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179 関係: Amazon Kindle、加速度、力 (物理学)、基本相互作用、原子、原子時計、偏微分方程式、古典物理学、古典論、双曲型偏微分方程式、場の量子論、多様体、天体物理学、天文学、天文現象、太陽、媒介変数、宇宙のインフレーション、宇宙定数、宇宙マイクロ波背景放射、宇宙論、中村誠太郎、中性子、中性子星、万物の理論、万有引力、万有引力定数、一般共変性原理、一般相対性原理、広重徹、仮説、位相幾何学、微分幾何学、微分方程式、微視的、ミンコフスキー、ミンコフスキー空間、マルセル・グロスマン、ノーベル物理学賞、マクスウェルの方程式、チャンドラセカール限界、ハワード・ロバートソン、ポスト・ニュートン展開、ユークリッド空間、ラッセル・ハルス、ライプツィヒ、ライスナー・ノルドシュトロム解、リーマン多様体、リーマン幾何学、リーマン曲率テンソル、...、リッチテンソル、レフ・ランダウ、ロバート・オッペンハイマー、ロバート・H・ディッケ、ロイ・カー、ロジャー・ペンローズ、ワームホール、ブラックホール、プランク定数、パルサー、ビッグバン、テイラー展開、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量、フェルミ縮退、ド・ジッター宇宙、ドイツ語、ホーキング放射、分子、アナーレン・デア・フィジーク、アルベルト・アインシュタイン、アレクサンドル・フリードマン、アーサー・ウォーカー、アーサー・エディントン、アインシュタインの定数、アインシュタインの縮約記法、アインシュタインテンソル、アインシュタイン方程式、アイザック・ニュートン、ウィレム・ド・ジッター、エネルギー・運動量テンソル、エフゲニー・リフシッツ、エドウィン・ハッブル、カーナビゲーション、カール・シュヴァルツシルト、カー・ブラックホール、カー・ニューマン解、カー解、キロメートル、クリストッフェル記号、クルト・ゲーデル、クーロンの法則、クォーク、グローバル・ポジショニング・システム、ゲーデル解、シュワルツシルト・ブラックホール、シュワルツシルト解、ジョン・ホイーラー、ジョージ・ガモフ、ジョゼフ・テイラー、スブラマニアン・チャンドラセカール、スティーヴン・ホーキング、スカラー曲率、サニャック効果、ゆがみ、共変微分、光、光速、固有時、理論物理学教程、等価原理、米国物理学協会、粒子、素粒子物理学、線型近似、繰り込み、点 (数学)、物理学、特異点、特異点定理、特殊相対性理論、相対性理論、白色矮星、荷電粒子、計量テンソル、谷川安孝、質量、超弦理論、軌道速度、近点・遠点、近点移動、赤方偏移、重力、重力場、重力子、重力崩壊、重力レンズ、重力相互作用、重力波 (相対論)、量子力学、量子化学、量子論、量子重力理論、電子、電磁気学、電磁波、電荷、GPS衛星、LIGO、M理論、Portable Document Format、PPN形式、PSR B1913+16、WMAP、接ベクトル空間、恒藤敏彦、恒星、核融合反応、楕円型偏微分方程式、水星、江沢洋、測地線、湯川秀樹、方程式、日食、摂動、擬リーマン多様体、放射、数学、曲率、時空、時空連続体、時間、時間の遅れ、時速、1905年、1915年、1916年、1919年5月29日の日食、2016年。 インデックスを展開 (129 もっと) »
Amazon Kindle
Amazon Kindle（アマゾン・キンドル）は、Amazon.comが製造・販売する電子ブックリーダー端末、同ソフトウェアおよび電子書籍関連サービスである。専用端末やパソコン、スマートフォン、タブレットなどで電子書籍を読める。2007年11月19日にアメリカ合衆国で第1世代が発売された。.
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加速度
加速度（かそくど、acceleration）は、単位時間当たりの速度の変化率。速度がベクトルなので、加速度も同様にベクトルとなる。加速度はベクトルとして平行四辺形の法則で合成や分解ができるのは力や速度の場合と同様であるが、法線加速度、接線加速度に分解されることが多い。法線加速度は向きを変え、接線加速度は速さを変える。 速度を v とすれば、加速度 a は速度の時間 t についての微分であり, と定義される。 平面運動を極座標(r,θ)で表した場合、動径方向・角方向成分はそれぞれ となる。 一般に「減速度（げんそくど）」と言われるのは、負（進行方向と反対）の加速度の事である。また、進行方向を変える（曲がる）のは、進行方向とは異なる方向への加速度を受けるという事である。 遠心力による加速度を遠心加速度という。 物体に加速度がかかることと、力が加わることとは等価である。（運動の第2法則） ちなみに、加速度の単位時間当たりの変化率は、加加速度あるいは躍度とよばれる。.
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力 (物理学)
物理学における力（ちから、force）とは、物体の状態を変化させる原因となる作用であり、その作用の大きさを表す物理量である。特に質点の動力学においては、質点の運動状態を変化させる状態量のことをいう。広がりを持つ物体の場合は、運動状態とともにその形状を変化させる。 本項ではまず、古代の自然哲学における力の扱いから始め近世に確立された「ニュートン力学」や、古典物理学における力学、すなわち古典力学の発展といった歴史について述べる。 次に歴史から離れ、現在の一般的視点から古典力学における力について説明し、その後に古典力学と対置される量子力学について少し触れる。 最後に、力の概念について時折なされてきた、「形而上的である」といったような批判などについて、その重要さもあり、項を改めて扱う。.
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基本相互作用
基本相互作用（きほんそうごさよう、Fundamental interaction）は、物理学で素粒子の間に相互にはたらく基本的な相互作用。 素粒子の相互作用、自然界の四つの力、相互作用とも。.
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原子
原子（げんし、άτομο、atom）という言葉には以下の3つの異なった意味がある。.
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原子時計
原子時計（げんしどけい、atomic clock）は、原子や分子のスペクトル線の高精度な周波数標準に基づき極めて正確な時間を刻む時計である。高精度のものは10-15（3000万年に1秒）程度、小型化された精度の低いものでも10-11（3000年に1秒）程度の誤差である。 原子時計に基づく時刻系を原子時と呼ぶ。現在のSI秒および国際原子時（International Atomic Time）は原子時計に基づく。.
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偏微分方程式
偏微分方程式（へんびぶんほうていしき、partial differential equation, PDE）は、未知関数の偏微分を含む微分方程式である。.
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古典物理学
古典物理学（こてんぶつりがく、Physics in the Classical Limit）とは、量子力学を含まない物理学。その多くは量子力学が発達する前の原理に基づいて体系だてられたものだが、量子力学と同時またはそれ以降に構築された特殊相対性理論、一般相対性理論も含まれる。現代物理学の対義語では必ずしもないので注意を要する。.
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古典論
物理学における古典論とは、物理学の理論・手法において量子力学を陽に扱わないもののことである。対義語は量子論。 現代物理学における基本理論の一つである量子力学は、ある対象に対して極めて高精度の結果を与える理論であり、物性物理学における問題のほとんどは原理的には量子力学によって完全に記述されると考えられる。量子力学的効果は、特に分子・原子レベルやより小さなスケールでは本質的な効果を持ち、量子力学を考慮しない場合は、例えば原子が安定に存在し得ない等、現実と大きく異なる結果となる。原子・分子レベルの現象の古典論的扱いと量子論的扱いによる結果の大きな差異は、量子論や自然の本質を理解する上で重要である。 なお、量子力学は数学的な取扱いが著しく困難であり、現実の複雑な系を量子力学を用いて描くことは不可能な場合がほとんどである。一方で量子力学的な効果は、原子レベルでは本質的な効果を持つが、マクロな系への効果は一般にわずかであり、実用的な理論・手法としては、量子力学的効果を無視したり、古典力学の範囲内で取扱い可能な形に埋め込んだりすることが行われる。このように量子力学を陽に扱うことを回避した理論・手法も古典論と呼ばれ、現代物理学における重要な部門の一つである。 古典論の体系の大半は、ニュートンから始まり量子力学にはいたらない期間に構築された非相対論的な古典力学であるが、量子力学と同時期あるいはそれ以降に構築され現代物理学の一角をなす相対性理論も、量子力学を考慮に入れない限りでは古典論に含まれる。このように物理学における「古典論」という言葉は、あくまで「量子論」の対義語であり、伝統的・現代的の対比で用いることは一般的ではない。.
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双曲型偏微分方程式
数学の分野における、n 階の双曲型偏微分方程式（そうきょくがたへんびぶんほうていしき、）とは、大まかには、n−1 階微分まで良設定な初期値問題を含む偏微分方程式のことを言う。より正確には、非特性的超曲面に沿った任意の初期データに対して局所的に解くことの出来るコーシー問題のことを言う。力学に現れる多くの方程式は双曲型であるため、その研究は本質的に重要かつ時代の要求に即したものとして、興味の注がれるものである。双曲型方程式の代表例として、波動方程式が挙げられる。空間が一次元の場合では、その方程式は として与えられる。この方程式には、もし u とその一階微分が（十分に滑らかな性質を備えた）初期直線 t.
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場の量子論
場の量子論（ばのりょうしろん、英：Quantum Field Theory）は、量子化された場（素粒子物理ではこれが素粒子そのものに対応する）の性質を扱う理論である。.
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多様体
多様体（たようたい、manifold, Mannigfaltigkeit）とは、局所的にはユークリッド空間と見なせるような図形や空間（位相空間）のことである。多様体上には好きなところに局所的に座標を描き込むことができる。.
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天体物理学
天体物理学（てんたいぶつりがく、英語：astrophysics）は、天文学及び宇宙物理学の一分野で、恒星・銀河・星間物質などの天体の物理的性質（光度・密度・温度・化学組成など）や天体間の相互作用などを研究対象とし、それらを物理学的手法を用いて研究する学問である。宇宙物理学とも。天文学の中でも19世紀以降に始まった比較的新しい分野で、天文学の近代部門の代表的な分野と目されている。 例として、宇宙論の研究は、理論天体物理学の中で最も規模の大きな対象を扱う学問であるが、逆に宇宙論（特にビッグバン理論）では、我々が知っている最も高いエネルギー領域を扱うがゆえに、宇宙を観測することがそのまま最も微小なスケールでの物理学の実験そのものにもなっている。 実際には、ほぼ全ての近代天文学の研究は、物理学の要素を多く含んでいる。多くの国の天文学系の大学院博士課程の名称は、「天文学 (Astronomy)」や「天体物理学 (Astrophysics)」などまちまちだが、これは専攻の学問内容よりもその研究室の歴史を反映しているに過ぎない。.
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天文学
星空を観察する人々 天文学（てんもんがく、英：astronomy, 独：Astronomie, Sternkunde, 蘭：astronomie (astronomia)カッコ内は『ラランデ歴書』のオランダ語訳本の書名に見られる綴り。, sterrenkunde (sterrekunde), 仏：astronomie）は、天体や天文現象など、地球外で生起する自然現象の観測、法則の発見などを行う自然科学の一分野。主に位置天文学・天体力学・天体物理学などが知られている。宇宙を研究対象とする宇宙論（うちゅうろん、英：cosmology）とは深く関連するが、思想哲学を起源とする異なる学問である。 天文学は、自然科学として最も早く古代から発達した学問である。先史時代の文化は、古代エジプトの記念碑やヌビアのピラミッドなどの天文遺産を残した。発生間もない文明でも、バビロニアや古代ギリシア、古代中国や古代インドなど、そしてイランやマヤ文明などでも、夜空の入念な観測が行われた。 とはいえ、天文学が現代科学の仲間入りをするためには、望遠鏡の発明が欠かせなかった。歴史的には、天文学の学問領域は位置天文学や天測航法また観測天文学や暦法などと同じく多様なものだが、近年では天文学の専門家とはしばしば天体物理学者と同義と受け止められる。 天文学 (astronomy) を、天体の位置と人間界の出来事には関連があるという主張を基盤とする信念体系である占星術 (astrology) と混同しないよう注意が必要である。これらは同じ起源から発達したが、今や完全に異なるものである。.
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天文現象
天文現象（てんもんげんしょう）とは、天（この「天」には空や大気圏の上層部や宇宙空間までもが含まれる）に現れる様々な現象の総称。これを文様（模様、綾）に見立てて天文といい、周期的な変化を調べて暦や卜占に利用した。『易経』賁の卦の「天文を観て以て時の変を察す」、繫辞伝の「仰いで以て天文を観、俯して以て地理を察す。是の故に幽明の故を知る」に由来するとされる。天象とも。 これらは観天望気の対象であったが後に気象とは区別されて天体観測が専らとなり、特に惑星の運行は洋の西と東を問わず天文学者により詳細に調べられた。望遠鏡の発明により太陽や月以外も明確に天体として認識されるようになると、物理学の一分野として発展を遂げ（→天体物理学）、以降の天文学は恒星を含む宇宙の諸現象を研究する自然科学の分野となった。一方の卜占からは学問的な裏付けが排除されたが、信仰や迷信の一部として現代でも広く残る。 現代の天体観測は実業のみでなくレクリエーションにもなっている（天体観望）。.
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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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媒介変数
数学において媒介変数（ばいかいへんすう、パラメータ、パラメタ、parameter）とは、主たる変数（自変数）あるいは関数に対して補助的に用いられる変数のことである。なおこの意味でのパラメータは助変数（じょへんすう）とも呼び、また古くは径数（けいすう）とも訳された（後者はリー群の一径数部分群（1-パラメータ部分群）などに残る）。母数と呼ぶこともある。 媒介変数の役割にはいくつかあるがその主なものとして、主たる変数たちの間に陰に存在する関係を記述すること、あるいはいくつもの対象をひとまとまりのものとして扱うことなどがある。前者では関数の媒介変数表示とか陰関数などとよばれるもの、後者では集合族とか数列などが一つの例である。後者の意味を持つ媒介変数はしばしば文字の肩や斜め下に本文より少し小さな文字 (script style) で書かれ、添字 (index) と呼ばれる。.
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宇宙のインフレーション
宇宙のインフレーション（うちゅうのインフレーション、）とは、初期の宇宙が指数関数的な急膨張（インフレーション）を引き起こしたという、初期宇宙の進化モデルである。ビッグバン理論のいくつかの問題を一挙に解決するとされる。インフレーション理論・インフレーション宇宙論などとも呼ばれる。この理論は、1981年に佐藤勝彦K.
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宇宙定数
宇宙定数（うちゅうていすう、）は、アインシュタインの重力場方程式の中に現れる宇宙項（うちゅうこう）の係数。宇宙定数はスカラー量で、通常Λ（ラムダ）と書き表される。.
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宇宙マイクロ波背景放射
cmあたりの波数。横軸の5近辺の波長1.9mm、160.2Ghzにピークがあることが読み取れる WMAPによる宇宙マイクロ波背景放射の温度ゆらぎ。 宇宙マイクロ波背景放射（うちゅうマイクロははいけいほうしゃ、cosmic microwave background; CMB）とは、天球上の全方向からほぼ等方的に観測されるマイクロ波である。そのスペクトルは2.725Kの黒体放射に極めてよく一致している。 単に宇宙背景放射 (cosmic background radiation; CBR)、マイクロ波背景放射 (microwave background radiation; MBR) 等とも言う。黒体放射温度から3K背景放射、3K放射とも言う。宇宙マイクロ波背景輻射、宇宙背景輻射などとも言う（輻射は放射の同義語）。.
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宇宙論
宇宙論（うちゅうろん、cosmology）とは、「宇宙」や「世界」などと呼ばれる人間をとりかこむ何らかの広がり全体、広義には、それの中における人間の位置、に関する言及、論、研究などのことである。 宇宙論には神話、宗教、哲学、神学、科学（天文学、天体物理学）などが関係している。 「Cosmology コスモロジー」という言葉が初めて使われたのはクリスティアン・ヴォルフの 『Cosmologia Generalis』（1731）においてであるとされている。 本項では、神話、宗教、哲学、神学などで扱われた宇宙論も幅広く含めて扱う。.
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中村誠太郎
中村 誠太郎（なかむら せいたろう、1913年2月27日 - 2007年1月22日）は、日本の理論物理学者、東海大学名誉客員教授。 滋賀県彦根出身。1941年京都帝国大学理学部卒。43年東京帝国大学理学部助手、53年「ベーター崩壊の中間子理論」で東大理学博士。東京大学理学部助教授、71年教授。73年定年退官、日本大学教授、78年東海大学教授。83年特任教授、94年退職。中性中間子の光崩壊や素粒子のベータ崩壊を研究。素粒子群に独自の対称性があることを提唱した。.
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中性子
中性子（ちゅうせいし、neutron）とは、原子核を構成する粒子のうち、無電荷の粒子の事で、バリオンの1種である。原子核反応式などにおいては記号 n で表される。質量数は原子質量単位で約 、平均寿命は約15分でβ崩壊を起こし陽子となる。原子核は、陽子と中性子と言う2種類の粒子によって構成されている為、この2つを総称して核子と呼ぶ陽子1個で出来ている 1H と陽子3個で出来ている 3Li の2つを例外として、2015年現在の時点で発見報告のある原子の内、最も重い 294Og までの全ての"既知の"原子核は陽子と中性子の2種類の核子から構成されている。。.
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中性子星
'''中性子星''' 右上方向にジェットを放出するほ座のベラ・パルサー。中性子星自体は内部に存在し、ガスに遮蔽されて見えない 中性子星（ちゅうせいしせい、）とは、質量の大きな恒星が進化した最晩年の天体の一種である。.
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万物の理論
万物の理論（ばんぶつのりろん、Theory of Everything; ToE）とは、自然界に存在する4つの力、すなわち電磁気力（電磁力とも言う）・弱い力・強い力・重力を統一的に記述する理論（統一場理論）の試みである。 このうち、電磁気力と弱い力はワインバーグ・サラム理論（電弱理論）によって電弱力という形に統一されている。電弱力と強い力を統一的に記述する理論は大統一理論(GUT:Great Unification Therory)と呼ばれ、現在研究が進められている。最終的には重力も含めた全ての力を統一的に記述する理論が考えられ、これを万物の理論または超大統一理論(SUT; Super Unification Therory)という。.
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万有引力
万有引力（ばんゆういんりょく、universal gravitation）または万有引力の法則（ばんゆういんりょくのほうそく、law of universal gravitation）とは、「地上において質点（物体）が地球に引き寄せられるだけではなく、この宇宙においてはどこでも全ての質点（物体）は互いに gravitation（.
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万有引力定数
万有引力定数（ばんゆういんりょくていすう）あるいは（ニュートンの）重力定数（じゅうりょくていすう、(Newtonian) constant of gravitation）とは、重力相互作用の大きさを表す物理定数である。アイザック・ニュートンの万有引力の法則において導入された。記号は一般に で表される。 ニュートンの万有引力理論において、それぞれ 、 の質量を持つ2つの物体が、距離 だけ離れて存在しているとき、これらの間に働く万有引力 は となる。このときの比例係数 が万有引力定数である。SIに基づいて、質量 、 にキログラム（kg）、長さ にメートル（m）、力 にニュートン（N、これは に等しい）を用いれば、万有引力定数 の単位は となる。 アインシュタインの一般相対性理論においては、ニュートンの重力理論に対する修正と拡張が為され、一般相対性理論の基礎方程式であるアインシュタイン方程式においても比例係数としてこの重力定数が現れる。.
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一般共変性原理
一般共変性原理（いっぱんきょうへんせいげんり、英語: principle of general covariance）とは、一般相対性理論を築くときにアルベルト・アインシュタインが原理として仮定したもののうちの1つで、 「物理法則は、すべての座標系において同じ形式でなければならない」あるいは「一般座標変換によって物理法則は不変である」という原理であり、数学的には、「全ての物理法則はテンソル形式（と共変微分）を用いて記述されねばならない」ということになる。 特殊相対性原理は慣性系についてのみ成立する物理法則であったが、これを拡張し、加速度系についても成り立つような物理法則を構築するにあたって、一般相対性原理を定めた。一般相対性理論は、（重力加速度系についても成り立つので）重力も含めた理論としてまとめられた。 ちなみに、同じく、アインシュタインが仮定した原理に一般相対性原理（いっぱんそうたいせいげんり、英語: general principle of relativity）がある。 Category:一般相対性理論 Category:微分幾何学 Category:微分同相写像.
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一般相対性原理
一般相対性原理（いっぱんそうたいせいげんり、general principle of relativity）とは、一般相対性理論を築くときにアルベルト・アインシュタインが原理として仮定したもののうちの1つで、「いかなる座標系においても物理法則は不変である」という原理。 特殊相対性原理は慣性系についてのみ成立する物理法則であったが、これを拡張し、加速度系についても成り立つような物理法則を構築するにあたって、一般相対性原理を定めた。一般相対性理論は、（重力加速度系についても成り立つので）重力も含めた理論としてまとめられた。 ちなみに、同じく、アインシュタインが仮定した原理に一般共変性原理（いっぱんきょうへんせいげんり、principle of general covariance）がある。これは、「物理法則は、すべての座標系において同じ形式でなければならない」あるいは「一般座標変換によって物理法則は不変である」という原理であり、数学的には、「全ての物理法則はテンソル形式（と共変微分）を用いて記述されねばならない」ということになる。.
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広重徹
廣重 徹（広重 徹、ひろしげ てつ、1928年8月28日 - 1975年1月7日）は、日本の科学史家。.
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仮説
仮説（かせつ、hypothesis）とは、真偽はともかくとして、何らかの現象や法則性を説明するのに役立つ命題のこと。.
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位相幾何学
一つの面と一つの辺を持つメビウスの帯は位相幾何学で研究される対象の一種である。 自明な結び目）を三次元で描いたもの 数学の一分野、位相幾何学（いそうきかがく、topology, トポロジー）は、その名称がτόπος（「位置」「場所」）と （「言葉」「学問」） に由来し、「位置の学問」を意味している。 トポロジーは、何らかの形（かたち。あるいは「空間」）を連続変形（伸ばしたり曲げたりすることはするが切ったり貼ったりはしないこと）しても保たれる性質（または位相不変量）に焦点を当てたものである。位相的性質において重要なものには、連結性およびコンパクト性などが挙げられる。 位相幾何学は、空間、次元、変換といった概念の研究を通じて、幾何学および集合論から生じた分野である。このような考え方は、17世紀に「位置の幾何」（geometria situs）および「位置の解析」（analysis situs）を見越したゴットフリート・ライプニッツにまで遡れる。レオンハルト・オイラーの「ケーニヒスベルクの七つの橋」の問題および多面体公式がこの分野における最初の定理であるというのが定説となっている。用語 topology は19世紀にによって導入されたが、位相空間の概念が起こるのは20世紀の最初の10年まで待たねばならない。20世紀中ごろには、位相幾何学は数学の著名な一分野となっていた。 位相幾何学には様々な分科が存在する。.
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微分幾何学
数学における微分幾何学（びぶんきかがく、ドイツ語: Differentialgeometrie、英語：differential geometry）とは微分を用いた幾何学の研究である。また、可微分多様体上の微分可能な関数を取り扱う数学の分野は微分位相幾何学（びぶんいそうきかがく、ドイツ語: Differentialtopologie、英語: differential topology）とよばれることがある。微分方程式の研究から自然に発生したこれらの分野は互いに密接に関連しており、特に一般相対性理論をはじめとして物理学に多くの応用がある。これらは可微分多様体についての幾何学を構成しているが、力学系の視点からも直接に研究される。.
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微分方程式
微分方程式（びぶんほうていしき、differential equation）とは未知関数とその導関数の関係式として書かれている関数方程式である長倉三郎ほか編、『 』、岩波書店、1998年、項目「微分方程式」より。ISBN 4-00-080090-6。 物理法則を記述する基礎方程式は多くが時間微分、空間微分を含む微分方程式であり、物理学からの要請もあり微分方程式の解法には多くの関心が注がれてきた。微分方程式論は解析学の中心的な分野で、フーリエ変換、ラプラス変換等はもともと微分方程式を解くために開発された手法である。また物理学における微分方程式の主要な問題は境界値問題、固有値問題である。 線型微分方程式の研究は歴史が長く。それに比して、非線型微分方程式の研究は歴史が浅く比較的簡単な方程式しか解析できていない。例えばナビエ-ストークス方程式は、流体の支配方程式として重要であるが、その解の存在性は未解決問題でありミレニアム懸賞問題にも選ばれている。 その他有名な微分方程式については:Category:微分方程式を参照。.
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微視的
微視的（びしてき、）とは、肉眼で見えない微小な物や事ブリタニカ国際大百科事典-小項目電子辞書版。。ミクロスコピックまたはミクロともいい、通常は物の構成要素（分子、原子、原子核、素粒子）を意味する。顕微鏡で見られる大きさの物を対象とすることもある。広義には、一つの体系を構成する個々の要素またはその挙動も意味する。 これに対して、巨視的（きょしてき、、マクロ）は、本来は肉眼で見える大きさの物や事柄を意味するが、分子、原子などの多数の集合体の意味として用いられている。巨視的な対象が古典力学で記述されるのに対し、微視的な対象はしばしば現代物理学である量子力学での取り扱いを要する。.
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ミンコフスキー
ミンコフスキー（Минковский, ラテン文字表記：Minkowski）は、スラヴ語圏に多い姓の一つ。ミンコフ（Minkov, ブルガリアに多い）、ミンキン（Minkin）、ミンクス（Minkus）というバリエーションもある（後二者はユダヤ教徒の姓）。.
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ミンコフスキー空間
ミンコフスキー空間（ミンコフスキーくうかん、Minkowski space）とは、非退化で対称な双線型形式を持つ実ベクトル空間である。ドイツの数学者のヘルマン・ミンコフスキーに因んで名付けられている。アルベルト・アインシュタインによる特殊相対性理論を定式化する枠組みとして用いられる。この特定の設定の下では空間に時間を組み合わせた時空を表現するため、物理学の文脈ではミンコフスキー時空とも呼ばれる。.
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マルセル・グロスマン
マルセル・グロスマン（Marcel Grossmann, 1878年4月9日 - 1936年9月7日）は、ハンガリーのブダペスト出身の数学者。 アルベルト・アインシュタインの友人であり同級生として知られる。 彼はチューリッヒにあるチューリッヒ工科大学の数学科画法幾何学専攻の教授となった。一般相対性理論の発展に必用不可欠な方法としてリーマン幾何学の重要性をアインシュタインに説いたのはグロスマンであった。 アブラハム・パイスの著書によればグロスマンはテンソル理論についてアインシュタインに対してよき相談者であった。相対論の研究者達はグロスマンの物理学への貢献を賞賛して、3年ごとに開催される国際会議の名前を「マルセル・グロスマン会議」（Marcel Grossman meetings；略称MG）とした。.
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ノーベル物理学賞
ノーベル物理学賞（ノーベルぶつりがくしょう、Nobelpriset i fysik）は、ノーベル賞の一部門。アルフレッド・ノーベルの遺言によって創設された6部門のうちの一つ。物理学の分野において重要な発見を行った人物に授与される。 ノーベル物理学賞のメダルは、表面にはアルフレッド・ノーベルの横顔（各賞共通）、裏面には宝箱を持ち雲の中から現れた自然の女神のベールを科学の神が持ち上げて素顔を眺めている姿（化学賞と共通）がデザインされている。.
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マクスウェルの方程式
マクスウェルの方程式（マクスウェルのほうていしき、Maxwell's equations）は、電磁場のふるまいを記述する古典電磁気学の基礎方程式である。マイケル・ファラデーが幾何学的考察から見出した電磁力に関する法則が1864年にジェームズ・クラーク・マクスウェルによって数学的形式として整理された。マクスウェル-ヘルツの電磁方程式、電磁方程式などとも呼ばれ、マクスウェルはマックスウェルとも表記される。 真空中の電磁気学に限れば、マクスウェルの方程式の一般解は、ジェフィメンコ方程式として与えられる。 なお、電磁気学の単位系は、国際単位系に発展したMKSA単位系のほか、ガウス単位系などがあるが、以下では原則として、国際単位系を用いることとする。.
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チャンドラセカール限界
チャンドラセカール限界（チャンドラセカールげんかい、Chandrasekhar Limit）とは、白色矮星の質量の理論的な上限値のことである。この質量限界は、英領インド出身の物理学者スブラマニアン・チャンドラセカールにより提唱された。彼は、後の1983年にこの先駆的な研究が評価されてノーベル物理学賞を受賞している。理論値と実際の観測により、現在では太陽質量の1.44倍程度と考えられている。 太陽のようなある程度の質量（およそ太陽質量の8倍程度以下）を持つ恒星は、その成長の末期に白色矮星となるが、白色矮星になった際に、この限界値よりも質量が大きな場合、重力による収縮が起こって超新星爆発を起こし、中性子星になると考えられている。 もっとも、Ia型超新星のように、太陽質量の約1.4倍を超える質量を持つ白色矮星が起こしたと考えられる超新星も複数発見されている。.
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ハワード・ロバートソン
ハワード・ロバートソン（Howard Percy Robertson、1903年1月27日 - 1961年8月26日）は、アメリカ合衆国の数学者、物理学者。ワシントン州 Hoquiam 生まれ。カリフォルニア工科大学で博士号を取得し、プリンストン大学の教職を経て、1947年カリフォルニア工科大学の教授に就任した。全米科学アカデミー、アメリカ芸術科学アカデミー会員。 宇宙論と不確定性原理についての研究への貢献で知られる。.
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ポスト・ニュートン展開
ポスト・ニュートン展開（ポスト・ニュートンてんかい）またはポスト・ニュートニアン展開・ポスト・ニュートン近似 は、一般相対性理論における近似の一つであり、弱い重力場を表現する場合に、アインシュタイン方程式をすべてのオーダーで解かずに、物質の速度 v の光速度 c に対する比 \epsilon \equiv (v/c)^2 \ll 1 を展開パラメータとして、方程式・計量を展開する手法である。 例えば、太陽系では、重力ポテンシャルの大きさ U は、 c.
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ユークリッド空間
数学におけるユークリッド空間（ユークリッドくうかん、Euclidean space）は、エウクレイデス（ユークリッド）が研究したような幾何学（ユークリッド幾何学）の場となる平面や空間、およびその高次元への一般化である。エウクレイデスが研究した平面や空間はそれぞれ、2次元ユークリッド空間、3次元ユークリッド空間に当たり、これらは通常、ユークリッド平面、ユークリッド空間などとも呼ばれる。「ユークリッド的」という修飾辞は、これらの空間が非ユークリッド幾何やアインシュタインの相対性理論に出てくるような曲がった空間ではないことを示唆している。 古典的なギリシャ数学では、ユークリッド平面や（三次元）ユークリッド空間は所定の公準によって定義され、そこからほかの性質が定理として演繹されるものであった。現代数学では、デカルト座標と解析幾何学の考え方にしたがってユークリッド空間を定義するほうが普通である。そうすれば、幾何学の問題に代数学や解析学の道具を持ち込んで調べることができるようになるし、三次元以上のユークリッド空間への一般化も容易になるといった利点が生まれる。 現代的な観点では、ユークリッド空間は各次元に本質的に一つだけ存在すると考えられる。たとえば一次元なら実数直線、二次元ならデカルト平面、より高次の場合は実数の組を座標にもつ実座標空間である。つまり、ユークリッド空間の「点」は実数からなる組であり、二点間の距離は二点間の距離の公式に従うものとして定まる。n-次元ユークリッド空間は、（標準的なモデルを与えるものという意味で）しばしば とかかれるが、（余分な構造を想起させない）ユークリッド空間固有の性質を備えたものということを強調する意味で と書かれることもある。ふつう、ユークリッド空間といえば有限次元であるものをいう。.
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ラッセル・ハルス
ラッセル・アラン・ハルス（Russell Alan Hulse、1950年11月28日 -）はアメリカ人物理学者。重力研究の新しい可能性を開いた新型連星パルサーの発見により、ジョゼフ・テイラーとともに1993年度のノーベル物理学賞を受賞した。パルサーと重力波を専門としている。.
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ライプツィヒ
ライプツィヒ（ドイツ語: ）は、ザクセン州に属するドイツの都市である。人口は約52万1千人（2012年12月現在）、ザクセン州では州都ドレスデンをやや上回って最大の都市で、旧東ドイツ地域ではベルリンに次いで2番目である。日本語ではライプチヒとも表記される（表記参照）。南部ドイツ語ではライプツィクと発音されることもある。 バッハやメンデルスゾーンそしてヴァーグナーらゆかりのドイツを代表する音楽の街、またベルリンの壁崩壊、ひいては東西両ドイツの統一の端緒となった住民運動の発祥地として知られる。.
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ライスナー・ノルドシュトロム解
ライスナー・ノルドシュトロム解（ライスナー・ノルドシュトロムかい、）は、一般相対性理論のアインシュタイン・マクスウェル方程式の厳密解の一つで、球対称で電荷を帯びたブラックホールを表現する計量 である。シュヴァルツシルト解の発見直後、ライスナー とノルドシュトロム によって報告された。 ライスナー・ノルドシュトロム計量は、次のように書ける。 ここで、 であり、 である。ここでは、光速と万有引力定数を1とする幾何学単位系 (c.
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リーマン多様体
微分幾何学におけるリーマン多様体（リーマンたようたい、Riemannian manifold）とは、可微分多様体 で 上の各点に基本計量テンソル が与えられているものを言う。ベルンハルト・リーマンによって導入された。.
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リーマン幾何学
リーマン幾何学（リーマンきかがく、Riemannian geometry）とは、リーマン計量や擬リーマン計量と呼ばれる距離の概念を一般化した構造を持つ図形を研究する微分幾何学の分野である。このような図形はリーマン多様体、擬リーマン多様体とよばれる。ドイツの数学者ベルンハルト・リーマンに因んでこの名前がついている。1850年代に確立された。 楕円・放物・双曲の各幾何学は、リーマン幾何学では、曲率がそれぞれ正、0、負の一定値をとる空間（それぞれ球面、ユークリッド空間、双曲空間）上の幾何学と考えられる。なお、楕円幾何学のことをリーマン幾何と呼ぶことがあるが、本稿で述べるリーマン幾何学はそれとは異なるものである。 アルベルト・アインシュタインは、重力、即ち、一様ではなく湾曲した時空を記述するのに擬リーマン多様体の枠組みが有効であることを見いだし、リーマン幾何学を数学的核心とした一般相対性理論を構築した。 3.
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リーマン曲率テンソル
リーマン幾何学においてリーマン曲率テンソル（リーマンきょくりつテンソル、Riemann curvature tensor）あるいはリーマン-クリストッフェルのテンソル（Riemann–Christoffel tensor）とは、リーマン多様体の曲率を表す4階のテンソルを言う。名称は、ベルンハルト・リーマンおよびエルウィン・ブルーノ・クリストッフェルに因む。 リーマン-クリストッフェルのテンソル（リーマン曲率テンソル）は重力の現代的理論である一般相対性理論における数学的な道具の中心となるものである。.
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リッチテンソル
微分幾何学において、リッチ曲率テンソル とは、歪んだリーマン多様体上の測地球の体積がユークリッド空間上の球体からどれだけずれるかを表す量である。に因んでその名がある。あるリーマン計量が与えられたとき、その記述する幾何が通常の 次元ユークリッド空間からどれだけ違うか表わす尺度として使うことができる。リッチテンソルはどんな擬リーマン多様体に対しても、リーマン曲率テンソルのトレースとして定義される。計量それ自体と同様、リッチテンソルは多様体の接空間上の対称双線型形式である。 相対性理論では、リッチテンソルは時空の曲率(Rμvと表す)の一部であり、レイチャウデューリ方程式を通じて物質が時間とともにどれだけ収縮もしくは拡散するかの程度に関連する。アインシュタイン方程式を通じて、宇宙に含まれる物質の量にも関連する。微分幾何学では、あるリーマン多様体上のリッチテンソルの下界により、一様な曲率をもつと比較した場合の（も参照）大域的幾何学および位相幾何学的な情報を得ることができる。リッチテンソルが真空のアインシュタイン方程式を満たすとき、その多様体はアインシュタイン多様体であるといい、特に研究されている (cf.)。これと関係して、リッチフロー方程式はある計量がアインシュタイン計量へ発展するさまを記述する。この方法により、ポアンカレ予想が最終的に解決することとなった。.
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レフ・ランダウ
レフ・ダヴィドヴィッチ・ランダウ（、1908年1月22日 - 1968年4月1日）はロシアの理論物理学者。絶対零度近くでのヘリウムの理論的研究によってノーベル物理学賞を授与された。エフゲニー・リフシッツとの共著である『理論物理学教程』は、多くの言語に訳され、世界的にも標準的な教科書としてよく知られている。.
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ロバート・オッペンハイマー
ュリアス・ロバート・オッペンハイマー（Julius Robert Oppenheimer, 1904年4月22日 - 1967年2月18日）は、ユダヤ系アメリカ人の物理学者である。 理論物理学の広範な領域にわたって国際的な業績をあげたが、第二次世界大戦当時ロスアラモス国立研究所の所長としてマンハッタン計画を主導。卓抜なリーダーシップで原子爆弾開発プロジェクトの指導者的役割を果たしたため「原爆の父」として知られた。.
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ロバート・H・ディッケ
バート・H・ディッケ（Robert Henry Dicke, 1916年5月6日 - 1997年3月4日）は、アメリカ合衆国の物理学者。天体物理学、原子物理学、宇宙論、重力理論の分野で重要な貢献をおこなった。 セントルイスで生まれた。プリンストン大学で学んだ後、1939年にロチェスター大学で核物理学の博士号を取得した。第二次世界大戦中はマサチューセッツ工科大学の放射線研究所でレーダーの開発に従事し、ディッケ放射計を設計し、宇宙の背景放射が20K以下であることを示した。 1946年にプリンストン大学に戻り、レーザーや電子の磁気回転比の計測などの研究を行った。宇宙背景放射の発見に貢献した一人で、ジム・ピーブルズ、デイヴィッド・ウィルキンソン、ピーター・ロールらと理論的な研究を行い、アーノ・ペンジアスとロバート・W・ウィルソンの発見にも重要な役割をはたした。 ディッケは等価原理の枠組みのなかで一般相対性理論の正確性の検証を行った。カール・ブランスとともにブランス・ディッケ理論を作り、それによって、相対論の正しさを証明した結果の一つである水星の近日点のニュートン理論からのずれの量をより正確に求められると主張した。.
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ロイ・カー
イ・カー（Roy Patrick Kerr, CNZM, FRSNZ, 1934年5月16日 - ）は、ニュージーランド出身の数学者、物理数学者。.
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ロジャー・ペンローズ
ャー・ペンローズ（Sir Roger Penrose, 1931年8月8日 - ）は、イギリス・エセックス州コルチェスター生まれの数学者、宇宙物理学・理論物理学者。.
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ワームホール
ワームホールの概念図 ワームホール は、時空構造の位相幾何学として考えうる構造の一つで、時空のある一点から別の離れた一点へと直結する空間領域でトンネルのような抜け道である。.
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ブラックホール
ブラックホール（black hole）とは、極めて高密度かつ大質量で、強い重力のために物質だけでなく光さえ脱出することができない天体である。.
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プランク定数
プランク定数（プランクていすう、プランクじょうすう、）は、光子のもつエネルギーと振動数の比例関係をあらわす比例定数のことで、量子論を特徴付ける物理定数である。量子力学の創始者の一人であるマックス・プランクにちなんで命名された。作用の次元を持ち、作用量子とも呼ばれている。SIにおける単位はジュール秒（記号: J s）である。.
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パルサー
パルサー（pulsar）は、パルス状の可視光線、電波、X線を発生する天体の総称。.
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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。.
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テイラー展開
数学において、テイラー級数 (Taylor series) は関数のある一点での導関数たちの値から計算される項の無限和として関数を表したものである。そのような級数を得ることをテイラー展開という。 テイラー級数の概念はスコットランドの数学者ジェームズ・グレゴリーにより定式化され、フォーマルにはイギリスの数学者ブルック・テイラーによって1715年に導入された。0 を中心としたテイラー級数は、マクローリン級数 (Maclaurin series) とも呼ばれる。これはスコットランドの数学者コリン・マクローリンにちなんでおり、彼は18世紀にテイラー級数のこの特別な場合を積極的に活用した。 関数はそのテイラー級数の有限個の項を用いて近似することができる。テイラーの定理はそのような近似による誤差の定量的な評価を与える。テイラー級数の最初のいくつかの項として得られる多項式はと呼ばれる。関数のテイラー級数は、その関数のテイラー多項式で次数を増やした極限が存在すればその極限である。関数はそのテイラー級数がすべての点で収束するときでさえもテイラー級数に等しいとは限らない。開区間（あるいは複素平面の開円板）でテイラー級数に等しい関数はその区間上の解析関数と呼ばれる。.
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フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量
フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量（フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカーけいりょう、、略称 FLRW計量）は、一般相対性理論のアインシュタイン方程式の厳密解の一つで、一様・等方な物質分布のもとで、膨張または収縮する宇宙モデルを表す。計量 とは、相対性理論に現れる不変な時空距離のこと。.
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フェルミ縮退
フェルミ縮退（フェルミしゅくたい、Fermi degeneracy『理化学英和辞典』 研究社（1999年））とは、フェルミ粒子がフェルミ分布に従うために低温で示す振る舞いのこと。 フェルミ粒子はパウリの排他原理により、複数の粒子が同一の状態を取ることができない。従って、あるエネルギーの値を取れる粒子の数は、そのエネルギーの状態の数までが限界である。温度、すなわち粒子の平均運動エネルギーを下げていくと、粒子はエネルギーの低い状態へ移っていこうとする。しかし、エネルギーの低い状態がこの粒子数の限界に達してしまうと、エネルギーが高いままで残らざるを得ないことになる。このような状態になることを、フェルミ縮退もしくは単に縮退という。 粒子の密度が高ければ、粒子数の限界に達しやすくなるので、フェルミ縮退が起こりやすくなる。恒星の中心核は超高密度であるため、数億Kという高温でありながら、フェルミ縮退が起こることがある。 フェルミ縮退している物質を縮退物質（degenerate matter）と呼ぶ。以下にその物性を示す。.
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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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ドイツ語
ドイツ語（ドイツご、独：Deutsch、deutsche Sprache）は、インド・ヨーロッパ語族・ゲルマン語派の西ゲルマン語群に属する言語である。 話者人口は約1億3000万人、そのうち約1億人が第一言語としている。漢字では独逸語と書き、一般に独語あるいは独と略す。ISO 639による言語コードは2字が de、3字が deu である。 現在インターネットの使用人口の全体の約3パーセントがドイツ語であり、英語、中国語、スペイン語、日本語、ポルトガル語に次ぐ第6の言語である。ウェブページ数においては全サイトのうち約6パーセントがドイツ語のページであり、英語に次ぐ第2の言語である。EU圏内では、母語人口は域内最大（ヨーロッパ全土ではロシア語に次いで多い）であり、話者人口は、英語に次いで2番目に多い。 しかし、歴史的にドイツ、オーストリアの拡張政策が主に欧州本土内で行われたこともあり、英語、フランス語、スペイン語のように世界語化はしておらず、基本的に同一民族による母語地域と、これに隣接した旧支配民族の使用地域がほとんどを占めている。上記の事情と、両国の大幅な領土縮小も影響して、欧州では非常に多くの国で母語使用されているのも特徴である。.
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ホーキング放射
ホーキング放射（ホーキングほうしゃ、Hawking radiation）またはホーキング輻射（ふくしゃ）とは、スティーヴン・ホーキングが存在を提唱・指摘した、ブラックホールからの熱的な放射のことである。 「ブラックホールは熱的な特性を持つだろう」と予言したヤコブ・ベッケンシュタインの名前を取って、ベッケンシュタイン・ホーキング輻射（）と呼ぶこともある。.
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分子
分子（ぶんし）とは、2つ以上の原子から構成される電荷的に中性な物質を指すIUPAC.
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アナーレン・デア・フィジーク
アナーレン・デア・フィジーク (Annalen der Physik) は世界で最も古い物理学の学術雑誌の一つ(1799年創刊)。物理学に関する幅広い分野の査読済み原著論文を掲載している。 この雑誌は1790年から1794年まで発行されたJournal der Physikと、1795年から1797年まで発行されたNeues Journal der Physikの後継雑誌であるhttp://www.physik.uni-augsburg.de/annalen/history/history.html 。創刊以後、何度か名前を変えて出版されてきた。.
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アルベルト・アインシュタイン
アルベルト・アインシュタイン日本語における表記には、他に「アルト・アインシュタイン」（現代ドイツ語の発音由来）、「アルト・アインタイン」（英語の発音由来）がある。（Albert Einstein アルベルト・アインシュタイン、アルバート・アインシュタイン アルバ（ー）ト・アインスタイン、アルバ（ー）タインスタイン、1879年3月14日 - 1955年4月18日）は、ドイツ生まれの理論物理学者である。 特殊相対性理論および一般相対性理論、相対性宇宙論、ブラウン運動の起源を説明する揺動散逸定理、光量子仮説による光の粒子と波動の二重性、アインシュタインの固体比熱理論、零点エネルギー、半古典型のシュレディンガー方程式、ボーズ＝アインシュタイン凝縮などを提唱した業績などにより、世界的に知られている偉人である。 「20世紀最高の物理学者」や「現代物理学の父」等と評され、それまでの物理学の認識を根本から変えるという偉業を成し遂げた。（光量子仮説に基づく光電効果の理論的解明によって）1921年のノーベル物理学賞を受賞。.
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アレクサンドル・フリードマン
アレクサンドル・フリードマン アレクサンドル・アレクサンドロヴィチ・フリードマン（Alexander Alexandrovich Friedmann, Александр Александрович Фридман, 1888年6月16日 - 1925年9月16日）はソ連の宇宙物理学者、数学者、気象学者。1922年に一般相対性理論の場の方程式に従う膨張宇宙のモデルをフリードマン方程式の解として定式化したことで知られる。彼のモデルは彼の死後、1929年にエドウィン・ハッブルの観測によって宇宙膨張が発見されたことで高く評価されることとなった。 アレクサンドル・フリードマンは1888年にロシアのサンクトペテルブルクで、音楽家の父とピアノ教師の母の間に生まれた。祖父の代にキリスト教に改宗したユダヤ人の家系。サンクトペテルブルク大学に入学して数学を専攻し、卒業後はパブロフ高層気象観測所で気象学を学んだ。 フリードマンは生涯のほとんどをレニングラード（現在のサンクトペテルブルク）で過ごした。第一次世界大戦ではロシア軍の航空兵に志願し、爆撃手として戦争に参加した。大戦末期には航空隊を指揮するようになり、軍で弾道計算なども行なっていた。ロシア革命の後、ペルミ大学の力学の教授となった。1920年にサンクトペテルブルクの科学アカデミーに戻り、量子力学や相対性理論など、当時最先端の物理学を研究した。またレニングラード大学で教鞭をとった。当時の学生にジョージ・ガモフがいる。 1925年に37歳で没した。公式の記録では死因は腸チフスとされているが、ガモフの談話では、気象観測気球を揚げている際に風邪をひいたのが元で肺炎を起こして死亡したと言われている。 1924年1月7日にブリュッセル科学アカデミーによって出版されたフリードマンの論文 （『負の定数曲率を持つ宇宙の可能性について』）において彼は、正、ゼロ、負の曲率を持つ3つの宇宙モデル（フリードマンモデル）を取り扱った。同時期にアメリカのロバートソンとイギリスのウォーカーがそれぞれ独立に、アインシュタイン方程式の時空の計量を解析して同様の結果を得ていた。今日では3人の名前をまとめてフリードマン・ロバートソン・ウォーカー計量と呼ぶのが一般的である。.
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アーサー・ウォーカー
アーサー・ジョフリー・ウォーカー（Arthur Geoffrey Walker、1909年7月17日 - 2001年3月31日）は、物理学や宇宙論に重要な影響を及ぼした数学者である。.
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アーサー・エディントン
ー・アーサー・スタンレー・エディントン（Sir Arthur Stanley Eddington、1882年12月28日 - 1944年11月22日）は、イギリスの天文学者。20世紀前半における最も重要な天体物理学者の一人である。コンパクトな天体に降着する物質から放射される光度の上限を与えるエディントン限界の導出は彼の代表的な業績の一つである。 エディントンは相対性理論に関する業績で特に知られている。彼は Report on the relativity theory of gravitation（『重力の相対性理論に関するレポート』）という論文を書き、1915年から1916年にかけて発表されたアルベルト・アインシュタインの一般相対性理論を英語圏に紹介した。当時は第一次世界大戦のためにドイツの科学界でなされた新たな発展がイギリスであまり知られていなかった。 1924年に彼は太平洋天文学会のブルース・メダル、全米科学アカデミーのヘンリー・ドレイパー・メダル、英国王立天文学会の王立天文学会ゴールドメダルを受賞している。また1928年には王立協会ロイヤルメダルも受賞している。1930年にはナイトに叙せられ、1938年にメリット勲章の叙勲を受けた。 月のエディントンクレーターは彼の名前にちなんでいる。また小惑星(2761)エディントンや王立天文学会のエディントン・メダルにも彼の名前が付けられている。.
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アインシュタインの定数
アルベルト・アインシュタインが考え出した一般相対性理論の重力場方程式 における定数・係数。.
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アインシュタインの縮約記法
アインシュタインの縮約記法（アインシュタインのしゅくやくきほう、Einstein summation convention）またはアインシュタインの記法（アインシュタインのきほう、Einstein notation）は、アインシュタインが 1916 年に用いた添字 の和の記法である 。アインシュタインの規約（アインシュタインのきやく、Einstein convention）とも呼ばれる。 同じ項で添字が重なる場合は、その添字について和を取る、というルールである。この重なる指標を擬標（またはダミーの添字、）、重ならない指標を自由標（またはフリーの添字、）と呼ぶ。 このルールは一般相対性理論、量子力学、連続体力学、有限要素法などで重宝する。 アインシュタインはこの記法を自分の「数学における最大の発見」と（冗談めかして）言ったという。.
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アインシュタインテンソル
微分幾何学において、アインシュタインテンソル(Einstein tensor)（アルベルト・アインシュタインの名前に因んでいて、逆トレースリッチテンソルとしても知られている）は、擬リーマン多様体の曲率を表現することに使われる。一般相対論において、アインシュタインテンソルは、エネルギーと整合性を持つような方法で、時空の曲率を記述する重力のアインシュタイン方程式の中で発生する。.
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アインシュタイン方程式
一般相対性理論におけるアインシュタイン方程式（アインシュタインほうていしき、）アインシュタインの重力場方程式（じゅうりょくばのほうていしき、Einstein's field equations；EFE）とも呼ばれる。は、万有引力・重力場を記述する場の方程式である。アルベルト・アインシュタインによって導入された。 アイザック・ニュートンが導いた万有引力の法則を、強い重力場に対して適用できるように拡張した方程式であり、中性子星やブラックホールなどの高密度・大質量天体や、宇宙全体の幾何学などを扱える。.
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アイザック・ニュートン
ウールスソープの生家 サー・アイザック・ニュートン（Sir Isaac Newton、ユリウス暦：1642年12月25日 - 1727年3月20日、グレゴリオ暦：1643年1月4日 - 1727年3月31日ニュートンの生きていた時代のヨーロッパでは主に、グレゴリオ暦が使われ始めていたが、当時のイングランドおよびヨーロッパの北部、東部ではユリウス暦が使われていた。イングランドでの誕生日は1642年のクリスマスになるが、同じ日がグレゴリオ暦では1643年1月4日となる。二つの暦での日付の差は、ニュートンが死んだときには11日にも及んでいた。さらに1752年にイギリスがグレゴリオ暦に移行した際には、3月25日を新年開始の日とした。）は、イングランドの自然哲学者、数学者、物理学者、天文学者。 主な業績としてニュートン力学の確立や微積分法の発見がある。1717年に造幣局長としてニュートン比価および兌換率を定めた。ナポレオン戦争による兌換停止を経て、1821年5月イングランド銀行はニュートン兌換率により兌換を再開した。.
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ウィレム・ド・ジッター
ウィレム・ド・ジッター ウィレム・ド・ジッター（Willem de Sitter, 1872年5月6日 - 1934年11月20日 、デ・シッテルとも）は、オランダの天文学者。フリースラント州スネーク 生まれ。ライデン天文台の台長をつとめた。 1913年に速く動く連星を利用して、光源の運動が光の速さに及ぼす影響を測ることが出来ると唱えた。 1917年に、アインシュタインの重力方程式の解のひとつとしてド・ジッター宇宙モデル（密度と圧力がゼロ、しかし宇宙項は正の値をとる）を発表した。 ド・ジッター宇宙は.
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エネルギー・運動量テンソル
ネルギー・運動量テンソル（エネルギー・うんどうりょうテンソル、、、）とは、質量密度、エネルギー密度、エネルギー流、運動量密度、応力を相対性理論に基づいた形式で記述した物理量である。 一般相対性理論において、アインシュタイン方程式の物質分布を示す項として登場し、重力を生じさせる源（）としての意味を持つ。 エネルギー・運動量テンソルは二階のテンソルであり、記号は T^ で表されることが多い。アインシュタイン方程式で、真空の状況を考える時は、T^.
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エフゲニー・リフシッツ
エフゲニー・ミハイロヴィッチ・リフシッツ（ロシア語:Евгений Михайлович Лифшиц、ラテン文字転写:Evgeny Mikhailovich Lifshitz、1915年2月21日 - 1985年10月29日）は宇宙物理学を専門とする、ソビエト連邦の理論物理学者。 ランダウ、ピタエフスキーとの共著による一連の教科書「理論物理学教程」は、理論物理学を志す学生への手引きとして、あるいは超えるべき壁として今日でも広く知られ、読まれている。 Category:ロシアの物理学者 Category:ソビエト連邦の物理学者 Category:ソビエト連邦科学アカデミー正会員 Category:王立協会外国人会員 Category:モスクワ物理工科大学の教員 Category:労働赤旗勲章受章者 Category:人民友好勲章受章者 Category:レーニン賞受賞者 Category:スターリン賞受賞者 Category:ハリコフ県出身の人物 Category:ハルキウ出身の人物 Category:1915年生 Category:1985年没.
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エドウィン・ハッブル
ドウィン・パウエル・ハッブル（Edwin Powell Hubble, 1889年11月20日 - 1953年9月28日）は、アメリカ合衆国の天文学者。我々の銀河系の外にも銀河が存在することや、それらの銀河からの光が宇宙膨張に伴って赤方偏移していることを発見した。近代を代表する天文学者の一人であり、現代の宇宙論の基礎を築いた人物である。.
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カーナビゲーション
ーナビゲーション（Automotive navigation system）とは、電子的に自動車の走行時に現在位置や目的地への経路案内を行なう機能であり、また「カーナビゲーション・システム」と呼ばれる電子機器のことである。略して「カーナビ」と呼ばれることが多い。「ナビ」と略されることもあり、ナビという言葉自体がカーナビゲーションを表すようになってきている。本項では主に機器について記す。 カーナビは、狭義には車載の固定式機器だけを指すが、広義にはカーナビから発展した携帯型ナビゲーション装置なども含まれており、本項目ではそれら各種を分類しながら以下で説明を行う。.
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カール・シュヴァルツシルト
ール・シュヴァルツシルト（Karl Schwarzschild, 1873年10月9日 - 1916年5月11日）は、ドイツの天文学者、天体物理学者。日本語ではシュワルツシルトやシュバルツシルトとも表記される。.
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カー・ブラックホール
ー・ブラックホール(Kerr Black Hole)とは、自転しているブラックホールのことをいう。発見者であるロイ・カーの名を冠してこう呼ぶ。 ブラックホールが持ちうる物理量は三つだけであり、一つは質量、一つは角運動量、もう一つは電荷である。質量・回転・電荷の三つの性質があり、これを「ブラックホールに毛が三本」と表現することがある。通常ブラックホールといえば、三つの物理量のうち質量のみをもつシュヴァルツシルト・ブラックホールを指すのが普通であるが、質量に加え角運動量を持つ、つまり回転しているブラックホールも存在し、これをカー・ブラックホールと呼ぶ。なお質量に加えて電荷を持つ、つまり帯電しているブラックホールは、ライスナー・ノルドシュトルム・ブラックホールと呼ぶ。 近年カラー（色荷）を持つブラックホールも存在すると発表されたが、全てのブラックホールはいずれシュヴァルツシルト・ブラックホールかカー・ブラックホールに変化する。 カー・ブラックホールの特異点はリング状（環状）になっている。.
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カー・ニューマン解
ー・ニューマン解（カー・ニューマンかい、、）あるいはカー・ニューマン・ブラックホール解とは、一般相対性理論のアインシュタイン方程式の厳密解の一つで、回転する電荷を帯びたブラックホールを表現する軸対称時空の計量 (metric)である。このため、カー・ニューマン計量とも呼ばれる。ニュージーランドの数学者ロイ・カー (Roy Kerr)によるカー解の発見の2年後の1965年に、アメリカのニューマン (Ezra T. Newman) らによって発見された。質量・角運動量・電荷の三つのパラメータを持つブラックホール解として、一般相対性理論の描く時空の姿の理解に広く使われている。 カー・ニューマン計量は、次のように書ける。 ds^.
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カー解
ー解（カーかい、）、カー計量（）あるいはカー・ブラックホール解とは、一般相対性理論におけるアインシュタイン方程式の厳密解の一つで、真空中を定常的に回転する軸対称なブラックホールを表現している。ニュージーランドの数学者ロイ・カー（）によって1963年に発見された。カー計量によって表現される時空には、時間並進と回転に関する2つの等長変換群（アイソメトリ―）が作用する。ペトロフ（）による分類によれば、カー計量はDタイプに属する。 すぐ後に、さらに電荷を帯びた カー・ニューマン解（）も発見され、角運動量・質量・電荷の3つのパラメータを持つブラックホール解として、その後、一般相対性理論の描く時空の姿の理解に広く使われている。 カー・ブラックホールでは、事象の地平面の外側には、回転の影響により、観測者が一点に留まれないエルゴ領域 (ergo region) と呼ばれる領域が形成される。はるか遠方の観測者から見ると、このエルゴ球のちょうど表面で回転と逆方向に放射した光子は放射した一点に留まっているように見え、球面の内側で回転の逆方向に放射した光子は回転の順方向に引きずられているように見える。（ただしエルゴ領域は事象の地平面の近傍に形成されるため時空が極度に縮んでおり、回転の順方向に放射した光子の速度も平坦な時空の光速度より遅れて見え、見かけの超光速が達成されているわけではない。）また、中心部の特異点は、リング状になっていると理解されている。 ブラックホール脱毛定理 において、すべての現実的なブラックホールは、いずれ、角運動量・質量・電荷の3つの物理量のみを持つカー・ニューマンブラックホールに落ち着くと考えられている。また、「アインシュタイン・マクスウェル方程式での軸対称定常解は、カー・ニューマン解に限られる」というブラックホール唯一性定理 (uniqueness theorem)も存在する。 ホーキング は、重力の孤立系としてのブラックホールを、熱力学と類推することにより、ブラックホール熱力学 を構築した。 そこでは、ブラックホールの面積はエントロピーと対応し、常に増大する量となる（ブラックホール面積定理 ）。.
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キロメートル
メートル（kilometre、米国のみ1977年以降 kilometer、記号：km）は、国際単位系 (SI) の長さの単位で、1000 メートルに等しい。 km の記号は、長さのSI基本単位であるメートル m に 103 倍を表すSI接頭辞であるキロ k を付けたものである。 ヘクトメートル ≪ キロメートル ≪ メガメートル.
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クリストッフェル記号
リーマン幾何学において、クリストッフェル記号（クリストッフェルきごう、Christoffel symbols）またはクリストッフェルの三添字記号（クリストッフェルのさんそえじきごう、Christoffel three index symbols）とは、測地線の微分方程式を表すにあたってブルーノ・クリストッフェル (1829–1900) によって導入された記号を言う。 クリストッフェル記号には第一種記号 \left と第二種記号 \left\ の二種類があるが、基本的には第二種記号のことを意味する。.
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クルト・ゲーデル
ルト・ゲーデル（Kurt Gödel, 1906年4月28日 - 1978年1月14日）は、オーストリア・ハンガリー二重帝国（現チェコ）のブルノ生まれの数学者・論理学者である。業績には、完全性定理及び不完全性定理、連続体仮説に関する研究が知られる。.
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クーロンの法則
ーロンの法則（クーロンのほうそく、Coulomb's law）とは、荷電粒子間に働く反発し、または引き合う力がそれぞれの電荷の積に比例し、距離の2乗に反比例すること（逆2乗の法則）を示した電磁気学の基本法則。 ヘンリー・キャヴェンディッシュにより1773年に実験的に確かめられ、シャルル・ド・クーロンが1785年に法則として再発見した。磁荷に関しても同様の現象が成り立ち、これもクーロンの法則と呼ばれる。一般的にクーロンの法則と言えば、通常前者の荷電粒子間の相互作用を指す。クーロンの法則は、マクスウェルの方程式から導くことができる。 また、導体表面上の電場はその場所の電荷密度に比例するという法則も「クーロンの法則」と呼ばれる。こちらは「クーロンの電荷分布の法則」といい区別する。.
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クォーク
ーク（quark）とは、素粒子のグループの一つである。レプトンとともに物質の基本的な構成要素であり、クォークはハドロンを構成する。クオークと表記することもある。 クォークという名称は、1963年にモデルの提唱者の一人であるマレー・ゲルマンにより、ジェイムズ・ジョイスの小説『フィネガンズ・ウェイク』中の一節 "Three quarks for Muster Mark" から命名された 。.
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グローバル・ポジショニング・システム
船舶用GPS受信機 グローバル・ポジショニング・システム（Global Positioning System, Global Positioning Satellite, GPS、全地球測位システム）とは、アメリカ合衆国によって運用される衛星測位システム（地球上の現在位置を測定するためのシステムのこと）を指す。 ロラン-C（Loran-C: Long Range Navigation C）システムなどの後継にあたる。.
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ゲーデル解
ーデル解（ゲーデルかい、）は、一般相対性理論のアインシュタイン方程式の厳密解の一つ。クルト・ゲーデルが1949年に発表した。この解は、宇宙項の大きさをダスト粒子の密度によって再定義するなど多分に人工的なものであるが、解としてはさまざまな奇妙な振る舞いをするため、アインシュタイン方程式そのものに内在する困難さを代表するものとして、よく登場する。 ゲーデル解は物質分布を規定するエネルギー・運動量テンソルを、回転する一様なダスト粒子として仮定し、ゼロでない宇宙項を仮定したアインシュタイン方程式のもとで得られる。また、この解には時空特異点は存在しない。 時空がどこかを中心として自転している場合に相当するので、中心からはるかに離れ、回転速度が相対的に光速を越える場所では時間の輪が生じることになり、宇宙の歴史が周期的に繰り返される（過去と未来の区別が局所的にしか成立しない）と解釈することも可能である。したがって、時間旅行が理論的に可能になる。.
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シュワルツシルト・ブラックホール
ュワルツシルト・ブラックホール (Schwarzschild black hole) は回転しておらず電荷を持たないブラックホールのモデルである。 ブラックホールを特徴づける物理量としては質量、角運動量、電荷の 3 つしかない。これを「ブラックホールに毛が三本」という。この中で質量のみ値を持ち、角運動量と電荷が 0 のブラックホールがシュワルツシルト・ブラックホールである。 カール・シュヴァルツシルトは一般相対性理論の方程式を静的な球対称な真空中の重力場という条件で解いた。この特殊解をシュワルツシルト解と呼ぶ。 シュワルツシルト解において、重力源となっている質量 M の天体が半径 2GM/c2 （G は万有引力定数、c は光速度）よりも内側の領域に集中して存在するなら、その半径よりも内側では脱出速度が光速度を越えてしまう。すなわち光でも脱出できない天体ブラックホールである。この半径をシュワルツシルト半径といい、この半径の球面を事象の地平面という。シュワルツシルト・ブラックホールの中心は重力の特異点となっている。 ブラックホールのモデルには他に、質量と角運動量を持つが電荷を持たないカー・ブラックホール、質量と電荷を持つが角運動量を持たないライスナー・ノルドシュトルム・ブラックホール、質量も角運動量も電荷も持つカー＝ニューマン・ブラックホールがある。.
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シュワルツシルト解
アインシュタインによる一般相対性理論において、シュワルツシルト解（、シュワルツシルト計量 、シュワルツシルト真空 とも）とは、アインシュタイン方程式の厳密解の一つで、球対称で静的な質量分布の外部にできる重力場を記述する。ただし、電荷や角運動量、宇宙定数はすべてゼロとする。この解は太陽や地球など、十分に自転の遅い恒星や惑星が外部の真空空間に及ぼす重力を近似的に表わすことができ、応用されている。名称については、この解を1916年に初めて発表したカール・シュヴァルツシルトに由来する。.
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ジョン・ホイーラー
ョン・アーチボルト・ホイーラー（John Archibald Wheeler, 1911年7月9日 - 2008年4月13日）は、アメリカ合衆国の物理学者である。.
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ジョージ・ガモフ
ョージ・ガモフ（George Gamow, Джордж Гамов, Георгий Антонович Гамов, ゲオルギー・アントノヴィッチ・ガモフ, 1904年3月4日 - 1968年8月19日）は、ロシア帝国領オデッサ（現在はウクライナ領）生まれのアメリカの理論物理学者。アレクサンドル・フリードマンの弟子。.
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ジョゼフ・テイラー
ョゼフ・テイラー（Joseph Hooton Taylor, Jr.、1941年3月29日 - ）はアメリカ合衆国の宇宙物理学者である。1993年、 ラッセル・ハルスと「重力研究の新しい可能性を開いた新型連星パルサーの発見」の功績によりノーベル物理学賞を受賞した。ハルスと発見した連星パルサーは中性子星が連星を構成し、重力波を放出することにより、エネルギーを失ない公転周期が短くなっていくことを示していると考えられるものである。アインシュタインの予測した重力波の存在を間接的に証明するものであった。 フィラデルフィアに生まれた。ハーバード大学で学位をとり、ハーバード大学で研究した後、マサチューセッツ大学の天文学の教授となり 5大学電波天文台（FCRAO： Five College Radio Astronomy Observatory）の副所長となった。その頃、ケンブリッジ大学のジョスリン・ベルらによっての最初のパルサーが発見された。テイラーもアメリカ国立電波天文台でパルサーの探索を始め、ケンブリッジ大学以外で最初にパルサーを発見した。1974年、ハルスとともにアレシボ天文台で連星パルサーPSR B1913+16を発見した。この連星パルサーは中性子星が強力な重力場に他の天体を捕えてその天体のガスが吸い寄せることによって高エネルギーガスを作り出す「リサイクルドパルサー」の最初の発見である。また、連星の公転周期がだんだん短くなっていることから、連星が重力波を放出によりエネルギーを失うという、アインシュタインが予測した重力波の存在を、間接的に証明するものとなった。テイラーは1980年プリンストン大学に移り Distinguished Professor となった。1993年、ハルスと共にノーベル物理学賞を受賞した。.
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スブラマニアン・チャンドラセカール
ブラマニアン・チャンドラセカール（Subrahmanyan Chandrasekhar、（சுப்பிரமணியன் சந்திரசேகர்）、、1910年10月19日 - 1995年8月21日）は、インド生まれのアメリカの天体物理学者。シカゴ大学教授。王立協会フェロー。 1932年、白色矮星の質量に上限（チャンドラセカール質量）があることを理論的計算によって示し、恒星の終焉に関する「チャンドラセカール限界」を提唱した。.
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スティーヴン・ホーキング
ティーヴン・ウィリアム・ホーキング（Stephen William Hawking、1942年1月8日 - 2018年3月14日）は、イギリスの理論物理学者である。大英帝国勲章（CBE）受勲、FRS（王立協会フェロー）、FRA（ロイヤル・ソサエティ・オブ・アーツフェロー）。スティーブン・ホーキングとも。 一般相対性理論と関わる分野で理論的研究を前進させ、1963年にブラックホールの特異点定理を発表し世界的に名を知られた。1971年には「宇宙創成直後に小さなブラックホールが多数発生する」とする理論を提唱、1974年には「ブラックホールは素粒子を放出することによってその勢力を弱め、やがて爆発により消滅する」とする理論（ホーキング放射）を発表、量子宇宙論という分野を形作ることになった。現代宇宙論に多大な影響を与えた人物である。 また、一般人向けに現代の理論的宇宙論を平易に解説するサイエンス・ライターの才能も持ち合わせており、その著作群が各国で翻訳されており、これでも人々によく知られている（日本語版は『ホーキング、宇宙を語る』など）。 「車椅子の物理学者」としても知られる。1960年代、学生の頃に筋萎縮性側索硬化症（ALS）を発症したとされている。ALSは長い間、発症から5年程度で死に至る病であると考えられていたが、途中で進行が急に弱まり、発症から50年以上にわたり研究活動を続けた。晩年は意思伝達のために重度障害者用意思伝達装置を使っており、スピーチや会話ではコンピュータプログラムによる合成音声を利用していた。.
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スカラー曲率
リーマン幾何学におけるスカラー曲率（すからーきょくりつ、Scalar curvature）またはリッチスカラー（Ricci scalar）は、リーマン多様体の最も単純な曲率不変量である。リーマン多様体の各点に、その近傍における多様体の内在的な形状から定まる単一の実数を対応させる。 2次元においては、スカラー曲率はリーマン多様体の曲率を完全に特徴付ける。しかし、次元が3以上の場合は、曲率の決定にはさらに情報が必要である。詳しい議論はリーマン多様体の曲率(en) を参照。 スカラー曲率はしばしば S (その他の表記としてSc, R)と表され、計量テンソル g に関するリッチ曲率 Ric のトレース として定義される。リッチテンソルは (0,2)-型テンソルであり、トレースをとるためには最初の添字を上げて (1,1)-型テンソルとしなければならないから、このトレースは計量の取り方に依存する。局所座標系を用いて と書き表すことができる。ただし である。座標系と計量テンソルが与えられたとき、スカラー曲率は のように表示できる。ここで Γabc は計量のクリストッフェル記号である。 任意のアフィン接続に対して自然に定義されるリーマン曲率テンソルやリッチテンソルとは異なり、スカラー曲率は（その定義がまさに計量と不可分な方法で与えられたことを思えば）完全にリーマン幾何学の領域に特有の概念であることが分かる。.
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サニャック効果
ニャック効果（サニャックこうか、Sagnac effect 又は Harress-Sagnac effect）とは、回転する観測者から見た現象には、時間のずれが移動経路（および移動方向）に依存して生じるという効果を指す。回転する観測者から見た現象は回転座標系を用いて記述されるが、この座標系は非慣性系であり、一般相対論により取り扱われる。 狭義では角速度を検出するリングレーザージャイロスコープや光ファイバジャイロスコープ等において光伝播速度が伝播方向に依存する効果・現象を指す。 この効果は回転座標系から（特殊相対論で扱うことのできる）慣性系に変換して考えれば説明が容易である（したがって一般相対論を敢えて知る必要は無いとも言える）。.
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ゆがみ
ゆがみ(歪度)は、とがり（尖度）とともに、形の標準からのずれを表す用語である。.
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共変微分
微分幾何学における共変微分（きょうへんびぶん、covariant derivative）とは、可微分多様体上の微分演算を言う。クリストッフェル並びにレヴィ＝チヴィタ、リッチによって導入された。局所表示をとった場合その変換規則は共変（covariant）となる。.
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光
上方から入ってきた光の道筋が、散乱によって見えている様子。（米国のアンテロープ・キャニオンにて） 光（ひかり）とは、基本的には、人間の目を刺激して明るさを感じさせるものである。 現代の自然科学の分野では、光を「可視光線」と、異なった名称で呼ぶことも行われている。つまり「光」は電磁波の一種と位置付けつつ説明されており、同分野では「光」という言葉で赤外線・紫外線まで含めて指していることも多い。 光は宗教や、哲学、自然科学、物理などの考察の対象とされている。.
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。.
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固有時
固有時（こゆうじ）とは、物理現象・物理法則を支配する時間を言う。特殊相対性理論・一般相対性理論により，ある観測者から見て移動する座標系若しくは重力等で歪んだ時空座標系の下でも，（時空点ごとに固有・不変となる）固有時を用いることにより物理法則は普遍形・不変形を示す。 本稿では特殊相対性理論に基づく観点の下で固有時の説明を行う。 ---- 固有時（こゆうじ）とは、注目する物体に伴って移動する座標系で計測した時間のことである。一般に記号はτを用いる。ニュートン力学まで用いられた全宇宙で一意な絶対時間に代わり、注目すべき物体の固有時が物理法則の記述に用いられるようになった。 アインシュタインは一般相対性理論に基づく観点から、「私は全宇宙に時計を置いた」と述べている。.
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理論物理学教程
『理論物理学教程』（りろんぶつりがくきょうてい、Курс теоретической физики; Course of Theoretical Physics）は、レフ・ランダウ、エフゲニー・リフシッツおよびらによる物理学の教科書。『ランダウ＝リフシッツの理論物理学教程』とも呼ばれる。様々な言語に翻訳されており、標準的な教科書として使用されている。日本では個々の巻を指して「ランダウの力学」「ランダウの統計」などと称されることが多い。「ランダウの〜」と呼ばれるものの文章を書くことが不得手であったランダウに代わり実際に『教程』を執筆したのはリフシッツである。リフシッツはランダウが交通事故に遭遇した時点で未完だった10巻のうち3巻をピタエフスキーに協力を仰ぎつつ『教程』を完成させた。『教程』が全巻完結した後も最新の知見を盛り込むなど改訂を続け、個々の巻は初期の版に比べ大幅にページ数が増加している。.
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等価原理
等価原理（とうかげんり、）は、物理学における概念の一つで、重力を論じる一般相対性理論の構築原理として用いられる他に、異なる座標系での物理量測定の一致性についての議論でも登場する。.
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米国物理学協会
米国物理学協会（べいこくぶつりがくきょうかい、英語：American Institute of Physics、略称：AIP）は、アメリカ合衆国の物理学系学会の連合組織であると共に、独自でも学術雑誌を発行しており、学会としての機能も有している。12.5万人のメンバーが所属しており、単独の物理系学会では世界最大のドイツ物理学会、その次の米国物理学会より規模が大きい。.
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粒子
粒子（りゅうし、particle）は、比較的小さな物体の総称である。大きさの基準は対象によって異なり、また形状などの詳細はその対象によって様々である。特に細かいものを指す微粒子といった語もある。.
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素粒子物理学
素粒子物理学（そりゅうしぶつりがく、particle physics）は、物質の最も基本的な構成要素(素粒子)とその運動法則を研究対象とする物理学の一分野である。 大別して素粒子論（素粒子理論）と素粒子実験からなる。また実証主義、還元主義に則って実験的に素粒子を研究する体系を高エネルギー物理学と呼ぶ。 粒子加速器を用い、高エネルギー粒子の衝突反応を観測することで、主に研究が進められることから、そう命名された。しかしながら、現在、実験で必要とされる衝突エネルギーはテラ電子ボルトの領域となり、加速器の規模が非常に大きくなってきている。将来的に建設が検討されている国際リニアコライダーも建設費用は一兆円程度になることが予想されている。また、近年においても、伝統的に非加速器による素粒子物理学の実験的研究が模索されている。 何をもって素粒子とするのかは時代とともに変化してきており、立場によっても違い得るが標準理論の枠組みにおいては、物質粒子として6種類のクォークと6種類のレプトン、力を媒介する粒子としてグルーオン、光子、ウィークボソン、重力子(グラビトン)、さらにヒッグス粒子等が素粒子だと考えられている。超弦理論においては素粒子はすべて弦（ひもともいう）の振動として扱われる。.
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線型近似
数学における線型近似（せんけいきんじ、linear approximation）とは、一般の関数を一次関数を用いて（より正確に言えばアフィン写像を用いて）近似することである。 例えば、2回微分可能な一変数関数 f は、テイラーの定理の n.
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繰り込み
繰り込み（くりこみ）とは、場の量子論で使われる、計算結果が無限大に発散してしまうのを防ぐ数学的な技法であり、同時に場の量子論が満たすべき最重要な原理のひとつでもある。 くりこみにより、場の量子論を電磁相互作用に適用した量子電磁力学が完成した。場の量子論にくりこみを用いる方法は、以後の量子色力学およびワインバーグ・サラム理論を構築する際の規範となる。.
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点 (数学)
数学における点（てん、point）の概念は、今日では非常に広範な意味を持つものとして扱われる。歴史的には、「点」というものは、古代ギリシアの幾何学者が想定したように、直線・平面・空間を形作る根元的な「構成要素」、「原子」となるべきものであり、直線、平面、空間は点からなる集合（点集合）ということになる。しかし、19世紀の終わりごろにゲオルク・カントールによる集合論の創始と、それに続く数多くの「数学的構造」の出現があって以降は、その文脈で「空間」と呼ぶことにした任意の集合における任意の元という意味で「点」という用語が用いられる（例えば、距離空間の点、位相空間の点、射影空間の点、など）。古代ギリシア人は「点」と「数」とを区別して扱ったが、それとは対照的に、この文脈では「数（実数）」は実数直線上の点であるという言い回しを用いることができる。 つまり数学者にとって最も一般の意味での「点」とは、集合が「空間」と捉えられかつ公理によって規定される特定の性質を備えているという状況さえあれば十分で、そのような「空間」の任意の元がすなわち「点」なのである。したがって、今日における術語「空間」は全体集合に、また術語「点」は元に、ほぼ同義である。考えている問題がもはや幾何学とは何の関係もないような場合でさえ、何らかの示唆的な期待によって「点」や「空間」という語が用いられている。.
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物理学
物理学（ぶつりがく, ）は、自然科学の一分野である。自然界に見られる現象には、人間の恣意的な解釈に依らない普遍的な法則があると考え、自然界の現象とその性質を、物質とその間に働く相互作用によって理解すること（力学的理解）、および物質をより基本的な要素に還元して理解すること（原子論的理解）を目的とする。化学、生物学、地学などほかの自然科学に比べ数学との親和性が非常に強い。 古代ギリシアの自然学 にその源があり, という言葉も、元々は自然についての一般的な知識の追求を意味しており、天体現象から生物現象までを含む幅広い概念だった。現在の物理現象のみを追求する として自然哲学から独立した意味を持つようになったのは19世紀からである。 物理学の古典的な研究分野は、物体の運動、光と色彩、音響、電気と磁気、熱、波動、天体の諸現象（物理現象）である。.
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特異点
特異点（とくいてん、singularity）とは、ある基準 の下、その基準が適用できない (singular) 点である。したがって、特異点は基準があって初めて認識され、「—に於ける特異点」「—に関する特異点」という呼ばれ方をする。特異点という言葉は、数学と物理学の両方で用いられる。.
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特異点定理
特異点定理（とくいてんていり）またはペンローズ・ホーキングの特異点定理() は、重力は重力の特異点(en:gravitational singularity)を必要とするかどうか、という問いへの、一般相対性理論による結論のまとめである。 これらの定理は、物質は妥当なエネルギー状況 を満たしているため、この問いに肯定的に回答している。これは、妥当な物質をともなう一般相対性理論の厳密解は、一般相対性理論が崩壊する特異点を含んでいる、ということを示している。.
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特殊相対性理論
特殊相対性理論（とくしゅそうたいせいりろん、Spezielle Relativitätstheorie、Special relativity）とは、慣性運動する観測者が電磁気学的現象および力学的現象をどのように観測するかを記述する、物理学上の理論である。アルベルト・アインシュタインが1905年に発表した論文に端を発する。特殊相対論と呼ばれる事もある。.
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相対性理論
一般相対性理論によって記述される、2次元空間と時間の作る曲面。地球の質量によって空間が歪むとして記述して、重力を特殊相対性理論に取り入れる。実際の空間は3次元であることに注意すべし。 相対性理論（そうたいせいりろん、Relativitätstheorie, theory of relativity）または相対論は特殊相対性理論と一般相対性理論の総称である。量子論に対し古典論に分類される物理の分野としては、物理史的には最後の「大物」であった。量子力学と並び、いわゆる現代物理の基本的な理論である。 特殊と一般の、いずれもアルベルト・アインシュタインにより記述された。まず、等速運動する慣性系の間において物理法則は互いに不変であるはずという原理（相対性原理）と光速度不変の原理から導かれたのが、特殊相対性理論である（1905年）。特殊相対性理論は、時間と空間に関する相互間の変換が、相対速度が光速に近づくと、従来のいわゆる「ニュートン時空」的に信じられていたガリレイ変換の結果とは違ったものになること、そういった場合にはローレンツ変換が正しい変換であることを示した（「ミンコフスキー時空」）。 続いて、等価原理により加速度によるいわゆる「見かけの重力」と重力場を「等価」として、慣性系以外にも一般化したのが一般相対性理論である（1915〜1916年）。.
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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。.
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荷電粒子
荷電粒子（かでんりゅうし）とは、電荷を帯びた粒子のこと。通常は、イオン化した原子や、電荷を持った素粒子のことである。 核崩壊によって生じるアルファ線（ヘリウムの原子核）やベータ線（電子）は、荷電粒子から成る放射線である。質量の小さな粒子が電荷を帯びると、電場によって正と負の電荷が引き合ったり、反対に正と正、負と負が反発しあったりするクーロン力を受けたり、また磁場中でこういった粒子が運動することで進行方向とは直角方向に生じる力を受けたりする。これら2つの力をまとめてローレンツ力というが、磁場によって生じる力のほうが大きい場合には電界による力を無視して、磁場の力だけをローレンツ力と言うことがある。これはローレンツ力の定義式にある電界の項をゼロとおき（電界の影響が小さいため無視する）、磁場の影響だけを計算した結果で、近似である。詳しくはローレンツ力を参照。.
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計量テンソル
計量テンソル（けいりょうテンソル、metric tensor）は、リーマン幾何学において、空間内の距離と角度を定義する、階数（）が2のテンソルである。多様体が与えられたとき、多様体の接空間で、滑らかに変化する非負の2次関数を選ぶことができる場合、その多様体をリーマン多様体と呼ぶ。そのため、計量テンソルは、リーマン計量（）と呼ばれることもある。 ひとたび、ある座標系 が選ばれると、計量テンソルは行列形式で定義される。通常、 として表記され、各成分は と表される。以下では、添え字の和に関してアインシュタインの縮約記法を用いる。 点 から までの曲線の長さは、 をパラメータとして、 と定義される。2つの接ベクトル（）U.
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谷川安孝
谷川 安孝（たにかわ やすたか、1916年（大正5年）3月12日 - 1987年（昭和62年）12月13日）は、兵庫県出身の理論物理学者である。 1939年に物理学者の坂田昌一と共に中性中間子が非常な短時間で2つあるいは3つのγ線になることを発表した。 1949年に日本人で初めてノーベル賞（ノーベル物理学賞）を受賞した湯川秀樹に師事し、1942年に坂田昌一、井上健と共に中間子とミュー粒子は別種であり、中間子はミュー粒子より重く、中間子が自然崩壊してミュー粒子に変化するという二中間子説を提唱した学者として知られている - Yahoo!百科事典、日本大百科全書、2012年10月27日閲覧。。.
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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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超弦理論
ラビ-ヤウ空間 超弦理論（ちょうげんりろん、）は、物理学の理論、仮説の1つ。物質の基本的単位を、大きさが無限に小さな0次元の点粒子ではなく、1次元の拡がりをもつ弦であると考える弦理論に、超対称性という考えを加え、拡張したもの。超ひも理論、スーパーストリング理論とも呼ばれる。 宇宙の姿やその誕生のメカニズムを解き明かし、同時に原子、素粒子、クォークといった微小な物のさらにその先の世界を説明する理論の候補として、世界の先端物理学で活発に研究されている理論である。この理論は現在、理論的な矛盾を除去することには成功しているが、なお不完全な点を指摘する専門家もおり、また実験により検証することが困難であろうとみなされているため、物理学の定説となるまでには至っていない。.
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軌道速度
一般に惑星、衛星、人工衛星または連星などの物体の軌道速度（きどうそくど）とは、系における普通はより質量の大きな物体の重心の周りで軌道に乗る速度のことをあらわす。平均的な軌道速度や、全周を平均しての軌道速度か、あるいは軌道のある地点における速度である瞬間軌道速度について言及するのに用いうる言葉である。 任意の位置における軌道速度はその位置での中心の物体からの距離と軌道エネルギーから求めることができる。軌道エネルギーは位置とは無関係に決まり、その力学的エネルギーは全エネルギーから位置エネルギーを引いたものである。 それにより、天体力学の標準的仮定の元で軌道速度(v\)は.
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近点・遠点
近地点と遠地点の位置関係 近点・遠点（きんてん・えんてん、periapsis and apoapsis) とは、軌道運動する天体が、中心天体の重力中心に最も近づく位置と、最も遠ざかる位置のことである。両者を総称して軌道極点またはアプシス(apsis) と言う。 特に、中心天体が太陽のときは近日点・遠日点（きんじつてん・えんじつてん、perihelion and aphelion ）、主星が地球のときは近地点・遠地点（きんちてん・えんちてん、perigee and apogee ）、連星系では近星点・遠星点（きんせいてん・えんせいてん、periastron and apastron）と言う。地球を周回する人工衛星については英単語のままペリジー・アポジーとも言う。主星が惑星の場合、例えば木星の衛星や木星を周回する探査機（ジュノーなど）の軌道の木星に対する近点・遠点は近木点・遠木点（きんもくてん・えんもくてん、perijove and apojove）、土星ならば近土点・遠土点（きんどてん・えんどてん、perichron and apochron）と表現することもある。 中心天体の周りを周回する天体は楕円軌道を取るが、中心天体は楕円の中心ではなく、楕円の長軸上にふたつ存在する焦点のいずれかに位置する。このため周回する天体は中心天体に対して、最も接近する位置(近点)と最も遠ざかる位置(遠点)を持つことになる。遠点・近点および中心天体の重力中心は一直線をなし、この直線は楕円の長軸に一致する。 中心天体の重力中心から近点までの距離を近点距離（近日点距離、近地点距離）、遠点までの距離を遠点距離（遠日点距離、遠地点距離）といい、それぞれ軌道要素の1つである。軌道長半径、離心率、近点距離、遠点距離の4つの軌道要素のうち2つを指定すれば、軌道の2次元的な形状が決まる。通常、軌道長半径と離心率が使われるが、放物線軌道・双曲線軌道（特に、彗星の軌道）については通常の意味での軌道長半径を定義できないので、近点距離と離心率が使われる。なお、人工衛星については近地点高度・遠地点高度という言葉もあるが、これらは地球の海面（ジオイド）からの距離である。 他の天体による摂動、一般相対論的効果により、近点は（したがって遠点も）少しずつ移動することがある。これを近点移動（近日点移動、近地点移動）という。.
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近点移動
近点移動（きんてんいどう、Apsidal precession）とは、天体が軌道運動するときに楕円軌道の長軸の向きが回転する現象である。特に中心天体が太陽のときは近日点移動、中心天体が地球のときは近地点移動、連星系では近星点移動と言う。 近点移動の値は、近点引数\omegaを時間で一階微分して得られる。代わりに近日点黄経\varpiの時間一階微分が使われることもある。.
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赤方偏移
赤方偏移（せきほうへんい、redshift）とは、主に天文学において、観測対象からの光（可視光だけでなく全ての波長の電磁波を含む）のスペクトルが長波長側（可視光で言うと赤に近い方）にずれる現象を指す。 波長λのスペクトルがΔλだけずれている場合、赤方偏移の量 z を と定義する。.
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重力
重力（じゅうりょく）とは、.
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重力場
重力場の概念図 重力場（じゅうりょくば、）とは、万有引力（重力）が作用する時空中に存在する場のこと。 重力を記述する手法としては、ニュートンの重力理論に基づく手法と、アインシュタインによる一般相対性理論に基づく手法がある。.
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重力子
重力子（じゅうりょくし、graviton、グラビトン）は、素粒子物理学における四つの力のうちの重力相互作用を伝達する役目を担わせるために導入される仮説上の素粒子。2016年までのところ未発見である。 アルベルト・アインシュタインの一般相対性理論より導かれる重力波を媒介する粒子として提唱されたものである。スピン2、質量0、電荷0、寿命無限大のボース粒子であると予想され、力を媒介するゲージ粒子である。.
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重力崩壊
重力崩壊のメカニズムのモデル 重力崩壊（じゅうりょくほうかい）は、末期の恒星が自らの重力に耐え切れずに崩壊する物理現象。 恒星は重力によって中心部に向かって凝縮している一方で、プラズマの熱運動や電気的な反発力によって一定の大きさを保っている。核融合が進むと原子量の小さい原子核が無くなることによって核融合が停止し、反発力が衰える。それによって恒星はより凝縮され、再び核融合が始まれば凝縮が止まる。しかし、中心部が鉄で占められるようになると（鉄の原子核は最も安定なため、これ以上の核融合は起こらない）、今度は鉄がガンマ線を吸収しヘリウムと中性子に分解される光崩壊が起こることになる。すると、星の中心部は空洞と同じ状態になり、今度は周りの物質が急激に中心へ落ち込み圧縮される。この圧縮により中心部にコアができ、そのコアで反射した衝撃波が外部へ広がり、星が崩壊する。これが重力崩壊であり、II型の超新星爆発である。 中心部の圧縮されたコアは、ブラックホールまたは中性子星となる。 また、理論予想としては、さらに核子が融解してクォークが剥き出しになるクォーク星の存在が考えられている。 Category:コンパクト星 Category:重力.
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重力レンズ
銀河団Abell 1689によって作られた重力レンズ。遠方の多数の銀河の像が円弧状に引き伸ばされて見えている 重力レンズ効果 重力レンズ（じゅうりょくレンズ、）とは、恒星や銀河などが発する光が、途中にある天体などの重力によって曲げられたり、その結果として複数の経路を通過する光が集まるために明るく見えたりする現象。光源と重力源との位置関係によっては、複数の像が見えたり、弓状に変形した像が見えたりする。重力レンズ効果とも言われる。また、リング状の像のものはアインシュタインリングと言われる。.
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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 (相対論)
重力波（じゅうりょくは、）は、時空（重力場）の曲率（ゆがみ）の時間変動が波動として光速で伝播する現象。1916年に、一般相対性理論に基づいてアルベルト・アインシュタインによってその存在が予言された後、約100年に渡り、幾度と無く検出が試みられ、2016年2月に直接検出に成功したことが発表された。 重力により発生する液体表面の流体力学的な重力波（）とは異なる。.
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量子力学
量子力学（りょうしりきがく、quantum mechanics）は、一般相対性理論と同じく現代物理学の根幹を成す理論として知られ、主として分子や原子、あるいはそれを構成する電子など、微視的な物理現象を記述する力学である。 量子力学自身は前述のミクロな系における力学を記述する理論だが、取り扱う系をそうしたミクロな系の集まりとして解析することによって、ニュートン力学に代表される古典論では説明が困難であった巨視的な現象についても記述することができる。たとえば量子統計力学はそのような応用例の一つである。従って、生物や宇宙のようなあらゆる自然現象もその記述の対象となり得る。 代表的な量子力学の理論として、エルヴィン・シュレーディンガーによって創始された、シュレーディンガー方程式を基礎に置く波動力学と、ヴェルナー・ハイゼンベルク、マックス・ボルン、パスクアル・ヨルダンらによって構成された、ハイゼンベルクの運動方程式を基礎に置く行列力学がある。ただしこの二つは数学的に等価である。 基礎科学として重要で、現代の様々な科学や技術に必須な分野である。 たとえば科学分野について、太陽表面の黒点が磁石になっている現象は、量子力学によって初めて解明された。 技術分野について、半導体を利用する電子機器の設計など、微細な領域に関するテクノロジーのほとんどは量子力学を基礎として成り立っている。そのため量子力学の適用範囲の広さと現代生活への影響の大きさは非常に大きなものとなっている。一例として、パソコンや携帯電話、レーザーの発振器などは量子力学の応用で開発されている。工学において、電子工学や超伝導は量子力学を基礎として展開している。.
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量子化学
量子化学（りょうしかがく、quantum chemistry）とは理論化学（物理化学）の一分野で、量子力学の諸原理を化学の諸問題に適用し、原子と電子の振る舞いから分子構造や物性あるいは反応性を理論的に説明づける学問分野である。.
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量子論
量子論（りょうしろん）とは、ある物理量が任意の値を取ることができず、特定の離散的な値しかとることができない、すなわち量子化を受けるような全ての現象と効果を扱う学問である。粒子と波動の二重性、物理的過程の不確定性、観測による不可避な擾乱も特徴である。量子論は、マックス・プランクのまで遡る全ての理論、、概念を包括する。量子仮説は1900年に、例えば光や物質構造に対する古典物理学的説明が限界に来ていたために産まれた。 量子論は、相対性理論と共に現代物理学の基礎的な二つの柱である。量子物理学と古典物理学との間の違いは、微視的な（例えば、原子や分子の構造）もしくは、特に「純粋な」系（例えば、超伝導やレーザー光）において特に顕著である。しかし、様々な物質の化学的および物理的性質（色、磁性、電気伝導性など）のように日常的な事も、量子論によってしか説明ができない。 量子論には、量子力学と量子場理論と呼ばれる二つの理論物理学上の領域が含まれる。量子力学はの場の影響下での振る舞いを記述する。量子場理論は場も量子的対象として扱う。これら二つの理論の予測は、実験結果と驚くべき精度で一致する。唯一の欠点は、現状の知識状態では一般相対性理論と整合させることができないという点にある。.
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量子重力理論
量子重力理論（りょうしじゅうりょくりろん、）は、重力相互作用（重力）を量子化した理論である。単に量子重力（りょうしじゅうりょく：Quantum Gravity(QG), Quantum Gravitation）または重力の量子論（Quantum Theory of Gravity）などとも呼ばれる。 ユダヤ系ロシア人のマトベイ・ブロンスタインがパイオニアとされる。一般相対性理論と量子力学の双方を統一する理論と期待されている。物理学の基礎概念である時間、空間、物質、力を統一的に理解するための鍵であり、物理学における最重要課題の一つと言われている。 量子重力理論は現時点ではまったく未完成の未知の理論である。量子重力を考える上で最大の問題点はその指針とすべき基本的な原理がよく分かっていないということである。そもそも重力は自然界に存在する四つの力（基本相互作用）の中で最も弱い。従って、量子化された重力が関係していると考えられる現象が現在到達できる技術レベルでは観測できないためである。.
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電子
電子（でんし、）とは、宇宙を構成するレプトンに分類される素粒子である。素粒子標準模型では、第一世代の荷電レプトンに位置付けられる。電子は電荷−1、スピンのフェルミ粒子である。記号は e で表される。また、ワインバーグ＝サラム理論において弱アイソスピンは−、弱超電荷は−である。.
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電磁気学
電磁気学（でんじきがく、）は、物理学の分野の1つであり、電気と磁気に関する現象を扱う学問である。工学分野では、電気磁気学と呼ばれることもある。.
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電磁波
電磁波（でんじは ）は、空間の電場と磁場の変化によって形成される波（波動）である。いわゆる光（赤外線、可視光線、紫外線）や電波は電磁波の一種である。電磁放射（）とも呼ばれる。現代科学において電磁波は波と粒子の性質を持つとされ、波長の違いにより様々な呼称や性質を持つ。通信から医療に至るまで数多くの分野で用いられている。 電磁波は波であるので、散乱や屈折、反射、また回折や干渉などの現象を起こし、 波長によって様々な性質を示す。このことは特に観測技術で利用されている。 微視的には、電磁波は光子と呼ばれる量子力学的な粒子であり、物体が何らかの方法でエネルギーを失うと、それが光子として放出される。また、光子を吸収することで物体はエネルギーを得る。.
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電荷
電荷（でんか、electric charge）は、素粒子が持つ性質の一つである。電気量とも呼ぶ。電荷の量を電荷量という。電荷量のことを単に電荷と呼んだり、電荷を持つ粒子のことを電荷と呼んだりすることもある。.
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GPS衛星
GPS衛星 GPS衛星（ジーピーエスえいせい、GPS satellite）とは、グローバル・ポジショニング・システム（Global positioning system, GPS）で用いられる人工衛星である。正式名称は「ナブスター (NAVSTAR: Navigation Satellites with Time And Ranging) 衛星」である。このシステムの最初の衛星ナブスター1は、1978年2月22日に打上げられた。 GPS衛星コンステレーションは、アメリカ空軍第50宇宙航空団で運用されている。.
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LIGO
LIGO(ライゴ、Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory)は1916年にアルベルト・アインシュタインが存在を提唱した重力波の検出のための大規模な物理学実験とその施設。英名を直訳すると「レーザー干渉計重力波観測所」となる。研究は1992年にカリフォルニア工科大学のキップ・ソーンと、マサチューセッツ工科大学のレイナー・ワイスが共同設立し、両校や他の大学機関なども参加する科学者による共同研究事業である。研究計画と重力波天文学のデータの分析にかかわる研究者はという組織を作っており、世界の900人以上の科学者が参加している。LIGOは、ドイツマックス・プランク研究所、の大きな寄与を受けてアメリカ国立科学財団(NSF)に設立された。 2015年9月、5年間で2億ドルをかけた改良を行い、総額6億2000万ドルをかけた「世界最大の重力波施設」が完成した。LIGOはアメリカ国立科学財団（NSF）が設立した最大かつ最も野心的な計画である。 2016年2月11日、LIGO科学コラボレーションおよびVirgoコラボレーションは、2015年9月14日9時51分(UTC)に重力波を検出したと発表した。この重力波は地球から13億光年離れた2個のブラックホール（それぞれ太陽質量の36倍、29倍）同士の衝突合体により生じたものである。.
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M理論
M理論（Mりろん）とは、現在知られている5つの超弦理論を統合するとされる、11次元（空間次元が10個、時間次元が1個）の仮説理論である。尚、この理論には弦は存在せず、2次元の膜（メンブレーン）や5次元の膜が構成要素であると考えられている。.
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Portable Document Format
Portable Document Format（ポータブル・ドキュメント・フォーマット、略称：PDF）は、アドビシステムズが開発および提唱する、電子上の文書に関するファイルフォーマットである。1993年に発売されたAdobe Acrobatで採用された。 特定の環境に左右されずに全ての環境でほぼ同様の状態で文章や画像等を閲覧できる特性を持っている。 アドビシステムズはPDF仕様を1993年より無償で公開していたが、それでもPDF規格はAdobeが策定するプロプライエタリなフォーマットであった。2008年7月には国際標準化機構によってISO 32000-1として標準化された。アドビはISO 32000-1 についての特許を無償で利用できるようにしたが、XFA (Adobe XML Forms Architecture) やAdobe JavaScriptなどはアドビのプロプライエタリな部分として残っている。.
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PPN形式
PPN形式は、一般相対性理論を太陽系などの弱い重力場で検証するために考案された近似展開の手法で、一般相対性理論のアインシュタイン方程式だけではなく、他の重力理論の可能性も含めた計量の表現である。 「PPN形式」は、パラメトライズド・ポスト・ニュートニアン形式 の略。 サムネイル PPN形式はアインシュタインの等価原理を満たす重力理論に対して適用されるもので、光速は一定であると仮定している。また、計量は対称である、とも仮定しているので、非対称な計量を用いる重力理論には適用されない。PPN形式を一般相対性理論でのパラメータで表現するならば、ポスト・ニュートン展開に一致する。.
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PSR B1913+16
PSR B1913+16の公転減衰。放物線は、一般相対線理論から予測される公転周期の変化で、赤い点は観測値 PSR B1913+16は、別の中性子星と共通の重心を回る連星系を形成するパルサー（連星パルサー）である。1974年、マサチューセッツ大学アマースト校のラッセル・ハルスとジョゼフ・テイラーが発見した。彼らの分析により、一般相対性理論に従い、この連星系は重力波を放出してエネルギーを失っていることが強く示唆され、彼らは1993年のノーベル物理学賞を受賞した。発見者にちなんで、「ハルス-テイラーの連星パルサー」とも呼ばれる。.
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WMAP
WMAP WMAP で得られた宇宙マイクロ波背景放射の画像 比較：COBE で得られた宇宙マイクロ波背景放射の画像 ウィルキンソン・マイクロ波異方性探査機（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe: WMAP）は、アメリカ航空宇宙局 (NASA) が打ち上げた宇宙探査機である。WMAP の任務はビッグバンの名残の熱放射である宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) の温度を全天にわたってサーベイ観測することである。 この探査機は2001年6月30日午後3時46分 (EDT) にアメリカのケープカナベラル空軍基地からデルタIIロケットで打ち上げられ、太陽と地球のラグランジュ点 (L2) で2010年8月まで観測を行った。.
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接ベクトル空間
多様体上の接ベクトル空間（せつベクトルくうかん、英語：tangent vector space）あるいは 接空間（英語：tangent space）とは、多様体上の各点で定義されるベクトル空間であり、その点における全ての接ベクトルの集合である。接ベクトル空間は、ユークリッド空間内の曲線や曲面における接ベクトルの一般化ともいえる。.
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恒藤敏彦
恒藤 敏彦（つねとう としひこ、1930年8月10日 - 2010年4月14日 ）は日本の物理学者。京都大学名誉教授。 京都府京都市出身。父は法哲学者の恒藤恭。祖父は地質学者の恒藤規隆。兄弟に同志社大学法学部教授を務めた恒藤武二がいる。1953年京都大学理学部物理学科卒、1958年京都大学大学院理学研究科物理学専攻博士課程修了。理学博士（京都大学）。 1963年大阪大学理学部講師、1967年京都大学理学部助教授、1971年京都大学理学部教授。後龍谷大学教授。.
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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。.
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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。.
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楕円型偏微分方程式
数学の分野における楕円型偏微分方程式（だえんがたへんびぶんほうていしき、）とは、一般的な二階の偏微分方程式 で次の条件を満たすもののことを言う： （ここで、暗に u_.
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水星
水星（すいせい、英：Mercury マーキュリー、Mercurius メルクリウス）は、太陽系にある惑星の1つで、太陽に最も近い公転軌道を周回している。岩石質の「地球型惑星」に分類され、太陽系惑星の中で大きさ、質量ともに最小のものである以前最小の惑星だった冥王星は2006年に準惑星へ分類変更された。。.
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江沢洋
江沢 洋（えざわ ひろし、1932年6月2日 - ）は、日本の物理学者。学習院大学名誉教授。 東京府出身。1960年東京大学大学院理学研究科物理学専攻博士課程修了、「超高エネルギー領域におけるπ中間子と核子との相互作用」で理学博士、東大理学部助手、1963年から1967年まで米国、ドイツに学ぶ。1967年学習院大学助教授、1970年教授、1977年『だれが原子をみたか』でサンケイ児童出版文化賞受賞。1998年定年退任、名誉教授。.
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測地線
測地線（そくちせん、）とは、直線の概念を曲がった空間において一般化したものである。 計量が定義される空間においては、測地線は、2つの離れた点を結ぶ（局所的に）最短な線として定義される。アフィン接続が定義される空間においては、測地線は、曲線のうち、その接ベクトルが曲線に沿って移動しても平行に保たれるような曲線（測地的曲率が常に0）として定義される。測地線の中でその長さが2点間の距離に等しくなるものを最短測地線という。 言葉の由来は、測地学からであり、地球上の2点間の最短ルート（大円の一部）による。この概念は、数学的な空間にも拡張され、例えばグラフ理論ではグラフ上の2つの頂点（vertex）や結節点 () 間の測地線が定義されている。一般相対性理論では、光は曲がった空間での測地線を進むという原理に基づいて構築されている。.
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湯川秀樹
湯川 秀樹（ゆかわ ひでき、1907年（明治40年）1月23日 - 1981年（昭和56年）9月8日）は、日本の理論物理学者。 京都府京都市出身。 原子核内部において、陽子や中性子を互いに結合させる強い相互作用の媒介となる中間子の存在を1935年に理論的に予言した。1947年、イギリスの物理学者セシル・パウエルが宇宙線の中からパイ中間子を発見したことにより、湯川の理論の正しさが証明され、これにより1949年（昭和24年）、日本人として初めてノーベル賞を受賞した。 京都大学・大阪大学名誉教授。京都市名誉市民。1943年（昭和18年）文化勲章。位階勲等は従二位勲一等旭日大綬章。学位は理学博士。.
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方程式
14''x'' + 15.
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日食
2006年3月29日のトルコでの皆既日食 2012年5月21日に茨城県鹿嶋市で観測された金環日食 日食（にっしょく、solar eclipse）とは太陽が月によって覆われ、太陽が欠けて見えたり、あるいは全く見えなくなる現象である。 日蝕と表記する場合がある。 朔すなわち新月の時に起こる。.
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摂動
摂動（せつどう、 perturbation）とは、一般に力学系において、主要な力の寄与（主要項）による運動が、他の副次的な力の寄与（摂動項）によって乱される現象である。摂動という語は元来、古典力学において、ある天体の運動が他の天体から受ける引力によって乱れることを指していたが、その類推から量子力学において、粒子の運動が複数粒子の間に相互作用が働くことによって乱れることも指すようになった。なお、転じて摂動現象をもたらす副次的な力のことを摂動と呼ぶ場合がある。.
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擬リーマン多様体
微分幾何学において、擬リーマン多様体 (pseudo-Riemannian manifold)（また、半リーマン多様体 (semi-Riemannian manifold) ともいう）は、リーマン多様体の一般化であり、そこでは計量テンソルが必ずしもでないこともある。代わって、非退化というより弱い条件が、計量テンソルへ導入される。 一般相対論で極めて重要な多様体として、ローレンツ多様体 (Lorentzian manifold) があり、そこでは、一つの次元が他の次元とは反対の符号を持っている。このことは、接ベクトルが時間的、光的、空間的へと分類される。時空は 4次元ローレンツ多様体としてモデル化される。.
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放射
放射（ほうしゃ,radiation）は、粒子線（アルファ線、ベータ線など）や電磁波（光や熱なども含む）、重力波などが放出されること、または放出されたそのものをいう。かつての日本では、輻射（ふくしゃ）とされていたが、太平洋戦争後の当用漢字表に「輻」の字が含まれなかった。このため、当初はやむを得ず「ふく射」と表記されていたが、その後、「放射」と表現が変更された。なお、「輻」は現在の常用漢字にも含まれていない。.
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数学
数学（すうがく、μαθηματικά, mathematica, math）は、量（数）、構造、空間、変化について研究する学問である。数学の範囲と定義については、数学者や哲学者の間で様々な見解がある。.
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曲率
曲率（きょくりつ、）とは曲線や曲面の曲がり具合を表す量である。 例えば、半径 r の円周の曲率は 1/r であり、曲がり具合がきついほど曲率は大きくなる。この概念はより抽象的な図形である多様体においても用いられる。曲面上の曲線の曲率を最初に研究したのは、ホイヘンスとされ、ニュートンの貢献もさることながら、オイラーは曲率の研究に本格的に取り組んだ。その他モンジュ、ベルヌーイ、ムーニエなども研究した。.
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時空
時空（じくう、spacetime）は、時間と空間を合わせて表現する物理学の用語、または、時間と空間を同時に、場合によっては相互に関連したものとして扱う概念である。時空間（）とも。.
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時空連続体
時空連続体（じくうれんぞくたい）とは、時空を4次元多様体としてとらえることを指す。連続体という考え方は古典的であるので、時空の量子論を論じる際には多様体という幾何学的物体を量子化して考えなければならない。しかしどのように量子化するのかまだよくわかっていない。その候補として非可換幾何学が挙げられる。 しくうれんそくたい.
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時間
人類にとって、もともとは太陽や月の動きが時間そのものであった。 アイ・ハヌム（紀元前4世紀～紀元前1世紀の古代都市）で使われていた日時計。人々は日時計の時間で生きていた。 砂時計で砂の流れを利用して時間を計ることも行われるようになった。また砂時計は、現在というものが未来と過去の間にあることを象徴している。くびれた部分（現在）を見つめる。すると時間というのは上（未来）から流れてきて下（過去）へと流れてゆく流れ、と感じられることになる。 時間（じかん）は、出来事や変化を認識するための基礎的な概念である。芸術、哲学、自然科学、心理学などの重要なテーマとなっている。それぞれの分野で異なった定義がなされる。.
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時間の遅れ
時間の遅れ（じかんのおくれ、time dilation）は、相対性理論が予言する現象である。2人の観察者がいるとき、互いの相対的な速度差により、または重力場に対して異なる状態にあることによって、2人が測定した経過時間に差が出る（時間の進み方が異なる）。 時空の性質の結果として、観測者に対して相対的に動いている時計は、観測者自身の基準系内で静止している時計よりも進み方が遅く観測される。また、観察者よりも強い重力場の影響を受けている時計も、観察者自身の時計より遅く観測される。いずれも静止している観測者や重力源から無限遠方の観測者を基準とするので、時計の進み方が「遅い」と表現される。このような時間の遅れは、片方だけを宇宙飛行に送った1組の原子時計の時間のわずかなずれや、スペースシャトルに搭載された時計が地球上の基準時計よりもわずかに遅いこと、GPS衛星やガリレオ衛星の時計が早く動くようになっていることなどで、実際に確認できる。時間の遅れは、SF作品において未来への時間旅行の手段を提供するために使われることがある。.
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時速
時速（じそく）とは、速度の表現のひとつ。1時間あたりに進む距離は、〜部分に単位つきの数字を置いて、「時速〜（じそく）」と表現される。 これはどちらかというと日常的な表現であり、対して工学などでは40 km/h（キロメートル毎時）と表現されるのが普通である。両者を比較して考えると分かるように、「時速」の部分は速さの単位の一部であるはずのものである。しかし日常会話では厳密さを問題としないため、そのことが忘れられがちになる。英語なら、工学では "40 km per hour" を、日常語では "40 km an hour" を用いるのが普通であり、双方の理解に乖離はない。 同種の表現に「分速〜（ふんそく）」「秒速〜（びょうそく）」などがある。.
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1905年
記載なし。
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1915年
記載なし。
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1916年
記載なし。
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1919年5月29日の日食
1919年5月29日の日食は、1919年5月29日に観測された日食（観測地域により皆既日食あるいは部分日食）である。.
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2016年
この項目では、国際的な視点に基づいた2016年について記載する。.
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