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30 関係: 半導体、大沢清輝、天体、変光星、ハロルド・レスター・ジョンソン、ヘルツシュプルング・ラッセル図、フォトンカウンティング、フォトダイオード、ベンクト・ストレームグレン、アバランシェフォトダイオード、アラン・ウィリアム・カズンズ、アルゴル、ウィリアム・ウィルソン・モーガン、ジョンソンのUBVシステム、ジョエル・ステビンス、セレン、センサ、冷却CCDカメラ、光子、光電効果、光電子増倍管、CCDイメージセンサ、等級 (天文)、真空管、観測装置、黒体、赤外線天文学、英語、測光 (天文)、望遠鏡。
半導体
半導体（はんどうたい、semiconductor）とは、電気伝導性の良い金属などの導体（良導体）と電気抵抗率の大きい絶縁体の中間的な抵抗率をもつ物質を言う（抵抗率だけで半導体を論じるとそれは抵抗器と同じ特性しか持ち合わせない）。代表的なものとしては元素半導体のケイ素（Si）などがある。 電子工学で使用されるICのような半導体素子はこの半導体の性質を利用している。 良導体（通常の金属）、半導体、絶縁体におけるバンドギャップ（禁制帯幅）の模式図。ある種の半導体では比較的容易に電子が伝導帯へと遷移することで電気伝導性を持つ伝導電子が生じる。金属ではエネルギーバンド内に空き準位があり、価電子がすぐ上の空き準位に移って伝導電子となるため、常に電気伝導性を示す。.
大沢清輝
大沢 清輝（おおさわ きよてる、1917年3月27日 - 2005年12月21日）は、日本の天文学者。萩原雄祐の門下生で、日本における観測天体物理学の開拓者の1人である。東京府（現・東京都）出身。.
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天体
天体（てんたい、、）とは、宇宙空間にある物体のことである。宇宙に存在する岩石、ガス、塵などの様々な物質が、重力的に束縛されて凝縮状態になっているものを指す呼称として用いられる。.
変光星
変光星（へんこうせい）は、天体の一種で、明るさ（等級）が変化するもののことである。大まかに爆発型変光星、脈動変光星、回転変光星、激変星、食変光星（食連星）、X線変光星の6種類に分類される。.
ハロルド・レスター・ジョンソン
ハロルド・レスター・ジョンソン（Harold Lester Johnson、1921年4月17日 - 1980年4月2日）はアメリカ合衆国の天文学者。ジョンソンの UBV システムと呼ばれる恒星や天体の等級を測定する方法を考案した。 デンバーに生まれた。デンバーで数学を学んだ。第2次世界大戦中はレーダーの開発に従事した。戦後カリフォルニア大学バークレー校で天文学を学び、天体写真の測定用の電気計器にかんする仕事で博士号を得た。恒星の等級を精密に測定する方法の研究を行った。1948年からローウェル天文台に移り、すぐにウィスコンシン大学のウォシュボーン天文台に移り、1950年から1952年の間はヤーキス天文台で働いた。 再びローウェル天文台にもどり、ローウェル天文台で1953年UBV システムを等級の計測に導入した。紫外域（U:ultraviolet）、青色域(B:blue)、実視域（V:visual)の3色のフィルターをもちいて天体の明るさを測定する方法は標準的な方法となり、恒星の性質の研究のための有力な方法となった。 その後、テキサス大学、アリゾナ大学で教授をつとめ、分光学的計測法に赤外域の計測を導入した。1960年代からメキシコの観測機関と連携を深め、1979年にメキシコ国立自治大学の教授となった。1980年にメキシコシティで没した。 Category:アメリカ合衆国の天文学者 Category:メキシコ国立自治大学の教員 Category:アリゾナ大学の教員 Category:テキサス大学の教員 Category:デンバー出身の人物 Category:1921年生 Category:1980年没.
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ヘルツシュプルング・ラッセル図
ヘルツシュプルング・ラッセル図 ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図、HRD、Hertzsprung-Russell Diagram）とは、縦軸に絶対等級もしくは光度、横軸にスペクトル型（表面温度）や有効温度をとった恒星の分布図のことである。デンマークの天文学者アイナー・ヘルツシュプルング（Ejnar Hertzsprung）とアメリカの天文学者ヘンリー・ノリス・ラッセル（Henry Norris Russell）により独立に提案された。 この図は、恒星の場所を表すものではないが、恒星進化論を理解するために重要な物である。.
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フォトンカウンティング
フォトンカウンティング (Photon counting) は、光電子増倍管により光子の数を計数して光の量を測定する、2006年4月時点において最も感度の高い測光法である。光子計数法 (Photon counting method) とも呼ばれる。.
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フォトダイオード
フォトダイオード フォトダイオード フォトダイオード（Photodiode）は、光検出器として働く半導体のダイオードである。フォトダイオードにはデバイスの検出部に光を取り込むための窓や光ファイバーの接続部が存在している。真空紫外線やX線検出用のフォトダイオードは検出窓が存在しないものもある。 フォトトランジスタは、基本的にはバイポーラトランジスタで、バイポーラトランジスタのベース・コレクターのpn接合に光が到達するようなケースに封入している。フォトトランジスタはフォトダイオードの様に動作するが、光に対してはより高感度である。これは、光子によりベースコレクター間の接合に電子が生成され、それがベースに注入されるからで、この電流がトランジスター動作で増幅される。しかし、フォトトランジスタはフォトダイオードより応答時間が遅い。 ほとんどのフォトダイオードは右の写真の様な形状をしており、発光ダイオードと形状が似ている。2端子（もしくはワイヤー）がそこより出ている。端子の長さの短い方がカソードで、長い方がアノードである。下に回路図が示してあり、電流はアノードからカソードの方向に矢印の向きに流れる。.
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ベンクト・ストレームグレン
ベンクト・ストレームグレン（Bengt Georg Daniel Strömgren、1908年1月21日 - 1987年7月4日）は、デンマークの天体物理学者である。散光星雲（輝線星雲）の発光原因が誕生まもない恒星が発する紫外線によって電離されたHII領域（ストレームグレン球）であることを示した。.
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アバランシェフォトダイオード
アバランシェフォトダイオード（avalanche photodiode）とは、アバランシェ増倍と呼ばれる現象を利用して受光感度を上昇させたフォトダイオードである。略称はAPD。 半導体中に大きな電界があると、光子の衝突によって発生する電子が加速され、他の半導体原子と衝突して複数の電子を弾き出す。ここで弾き出された電子は電界によって加速され、他の半導体原子に衝突してさらに電子を弾き出す。この連鎖によって、移動する電子が爆発的に増える現象をアバランシェ増倍と呼ぶ。 アバランシェ増倍によって微弱な光でも大きな電位変化を引き起こせるため、フォトダイオードの受光感度を大きく上昇させることが可能になる。 一般のフォトダイオードの価格が数百円～であるのに対し、従来100万円以上と非常に高価であったが最近になって1万円程度の物も販売されている（2007年4月）。 ちなみに、アバランシェとは雪崩のこと。 主要なメーカーには浜松ホトニクス、京セミ、松定プレシジョンなどが挙げられる。 Category:ダイオード.
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アラン・ウィリアム・カズンズ
アラン・ウィリアム・カズンズ（ Alan William James Cousins, 1903年8月8日 - 2001年5月11日）は、南アフリカ共和国の天文学者。 ケープタウンに生まれた。高校時代からアマチュア天文家として活動した。ヨハネスブルグのウィットウォーターズランド大学で機械工学,電気工学を学び、英国で1年を過ごした後、南アフリカに戻り発電所などで技術者として働いた。その間も変光星の観測を続けた。1943年に新しい方法による、恒星の光度の一覧を発表したのが認められ、1941年に王立天文学会の会員になり、1947年に南アフリカ天文台で職を得た。1971年に観測天文学に功績に対して贈られるジャクソン＝グウィルト・メダルを王立天文学会から受賞した。 測光システムの分野で赤と赤外の領域を用いるクロン・カズンズのシステムの確立に功績があった。.
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アルゴル
アルゴル（Algol）は、ペルセウス座β星、ペルセウス座の恒星で2等星。.
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ウィリアム・ウィルソン・モーガン
ウィリアム・ウィルソン・モーガン（William Wilson Morgan, 1906年1月3日 – 1994年6月21日）はアメリカ合衆国の天文学者。O型やB型に分類される恒星が銀河のひも状の分枝に分布していることを発見するなどでの功績をあげた。 ワシントン・アンド・リー大学で学んだ後、ヤーキス天文台で働いた。ドナルド・オスターブロック、スチュワート・シャープレスとともに、O型星、B型星の距離の測定結果から銀河系の渦巻きの腕があることを示した。.
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ジョンソンのUBVシステム
ョンソンの UBV システム、またはジョンソン・モーガン・システム （UBV photometric systemまたはJohnson systemまたはJohnson-Morgan system）は広く用いられている恒星の分類法で、紫外域（U:ultraviolet）、青色域（B:blue）、実視域（V:visual）の3色のフィルターをもちいて天体の明るさを測定し、恒星の色で分類する方法である。標準化された最初の分光システムである。1950年代にアメリカ合衆国の天文学者、ハロルド・レスター・ジョンソンとウィリアム・ウィルソン・モーガンによって導入された。 フィルターはそれぞれ平均波長がUでは 364 nm、Bは 442 nm、Vは 540 nmとなるように選ばれる。星間吸収による赤化に影響されないようにB-VとU-Bの感度差は基準となるAO V星でゼロとなるように校正される。 UBV システムは紫外線がフィルターだけでなく、地球の大気によって吸収されるため、大気の状況や観測地の高さによって影響されるという欠点をもっているが、明るい恒星を含む非常に多くの恒星がこの方法で分類されてきた。.
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ジョエル・ステビンス
ョエル・ステビンス（Joel Stebbins、1878年7月30日 – 1966年3月16日）はアメリカ合衆国の天文学者である。天文学分野への光電測光技術の開拓者である。 ネブラスカ州のオマハで生まれた。ネブラスカ大学で学んだ後、カリフォルニア大学で博士号を得た。1903年から1922年の間、イリノイ大学天文台で働き、1913年から天文台長となる。1922年から1948年の間ウィスコンシン大学マディソン校のウォッシュバーン天文台長をつとめた。1948年から1958年まではリック天文台で研究をおこなった。 1900年代の始めから1950年代にかけて、天文学の観測に光電測光技術を利用する技術の開発を行い、光電池の利用に始まり、光電管、真空管増幅器、光電子増倍管の利用へと発展させた。これらの新技術を用いて、食連星の観測、星間物質による恒星の光の吸収の研究などを行った。.
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セレン
レン（selenium 、Selen ）は原子番号34の元素。元素記号は Se。カルコゲン元素の一つ。セレニウムとも呼ばれる。.
センサ
ンサまたはセンサー（sensor）は、自然現象や人工物の機械的・電磁気的・熱的・音響的・化学的性質あるいはそれらで示される空間情報・時間情報を、何らかの科学的原理を応用して、人間や機械が扱い易い別媒体の信号に置き換える装置のことをいい、センサを利用した計測・判別を行うことを「センシング」という。検知器（detector）とも呼ばれる。.
冷却CCDカメラ
冷却CCDカメラ（れいきゃくシーシーディーカメラ）は、CCDイメージセンサを低温で動作させ、高感度・低ノイズの画像を得ることを目的にしたデジタルカメラの一種である。.
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光子
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光電効果
光電効果（こうでんこうか、photoelectric effect）とは、外部光電効果と内部光電効果の総称である。単に光電効果という場合は外部光電効果を指す場合が多い。内部光電効果は光センサなどで広く利用される。光電効果そのものは特異な現象ではなく酸化物、硫化物その他無機化合物、有機化合物等に普遍的に起こる。.
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光電子増倍管
'''光電子増倍管''' 上方から光子が入り込む '''光電子増倍管の構造''' 左側から入射した単一の光子が光電陰極に衝突して1つの電子に変換される。この電子が最初のダイノードに衝突すると、多数の電子の放出が起こり、複数のダイノードで電子がなだれのように増幅される。 光電子増倍管（こうでんしぞうばいかん、photomultiplier tube、PMT）は、光電効果を利用して光エネルギーを電気エネルギーに変換する光電管を基本に、電流増幅（＝電子増倍）機能を付加した高感度光検出器で、フォトマルまたはPMTと略称されることもある。右の写真のように頭部から光が入射する「ヘッドオン（エンドオン）型」と、側方から光が入射する「サイドオン型」とに大別される。 “光電子倍増管”は誤植である。.
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CCDイメージセンサ
CCDイメージセンサ (シーシーディーイメージセンサ、CCD image sensor）は固体撮像素子のひとつで、ビデオカメラ、デジタルカメラ、光検出器などに広く使用されている半導体素子である。単にCCDと呼ばれることも多い神崎 洋治 (著), 西井 美鷹 (著) 「体系的に学ぶデジタルカメラのしくみ 第2版」日経BPソフトプレス; 第2版 (2009/1/29) 安藤 幸司 (著)「らくらく図解 CCD／CMOSカメラの原理と実践 」加藤俊夫 半導体入門講座（Semiconductor JapanのWeb上講義）第16回 イメージセンサ http://www.roper.co.jp/Html/roper/tech_note/html/rp00.htmhttp://www7.ocn.ne.jp/~terl/JTTAS/JTTAS-CMOS.htm。.
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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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真空管
5球スーパーラジオに使われる代表的な真空管（mT管） 左から6BE6、6BA6、6AV6、6AR5、5MK9 ここでは真空管（しんくうかん、vacuum tube、vacuum valve）電子管あるいは熱電子管などと呼ばれるものについて解説する。.
観測装置
観測装置（かんそくそうち instrument for observation, observation instruments)とは、観測のための装置である。.
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黒体
黒体（こくたい、）あるいは完全放射体（かんぜんほうしゃたい）とは、外部から入射する電磁波を、あらゆる波長にわたって完全に吸収し、また熱放射できる物体のこと。.
赤外線天文学
赤外線天文学（せきがいせんてんもんがく、英語：infrared astronomy）は天文学や天体物理学の一分野で、赤外線の波長で観測できる天体を扱うものである。可視光線はおよそ400nm（紫）から700nm（赤）までの波長域に分布するが、700nm よりも波長が長く、マイクロ波よりも短い波長の電磁波を赤外線と呼ぶ（赤外線の波長域の中でも比較的長波長のものはサブミリ波と呼ぶ場合もある）。 研究者は赤外線天文学を光学天文学の一部として分類している。これは、赤外線天文学でも可視光の天文学と同様の観測装置（鏡、レンズ、固体撮像素子など）が通常用いられるためである。.
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英語
アメリカ英語とイギリス英語は特徴がある 英語（えいご、）は、イ・ヨーロッパ語族のゲルマン語派に属し、イギリス・イングランド地方を発祥とする言語である。.
測光 (天文)
測光（そっこう、photometry）とは、天体の明るさを測定するための観測手法である。通常、特定の波長域の電磁波だけを透過するフィルターを通して観測を行い、多くの場合、複数のフィルターを使用して、明るさに加えて色の情報を得て、天体の大まかな性質を調べることを目的としている。多数の波長域で観測すれば、スペクトルエネルギー分布（SED）を推定することもでき、そのような観測手法は分光測光とも言われる。 eso0528。各フィルターの波長感度特性が重ねて描かれている。 測光を意味する単語"photometry"は、ギリシャ語で「光」を意味する"photos"と「測定」を意味する"metron"からできている。.
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望遠鏡
望遠鏡（ぼうえんきょう）とは、遠くにある物体を可視光線・赤外線・X線・電波などの電磁波を捕えて観測する装置である。古くは「遠眼鏡（とおめがね）」とも呼ばれた。 観測に用いられる電磁波の波長により、光学望遠鏡と電波望遠鏡に大別される。電磁波を捕える方式による分類では反射望遠鏡と屈折望遠鏡がある。.
