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25 関係: はくちょう座P星、さそり座ゼータ1星、さそり座ゼータ2星、かじき座S星、太陽、変光星、対不安定型超新星、二重星、ピストル星、りゅうこつ座AG星、りゅうこつ座イータ星、ウォルフ・ライエ星、サンデュリーク-69° 202、光度 (天文学)、超巨星、超新星、HD 5980、LBV 1806-20、SN 1987A、恒星進化論、水素、星雲、明るい恒星の一覧、擬似的超新星、放射圧。
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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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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さそり座ゼータ2星
さそり座ζ2星(さそり座ゼータ2星、Zeta2 Scorpii、ζ2 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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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。人類が住む地球を含む太陽系の物理的中心尾崎、第2章太陽と太陽系、pp. 9–10であり、太陽系の全質量の99.86%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. 30–31 太陽とは何か。 太陽は属している銀河系の中ではありふれた主系列星の一つで、スペクトル型はG2V（金色）である。推測年齢は約46億年で、中心部に存在する水素の50%程度を熱核融合で使用し、主系列星として存在できる期間の半分を経過しているものと考えられている尾崎、第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.1太陽の概観 pp. 10–11。 また、太陽が太陽系の中心の恒星であることから、任意の惑星系の中心の恒星を比喩的に「太陽」と呼ぶことがある。.
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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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対不安定型超新星
対不安定型超新星（ついふあんていがたちょうしんせい）（電子対生成型超新星、pair-instability supernova、pair-creation supernova）とは、太陽の130倍以上250倍以内の質量を持つ恒星で発生すると考えられている超新星爆発の1つである。この爆発は非常に大規模であり、通常の超新星爆発の10倍以上のエネルギーを放出する。.
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二重星
二重星（にじゅうせい）は地球上から見る恒星が同じ方向に近接して見える物を指す。肉眼では1つの星に見えるが、望遠鏡などで観測する事によって2つに分解する。お互いの星が引力で引き合って軌道を描いている物は「連星」と言う。連星には、実視連星、分光連星、食連星などがある。また、地球から見た方向のみが一致している物を「見かけの二重星」と言う。.
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ピストル星
ピストル星 (Pistol star) は1990年代の初め、ハッブル宇宙望遠鏡で発見された、それまで観測された銀河系の恒星のうち、最も明るい超巨星（高光度青色変光星）である。銀河系の中心方向のいて座に位置にある、太陽系から2万5000光年ほどの離れた五つ子星団 (Quintuplet cluster) の中にある。ピストルの形に似た星雲の中にあるためこの名称で呼ばれる。.
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りゅうこつ座AG星
りゅうこつ座AG星(AG Carinae 、AG Car)は、りゅうこつ座の恒星である。高光度青色変光星に分類され、銀河系の中で最も光度の大きい恒星の1つである。地球から2万光年以上と非常に遠く、塵による遮蔽もあるため、裸眼で観測することはできない。視等級は、5.7から9.0まで不規則に変化する。この恒星は、強力な恒星風で吹き飛ばされた物質でできた大きな惑星状星雲に囲まれており、O型の青色超巨星からウォルフ・ライエ星への遷移過程にあると見られている。 1940年6月1日から2010年11月23日までの光度曲線。上が明るく、下が暗い。日付はユリウス通日.
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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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サンデュリーク-69° 202
ンデュリーク-69° 202 (Sanduleak -69° 202) とは、銀河系外の大マゼラン雲に存在する恒星で、かつて三重連星だった天体。名前は1970年にルーマニア系アメリカ人天文学者のニコラス・サンデュリークが作成した大マゼラン雲の星表に記載された際の物である。略表記のSk -69 202や、別のカタログに基づくCPD -69 402, GSC 09162-00821といった名前でも呼ばれる。 1987年、構成する天体の一つが超新星爆発SN 1987Aを起こしたことで知られる。.
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光度 (天文学)
光度（こうど、）とは、天文学で天体が単位時間に放射するエネルギーを指す物理量である。国際単位系では W、CGS単位系では erg/s で表される。また、太陽の光度 Ls (.
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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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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。.
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HD 5980
HD 5980は、小マゼラン雲内の星雲を伴う散開星団、NGC 346の中にある連星で、小マゼラン雲の中で最も明るい恒星の1つであるとともに、既知の恒星の中でも最も光度の大きいものの1つである。 HD 5980星系には少なくとも3つの恒星が存在し、高光度青色変光星（LBV）のような爆発を起こすウォルフ・ライエ星と、もう1つのウォルフ・ライエ星が食連星を形成し、やや離れた場所にO型超巨星がある。そのO型星もまた連星である可能性がある。.
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LBV 1806-20
LBV 1806-20 は、2004年に発見された恒星。発見当時で観測史上最も光度の高い恒星とされる。.
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SN 1987A
SN 1987A すなわち1987年超新星A は、大マゼラン雲内に発見された超新星である。初めて観測されたのが1987年2月23日であり、これが同年最初に観測された超新星であることから 1987A という符号が付けられている。「SN」は「超新星」を意味する "supernova" の略である。地球からは16.4万光年離れている。23日午前10時30分（UT）に撮影された大マゼラン雲の写真に写っており、可視光で捉えられたのはこれが最初とされる。超新星発見の報告が最初になされたのは24日のことである。超新星の明るさは5月にピークを迎え、視等級にして最大3等級となったあと、数ヵ月かけて徐々に減光した。肉眼で観測された超新星としては1604年に観測された SN 1604（ケプラーの超新星）以来383年ぶりであり、現代の天文学者にとっては初めて超新星を間近に観察する機会となった。 日本では陽子崩壊の観測のために建設されたカミオカンデがこのニュートリノを捉えており、精密な観測を行うことができた成果により建設を主導した東京大学名誉教授の小柴昌俊が2002年にノーベル物理学賞を受賞している。 SN 1987A の超新星爆発を起こした恒星はサンデュリーク-69° 202という質量が太陽の20倍ほどの青色超巨星であることが分かっている。また爆発後には超新星残骸として三重リング構造を持つ星雲状の天体が観測されている。 この三重リングは過去に放出されたガスに光が反射して見えたものと考えられている。.
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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。恒星進化論の中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恒星の一生の中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。 以下に現在の恒星進化論による恒星の一生を示す。.
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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。.
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星雲
星雲（せいうん、nebula）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ガスのこと。.
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明るい恒星の一覧
明るい恒星の一覧（あかるいこうせいのいちらん）は地球から見た視等級順の恒星の一覧である。.
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擬似的超新星
・Supernova impostor）とは、スペクトル型がIIn型超新星に似ている爆発的な天文現象を指す用語である。したがって、超新星と名が付くが、超新星爆発とは異なる現象である。.
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放射圧
放射圧（ほうしゃあつ、radiation pressure）とは電磁放射を受ける物体の表面に働く圧力である。日本語では輻射圧・光圧とも呼ばれる。放射圧の大きさは、放射が物体に吸収される場合には入射するエネルギー流束密度（単位時間に単位面積を通過するエネルギー）を光速で割った値となり、放射が完全反射される場合にはその2倍の値になる。例えば、地球の位置での太陽光のエネルギー流束密度（太陽定数）は なので、その放射圧は（太陽光が吸収される場合） となる。.
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Luminous blue variable、かじき座S型変光星、高輝度青色変光星。
