作っている 2011年1月15日閲覧。。 この銀河群の地球からの距離は、約4億8000万光年と推定されている 2011年1月15日閲覧。 2011年1月15日閲覧。。 なお、2002年にはNGC3746（HICK57B）内に超新星2002ar（16.5等）が発見されている 2011年1月15日閲覧。。.
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シンクロトロン
ンクロトロンとは、円形加速器の一種。粒子の加速にあわせて、磁場と加速電場の周波数をコントロールする事によって、加速粒子の軌道半径を一定に保ちながら加速をおこなう。.
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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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スターバースト
NASAによる画像） スターバースト(Starburst)とは、銀河どうしの衝突などで星のもととなる星間ガスが短期間に大量にできることで、一度に大量の星が形成される現象。銀河の中心に存在する巨大ブラックホールもこのスターバースト現象によってできるという説もあり、スターバーストの研究は銀河の構造を知る手がかりともなる。.
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セイファート銀河
イファート銀河（セイファートぎんが、Seyfert galaxy）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。.
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矮小銀河
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したいて座矮小銀河 矮小銀河（わいしょうぎんが、dwarf galaxy）は数十億個以下の恒星からなる小さな銀河である。我々の銀河系には2000億～4000億個の星が含まれているが、矮小銀河の規模はこの約1/100以下であり、特に小規模な矮小楕円銀河は球状星団と区別できないほどである。銀河系の伴銀河の一つである大マゼラン雲には300億個以上の星があるが、矮小銀河に分類される場合もある。 我々の銀河系が属する局部銀河群にはたくさんの矮小銀河が存在する。これらの小さな銀河は、銀河系やアンドロメダ銀河 (M31)、さんかく座銀河 (M33) など、より大きな銀河の周りを周回していることが多い。銀河系の周囲には12個の矮小銀河が周回していることが知られている。星の数が少なく絶対等級も暗いため、局部銀河群に属するもの以外はわずかしか知られていないが、宇宙全体にわたって多数存在し、多くは大型の銀河の周囲を回っているものと考えられる。 矮小銀河の大部分は星間物質をほとんど持っておらず、主として種族IIの星で構成されている。矮小銀河は質量が小さく重力も弱いため、誕生の際に起こったスターバーストにより星間物質が加熱されて銀河外へ拡散してしまったためと推測される。 矮小楕円銀河(dE)、矮小不規則銀河(dwarf irregular galaxy, dIrr)、青色コンパクト銀河(BCD)に大別される。この3タイプ以外では、矮小楕円体銀河(dSph)や矮小S0銀河(dS0)がある。.
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矮小楕円銀河
小楕円銀河（dwarf elliptical galaxy、dE）は、他よりも小さな楕円銀河である。dEに分類され、銀河や星団としては極めて一般的なものであり、常に他の銀河に伴っている。.
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積分記号
積分記号（せきぶんきごう、Integral symbol）は積分を表す演算子である。Sを縦方向に長くした記号が使用される。.
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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。.
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環状銀河
銀河であるHoag's Object。背景には、別の赤色の環状銀河も見える。 環状銀河(Ring galaxy)は、環状に見える銀河である。1950年にアート・ホーグが発見したHoag's Objectは環状銀河の代表的な例である。環には、質量が大きく比較的若い青色の恒星が多く、非常に明るい。中心部には比較的明るい恒星は少ない。環状銀河は、小さな銀河が大きな銀河の中心付近を通過する時に生成されると考える天文学者もいる。ほとんどの銀河は、何も無い空間から成り立っているため、このような「衝突」では、滅多に実際の恒星同士の衝突が起こることはない。しかし、このような出来事による重力分裂は、星形成の波を大きな銀河の中で伝播させる。また、ある銀河の周りに外部からの降着が起こり、その後、降着物質の衝撃と圧縮のため、降着物質の中で星形成が始まってこのような銀河が形成されると考える天文学者もいる。.
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特異銀河
特異銀河 (peculiar galaxy) は、大きさ、形、組成等が通常とは異なる銀河である。特異銀河は、銀河同士の相互作用（相互作用銀河）の結果として生じ、典型的な銀河と比べてガスや塵の量、表面輝度等が異なったり、核からの宇宙ジェット等の構造を持つことがある。形は、他の銀河と接近した時に作用する強い重力の影響で、かなり不規則になることがある。いくつかの天体カタログでは、特異銀河は、"p"または"pec"という符号で表わされる。 特異銀河はホルトン・アープによって、アープ・アトラスにマッピングされた。アープは、「このアトラスに収められた銀河の特異性は、摂動、変形、相互作用等が表われたもので、遠すぎて直接実験できない銀河の真の姿を分析することを可能にする」と述べた。.
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相互作用銀河
互作用銀河（そうごさようぎんが）(interacting galaxy)は、複数の銀河がお互いに影響しあっているように見える系のこと。小規模なものでは、渦巻銀河の渦状腕（かじょうわん）の乱れとして、大規模なものでは、銀河の衝突がある。いずれもお互いの銀河の重力による相互作用の結果観察される銀河の姿である。.
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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。.
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銀河バルジ
銀河バルジ（ぎんがバルジ、）は、渦巻銀河や棒渦巻銀河の中心部に存在するふくらみ。「バルジ」は「膨らみ」という意味。単にバルジとも。 これらの銀河は横から見ると凸レンズ状をしており、中央に球形のふくらみが存在し、周りのディスクと比べて若干盛り上がっている。これをバルジと呼ぶ。バルジには年老いた恒星が数多く集まっていると考えられている。また、銀河の中心部には超大質量ブラックホールがあると推定され、その重力により星が集まっているのだと考えられている。 なお、銀河系のバルジは、直径1万5000光年ほどといわれている。.
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銀河団
銀河団（ぎんがだん、cluster of galaxies、galaxy cluster）は、多数の銀河が互いの重力の影響によって形成された銀河の集団であり、銀河の数は数百から1万におよぶ。規模の小さいものは銀河群と呼称される。.
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青色コンパクト矮小銀河
青色コンパクト矮小銀河（せいしょくコンパクトわいしょうぎんがIan Ridpath 編 『オックスフォード天文学事辞典』 岡村定矩 監訳、朝倉書店、2003年、222頁。）または（あおいろ -, blue compact dwarf galaxy, BCD）は、若く高温で大質量の恒星からなる大きな集団を形成しているが、全体としては小規模な銀河であるDavid Darling,, Accessed on line November 15, 2010.
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触角銀河
触角銀河 （しょっかくぎんが、Antennae Galaxies 、NGC 4038/NGC 4039、Caldwell 60/61）は、からす座にある銀河の対である。NGC4038及びNGC4039という二つの銀河が衝突しており、互いに潮汐力を及ぼし合うことで2本の長い腕状の構造が伸びているのが特徴である。日本語ではアンテナ銀河、リングテール銀河とも呼ばれる。この二つの銀河は共に1785年にウィリアム・ハーシェルによって発見された。.
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高光度赤外線銀河
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超大質量ブラックホール
超大質量ブラックホール（ちょうだいしつりょうブラックホール、Supermassive black hole）は、太陽の105倍から1010倍程度の質量を持つブラックホールのことである。全てではないが、銀河系（天の川銀河）を含む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。 超大質量ブラックホールには、比較的質量の小さいものと比べて際立った特徴がある。.
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重力相互作用
重力相互作用（じゅうりょくそうごさよう、gravitational interaction）とは、自然界に存在する4つの基本相互作用のうち、重力による相互作用を指し、力の強さは距離の2乗に反比例する。.
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重力波
重力波（じゅうりょくは） 次の2つの現象は異なるものだが、日本語ではどちらも重力波と呼ばれる。.
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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。.
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M101 (天体)
M101 (NGC 5457) はおおぐま座にある渦巻銀河。その姿から回転花火銀河とも呼ばれる。.
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M32 (天体)
M32 (NGC 221) は、アンドロメダ座にある楕円銀河。アンドロメダ銀河 (M31) の伴銀河であり、局部銀河群に属する。.
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M49 (天体)
M49 (NGC 4472) はおとめ座にあるかなりつぶれた楕円銀河である。.
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M60 (天体)
M60（NGC4649）はおとめ座の楕円銀河である。.
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M65 (天体)
M65（NGC 3623）は、しし座にある渦巻銀河である。.
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M66 (天体)
M66（NGC 3627）は、しし座にある棒渦巻銀河である。.
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M77 (天体)
M77 (NGC 1068) はくじら座にある渦巻銀河である。.
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M82 (天体)
M82 (NGC 3034) は、おおぐま座にある銀河。距離は1200万光年。.
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M87 (天体)
M 87（NGC 4486、おとめ座A）は、おとめ座にある楕円銀河である。.
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M90 (天体)
M90（NGC 4569）はおとめ座にある渦巻銀河である。おとめ座銀河団に属している。.
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NGC 1097
NGC 1097（Caldwell 67）は、ろ座の方角に約4500万光年離れた位置にある棒渦巻銀河である。1790年10月9日にウィリアム・ハーシェルが発見した。この銀河では、3つの超新星爆発（SN 1992bd、SN 1999eu、SN 2003B）が観測された。 NGC 1097はセイファート銀河であり、詳細な写真観測により、4本の幅の狭い宇宙ジェットが核から放射されていることが明らかとなった。これらは、（現在の弱い）活動銀河核の兆候と解釈されている。さらに、最も明るい電波からX線域のスペクトルエネルギーの分布の分析により、シンクロトロン放射や熱放射の可能性を除外し、この光学ジェットは実は恒星でできていることを明らかにした。超大型干渉電波望遠鏡群を用いてもジェットの中から水素原子は検出できず、多くのシミュレーションから、このジェットは矮小銀河を飲み込んだ残骸であるという現在の解釈が導かれた。 ほとんどの大質量銀河と同様に、NGC 1097は中心に超大質量ブラックホールを持つ。中心のブラックホールの周りには、ガスや塵が渦巻状に繋がる環状の星形成領域がある。 NGC 1097は、2つの伴銀河を持ち、大きい方が矮小楕円銀河NGC 1097Aである。これは特異な楕円銀河で、NGC 1097の中心から4万2000光年の距離を公転する。太陽質量の5×106倍の矮小銀河NGC 1097Bは外側に位置し、HI放出によって発見され、矮小不規則銀河と考えられているが、それ以外はほとんど分かっていない。.
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NGC 1232
NGC 1232は、エリダヌス座の方角に約6000万光年離れた位置にある中間渦巻銀河である。 数百万個の明るい恒星と暗い塵で閉められ、渦状腕が銀河の中心を回っている。明るい青色星を含む散開星団が渦状腕に沿って散在し、その間には濃い恒星間塵の暗い帯がある。暗い通常の恒星や星間ガスはあまり見えないが、その重力で銀河内部の運動を支配している。銀河外部の運動を説明するためには、ダークマターと呼ばれる未知の物質の存在が必要である。 NGC 1232とその伴銀河は、NGC 1300とともにエリダヌス座銀河団の一部を構成している。.
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NGC 14
NGC 14は、ペガスス座の方角にある不規則銀河である。.
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NGC 145
NGC 145またはArp 19は、くじら座の不規則銀河である。3本の渦状腕を持つことで最も知られている。.
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NGC 2608
NGC 2608は、かに座の方角に9300万光年の距離にある棒渦巻銀河である。幅62,000光年と銀河系の約60%である。SB(s)bに分類されるグランドデザイン渦巻銀河と考えられており、中央の明るい棒の周りで腕は適度に巻いている。この銀河は、ホルトン・アープにより、1966年の『アープ・アトラス』で「分裂した腕を持つ銀河」に分類され、「核は二重または対生の恒星」と記された 。NGC 2608は、現在は相互作用銀河であると考えられている.
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NGC 2857
NGC 2857は、おおぐま座の銀河。.
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NGC 3310
NGC 3310は、おおぐま座の方角あるグランドデザイン渦巻銀河である。スターバースト銀河であり、約1億年前に伴銀河の1つと衝突したことで広範な星形成が始まったと考えられている。地球から約4600万光年離れていると考えられ、幅は約2万2000光年である。 NGC 3310の環では、少なくとも4000万年間、スターバーストが続いている。.
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NGC 3808
NGC 3808は、しし座の銀河。.
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NGC 4027
NGC 4027は、からす座の方角に約8300万光年の位置にある棒渦巻銀河である。渦状腕の1本が他よりもかなり大きいため、特異銀河でもある。これは恐らく過去にNGC 4027の中で起きた銀河の衝突のためである。.
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NGC 4618
NGC 4618は、りょうけん座の方角にある歪んだ矮小銀河である。この銀河は、かつては渦巻銀河と構造が似るSm銀河として分類されていた。この銀河は、マゼラン雲と似ていることから、マゼラン渦巻銀河と呼ばれることもある。.
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NGC 4625
NGC 4625は、りょうけん座の方角にある歪んだ矮小銀河である。この銀河は、かつては渦巻銀河と構造が似るSm銀河として分類されていた。この銀河は、マゼラン雲と似ていることから、マゼラン渦巻銀河と呼ばれることもある。.
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NGC 4631
NGC 4631（Caldwell 32）は、りょうけん座にある真横を向いた棒渦巻銀河である。この銀河の若干歪んだくさび状の形により、ニシンやクジラの形に見える。近隣にあり地球に対して真横を向いていることから、銀河面の外側でガスや恒星がどのように分布しているのかを観察するのに適している。.
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NGC 474
NGC 474は、うお座の方角に約1億光年離れた位置にある楕円銀河である。大きな銀河で、潮汐尾を持っていることが知られているが、その起源は分かっていない。.
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NGC 5195
ハッブル宇宙望遠鏡から見たNGC 5194とNGC 5195 NGC 5195もしくはM51bは、子持ち銀河（NGC 5194、M51a）に付随する矮小銀河である。これらの銀河はりょうけん座の方向へ地球から約2500万光年離れている。この銀河は、天文学で最も有名な伴銀河である。.
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NGC 520
NGC 520は、衝突した一対の銀河である。うお座の方角に約9000万光年離れた位置にある。H II核を持つ。.
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NGC 6621
NGC 6621は、りゅう座の銀河。.
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NGC 6946
NGC 6946（Arp 29、Caldwell 12）は、ケフェウス座及びはくちょう座の方角に2250万光年離れた位置にある中間渦巻銀河である。花火銀河という名前でも知られる。 1798年9月9日にウィリアム・ハーシェルが発見した。NGC 6946は銀河面に近いため、銀河系内部の星間物質によってかなり覆い隠されている。9つの超新星（SN 1917A、SN 1939C、SN 1948B、SN 1968D、SN 1969P、SN 1980K、SN 2002hh、SN 2004et、SN 2008S）が観測されている。 2003年にウェスターボーク合成電波望遠鏡で0.17-0.18 m及び0.21-0.23 mの範囲の分極データが観測された。.
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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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NGC 772
NGC 772は、おひつじ座の方角に約1億3000万光年離れた位置にある非棒状渦巻銀河である。.
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NGC 7752
NGC 7752は、ペガスス座の銀河。.
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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。.
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活動銀河
活動銀河（かつどうぎんが、active galaxy）は、星、星間塵、星間ガスといった通常の銀河の構成要素とは別の部分からエネルギーの大半が放出されている特殊な銀河。このエネルギーは、活動銀河の種類によって若干異なるが、電波、赤外線、紫外線、X線、γ線など、電磁波のほぼ全ての波長域で放出されている。このエネルギーの大半を、銀河の中心1%程度のコンパクトな領域から放出しており、この部分を活動銀河核 （active galactic nucleus） と呼ぶ。 活動銀河 M87（画面左上の黄色の天体）から5000光年の長さにわたるジェットが放出されている様子。光速近くまで加速された電子が青白い光を放ちながら放出されている。.
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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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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。.
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