目次
54 関係: おおぐま座、くじゃく座アルファ星、はちぶんぎ座、はちぶんぎ座シグマ星、はえ座、みなみじゅうじ座、みなみじゅうじ座アルファ星、みなみじゅうじ座ガンマ星、こぐま座、南半球、南極、南極星、大マゼラン雲、天の赤道、天底、天球、天頂、天測航法、宇宙、小マゼラン雲、地平線、地球、地軸、北半球、北極、北極星、北斗七星、マゼラン雲、ポラリス (恒星)、ベガ、周極星、アケルナル、カノープス、ケンタウルス座ベータ星、ケンタウルス座アルファ星、ケフェウス座アルファ星、ケフェウス座ガンマ星、シリウス、固有運動、矮小銀河、章動、銀河系、視差、超大型望遠鏡VLT、軌道平面、赤緯、赤道座標、赤道傾斜角、極運動、正三角形、... インデックスを展開 (4 もっと) »
おおぐま座
NGC 2857 おおぐま座（おおぐまざ、大熊座、Ursa Major）は、北天の星座で、トレミーの48星座の1つ。 おおぐま座の一部としては腰から尻尾にあたる7つの星は、日本では北斗七星と呼ばれ、さまざまな文明でひしゃくやスプーンに見立てられた。β星とα星の間隔を約5倍すると、だいたいポラリス（現在の北極星）の位置になることから、世界的に旅人や航海者にもよく使われた。 また、ミザール（ζ星）とアルコル（g星）の二重星は、アルコルとミザールの見かけの位置が近かったため、13世紀以前のアラビアでは視力検査に使われていた。
見る 天の極とおおぐま座
くじゃく座アルファ星
くじゃく座α星（くじゃくざアルファせい）は、くじゃく座で最も明るい恒星で2等星。
はちぶんぎ座
はちぶんぎ座（はちぶんぎざ、）は、現代の88星座の1つ。18世紀半ばに考案された新しい星座で、航海や測量に用いられる八分儀をモチーフとしている。最も明るいν星も4等星と暗く、目立つ天体もない。天の南極とその周辺を領域としており、日本からは星座の一部すら見ることができない。
見る 天の極とはちぶんぎ座
はちぶんぎ座シグマ星
はちぶんぎ座σ星（はちぶんぎざシグマせい）は、はちぶんぎ座の恒星。現在、天の南極に最も近い（赤緯が最も小さい）バイエル符号をもつ天体であるため、南極星と呼ばれることもある。
はえ座
はえ座（はえざ、Musca）は現代の88星座の1つ。16世紀末に考案された新しい星座で、ハエがモチーフとされている。天の南極の近くに位置しており、日本国内では南大東島以北の地域からは星座の一部さえも見ることができない。
見る 天の極とはえ座
みなみじゅうじ座
みなみじゅうじ座（みなみじゅうじざ、Crux）は現代の88星座の1つ。16世紀末に考案された新しい星座で、十字架をモチーフとしている。現代の88星座の中で最も小さい。4つの明るい星が形作る十字は「南十字星（みなみじゅうじせい）」「南十字」や「サザンクロス 」として知られる。
見る 天の極とみなみじゅうじ座
みなみじゅうじ座アルファ星
みなみじゅうじ座α星は、みなみじゅうじ座の恒星で全天21の1等星の1つ。ケンタウルス座α星よりもわずかに南にあり、最も南に位置する1等星である。
みなみじゅうじ座ガンマ星
みなみじゅうじ座γ星は、みなみじゅうじ座の恒星で2等星。
こぐま座
こぐま座（こぐまざ、小熊座、Ursa Minor、Little Dipper）は、北天の星座で、トレミーの48星座の1つ。北半球では1年中見ることができる。小北斗七星と呼ばれる事がある。α星のポラリスは、現在の北極星である。
見る 天の極とこぐま座
南半球
'''南半球'''（黄色に塗られた範囲） '''南半球''' 円周が赤道に相当する 伝説のポスター「ウシュアイア、世界の果て」。アルゼンチンのウシュアイアは世界最南端の都市。 南半球（みなみはんきゅう）とは、地球を含む惑星上などで赤道より南の部分を指す。以下、特に断らない限り地球の南半球について述べる。 南半球には、南アメリカ大陸の約6/7、アフリカ大陸の半分未満、オーストラリア大陸、南極大陸がある。六大州としては、南アメリカ、オセアニア、アフリカ、アジアがある。地球上の陸地面積のうち、32.4%（4861万平方km）を南半球が占める。
見る 天の極と南半球
南極
南極大陸 南極大陸の衛星写真 南極旗 南極（なんきょく、Antarctic）とは、地球上の南極点、もしくは南極点を中心とする南極大陸およびその周辺の島嶼・海域（南極海）などを含む地域を言う。南極点を中心に南緯66度33分までの地域については南極圏と呼ぶ。南緯50度から60度にかけて不規則な形状を描く氷塊の不連続線である南極収束線があり、これより南を南極地方とも呼ぶ。南極地方には、南極大陸を中心に南極海を含み、太平洋、インド洋、大西洋の一部も属する。 なお、1961年6月に発効した南極条約により、南緯60度以南の領有権主張は凍結（既にしていた主張の放棄を意味しない）されており、軍事利用、核実験なども禁止されている。
見る 天の極と南極
南極星
南極星（なんきょくせい）とは、南側の極星（ポールスター）のことで天の南極に最も近い輝星を意味する。自転するあらゆる天体ごとに定義ができるが、ここでは地球における天の南極に最も近い輝星について詳述する。 地球の歳差運動のため春分点や秋分点が黄道に沿って西向きに移動し約2万5800年で一周する。このため、地球の自転軸を南極側に延長した天球面上の天の南極も移動する。この天の南極近くにある星があれば南極星と呼ぶべきだが、21世紀時点で天の南極に完全に重なる地球の輝星は存在しない。また周囲にも、北極星とされるポラリス (こぐま座α星) ほどには、有用な南極星として認識される輝星が存在しない。
見る 天の極と南極星
大マゼラン雲
大マゼラン雲（だいマゼランうん） （Large Magellanic Cloud, LMC） は、かじき座からテーブルさん座にかけて位置する、星や星雲の集合体である銀河である。
見る 天の極と大マゼラン雲
天の赤道
380px 天の赤道（てんのせきどう）は、地球の赤道面を天球にまで延長し、天球上に交わってできる大円のこと。恒星や惑星の天球上の位置を決める基準となる。天球上の緯度を設定するため、天の赤道を0度とし（赤緯）、天球上の経度を設定するため、天の赤道に対して黄道が南から北へと交わる点、春分点を0時とした（赤経）。赤緯は0度から90度（-90度）で表され、赤経は24時までの数字で時、分、秒で表される。 天球を固定したものと考えると、地球の自転軸は極運動や歳差、章動によって動いているので、天の赤道は星の位置に対して常に変動することになる。そこで、こういった変動の平均をとったものを平均赤道といい、見かけ上の赤道を視赤道と呼んでいる。
見る 天の極と天の赤道
天底
天底と天頂と地平の関係を表した図。天底は天頂のちょうど反対側にある。 天底（てんてい、Nadir）とは、天文学用語で観測者の真下の空の1点、正確には、地平座標で高度が-90度の極をなす点である（高度は地平線上を0度として天頂を+90度として表す）。簡易にいうと、観測者が地球に立ったとき、足裏の接する方向を真っ直ぐ指した先の点である（図のNadir参照）。天底Nadirの語源はアラビア語で、ندير （nadeer）または نظير （nathir）と綴り、「反対」という意味である。 幾何学的には、天底は地球の中心と地球上の観測者の位置とを結ぶ直線が天球と交わる点である。また、天球上で天底の正反対にある点は天頂 (zenith) と呼ぶ。
見る 天の極と天底
天球
天球（てんきゅう、celestial sphere）とは、惑星や恒星がその上に張り付き運動すると考えられた地球を中心として取り巻く球体のこと。また、位置天文学において地球から見える天体の方向を表すために無限遠の距離に仮想した球面も天球と呼ぶ。
見る 天の極と天球
天頂
天頂と天底と地平線の関係を表した図。地球上に立つ観測者が誇張されたサイズで描かれており、上方がその観測者にとっての天頂 (zenith) に当たる。下方は天底 (nadir) で、地平線 (horizon) は定義の異なるものが複数存在する。 天頂（てんちょう、zenith）とは、天文学における概念で、天球上において観測者の真上に当たる点を指す。正確には、地平座標で高度が+90度の極をなす点である。 地上から天頂方向は、観測地点の垂直方向、すなわち重力方向である鉛直線方向である。また、天球上で天頂の正反対にある点は天底 (nadir) と呼ぶ。 天頂はその定義により、必ずその観測地での子午線が通る点になっている。
見る 天の極と天頂
天測航法
六分儀 天測航法（てんそくこうほう、celestial navigation、astronavigation）または天文航法（てんもんこうほう）とは、陸地の見えない外洋で天体を観測することで船舶や航空機の位置を特定する航海術である。数千年に亘って徐々に発達してきた。目に見える天体（太陽、月、惑星、恒星）と水平線（視地平）の角度（仰角、天測航法では「高度角」と呼ぶ）を計測するのが基本である。太陽と水平線から太陽の高度角を計測するのが最も一般的である。熟練した航海士はそれに加えて月や惑星や航海年鑑に座標が出ている57個の恒星を使う。
見る 天の極と天測航法
宇宙
宇宙（うちゅう）について、本項では漢語（およびその借用語）としての「宇宙」と、「宇宙」と漢語訳される様々な概念を扱う。
見る 天の極と宇宙
小マゼラン雲
小マゼラン雲（しょうマゼランうん、NGC292、Small Magellanic Cloud 、SMC）は、きょしちょう座に位置する Sm 型の棒渦巻銀河。不規則銀河に分類されることもある。大マゼラン雲とともに銀河系の伴銀河となっており、アンドロメダ銀河などとともに局所銀河群を構成している。小マジェラン雲と表記されたこともある。
見る 天の極と小マゼラン雲
地平線
地平線の見え方の模式図 地平線（ちへいせん、horizon）とは、地面と空の境界をなす線のこと。あるいは、可視地表面と不可視地表面を区分する仮想の境界線。地表面が海などの水面であれば、水平線とも呼ばれる。 見ることが出来る距離は、観察者の視点と、星の半径、大気の密度・屈折率による大気差によって変化する 武田康男『地球は本当に丸いのか？：身近に見つかる9つの証拠』 草思社 2017年 ISBN 978-4-7942-2287-9 pp.24-25,62-63.。大気差は、高度が高くなるほど空気が薄くなるため影響を受けなくなる。
見る 天の極と地平線
地球
地球（ちきゅう、The Earth）は太陽系の惑星の1つ広辞苑 第五版 p. 1706.。水星、金星に次いで太陽から3番目に近いため太陽系第３惑星と言われる。表面に水、空気中に酸素を大量に蓄え、人類を含む多種多様な生命体が生存することを特徴とする惑星である。
見る 天の極と地球
地軸
地軸（ちじく）とは、地球が自転する際の軸（自転軸）であり、北極点と南極点とを結ぶ運動しない直線を指す。地球以外の惑星及び衛星についてもそれぞれの自転の軸を地軸と呼ぶ。 以降、特に断らない限り本項では、地球の自転軸について述べる。 地球の自転軸は、公転軸に対して約23.4度傾いており国立科学博物館 、公転面に対する角度は約66.5度である。
見る 天の極と地軸
北半球
北半球（黄色に塗られた範囲） 北半球 円周が赤道に相当する 北半球（きたはんきゅう）とは、天体を赤道で二分したとき、北側に相当する部分を指す。以下、特に断らない限り地球の北半球について述べる。 大陸のうちユーラシア大陸・北アメリカ大陸のほか、アフリカ大陸の1/2以上、南アメリカ大陸の約1/7が北半球に含まれる。六大州としてはヨーロッパ・北アメリカの全域およびアジアのほとんどが北半球に位置する。海洋の分布では、太平洋・大西洋・インド洋の一部、および北極海・地中海・メキシコ湾・東シナ海・日本海などの付属海を含む。
見る 天の極と北半球
北極
北極（ほっきょく、英: Arctic）とは、地球などの惑星・天体の地軸と地表が交わる点のうち、北側のものである北極点の周辺地域、もしくは北極点そのものを指す。地球上では北極海などを含む地域で、特に白夜・極夜の見られる区域を北極圏と呼ぶ。 地球の自転軸上の北極点と方位磁石が示す北極である北磁極は異なる場所にあり、1000km程離れている。そのため、方位磁石が示す方向が必ずしも真北とは限らない。南北の磁極は移動し続けている。
見る 天の極と北極
北極星
'''こぐま座とポラリス''' 中央上端にポラリス（図中ではPolarisと表記）が位置する 地球からは、北極星はほとんど動かないように見える 北極星（ほっきょくせい、pole star, north star）とは、北側の極星（ポールスター）のことで、天の北極に最も近い輝星を意味する。自転するあらゆる天体ごとに定義ができるが、ここでは地球における天の北極に最も近い輝星について詳述する。 地球の歳差運動のため春分点や秋分点が黄道に沿って西向きに移動し約25,800年で一周する。このため天の北極も移動する。21世紀時点で天の北極に完全に重なる地球の輝星は存在しないが、こぐま座α星のポラリスを北極星と呼んでいる。
見る 天の極と北極星
北斗七星
カウアイ島から見た北斗七星 北斗七星（ほくとしちせい、Big Dipper, Plough）は、おおぐま座の腰から尻尾を構成する7つの明るい恒星で象られる星列のこと。北斗、北斗星、七つの星、七曜の星とも呼ばれる。 柄杓の形をしているため、それを意味する「斗」の名が付けられている。日本では四三の星、七剣星とも呼ばれた。3等星であるδ星を除く6星は全て2等星である。このため春の星空で目立ちやすく、世界各地で様々な神話が作られている。
見る 天の極と北斗七星
マゼラン雲
マゼラン雲（マゼランうん、Magellanic Clouds, Nubeculae Magellani）とは、銀河系の近くにある2つの銀河、大マゼラン雲 (Large Magellanic Cloud。
見る 天の極とマゼラン雲
ポラリス (恒星)
ポラリス (Polaris) 、またはこぐま座α星は、こぐま座で最も明るい恒星で2等星。現在の北極星である。セファイド変光星の中で最も太陽系に近い位置にある。天の北極からの角距離が2000年分点 (J2000.0) で約44分と非常に近い位置にあり、最も天の北極に近付く2102年の前後数世紀間は北極星となっている。
ベガ
ベガ（ヴェガ、Vega）は、こと座α星、こと座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。七夕のおりひめ星（織女星（しょくじょせい））としてよく知られている。わし座のアルタイル、はくちょう座のデネブとともに、夏の大三角を形成している。
見る 天の極とベガ
周極星
北半球での周極星は天の北極を中心に回転する。北極星（中心近くの明るい星）は、ほとんど動かない。北極星も周極星であり一年中見えている。図は24時間の星の動きを示しているが、太陽が見える昼間の時間では実際には、もちろん星は見えない。 北極星と周極星を長時間シャッターを開けて撮影した写真。長時間の露光でも天の極に近い星はほとんど動かない。 周極星（しゅうきょくせい、Circumpolar star）は、地球上のある地点で沈まない星のこと。つまり天の北極または天の南極に近接し絶対地平線下に沈まない星。そのためその地点では何時でも夜の空で見られる。また、太陽光に圧倒されることが無ければ、昼間でも一年中見られる。
見る 天の極と周極星
アケルナル
アケルナル（Achernar）、またはエリダヌス座α星は、エリダヌス座で最も明るい恒星で、全天に21個ある1等星の1つである。エリダヌス座の南端にある。アケルナルは、2つの恒星から成る連星で、主星はエリダヌス座α星A、伴星はエリダヌス座α星B（非公式だが、アケルナルBとも呼ばれる）と呼ばれている。ヒッパルコス衛星による年周視差の値からすると、アケルナルは地球から約139光年離れている。 主星はスペクトル分類においてはB型主系列星に分類される。主星は、自転速度が異常なほど高速なため、形状は回転楕円体になっているとされている。伴星はA型主系列星で、主星よりも小さく、主星からは12au離れている。
見る 天の極とアケルナル
カノープス
カノープス（Canopus）は、りゅうこつ座α星、りゅうこつ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。太陽を除くとシリウスに次いで全天で2番目に明るい恒星である。
見る 天の極とカノープス
ケンタウルス座ベータ星
ケンタウルス座β星は、ケンタウルス座の恒星で全天21の1等星の1つ。
ケンタウルス座アルファ星
ケンタウルス座α星は、ケンタウルス座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。
ケフェウス座アルファ星
ケフェウス座α星は、ケフェウス座で最も明るい恒星で2等星。
ケフェウス座ガンマ星
ケフェウス座γ星（ケフェウスざがんませい、γ Cep）は、ケフェウス座の恒星で3等星。
シリウス
シリウス（Sirius）は、おおいぬ座で最も明るい恒星で、全天21の1等星の1つで、太陽を除けば地球上から見える最も明るい恒星である。視等級は-1.46等で、シリウスに次いで明るいカノープスのほぼ2倍の明るさである。バイエル符号における名称は「おおいぬ座α星」である。オリオン座のベテルギウス、こいぬ座のプロキオンともに、冬の大三角を形成している。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。 肉眼では1つの恒星に見えるが、実際にはシリウスAと呼ばれるA型主系列星と、シリウスBと呼ばれる白色矮星から成る連星である。シリウスBのシリウスAからの距離は、8.2天文単位 (au)から31.5auの間で変化する。
見る 天の極とシリウス
固有運動
固有運動（こゆううんどう、proper motion）とは天体（主に恒星）の天球上の位置の移動を指す名称である。（固有運動には方向の変化のみを含み、奥行方向の運動（視線速度）は考慮しない。）固有運動は、以下のような「その星固有のものでない運動」を除いた後の位置変化を指す。これらは天体の位置を観測した際の座標値に影響を与えるが、天体自身の真の運動ではない。
見る 天の極と固有運動
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所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、局所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。
見る 天の極と矮小銀河
章動
地球の自転(R)、歳差(P)、章動(N)の概念図 章動（しょうどう、）とは、物体の回転運動において、歳差運動をする回転軸の動きの短周期で微小な成分をさす。ここでは、地球における章動について記述する。 地球は、南極と北極を結ぶ極軸（自転軸）を中心に自転している。地球は完全な球形ではなく南北に潰れた回転楕円体であるため、地球の公転軌道面（黄道面）に近い方向にある太陽や月、惑星からの引力が潮汐力として働き、極軸の傾斜を起こそうとするトルクが働く。歳差と章動は、このトルクによって引き起こされるものであり、太陽や月、惑星が位置を変えていくことによって起こる短い周期で複雑な変動を章動と呼んでいる。 地球の章動のうち、最も大きな成分は18.6年周期の変動でおよそ9秒に相当し、章動定数と呼ばれている。これは月の軌道面と黄道の交点である平均昇交点が、歳差によって黄道上を一周する周期に等しい。最新のIAU2006歳差章動理論における章動定数は9.2052374"である。章動にはこれ以外にも主要な周期成分があり、高精度の天文計算を行う際にはそれらの効果も考慮する必要がある。
見る 天の極と章動
銀河系
銀河系（ぎんがけい、the Galaxy）または天の川銀河（あまのがわぎんが、Milky Way Galaxy）は太陽系を含む銀河の名称である。地球から見えるその帯状の姿は天の川と呼ばれる。 2000〜4000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局所銀河群に属している。
見る 天の極と銀河系
視差
thumb 視差（しさ）は、二地点での観測地点の位置の違いにより、対象点が見える方向が異なること、または、その角度差。パララックス (英:parallax)ともいう。 もっぱら。
見る 天の極と視差
超大型望遠鏡VLT
VLT(Very Large Telescope)はヨーロッパ南天天文台がチリ・パラナル天文台に建設した、口径8.2mの望遠鏡4台の総称。紫外線から中間赤外線までの波長の電磁波を観測し、4台を光ファイバーで結合して干渉計として運用することも可能である。
軌道平面
軌道平面（きどうへいめん、Orbital plane）とは、惑星などの軌道が描く演繹的な平面のこと。軌道平面を決定するには空間内の3つの非共線点で十分である。3点の一般的な例は、巨大質量天体と軌道の中で2つの異なる時間/点での軌道天体の中心の位置である。 軌道平面は傾斜角(i)と昇交点黄経(Ω)の2つのパラメータにより基準面と関係づけられて定義される。 定義上、太陽系の基準面は普通地球の軌道面であると考えられており、これは黄道、太陽が1年でたどると考えられる天球上の円経路を定義する。 他の場合、例えば他の惑星を周回する衛星や人工衛星では、月の軌道の傾斜を軌道平面と惑星の赤道面との間の角度として定義すると便利である。
見る 天の極と軌道平面
赤緯
赤緯（せきい、）は、天体の位置を表す値である。Dec、Decl、δと略して表記される。通常、赤経と合わせて使われる。
見る 天の極と赤緯
赤道座標
赤道座標（せきどうざひょう、equatorial coordinate system）は、天体の位置を表す天球座標系の一つ。天球座標系の中で最も広く使われる。 赤道座標は以下の二つの座標値からなる。
見る 天の極と赤道座標
赤道傾斜角
矢印の角度が赤道傾斜角（左から地球、天王星、金星の順） 赤道傾斜角（せきどうけいしゃかく、axial tilt、obliquity）とは、惑星や衛星など、自転（あくまでも天体は地球のように天の北極から見て反時計回りに、すなわち西から東へ自転するのが通常と仮定した場合）しつつ公転運動する天体の軌道面と赤道面のなす角である。自転軸と公転軸のなす角に等しいため、自転軸傾斜角とも言う。この角は、自転と公転の軸のずれを表す。 似た語として軌道傾斜角があるが、軌道傾斜角は天体の軌道面の傾きを表す別の量である。
見る 天の極と赤道傾斜角
極運動
周期の干渉による振幅の変動 極運動（きょくうんどう）とは、地球の自転軸に対して地球の本体が移動する現象である。地球の自転軸そのものも歳差や章動によって少しずつ動いているが、この現象と混同されやすい。極運動には、14ヶ月周期のチャンドラー極運動と12ヶ月周期の周年極運動の2種類の運動があるが干渉により6年周期で振幅が増減する。 極運動によって、地理極の位置は少しずつずれる。今までの観測から、北極は半径約10 m 程度の範囲内で円に近い道筋をたどって移動を続けている。このため、見かけ上、星の位置は最大で0.3程度ずれる。
見る 天の極と極運動
正三角形
正三角形（せいさんかくけい、equilateral triangle）は、正多角形である三角形である。つまり、3本の辺の長さが全て等しい三角形である。3つの内角の大きさが全て等しい三角形と定義してもよい。1つの内角は 60°（π/3 rad）である。また一つの内角が60°である二等辺三角形は正三角形となる。
見る 天の極と正三角形
月
月（つき、Moon、Luna、Mond、Lune）は、地球で唯一の安定的に存在する天然の衛星である（地球のその他の衛星については、「月以外の地球の衛星」を参照）。 太陽系惑星の恒久的に存在する衛星の中で、最も内側に位置する衛星であり、太陽系で5番目に大きい衛星でもある。地球から見て太陽に次いで明るい。 古くは太陽に対して太陰とも、また日輪（。
見る 天の極と月
惑星
とは、恒星の周りを回る天体のうち、比較的低質量のものをいう。正確には、褐色矮星の理論的下限質量（木星質量の十数倍程度）よりも質量の低いものを指す。ただし太陽の周りを回る天体については、これに加えて後述の定義を満たすものが惑星である。英語「」の語源はギリシア語の『プラネテス』（「さまよう者」「放浪者」などの意）。 宇宙のスケールから見れば惑星が全体に影響を与える事はほとんど無く、宇宙形成論からすれば考慮の必要はほとんど無い。だが、天体の中では非常に多種多様で複雑なものである。そのため、天文学だけでなく地質学・化学・生物学などの学問分野では重要な対象となっている別冊日経サイエンス167、p.106-117、系外惑星が語る惑星系の起源、Douglas N.
見る 天の極と惑星
星雲
星雲（せいうん、nebula）とは、宇宙空間に漂う、重力的にまとまりをもった宇宙塵や星間ガスなどから成る天体のこと。
見る 天の極と星雲
日周運動
北極星の周りの星の日周運動 日周運動（にっしゅううんどう、）とは、地球の自転によって、天球上の恒星やその他の天体が毎日地球の周りを回るように見える見かけの運動のことである。天体の日周運動は、天の極どうしを結ぶ軸の周りを回るように見える。 地球が地軸の周りを1回自転するのには23時間56分4.09秒（1恒星日）かかるため、日周運動の周期はこの自転周期と等しい。 なお、地球の公転によって、天体が1年の周期で東から西へ回るように見える見かけの運動を年周運動という。年周視差および光行差は年周運動の一種である。
見る 天の極と日周運動
天の南極 別名。