目次
37 関係: きょしちょう座、きょしちょう座47、さそり座、天の川、太陽、太陽質量、伴銀河、地球、ヘルツシュプルング・ラッセル図、ヘルクレス座、パルサー、パーセク、アンドロメダ銀河、ケンタウルス座、シャプレー・ソーヤー集中度、スターバースト、光年、矮小銀河、球対称、銀河、銀河ハロー、銀河バルジ、銀河系、青色はぐれ星、重力、M13 (天体)、M4 (天体)、M87 (天体)、恒星、恒星進化論、楕円銀河、渦巻銀河、潮汐力、星形成、星団、散開星団、1930年代。
- 星団
きょしちょう座
きょしちょう座（きょしちょうざ、Tucana）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、「巨嘴鳥」の通称でも知られるオオハシをモチーフとしている。天の川銀河の伴銀河の1つ小マゼラン雲は、この星座の南東部、みずへび座との境界近くに広がって見える。
見る 球状星団ときょしちょう座
きょしちょう座47
きょしちょう座47（NGC 104、Caldwell 106、、Melotte 1）は、きょしちょう座にある球状星団である。実視等級が4.0等と明るく、ケンタウルス座のω星団とともに肉眼で見ることができる球状星団の一つである。
さそり座
さそり座（さそりざ、蠍座、Scorpius, Scorpio）は、黄道十二星座の1つ。トレミーの48星座の1つでもある。天の川沿いにある大きくて有名な星座である。日本では夏の大三角と共に夏の星座として親しまれ、南の空に確認することができる。天の川に大きなS字型で横たわっており、特徴的な形をしている。明るい星が多く、全天でも明るい星座の一つである。 α星のアンタレスは全天21の1等星の1つ。
見る 球状星団とさそり座
天の川
天の川あるいは天の河（あまのがわ、）は、地上から観察される銀河系の姿である。特に肉眼では銀河系に属する恒星のほとんどは遠すぎて星として見分けることができないため、夜空を横切るように存在する雲状の光の帯として見える。 東アジアの神話では夜空の光の帯を、川（河）と見ている（→#東アジアの神話）。一方、ギリシャ神話では、これを乳と見ている。それが継承され英語圏でもミルキーウェイと言うようになった。（→#ギリシャ神話） この光の帯は天球を一周しており、恒星とともに日周運動を行っている。 日本では、夏と冬に天の川が南北に頭の上を越える位置に来る。これをまたいで夏には夏の大三角が、冬には冬の大三角が見える。他の星も天の川の周辺に多いので、夏と冬の夜空はにぎやかになる。
見る 球状星団と天の川
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。地球も含まれる太陽系の物理的中心であり、太陽系の全質量の99.8 %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.
見る 球状星団と太陽
太陽質量
太陽質量（たいようしつりょう、Solar mass）は、天文学で用いられる質量の単位であり、また我々の太陽系の太陽の質量を示す天文定数である。 単位としての太陽質量は、惑星など太陽系の天体の運動を記述する天体暦で用いられる天文単位系における質量の単位である。 また恒星、銀河などの天体の質量を表す単位としても用いられている。
見る 球状星団と太陽質量
伴銀河
銀河系最大の伴銀河である大マゼラン雲 伴銀河（ばんぎんが, Satellite galaxy）は、重力の相互作用により、より大きな銀河の周囲を公転する銀河である。銀河は恒星、惑星、星雲等の互いに連絡し合わない多数の天体から構成されているが、それぞれの天体の重力の平均の場所に重心がある。 公転する銀河の組では、一方がもう一方に比べて極めて大きい時には、大きい方を「親銀河」、小さい方を伴銀河（または衛星銀河）と呼ぶ。両方が同じような大きさの時には、連星系を形成していると言う。なお、ほぼ同程度の質量を持つ銀河同士の合体をメジャー・マージャーと呼ぶのに対し、伴銀河同士の合体をマイナー・マージャーと呼ぶ。
見る 球状星団と伴銀河
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 球状星団と地球
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（ヘルツシュプルング・ラッセルず、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散布図のことである。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。
ヘルクレス座
ヘルクレス座（ヘルクレスざ、Hercules）は、トレミーの48星座の1つ。ヘルクレス座は、全天で5番目に大きい星座である。あまり明るい星はない。ギリシア神話に登場する勇者ヘーラクレースにちなむが、日本語での正式な星座名はラテン語読みの「ヘルクレス座」である。
見る 球状星団とヘルクレス座
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。
見る 球状星団とパルサー
パーセク
パーセク（、記号: pc）は、長さを表す計量単位であり、（）である。主として天文学で使われる。 1977年の国際単位系国際文書第3版までは天文学の分野に限り国際単位系 (SI) と併用してよい単位（SI併用単位）であったが、1981年以降はSI併用単位にも含まれない非SI単位である。日本の計量法においては、非法定計量単位であり、取引・証明に使用することはできない。 年周視差が1秒角 (分の1度) となる長さがである。つまり、 (au) の長さが1秒角の角度を張るような長さをと定義する。すなわちである。 は次の値に等しい。
見る 球状星団とパーセク
アンドロメダ銀河
アンドロメダ銀河（アンドロメダぎんが、M31、NGC 224）は、アンドロメダ座に位置する地球から目視可能な渦巻銀河である。さんかく座銀河 (M33) 、銀河系（天の川銀河）、大マゼラン雲、小マゼラン雲などとともに局所銀河群を構成する。
ケンタウルス座
は、現代の88星座の1つで、プトレマイオスの48星座の1つ。古代ギリシア・ローマの伝承に登場する半人半馬の獣人ケンタウロスをモチーフとしている。南天の大きな星座で、全天21個の1等星に数えられるα星・β星やω星団など、明るい天体が多い。日本など北半球の中緯度地域からは星座の南側の領域を見ることができない。
見る 球状星団とケンタウルス座
シャプレー・ソーヤー集中度
シャプレー・ソーヤー集中度（Shapley–Sawyer Concentration Class）は、球状星団をその集中度で1から12に分けた分類システムである。M75のような最も集中度が高い星団はクラスIに分類され、最も集中度が小さいパロマ―12等のクラスXIIまで数字が大きくなっていく。
スターバースト
NASAによる画像） スターバースト（Starburst）とは、銀河同士の衝突などで星のもととなる星間ガスが短期間に大量に圧縮されることで、一度に大量の星が形成される現象。 この現象では比較的大きい星が作られやすい。 銀河の中心に存在する巨大ブラックホールもこのスターバースト現象によってできるという説もあり、スターバーストの研究は銀河の構造を知る手がかりともなる。
見る 球状星団とスターバースト
光年
光年（こうねん、light-year、Lichtjahr、記号 ly）は長さの非SI単位。 主に天文学分野で用いられ、約9.5兆キロメートル（正確に）だが、SI併用単位ではなく国際単位系国際文書より。パーセクは1970年（第1版）、1973年（第2版）、1977年（第3版）でSI併用単位（実験的に得られるもの）、日本の法定計量単位でもないので取引・証明に用いることはできない。「年」が付くが時間の単位ではない。
見る 球状星団と光年
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 球状星団と矮小銀河
球対称
初等幾何学における幾何学的対象が球対称（きゅうたいしょう、radial symmetric; 放射対称）あるいは回転不変（かいてんふへん、rotational invariant）であるとは、その対象が「任意の」回転変換（すなわち、対象の中心を通る任意の軸に対する任意角度の回転）に対して不変となることをいう。従って、球対称な対象を記述するための基準系は（方向成分は関係してこないため）原点の取り方のみが重要である。三次元空間内の回転に関する場合のみを「球対称」(spherical symmetry) と呼ぶ場合もある。三次元空間内の立体で球対称なものは球体に限る（中身が詰まっていないものも許すならば、同心球面の合併も入る）。
見る 球状星団と球対称
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、ギリシア語で乳を意味する「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。 1000万 (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。
見る 球状星団と銀河
銀河ハロー
銀河ハロー（ぎんがハロー、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。
見る 球状星団と銀河ハロー
銀河バルジ
銀河系を横から見た図。中央の白い部分がバルジ。 銀河バルジ（ぎんがバルジ、）は、渦巻銀河や棒渦巻銀河の中心部に存在するふくらみ。「バルジ」は英語で「膨らみ」という意味。単にバルジとも。 これらの銀河は横から見ると凸レンズ状をしており、中央に球形のふくらみが存在し、周りのディスクと比べて若干盛り上がっている。これをバルジと呼ぶ。バルジには年老いた恒星が数多く集まっていると考えられている。また、銀河の中心部には超大質量ブラックホールがあると推定され、その重力により星が集まっているのだと考えられている。 なお、銀河系のバルジは、直径1万5000光年ほどといわれている。
見る 球状星団と銀河バルジ
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 球状星団と銀河系
青色はぐれ星
accessdate。
見る 球状星団と青色はぐれ星
重力
重力（じゅうりょく、gravity）とは、以下の概念のいずれかを指して用いられる。
見る 球状星団と重力
M13 (天体)
M13 (NGC 6205) は、ヘルクレス座にある球状星団。「ヘルクレス座球状星団」 (Hercules Globular Cluster、Great globular cluster in Hercules ）とも呼ばれる。
M4 (天体)
M4（NGC 6121）は、さそり座にある球状星団である。
見る 球状星団とM4 (天体)
M87 (天体)
M 87（NGC 4486、おとめ座A）は、おとめ座の方向にある楕円銀河である。おとめ座銀河団の中核をなす質量中心の1つであり、中心に太陽質量 (M) の65億倍もの質量を持つ超大質量ブラックホール (Super Massive Black Hole, SMBH) があることで知られる。
恒星
恒星 恒星（こうせい、、）とは、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。古典的な定義では、夜空に輝く星のうち、その見かけの相対位置の変化の少ないもののことを指す『日本大百科全書』(ニッポニカ)。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。 惑星が地球を含む太陽系内の小天体であるのに対し、恒星はそれぞれが太陽に匹敵する大きさや光度をもっているが、非常に遠方にあるために小さく暗く見えている。
見る 球状星団と恒星
恒星進化論
天体物理学において恒星進化論（こうせいしんかろん、英語：stellar evolution）とは、恒星の誕生から最期までにおこる恒星内の構造の変化を扱う理論である。 恒星進化論においては、恒星を生物になぞらえてその誕生から最期までを恒星の一生とし、幼年期の星、壮年期の星、老年期の星、星の死といった用語を用いる。恒星進化論で用いられている進化も生物になぞらえた言葉であるが、生物の進化とは異なり、世代を超えた変化ではなく1つの恒星の形成から終焉までの変化を表している。 恒星は自分自身の重力があるので常に収縮しようとする。しかし、収縮すると重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わる。また充分に高温高圧になれば核融合反応が起こり熱が発生する。これらの熱によってガスの温度が上昇すればガスは膨張しようとする。このようにして収縮と膨張が釣り合ったところで恒星は安定している。重力と核融合によるエネルギーを使い果たすと、恒星は収縮をとどめることができず最期を迎える。
見る 球状星団と恒星進化論
楕円銀河
楕円銀河 （だえんぎんが、elliptical galaxy）は、渦巻銀河、レンズ状銀河とともに、ハッブル分類における主要な3つの銀河分類のうちの1つ分類は 1936年にエドウィン・ハッブルが「The Realm of the Nebulae」（ハッブル分類を参照）にて初めて行っているが、現在はそれを発展させた分類が用いられている。。滑らかなおよそ楕円形の形状を持ち、輝度プロファイルにほとんど特徴がない。球形に近い形から非常に扁平なものまであり、内部に1000万から1兆個以上の星を含む。エドウィン・ハッブルは当初は楕円銀河が渦巻銀河へ進化すると考えていたが、後にこれは間違いであることがわかっているJohn, D, (2006), Astronomy, ISBN 1-4054-6314-7, p.
見る 球状星団と楕円銀河
渦巻銀河
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した渦巻銀河M51の中心部。渦状腕に沿ってHII領域やダーク・レーンが存在している。 渦巻構造を作る密度波 渦巻銀河（うずまきぎんが、spiral galaxy）は、銀河のハッブル分類における種類の一つ。
見る 球状星団と渦巻銀河
潮汐力
潮汐力（ちょうせきりょく、英語：tidal force）とは、重力によって起こる二次的効果の一種で、潮汐の原因である。起潮力（きちょうりょく）とも言う。潮汐力は物体に働く重力場が一定でなく、物体表面あるいは内部の場所ごとに異なっているために起こる。ある物体が別の物体から重力の作用を受ける時、その重力加速度は、重力源となる物体に近い側と遠い側とで大きく異なる。これによって、重力を受ける物体は体積を変えずに形を歪めようとする。球形の物体が潮汐力を受けると、重力源に近い側と遠い側の2ヶ所が膨らんだ楕円体に変形しようとする。
見る 球状星団と潮汐力
星形成
星形成（ほしけいせい、star formation）は、高密度の分子雲が重力で収縮して球状のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成研究は天文学の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質・巨大分子雲の研究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的研究や初期質量関数を説明するものでもある。
見る 球状星団と星形成
星団
星団（せいだん、star cluster）は、同じガスから誕生した、互いの重力相互作用によって結びついた恒星の集団。その特徴から散開星団 (open cluster) と球状星団 (globular cluster) に分類される。
見る 球状星団と星団
散開星団
2MASS計画によって撮影されたプレセペ星団(M44) 散開星団（さんかいせいだん、open cluster）は恒星の集団（星団）の一種である。分子雲から同時に生まれた星同士がいまだに互いに近い位置にある状態の天体を指す。銀河のディスク部分に存在するため、銀河星団とも呼ばれる。
見る 球状星団と散開星団
1930年代
1930年代（せんきゅうひゃくさんじゅうねんだい）は、西暦（グレゴリオ暦）1930年から1939年までの10年間を指す十年紀。
見る 球状星団と1930年代