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91 関係: かみのけ座銀河団、天体物理学、天文学、宇宙、宇宙の加速、宇宙の大規模構造、宇宙のインフレーション、宇宙の晴れ上がり、宇宙マイクロ波背景放射、中性子星、仮説、強い相互作用、弾丸銀河団、修正ニュートン力学、ミラーマター、マサチューセッツ工科大学、ネイチャー、ハッブルの法則、ハッブル宇宙望遠鏡、バリオン、ヴェラ・ルービン、ヘリウム、ヘルクレス座・かんむり座グレートウォール、ブラックホール、プランク (人工衛星)、プラズマ宇宙論、パリティ対称性の破れ、ヒッグス粒子、ビリアル定理、ビッグバン、フリッツ・ツビッキー、ドップラー効果、ニュートラリーノ、ニュートリノ、ホットダークマター、ダークエネルギー、アナーレン・デア・フィジーク、アメリカ航空宇宙局、アルファ磁気分光器、アンリ・ポアンカレ、アクシオン、ウプサラ銀河カタログ、コールドダークマター、ジョンズ・ホプキンズ大学、サミュエル・ティン、光、光学、国際宇宙ステーション、素粒子、素粒子物理学、...、物質、白色矮星、銀河、銀河の回転曲線問題、銀河ハロー、銀河団、銀河系、遠心力、褐色矮星、証拠、質量、超対称性粒子、超新星、重力、重力子、重力レンズ、量子色力学、電荷、陽電子、MACHO、U1.27、WIMP、WMAP、恒星、核融合反応、標準模型、欧州原子核研究機構、欧州宇宙機関、水素、水素原子、気体、惑星、星間ガス、教授、1986年、1992年、2003年、2007年、2013年、21cm線、5月15日。 インデックスを展開 (41 もっと) »
かみのけ座銀河団
かみのけ座銀河団（かみのけざぎんがだん、英：Coma Cluster、別名：Abell 1656）は、確認されただけで1000個以上の銀河を含む大きな銀河団である。しし座銀河団（Abell 1367）と共に、かみのけ座超銀河団を構成する、2つの主要な銀河団の一方である。 銀河団の地球からの平均距離は99Mパーセク（3.21億光年）である。中央の領域は、2つの巨大楕円銀河、NGC 4874とNGC 4889により支配されている。星野では銀河座標の北極付近の数度の範囲に見える。銀河団の中央部分に存在する銀河のほとんどは、楕円銀河である。矮小銀河も巨大楕円銀河と同様に、大量に銀河団の中で見出される。 空間密度の高い銀河団の例にもれず、構成銀河は圧倒的に楕円銀河とレンズ状銀河（S0銀河）である。ごく少数の形成年代の若い渦巻銀河も存在するが、それらの大部分は銀河団の周辺近くにある。.
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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。.
宇宙
宇宙（うちゅう）とは、以下のように定義される。.
宇宙の加速
宇宙の加速(accelerating universe)とは、宇宙の膨張が加速しているように観測されることである。1998年に、Ia型超新星の観測によって、宇宙の膨張が加速しているのではないかとの疑問が浮かび上がった。.
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宇宙の大規模構造
宇宙の大規模構造（うちゅうのだいきぼこうぞう、）は、宇宙の中で銀河の分布が示す巨大な泡のような構造である。宇宙の泡構造と呼ばれることもある。.
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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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宇宙の晴れ上がり
宇宙の晴れ上がり（うちゅうのはれあがり、Transparent to radiation）は、ビッグバン理論において宇宙の始まり以来、初めて光子が長距離を進めるようになった時期を指す。これはビッグバンから約38万年後であるとされ、それ以前を「宇宙の暗黒時代」などと対比で呼ぶことがある。英語では電離の対義語となる再結合を意味する "" であり、。 ビッグバンからおよそ38万年後に宇宙の温度は約 まで低下し、電子と原子核が結合して原子を生成するようになると、光子は電子との相互作用をまぬがれ長距離を進めるようになった。これを宇宙が放射に対して透明になった、あるいは宇宙が晴れ上がった、と表現する。同様に、宇宙の晴れ上がり以前の状態は、宇宙が放射に対して不透明である、あるいは宇宙が霧がかっている と、表現する。 この晴れ上がりの時期のマイクロ波は最後の散乱面 あるいは宇宙マイクロ波背景放射と呼ばれ、ビッグバン理論について現在得られる最も良い証拠であると考えられている。.
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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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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。.
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。.
強い相互作用
強い相互作用（つよいそうごさよう、Strong interaction）は、基本相互作用の一つである。ハドロン間の相互作用や、原子核内の各核子同士を結合している力（核力）を指し、標準模型においては量子色力学によって記述される。強い力、強い核力とも。その名の通り電磁相互作用に比べて約137倍の強さがある。 強い相互作用の理解は、歴史的には湯川秀樹による、パイ中間子の交換によって核子に働く核力の説明に始まるが、1970年代前半の量子色力学の成立によって、ゲージ理論として完成した。.
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弾丸銀河団
弾丸銀河団（だんがんぎんがだん、Bullet Cluster）は、小さな銀河団と大きな銀河団が衝突し、強いX線を放つりゅうこつ座にある銀河団である。 1E 0657-56（または 1E 0657-558）とも表される。 この衝突によって銀河団は弧状の衝撃波面を持つ2億度の高温ガスを有している。 2004年から2006年にこの衝突銀河団の観測によって暗黒物質の存在に対する新たな証拠が提示されたことで知られる。.
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修正ニュートン力学
修正ニュートン力学（しゅうせいニュートンりきがく、、略称 ）とは、銀河回転の問題を説明するために暗黒物質の存在を仮定することなく、力学の法則を変更することによってその説明を試みた力学理論の仮説のひとつである。.
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ミラーマター
ミラーマター (mirror matter) は、通常の物質に対する仮説上の鏡像パートナーである。これは通常の物質とはパリティが反転しており、パリティ対称性を保存するために導入される。シャドーマター (shadow matter) 、アリスマター (Alice matter) または鏡像物質ともいう。.
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マサチューセッツ工科大学
マサチューセッツ工科大学（英語: Massachusetts Institute of Technology）は、アメリカ合衆国マサチューセッツ州ケンブリッジに本部を置く私立工科大学である。1865年に設置された。通称はMIT（エム・アイ・ティー。「ミット」は誤用で主に日本、欧州の極めて一部で用いられる）。 全米屈指のエリート名門校の1つとされ、ノーベル賞受賞者を多数（2014年までの間に1年以上在籍しMITが公式発表したノーベル賞受賞者は81名で、この数はハーバード大学の公式発表受賞者48名を上回る）輩出している。最も古く権威ある世界大学評価機関の英国Quacquarelli Symonds（QS）による世界大学ランキングでは、2012年以来2017年まで、ハーバード大学及びケンブリッジ大学を抑えて6年連続で世界第一位である。 同じくケンブリッジ市にあるハーバード大学とはライバル校であるが、学生達がそれぞれの学校の授業を卒業単位に組み込める単位互換制度（Cross-registration system）が確立されている。このため、ケンブリッジ市は「世界最高の学びのテーマパーク」とさえも称されている。物理学や生物学などの共同研究組織を立ち上げるなど、ハーバード大学との共同研究も盛んである。 MITはランドグラント大学でもある。1865年から1900年の間に約19万4千ドル(これは2008年時点の生活水準でいうところの380万ドルに相当)のグラントを得、また同時期にマサチューセッツ州から更なる約36万ドル（2008年時点の生活水準で換算して700万ドルに相当）の資金を獲得しているD.
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ネイチャー
『ネイチャー』（）は、1869年11月4日、イギリスで天文学者ノーマン・ロッキャーによって創刊された総合学術雑誌である。 世界で特に権威のある学術雑誌のひとつと評価されており、主要な読者は世界中の研究者である。雑誌の記事の多くは学術論文が占め、他に解説記事、ニュース、コラムなどが掲載されている。記事の編集は、イギリスの Nature Publishing Group (NPG) によって行われている。NPGからは、関連誌として他に『ネイチャー ジェネティクス』や『ネイチャー マテリアルズ』など十数誌を発行し、いずれも高いインパクトファクターを持つ。.
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ハッブルの法則
ハッブルの法則（ハッブルのほうそく）とは、天体が我々から遠ざかる速さとその距離が正比例することを表す法則である。1929年、エドウィン・ハッブルとミルトン・ヒューメイソンによって発表された。この発見は、宇宙は膨張しているものであるとする説を強力に支持するものとなった。 v を天体が我々から遠ざかる速さ（後退速度）、D を我々からその天体までの距離とすると、 となる。ここで比例定数 H_0 はハッブル定数 (Hubble constant) と呼ばれ、現在の宇宙の膨張速度を決める。 ハッブル定数は時間の逆数の次元 T をもち、通常はキロメートル毎秒毎メガパーセク（記号: km/s/Mpc）が単位として用いられる。2014年現在最も正確な値は、プランクの観測による である。換言すれば、銀河は実視等級20等程度までスペクトル観測が可能であるが、いずれの銀河もそのスペクトルは赤のほうにずれている、これを赤方偏移という。これがドップラー効果とすれば銀河までの距離と後退速度の間に一定の法則性を発見したものといえる。 1927年にジョルジュ・ルメートルもハッブルと同等の法則を提唱していたが、フランス語のマイナーな雑誌に掲載されたためそのときは注目されなかった。ルメートルはスライファーとハッブルの観測データを用いている。.
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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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バリオン
バリオン（baryon）とは、3つのクォークから構成される亜原子粒子である。素粒子物理学の標準模型では、ハドロンの一種である。重粒子（じゅうりゅうし）とも言う。.
ヴェラ・ルービン
ヴェラ・ルービン（Vera (Cooper) Rubin, 1928年7月23日 - 2016年12月25日）はアメリカ合衆国の天文学者。銀河の回転速度に関する観測と研究から、銀河には恒星などの光を発する天体の総質量を遥かに上回る質量の「暗黒物質(dark matter) 」が存在することを示した。.
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ヘリウム
ヘリウム （新ラテン語: helium, helium ）は、原子番号 2、原子量 4.00260、元素記号 He の元素である。 無色、無臭、無味、無毒（酸欠を除く）で最も軽い希ガス元素である。すべての元素の中で最も沸点が低く、加圧下でしか固体にならない。ヘリウムは不活性の単原子ガスとして存在する。また、存在量は水素に次いで宇宙で2番目に多い。ヘリウムは地球の大気の 0.0005 % を占め、鉱物やミネラルウォーターの中にも溶け込んでいる。天然ガスと共に豊富に産出し、気球や小型飛行船のとして用いられたり、液体ヘリウムを超伝導用の低温素材としたり、大深度へ潜る際の呼吸ガスとして用いられている。.
ヘルクレス座・かんむり座グレートウォール
ヘルクレス座・かんむり座グレートウォール（ヘルクレスざ・かんむりざグレートウォール、Hercules-Corona Borealis Great Wall）は、銀河フィラメントの1つである。長さは100億光年に達し、2013年現在知られている中で最大の宇宙の大規模構造である。.
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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 (人工衛星)
プランク (Planck) は、宇宙背景放射を観測するための高感度・高分解能の観測装置を備えた宇宙望遠鏡である。ESAで2000年に3番目の中規模計画として計画された。当初はCOBRAS/SAMBAと呼ばれていたが、後にノーベル物理学賞を受賞したドイツのマックス・プランクにちなんで改名された。 NASAのWMAP探査機が広視野・低感度であるのに対し、プランクは対照的である。相補的な成果や宇宙創生期の解明が期待される。 プランクは、2009年5月14日にアリアン5でハーシェル宇宙望遠鏡と共に打ちあげられ、7月にはL2点に投入された。2010年2月には2回目の全天サーベイを開始した。 2013年3月21日に、全天の宇宙背景放射マップが公開された。NASAのWMAPが観測したデータよりも高精度な宇宙背景放射マップが完成し、宇宙の年齢もこれまでよりやや古い約138億年であることが確認された。 2012年1月14日、2つの観測装置のうちの高周波数装置 (HFI) が冷却用の液体ヘリウム枯渇のため観測を終了した。以降は低周波数装置 (LFI) のみで観測を続けていた 。LFIによる観測も2013年10月3日に終了し、10月9日にはスラスタを噴射してL2点からの移動を開始し、10月23日に送信機を停止して運用を終えた。プランクは、運用終了までにHFIとLFIの双方を使っての全天サーベイを5回実施した 。.
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プラズマ宇宙論
プラズマ宇宙論（プラズマうちゅうろん、Plasma Cosmology）とは、宇宙論の一種で、宇宙的スケールの現象は重力だけではなく、宇宙の全バリオン物質の99.9%を占める電気伝導性の気体プラズマの運動に起因する、巨大な電流と強力な磁場の影響を大きく受けているとする。そして電磁気力と重力の相互作用によって、壮大な現象を説明できると主張する。主としてプラズマ物理学の基本である電磁流体力学 (MagnetoHydroDynamics: MHD)の上に立脚した理論である。 プラズマ宇宙論はビッグバン理論と比較して、銀河の回転曲線問題を暗黒物質という仮定の物質を持ち出すことなく簡潔に説明できる(#銀河形成と回転曲線問題)。さらに、近年発見されたヘルクレス座・かんむり座グレートウォール、U1.27といった宇宙構造体の成り立ちを説明する際、現行のビッグバン宇宙論（およびそこから発展した理論）では存在自体が矛盾してしまう程巨大な宇宙の大規模構造も、プラズマ宇宙論では矛盾無く説明できる。しかしながら、プラズマ宇宙論は宇宙マイクロ波背景放射の観測事実をうまく説明できていない(#マイクロ波背景放射)。そのため、現時点では標準的な理論とみなされていない。.
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パリティ対称性の破れ
パリティ対称性の破れ（パリティたいしょうせいのやぶれ、Parity violation）とは、空間反転した（鏡に映した）ときに物理法則が同じにならないこと、または、その様な状態を言う。弱い相互作用が関与する物理現象で起こる。 P対称性の破れ、あるいは、パリティ非保存とも。.
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ヒッグス粒子
ヒッグス粒子（ヒッグスりゅうし、 ヒッグス・ボソン）とは、1964年にピーター・ヒッグスが提唱したヒッグス機構において要請される素粒子である。 ヒッグス自身は「so-called Higgs boson（いわゆる ヒッグス粒子と呼ばれているもの）」と呼んでおり、他にも様々な呼称がある。 本記事では便宜上ヒッグス機構・ヒッグス粒子の双方について説明する。質量の合理的な説明のために、ヒッグス機構という理論体系が提唱されており、その理論内で「ヒッグス場」や「ヒッグス粒子」が言及されているという関係になっているためである。.
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ビリアル定理
ビリアル定理（ビリアルていり、virial theorem）とは、多粒子系において、粒子が動き得る範囲が有限である場合に、古典力学、量子力学系のいずれにおいても成立する以下の関係式のことである。 は系の粒子数、 は系全体の運動エネルギー で、 は粒子 の運動量、 は粒子 の位置座標、 は粒子 に働く力、 は粒子 の質量である。 は物理量の平均操作（ここでは長時間平均）を意味する。 粒子 に働く力 が、系全体のポテンシャルエネルギー を用いて と表せるならば、ビリアル定理は、 という形で表せる。 ポテンシャルエネルギー が中心力ポテンシャルで、粒子間の距離の乗に比例する形 で表せる(ここでべき指数は力の法則がr^nになるように選んだ)ならば、 となる。中心力が電磁気力や重力の場合を考えると、 であるから、 となる。ビリアル定理から次のことが言える。.
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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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フリッツ・ツビッキー
フリッツ・ツビッキーの記念碑 フリッツ・ツビッキー（Fritz Zwicky 、1898年2月14日 – 1974年2月8日）はアメリカで活躍したスイス国籍の天文学者である。ウォルター・バーデとともに超新星の研究のパイオニアである。 スイス人（ノルウェー国籍の父親、チェコ人の母親）の両親のもとで、ブルガリアのヴァルナに生まれた。チューリッヒ連邦工科大学で学んだ。1925年にアメリカのカリフォルニア工科大学に移り、その後、スイス国籍のままアメリカで活動した。 1930年代にウォルター・バーデとともに超新星が中性子星に移行する過程であること、超新星が宇宙線の発生源であることを示唆する論文を発表した。パロマー天文台に超新星探索用のシュミット望遠鏡を設置させるのに成功し、100個以上の超新星を発見した。1961年から銀河のカタログ Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies (CGCG)を作成した。 変わり者で知られ、周囲の研究者に罵詈雑言を浴びせるのが常で、お気に入りの罵倒語は「球形のろくでなし」（どこからみてもろくでなし）だったという。.
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ドップラー効果
ドップラー効果（ドップラーこうか、Doppler effect）またはドップラーシフト（Doppler shift）とは、波（音波や電磁波など）の発生源（音源・光源など）と観測者との相対的な速度の存在によって、波の周波数が異なって観測される現象をいう。.
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ニュートラリーノ
ニュートラリーノ (neutralino) は、超対称性理論によって存在が予想されているマヨラナ粒子。予測される質量は陽子の質量の30～5000倍。 超対称性理論は全てのフェルミ粒子にはボース粒子の超対称パートナーが、また全てのボース粒子にはフェルミ粒子の超対称パートナーが存在するはずだとしている。電荷を持たないボース粒子に対する超対称パートナーであるズィーノ(Z粒子のパートナー)、フォティーノ(光子のパートナー)、中性ヒグシーノ(中性ヒッグス粒子のパートナー)は同じ量子数を持つので混合状態を作り、これがニュートラリーノと呼ばれるフェルミ粒子である。一方、電荷をもつボース粒子のパートナーはチャージーノと呼ばれるフェルミ粒子を作る。 ニュートラリーノは、弱い相互作用と重力相互作用にのみ関わるので，存在したとしても観測は困難である。また、最も軽いニュートラリーノは安定な粒子であると考えられる。 なお、もしも超対称性理論が実際に成立しているとすれば、標準模型における各素粒子に対応する超対称パートナー粒子が存在して追加されるので素粒子の種類は倍となるはずであるが、現在までのところ実験では超対称粒子はひとつも発見されていない。 検討中のWIMPでは、最も軽い電気的に中性な超対称性粒子であるニュートラリーノが冷たい暗黒物質（ダークマター）の最有力候補と言われている。 ニュートラリーノの詳細な性質は、それを構成する成分(ズィーノ、フォティーノ、中性ヒッグシーノ)の混合比率に依存する。 Category:統一場理論 Category:素粒子 Category:超対称性粒子 Category:暗黒物質.
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ニュートリノ
ニュートリノ（）は、素粒子のうちの中性レプトンの名称。中性微子とも書く。電子ニュートリノ・ミューニュートリノ・タウニュートリノの3種類もしくはそれぞれの反粒子をあわせた6種類あると考えられている。ヴォルフガング・パウリが中性子のβ崩壊でエネルギー保存則と角運動量保存則が成り立つように、その存在仮説を提唱した。「ニュートリノ」の名はβ崩壊の研究を進めたエンリコ・フェルミが名づけた。フレデリック・ライネスらの実験により、その存在が証明された。.
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ホットダークマター
ホットダークマター (Hot dark matter) とは、超相対論的速度で飛ぶ粒子からなる、ダークマターの一形態である。 ダークマターとは、電磁波と相互作用しない、したがって電磁波（光）により検知できない物質であり、重力の効果によってのみ検出される。 ホットダークマターはビッグバン後に個々の銀河がどのように形成されたかを説明することはできない。宇宙マイクロ波背景放射がCOBE衛星により非常に滑らかであることが観測され、高速で運動する粒子はこのような滑らかな初期分布からは凝集することができないと考えられた。理論によると、宇宙の小スケール構造を説明するためにはコールドダークマター (CDM) もしくはを仮定する必要があるとされている。 ホットダークマターのみによりダークマターを説明することはできなくなっているため、現在では理論の一部として考慮されるのみである。.
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ダークエネルギー
ダークエネルギー（ダークエナジー、暗黒エネルギー、dark energy）とは、現代宇宙論および天文学において、宇宙全体に浸透し、宇宙の拡張を加速していると考えられる仮説上のエネルギーである。2013年までに発表されたプランクの観測結果からは、宇宙の質量とエネルギーに占める割合は、原子等の通常の物質が4.9%、暗黒物質(ダークマター)が26.8%、ダークエネルギーが68.3%と算定されている。.
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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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アメリカ航空宇宙局
アメリカ航空宇宙局（アメリカこうくううちゅうきょく、National Aeronautics and Space Administration, NASA）は、アメリカ合衆国政府内における宇宙開発に関わる計画を担当する連邦機関である。1958年7月29日、国家航空宇宙法 (National Aeronautics and Space Act) に基づき、先行の国家航空宇宙諮問委員会 (National Advisory Committee for Aeronautics, NACA) を発展的に解消する形で設立された。正式に活動を始めたのは同年10月1日のことであった。 NASAはアメリカの宇宙開発における国家的努力をそれ以前よりもさらに充実させ、アポロ計画における人類初の月面着陸、スカイラブ計画における長期宇宙滞在、さらに宇宙往還機スペースシャトルなどを実現させた。現在は国際宇宙ステーション (International Space Station, ISS) の運用支援、オリオン宇宙船、スペース・ローンチ・システム、商業乗員輸送などの開発と監督を行なっている。 宇宙開発に加えてNASAが帯びている重要な任務は、宇宙空間の平和目的あるいは軍事目的における長期間の探査である。人工衛星を使用した地球自体への探査、無人探査機を使用した太陽系の探査、進行中の冥王星探査機ニュー・ホライズンズ (New Horizons) のような太陽系外縁部の探査、さらにはハッブル宇宙望遠鏡などを使用した、ビッグ・バンを初めとする宇宙全体への探査などが主な役割となっている。2006年2月に発表されたNASAの到達目標は、「宇宙空間の開拓、科学的発見、そして最新鋭機の開発において、常に先駆者たれ」であった。.
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アルファ磁気分光器
アルファ磁気分光器（Alpha Magnetic Spectrometer）は、国際宇宙ステーションに搭載されている素粒子物理学の実験装置である。AMS-02とも呼ばれる。宇宙線を測定し、様々な種類の未知の物質を調査することを目的に設計されている。この実験によって宇宙の構造がより明確にされ、暗黒物質や反物質の性質を解明する手がかりになることが期待されている。代表研究者はノーベル物理学者のサミュエル・ティンで、機体の最終試験はオランダにある欧州宇宙機関のヨーロッパ宇宙研究技術センターで行われ、2010年8月にフロリダのケネディ宇宙センターに搬送された。当初は同年7月のスペース・シャトルエンデバー号の最後の飛行となるSTS-134（エンデバー号）で打ち上げられる予定であったが延期され、AMS-02を載せたSTS-134は2011年5月に打ち上げられた。 AMS-02の初期観測報告は、2013年4月3日に行われ、宇宙線の中から暗黒物質(ダークマター)の証拠を検出した可能性があると発表した。しかし、他の天文現象であった可能性も残っているため、引き続き観測・分析を続けて明らかにしていくとした。.
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アンリ・ポアンカレ
ュール＝アンリ・ポアンカレ（、1854年4月29日 – 1912年7月17日）はナンシー生まれのフランスの数学者。数学、数理物理学、天体力学などの重要な基本原理を確立し、功績を残した。フランス第三共和制大統領・レーモン・ポアンカレはアンリの従弟（いとこ）。.
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アクシオン
アクシオン（）、あるいはアキシオンとは、素粒子物理学において、 標準模型の未解決問題のひとつである強いCP問題を解決するとしてその存在が期待されている仮説上の未発見の素粒子である。 暗黒物質の候補の一つでもある。.
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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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コールドダークマター
ールドダークマター（; ）とは、運動エネルギーが質量エネルギーに比べて小さく、粒子の運動速度が遅い暗黒物質であり、宇宙の構造形成を説明するために仮説的に導入された物質である。冷たい暗黒物質（つめたいあんこくぶっしつ）とも呼ばれる。 コールドダークマターは、Λ-CDMモデルにおいて、宇宙の密度揺らぎを成長させ、宇宙の大規模構造に大きく関与したとされる。SUSY粒子、ヒッグシーノ、アクシオン等の未発見の素粒子が候補として挙げられている。.
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ジョンズ・ホプキンズ大学
記載なし。
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サミュエル・ティン
ミュエル・ティン（Samuel C. C. Ting、中国名：丁肇中、1936年1月27日 - ）は中国系アメリカ人の研究者。バートン・リヒターと共にジェイプサイ中間子の発見により1976年にノーベル物理学賞を受賞した。.
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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。.
光学
光学（こうがく、）は、光の振舞いと性質および光と物質の相互作用について研究する、物理学のひとつの部門。光学現象を説明し、またそれによって裏付けられる。 光学で通常扱うのは、電磁波のうち光と呼ばれる波長域（可視光、あるいはより広く赤外線から紫外線まで）である。光は電磁波の一種であるため、光学は電磁気学の一部門でもあり、電波やX線・マイクロ波などと類似の現象がみられる。光の量子的性質による光学現象もあり、量子力学に関連するそのような分野は量子光学と呼ばれる。.
国際宇宙ステーション
CGによる完成予想図。 国際宇宙ステーション（こくさいうちゅうステーション、International Space Station、略称：ISS、Station spatiale internationale、略称：SSI、Междунаро́дная косми́ческая ста́нция、略称：МКС）は、アメリカ合衆国、ロシア、日本、カナダ及び欧州宇宙機関 (ESA) が協力して運用している宇宙ステーションである。地球及び宇宙の観測、宇宙環境を利用した様々な研究や実験を行うための巨大な有人施設である。地上から約400km上空の熱圏を秒速約7.7km（時速約27,700km）で地球の赤道に対して51.6度の角度で飛行し、地球を約90分で1周、1日で約16周する。なお、施設内の時刻は、協定世界時に合わせている。 1999年から軌道上での組立が開始され、2011年7月に完成した。当初の運用期間は2016年までの予定であったが、アメリカ、ロシア、カナダ、日本は少なくとも2024年までは運用を継続する方針を発表もしくは決定している。運用終了までに要する費用は1540億USドルと見積もられている（詳細は費用を参照）。.
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素粒子
物理学において素粒子（そりゅうし、elementary particle）とは、物質を構成する最小の単位のことである。基本粒子とほぼ同義語である。.
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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物質
物質（ぶっしつ）は、.
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。.
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。.
銀河の回転曲線問題
典型的な渦巻銀河の回転曲線。横軸が銀河中心からの距離を縦軸が回転の速さを表す。暗黒物質を仮定しない理論予測 ('''A''') は実際のほぼ平坦な観測結果 ('''B''') を説明できない。 銀河の回転曲線問題（ぎんがのかいてんきょくせんもんだい、galaxy rotation problem）とは、1980年代に明らかになった天文学の問題の一つである。"flat rotation curve problem" などとも呼ばれる。 分光観測によって銀河の回転曲線（銀河中心からの半径に対して各位置での回転速度の大きさをプロットした曲線）を求めてみると、その銀河の「目に見える」（電磁波を放射・吸収している）物質分布から想定される回転速度とは大きく異なり、銀河のかなり周縁部でも回転速度が低下せず、平坦な速度分布をしていることが分かる。 これは、現在知られている通常の物質（バリオン）とは異なり、光を出さずに質量エネルギーのみを持つ未知の物質が銀河の質量の大半を占めていると仮定する事で説明される。この未知の物質を暗黒物質（ダークマター）と呼び、その正体について研究が続けられている。 一方でこのような暗黒物質を仮定せず、力学の法則を修正することで平坦な銀河回転速度を説明しようとする試みもなされている。 その最も有名なものはミルグロムによる修正ニュートン力学 (MOND) である。他にはプラズマ宇宙論でもこの問題に解決の糸口を示している。 Category:銀河 Category:物理学の未解決問題.
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銀河ハロー
銀河ハロー (galactic halo) は、銀河全体を包み込むように希薄な星間物質や球状星団がまばらに分布している球状の領域。ハロー (halo) またはハロとも表記される。.
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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。.
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。 1000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局部銀河群に属している。.
遠心力
遠心力（えんしんりょく、）は、慣性系に対して回転している回転座標系において作用する慣性力の一つである。 慣性系において回転運動をしている物体には、何らかの力が向心力として働いている。この物体と一緒に回転する回転座標系においては、物体が静止しているように見える。慣性系において向心力として働く力が作用しているにもかかわらず、物体が静止しているということは、回転座標系においては向心力と釣り合う力が作用していることを意味する。向心力と釣り合うこの力が遠心力である。向心力は慣性系においても回転座標系においても作用するのに対し、遠心力は回転座標系においてのみ作用する。 回転座標系における慣性力は遠心力の他に、角速度変化に伴うオイラー力と物体の速度に比例するコリオリの力がある。 回転中心からの回転座標系における位置を とし、回転座標系の慣性系に対する角速度を とするとき、遠心力は と表される。角速度と平行な成分と直交する成分に分けたとき、平行成分は影響せず となる。.
褐色矮星
褐色矮星（かっしょくわいせい、英：brown dwarf）とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない天体。.
証拠
証拠（しょうこ、evidence）とは、有形・無形にかかわらず、ある命題（真偽不明の主張や存否不明の事実）の真偽や存否を判断する根拠となるものをいう。エヴィデンスとも呼ぶ。.
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。.
超対称性粒子
超対称性粒子（ちょうたいしょうせいりゅうし、、SUSY粒子） は、超対称性理論によって存在が予想されている、既存の粒子に対し、スピンが1/2ずれただけで、電荷などは等しい素粒子。スピンが1/2ずれているため、既存のフェルミオンに対し未知のボソン、既存のボソンに対し未知のフェルミオンが予想されている。ボソンとフェルミオンの対応する相方を超対称性パートナー (supersymmetric partner) という。 現在の宇宙ではこのような粒子は観測されていない為、少なくとも低エネルギーでは超対称性は破れており、超対称性の破れによって粒子とその超対称パートナーの質量が異なっていると考えられている。2008年より稼働したCERNの加速器LHCでの発見が期待されている。 超対称性粒子の中で最も軽いものはLSP (Lightest Supersymmetric Particle) と呼ばれる。の保存を仮定すればその粒子は崩壊しない安定粒子となるため、LSPが電気的に中性であればダークマターの候補となる。.
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超新星
プラーの超新星 (SN 1604) の超新星残骸。スピッツァー宇宙望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡およびチャンドラX線天文台による画像の合成画像。 超新星（ちょうしんせい、）は、大質量の恒星が、その一生を終えるときに起こす大規模な爆発現象である。.
重力
重力（じゅうりょく）とは、.
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。.
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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量子色力学
量子色力学（りょうしいろりきがく、、略称: QCD）とは、素粒子物理学において、SU(3)ゲージ対称性に基づき、強い相互作用を記述する場の量子論である。.
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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。.
陽電子
陽電子（ようでんし、ポジトロン、英語：positron）は、電子の反粒子。絶対量が電子と等しいプラスの電荷を持ち、その他の電子と等しいあらゆる特徴（質量やスピン角運動量 (1/2)）を持つ。.
MACHO
MACHO (マッチョ、Massive Compact Halo Object) は、天体物理学用語である。.
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U1.27
U1.27とは、しし座にある大クエーサー群の1つである。発見当時、知られている中で最大の宇宙の構造物であったが、この記録保持は、10ヶ月後に発見されたヘルクレス座・かんむり座グレートウォールに更新されるまでの短い期間であった。.
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WIMP
WIMP, wimp.
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。.
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。.
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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標準模型
標準模型（ひょうじゅんもけい、、略称: SM）とは、素粒子物理学において、強い相互作用、弱い相互作用、電磁相互作用の3つの基本的な相互作用を記述するための理論のひとつである。標準理論（ひょうじゅんりろん）または標準モデル（ひょうじゅんモデル）とも言う。.
欧州原子核研究機構
欧州原子核研究機構（おうしゅうげんしかくけんきゅうきこう、） は、スイスのジュネーヴ郊外でフランスと国境地帯にある、世界最大規模の素粒子物理学の研究所である。.
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欧州宇宙機関
欧州宇宙機関（おうしゅううちゅうきかん、, ASE、, ESA）は、1975年5月30日にヨーロッパ各国が共同で設立した、宇宙開発・研究機関である。設立参加国は当初10か国、現在は19か国が参加し、2000人を超えるスタッフがいる。 本部はフランスに置かれ、その活動でもフランス国立宇宙センター (CNES) が重要な役割を果たし、ドイツ・イタリアがそれに次ぐ地位を占める。主な射場としてフランス領ギアナのギアナ宇宙センターを用いている。 人工衛星打上げロケットのアリアンシリーズを開発し、アリアンスペース社（商用打上げを実施）を通じて世界の民間衛星打ち上げ実績を述ばしている。2010年には契約残数ベースで過去に宇宙開発などで存在感を放ったソビエト連邦の後継国のロシア、スペースシャトル、デルタ、アトラスといった有力な打ち上げ手段を持つアメリカに匹敵するシェアを占めるにおよび、2014年には受注数ベースで60%のシェアを占めるにいたった。 ESA は欧州連合と密接な協力関係を有しているが、欧州連合の専門機関ではない。加盟各国の主権を制限する超国家機関ではなく、加盟国の裁量が大きい政府間機構として形成された。リスボン条約によって修正された欧州連合の機能に関する条約の第189条第3項では、「欧州連合は欧州宇宙機関とのあいだにあらゆる適切な関係を築く」と規定されている。.
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水素
水素（すいそ、hydrogenium、hydrogène、hydrogen）は、原子番号 1 、原子量 1.00794の非金属元素である。元素記号は H。ただし、一般的には「水素」と言っても、水素の単体である水素分子（水素ガス） H を指していることが多い。 質量数が2（原子核が陽子1つと中性子1つ）の重水素（H）、質量数が3（原子核が陽子1つと中性子2つ）の三重水素（H）と区別して、質量数が1（原子核が陽子1つのみ）の普通の水素（H）を軽水素とも呼ぶ。.
水素原子
水素原子のモデル 水素原子(Hydrogen atom)は、水素の原子である。電気的に中性な原子で、1つの陽子と1つの電子がクーロン力で結合している。水素原子は、宇宙の全質量の約75%を占める 。 還元作用のため活性水素（Active hydrogen）とも呼ばれる。地球上では、単離した水素原子は非常に珍しい。その代わり、水素は他の原子と化合物を作るか、自身と結合して二原子分子である水素分子(H2)を形成する。水素分子が一般的に水素と呼ばれる物質である。「水素原子」と「原子状水素」という用語は、重なっている意味もあるが、全く同義ではない。例えば、水分子は、2つの水素原子を含むが、原子状水素は含まない。.
気体
気体（きたい、gas）とは、物質の状態のひとつであり岩波書店『広辞苑』 第6版 「気体」、一定の形と体積を持たず、自由に流動し圧力の増減で体積が容易に変化する状態のこと。 「ガス体」とも。.
惑星
惑星（わくせい、πλανήτης、planeta、planet）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だけが惑星である。英語 planet 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。IPA: /planítis/ ）。 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. C.Lin。.
星間ガス
星間ガス（せいかんガス、Interstellar gas）は、宇宙空間に漂う水素やヘリウムを主体とした気体のことである。その密度は、平均的には1立方センチメートルあたり水素原子が数個程度という希薄なものであるが、高密度に集積すれば、星雲として恒星が生まれる母胎にもなる。 宇宙空間は、まったく物質の存在しない真空状態のように思われるが、実際には、全体にわずかながら「星間物質」と呼ばれる物質が漂っている。地上の実験室で達成できる真空よりもはるかに高度な、ほぼ絶対真空に等しいほどの非常に希薄なものであるが、星々の間の空間に存在する星間物質の総量は、目に見える恒星や惑星などの天体にも匹敵する。 星間ガスも、宇宙塵とともに星間物質の一種であるが、重元素から成る固体の微粒子である宇宙塵とは区別される。星間物質の質量比は、水素が約70%、ヘリウムが約30%で、残りが珪素・炭素・鉄などの重元素となっている。これらの重元素が宇宙塵となり、したがって存在比は星間ガスの方が圧倒的に多い。星間ガスは、中性水素ガスや電離水素領域（HII領域）、超新星残骸や惑星状星雲、暗黒星雲、散光星雲、分子雲などとして観測される。 銀河系のような渦状銀河においては、中心核（バルジ）や円盤（ディスク）の銀河面に集中しており、銀河系全体を球状に取り巻く銀河ハローにもわずかに分布している。.
教授
教員における教授（きょうじゅ、professor）は、大学院、大学、短期大学、高等専門学校など高等教育を行う教育施設や、JAXA、大学入試センターなど研究機関の、指導者の職階や職階者である。.
1986年
この項目では、国際的な視点に基づいた1986年について記載する。.
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1992年
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2003年
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2007年
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2013年
この項目では、国際的な視点に基づいた2013年について記載する。.
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21cm線
21cm線（21センチメートルせん、）は、中性水素原子のエネルギー状態の変化によって放射されるスペクトル線である。 21cm線は周波数 の電波であり、その波長が であることからこの名が付けられている。21cm線は天文学、特に電波天文学の分野で広く使われている。.
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5月15日
5月15日（ごがつじゅうごにち）は、グレゴリオ暦で年始から135日目（閏年では136日目）にあたり、年末まではあと230日ある。誕生花はドクダミ。.
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