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32 関係: おうし座T型星、おうし座T星、はくちょう座P星、ほ座ガンマ星、しし座AD星、さそり座デルタ星、さそり座ゼータ1星、かじき座S星、かんむり座R星、太陽フレア、変光星、変光星総合カタログ、主系列星、彩層、地球の大気、ルイテン726-8、りゅうこつ座イータ星、ウォルフ・ライエ星、カシオペヤ座ガンマ星、ガス殻星、Be星、炭素、青色巨星、青色超巨星、高光度青色変光星、超巨星、赤色矮星、閃光星、脈動変光星、恒星、水素、準巨星。
おうし座T型星
おうし座T型星を取り囲む降着円盤の想像図 おうし座T型星（おうしざテ（ィ）ーがたせい、T Tauri star, TTS）は、爆発型変光星の一種である。.
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おうし座T星
おうし座T星（T Tauri、T Tau）は、おうし座にある変光星で、おうし座T型星の典型である。ヒヤデス星団のV字型の最も北、おうし座ε星の近くにあり、星団の一員のように見えるが、実際にはヒヤデス星団より300光年程遠くにあり、一緒に誕生したのではないと考えられる。.
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はくちょう座P星
はくちょう座P星 (P Cygni) は、はくちょう座の方向にある爆発型変光星である。巨大な高光度青色変光星 (LBV) で、スペクトル分類はB1Ia+（青色超巨星）であり、銀河系で最も光度の大きい恒星の1つである。.
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ほ座ガンマ星
ほ座γ星（ほざガンマせい）は、ほ座の恒星で2等星。.
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しし座AD星
しし座AD星(AD Leonis)またはグリーゼ388は、赤色矮星である。しし座の方向に約16光年と比較的近い位置にある。しし座AD星は、スペクトル型M3.5Vの主系列星である。閃光星であり、光度がランダムに上昇する。.
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さそり座デルタ星
さそり座δ星は、さそり座の恒星で2等星。.
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さそり座ゼータ1星
さそり座ζ1星（さそり座ゼータ1星、Zeta1 Scorpii、ζ1 Sco）は、さそり座に位置する恒星である。.
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かじき座S星
かじき座S星は、大マゼラン雲に存在する極超巨星。学名はS Doradus。2011年現在知られている恒星の中では特に光度が大きいものの一つ（その絶対等級は時に、-10等よりも明るく輝く）だが、距離がとても離れているため肉眼では観察できない。 爆発型変光星の一種である「高光度青色変光星」の別名「かじき座S型変光星」の由来となった恒星でもある。この恒星は長く遅いスパンで明るさが変わっていき、変化の際はときどき爆発が発生する。.
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かんむり座R星
かんむり座R星（かんむりざアールせい）は、かんむり座にある有名な爆発型変光星で、かんむり座R型変光星の代表星として知られている。学名はR Coronae Borealis（略称はR CrB）。1795年にエドワード・ピゴットにより発見された。.
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太陽フレア
太陽フレア（たいようフレア、Solar flare）とは太陽における爆発現象。別名・太陽面爆発。 太陽系で最大の爆発現象で、小規模なものは1日3回ほど起きている。多数の波長域の電磁波の増加によって観測される。特に大きな太陽フレアは白色光でも観測されることがあり、白色光フレアと呼ぶ。太陽の活動が活発なときに太陽黒点の付近で発生する事が多く、こうした領域を太陽活動領域と呼ぶ。太陽フレアの初めての観測は、1859年にイギリスの天文学者、リチャード・キャリントンによって行われた（1859年の太陽嵐）。 「フレア」とは火炎（燃え上がり）のことであるが、天文学領域では恒星に発生する巨大な爆発現象を指している。現在では太陽以外の様々な天体でも観測されている。 アメリカ航空宇宙局（NASA）によると、2012年7月には巨大な太陽フレアが地球をかすめた 。次の10年間に同程度のフレアが実際に地球を襲う確率は12%であると推定される。.
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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。.
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変光星総合カタログ
変光星総合カタログ(General Catalogue of Variable Stars、GCVS)は、変光星を収録した天体カタログである。1948年に出版された第1版は、ボリス・クカーキンとパーヴェル・パレナゴによる編集でソビエト連邦科学アカデミーから発行され、1万820個の恒星を含んでいた。第2版と第3版はそれぞれ1958年と1968年に、3巻からなる第4版は1985年から1987年にかけて発行され、2万8435個の恒星を含んでいた, N. N. Samus, O. V. Durlevich, O. V., and R. V. Kazarovets, Baltic Astronomy 6 (1997), pp.
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主系列星
主系列星（しゅけいれつせい、main sequence star）とは、ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上で、左上（明るく高温）から図の右下（暗く低温）に延びる線である主系列 (Main Sequence) に位置する恒星をいう。矮星ともいう。.
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彩層
彩層（さいそう、chromosphere）とは、太陽などの恒星の表層部分で、光球の外側、コロナの内側に位置する薄いガスによって形成される層。 太陽の場合、厚さは数千から1万km。彩層の最下層である温度最低層では光球よりやや低温（4,700-5,800K）で、高度と共に増加してコロナとの境界層（遷移層）付近では1万度ケルビンに達する。彩層では磁場が支配的であり、磁気エネルギーの解放現象である太陽フレアや、プラズマが磁力線によって太陽大気中に保持された紅炎（プロミネンス）が観測される。肉眼では地球上から視認することはできないが、皆既日食発生時や水素の出すHα線フィルターを用いることで観測する事ができる。 Category:太陽.
地球の大気
上空から見た地球の大気の層と雲 国際宇宙ステーション(ISS)から見た日没時の地球の大気。対流圏は夕焼けのため黄色やオレンジ色に見えるが、高度とともに青色に近くなり、さらに上では黒色に近くなっていく。 MODISで可視化した地球と大気の衛星映像 大気の各層の模式図（縮尺は正しくない） 地球の大気（ちきゅうのたいき、）とは、地球の表面を層状に覆っている気体のことYahoo! Japan辞書（大辞泉） 。地球科学の諸分野で「地表を覆う気体」としての大気を扱う場合は「大気」と呼ぶが、一般的に「身近に存在する大気」や「一定量の大気のまとまり」等としての大気を扱う場合は「空気()」と呼ぶ。 大気が存在する範囲を大気圏（たいきけん）Yahoo! Japan辞書（大辞泉） 、その外側を宇宙空間という。大気圏と宇宙空間との境界は、何を基準に考えるかによって幅があるが、便宜的に地表から概ね500km以下が地球大気圏であるとされる。.
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ルイテン726-8
ルイテン726-8 (Luyten 726-8) はくじら座にある連星。主星 (Luyten 726-8 A) はくじら座BL星 (BL Ceti)、伴星 (Luyten 726-8 B) はくじら座UV星 (UV Ceti) とも呼ばれ、後者は閃光星（爆発型変光星）としてよく知られている。.
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りゅうこつ座イータ星
りゅうこつ座η星（りゅうこつざイータせい、Eta Carinae, η Car）は、りゅうこつ座の恒星。 太陽質量のおよそ70と30倍の大質量星同士の連星であり、高光度の青色超巨星（高光度青色変光星、LBV）である。光度は太陽のおよそ40万倍である。銀河系内でも特に異色の大質量星である。 イータ（エータ）・カリーナという名でも知られている。過去に恒星から放出された大量の物質が星雲（人形星雲）となって周囲を取り巻いており、この星雲を含めてイータ・カリーナと呼ぶ事もある。なお、ラテン語では Eta Carinae であり、原語により忠実に読むと「エータ・カリーナエ」、英語では「イータ・カライニー」となるが、日本語ではCarinaを属格Carinaeにしない「イータ（エータ）・カリーナ」という通称が広まっている。.
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ウォルフ・ライエ星
ウォルフ・ライエ星（ -せい、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star）とは、特殊なスペクトルを持つ天体で、青色巨星である。 1867年にフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ によって、直視分光器で初めて発見される。ウォルフ・ライエ星のスペクトルは、通常の恒星に見られるような水素などの吸収線は見られず、ヘリウムや炭素、窒素などの非常に幅の広い輝線が見られるのが特徴である。 主な例として、ほ座γ星、WR 104、R136a1、HD 5980などがある.
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カシオペヤ座ガンマ星
ペヤ座γ星は、カシオペヤ座の恒星で2等星。カシオペヤ座の「W」の中心の星である。.
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ガス殻星
地球から見える最も明るいガス殻星であるアケルナルの模式図 ガス殻星（がすかくせい、shell star）、シェル星は、スペクトル中に、赤道周囲にガスの円盤を持つことが示される恒星である。物質の流出のため、光度は不規則に変化する。ガス殻星は高速で自転し、その機構に一定の説明を与えているが、未だ謎が残っている。スペクトル型はO7.5からF5であるが、高速の自転と円盤の存在により、スペクトル中の吸収線の幅はかなり広がっている。自転の速度はおおよそ200から250km/sで、自転による加速度が恒星を破壊する寸前である。通常のスペクトルの特徴が変化する放出線によって上書きされるため、スペクトルその他の性質は解釈が難しく、そのため光度階級や正確なスペクトル型は誤認されやすい。 変光星の場合、カシオペヤ座γ型変光星（カシオペヤざガンマがたへんこうせい、Gamma Cassiopeiae variable、GCAS）に分類される。.
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Be星
速自転により形が扁平なアケルナル Be星（びーいーせい、Be star）（B型輝線星、Be型星）は、スペクトル中に顕著な水素の輝線を持つB型主系列星である。スペクトル型Bとスペクトル中の輝線(emission line)の頭文字eをとって、Be星と名付けられた。他の原子のイオンによる輝線も同時に存在することがあるが、通常、非常に弱い。他の観測上の特徴として、直線偏光や赤外超過と呼ばれる通常のB型主系列星よりもかなり強い赤外線の放射がある。ただし、Be星の特徴は一時的なもののため、Be星のスペクトルは通常のB型主系列星と同じように見える時もあり、逆にそれまで通常のB型主系列星であったものがBe星になることもある。 Be星のほとんどは主系列段階にあるが、前主系列星や超巨星、原始惑星状星雲のものも確認されている。これらはB超巨星（sgBと表記される）やハービッグAe/Be型星、コンパクト惑星状星雲B、共生星B、その他のカテゴリーに細分される。 Be星であることが最初に確認された恒星は、1866年にアンジェロ・セッキによって観測されたカシオペヤ座γ星であり、これはスペクトル中に輝線が観測された最初の恒星であった。20世紀初めに輝線が形成される過程が解明され、これらの線は恒星そのものではなく、周囲の環境が起源であることが明らかとなった。今日では、観測される全ての特徴が、恒星から放出されるガスの円盤で説明されている。赤外過剰と直線偏光は、円盤で恒星の光が散乱されるためであり、輝線の形成は、恒星からの紫外線がガスの円盤で再処理されるためであることが分かった。 Be星は公転速度が速いことが知られており、干渉法によるアケルナルの回転歪みの測定でも実証されている。しかし、回転だけでは円盤の形成には十分ではなく、さらに他に、磁場や非放射恒星パルス等の放出のメカニズムが必要である。Be星の特徴が一時的であるのは、この二次プロセスと関連がある可能性が高いが、詳細はまだ分かっていない。 Be星は変光星であることが多く、GCAS（カシオペヤ座γ型変光星）やBE（GCASに分類できないBe星）、BCEP（ケフェウス座β型変光星）などに分類される。.
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炭素
炭素（たんそ、、carbon）は、原子番号 6、原子量 12.01 の元素で、元素記号は C である。 非金属元素であり、周期表では第14族元素（炭素族元素）および第2周期元素に属する。単体・化合物両方において極めて多様な形状をとることができる。 炭素-炭素結合で有機物の基本骨格をつくり、全ての生物の構成材料となる。人体の乾燥重量の2/3は炭素である。これは蛋白質、脂質、炭水化物に含まれる原子の過半数が炭素であることによる。光合成や呼吸など生命活動全般で重要な役割を担う。また、石油・石炭・天然ガスなどのエネルギー・原料として、あるいは二酸化炭素やメタンによる地球温暖化問題など、人間の活動と密接に関わる元素である。 英語の carbon は、1787年にフランスの化学者ギトン・ド・モルボーが「木炭」を指すラテン語 carbo から名づけたフランス語の carbone が転じた。ドイツ語の Kohlenstoff も「炭の物質」を意味する。日本語の「炭素」という語は宇田川榕菴が著作『舎密開宗』にて用いたのがはじめとされる。.
青色巨星
青色巨星（せいしょくきょせい、blue giant）は、光度階級III (巨星) またはII (輝巨星) でスペクトルがO型またはB型の恒星。高温のために青く見える。.
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青色超巨星
青色超巨星（せいしょくちょうきょせい、blue supergiant）とは直径が太陽の数十倍以上あり、光度が太陽の1万倍（全エネルギー放射で太陽の10万倍）以上ある恒星のこと。 青色巨星のうち光度・直径の大きいもの、或いは超巨星のうち表面温度が高いものともいえる。スペクトル型がO型-B型の青ないし青白く輝く超巨星。 その中で光度が太陽の数十万倍～100万倍以上で、直径が太陽の100倍以上あるものを高光度青色変光星、LBV (Luminous Blue Variable) と呼ぶ。LBVはかじき座S型変光星とも言う。 青色超巨星の物理的性質については青色巨星及び超巨星を参照のこと。.
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高光度青色変光星
りゅうこつ座η星。 ピストル星。 高光度青色変光星（こうこうどせいしょくへんこうせい、luminous blue variable, LBV）は、高光度の青色超巨星に見られる変光星。普段は長期に渡ってゆっくりとした変光を示すが、質量放出を起こし突発的に光度を変化させることもある。かじき座S型星（かじきざSがたせい）とも呼ばれる。.
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超巨星
超巨星（ちょうきょせい、supergiant）は、太陽よりはるかに大きく明るい恒星のこと。明るさは青色超巨星の場合は太陽の1万倍（全エネルギー放射で太陽の10万倍）以上、赤色超巨星の場合は太陽の数千倍（同3万倍）以上ある。また、直径は青色超巨星で太陽の数十倍以上、赤色超巨星では太陽の数百倍以上はある。最も巨大な恒星は、最近までおおいぬ座VY星と言われていた。 2012年の時点で直径がそれなりの精度でわかっている中では、太陽の1650倍ほどであるはくちょう座V1489星が最も大きな恒星となっている。.
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赤色矮星
赤色矮星のイメージ 赤色矮星（せきしょくわいせい、red dwarf）とは、主系列星の中で特に小さい恒星のグループ。主にスペクトル型M型の主系列星を指すが、低温のK型主系列星の一部を含めることもある。.
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閃光星
閃光星（せんこうせい）は変光星の一種。赤色矮星に見られる、短時間の急激な増光を起こす星で、爆発型変光星に分類されている。増光はフレアによるもので、フレア星(flare star)やくじら座UV型変光星とも呼ばれる。.
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脈動変光星
脈動変光星（みゃくどうへんこうせい、pulsating variable）は、膨張と収縮を繰り返すことにより、または星の形状が変化すること（非動径脈動）により明るさが変化する変光星のこと。変光星総合カタログ (GCVS) では、その変光周期及び規則性により以下のように分類している。.
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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。.
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。.
準巨星
準巨星（じゅんきょせい、subgiant、subgiant star）とは、同じスペクトル型の通常の主系列星よりやや明るく、巨星ほどは明るくない恒星の分類の1つである。ある種の準巨星は、金属の多い水素核融合星であるが（同様に準矮星は金属量が少なく、比較的暗い水素核融合星である）、これらは核での水素核融合が終わっているかほぼ終わりかけていると考えられる。質量はほぼ太陽質量程度であり、そのため核は収縮し、核の外でも水素核融合が起こるほど温度が高くなる。この過程で星は膨張し、真の巨星になる。 プロキオンAのような準巨星の最初の段階にある恒星は半径や光度が増加するが、この時点では温度が低下したり色が大きく変わったりすることはない。巨星に近い後期の段階の準巨星は、主系列の同じような質量の恒星と比べ、半径が大きく温度は低い。主系列星と比べ、準巨星の段階で全体的な光度はほとんど変わらない。この特徴は、球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図で顕著である。多くの準巨星は金属に富み、一般的には惑星を持つ。一部はこれらの理由のため、また準巨星の段階は数十億年続くため、準巨星は主系列星以外では生命の存在する惑星を持つと考えられる唯一の分類である。スペクトル分類ではIVに分類される。.
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