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25 関係: 太陽半径、太陽質量、対流層、主系列星、地球の大気、ヨーロッパ南天天文台、ヘルツシュプルング・ラッセル図、フェルミ縮退、りゅうこつ座V382星、わし座V1302星、カシオペヤ座、カシオペヤ座ロー星、カシオペヤ座V509星、スペクトル分類、磁場、超巨星、超新星、赤色超巨星、IRAS 17163-3907、恒星、極超巨星、極超新星、惑星系、放射層、愛称。
太陽半径
太陽半径（たいようはんけい、Solar radius）とは、天文学において、恒星の大きさを表すための単位である。名の通り太陽の半径であって、 で与えられる。これは地球の半径の約109倍である。.
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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。.
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対流層
太陽の構造：1. 太陽核2. 放射層3. '''対流層'''4. 光球5. 彩層6. コロナ7. 太陽黒点8. 粒状斑9. 紅炎 対流層（たいりゅうそう、Convection zone）とは、恒星の中でエネルギーが主に対流によって運ばれている領域である。放射層では、エネルギーは放射によって運ばれる。恒星の対流はプラズマの運動であり、温められたプラズマが上昇し、冷えたプラズマが下降するという円対流を形成する。恒星中では、対流は温度勾配が急な（例えば、恒星の中心からの距離によって温度が急激に変化する）時に起きる。全ての恒星は中心が最も熱く、光球が最も冷たい。そこで恒星のどの部分でも、わずかに上昇したガスの一団は周りよりも熱くなる。周囲の冷たい領域との熱交換が十分速く行われれば、すぐに冷え、それ以上上昇しなくなる。しかし、温度勾配が十分に急であれば、冷える速度よりも浮力が勝るため、温められたガスの一団はそのまま上昇を続ける。恒星の中でこのような過程が起こる領域が対流層と呼ばれる。 太陽のような低質量の主系列星では、対流層は外側の約30%を占めている。温められたガスが表面まで出てくると、冷やされて再び恒星内部に戻る。温かいガスは冷たいガスよりも多くの放射を放出し、ガスの対流は恒星の粒状斑を形成する。このような恒星では、対流層は放射層を取り巻いている。 太陽質量の1.1倍以上の恒星では、水素からヘリウムへの原子核合成は、陽子-陽子連鎖反応ではなくCNOサイクルによって進行する。CNOサイクルは温度に非常に影響されるため、核は非常に熱いが、急激に温度が低下することがある。そのため、核の領域も水素燃料と生成したヘリウムを混合する対流層を形成する。これらの恒星の核の対流層には、熱的に平衡でほぼ混合が起こらない放射層が重なっている。 赤色矮星のような低質量の主系列星や赤色巨星のような主系列後の星は、放射層を持たず全てが対流層である。.
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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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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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ヨーロッパ南天天文台
ヨーロッパ南天天文台（ヨーロッパなんてんてんもんだい、European Southern Observatory、略称：ESO）は、ヨーロッパ14ヶ国およびブラジルが共同で運営する天文観測施設である。1964年に設立された。チリにある天文台を運営している。本部はミュンヘン近郊のGarchingにある。ラ・シヤ天文台（La Silla Observatory）、パラナル天文台（Paranal Observatory）、チャナントール天文台（Llano de Chajnantor Observatory）がおもな施設である。.
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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（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分布図のことである。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。.
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フェルミ縮退
フェルミ縮退（フェルミしゅくたい、Fermi degeneracy『理化学英和辞典』 研究社（1999年））とは、フェルミ粒子がフェルミ分布に従うために低温で示す振る舞いのこと。 フェルミ粒子はパウリの排他原理により、複数の粒子が同一の状態を取ることができない。従って、あるエネルギーの値を取れる粒子の数は、そのエネルギーの状態の数までが限界である。温度、すなわち粒子の平均運動エネルギーを下げていくと、粒子はエネルギーの低い状態へ移っていこうとする。しかし、エネルギーの低い状態がこの粒子数の限界に達してしまうと、エネルギーが高いままで残らざるを得ないことになる。このような状態になることを、フェルミ縮退もしくは単に縮退という。 粒子の密度が高ければ、粒子数の限界に達しやすくなるので、フェルミ縮退が起こりやすくなる。恒星の中心核は超高密度であるため、数億Kという高温でありながら、フェルミ縮退が起こることがある。 フェルミ縮退している物質を縮退物質（degenerate matter）と呼ぶ。以下にその物性を示す。.
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りゅうこつ座V382星
りゅうこつ座V382星は、りゅうこつ座に位置する黄色極超巨星。距離は太陽から8,900光年で、直径は太陽の約700倍のケフェイド変光星である。低い赤外超過が多く検出されているのは、この星が赤色超巨星段階になっている可能性があることを示唆している。.
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わし座V1302星
わし座V1302星（V1302 Aquilae、V1302 Aql）またはIRC +10420は、わし座の方角、太陽系から1万3000-2万光年程度離れたところにある黄色極超巨星である。.
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カシオペヤ座
ペヤ座 (Cassiopeia) は、北天に見られる星座。トレミーの48星座の1つ。 5個の2, 3等星がローマ字のWの形に並ぶ。周りには、他に明るい星が無いので、比較的探しやすい。ポラリス（現在の北極星）を探すために用いられる。 北極に近い地方では、現在、この星座は一晩中見える周極星となる。.
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カシオペヤ座ロー星
ペヤ座ρ星（カシオペヤざローせい、Rho Cassiopeiae、ρ Cas）は、カシオペヤ座の方角にある黄色極超巨星である。地球からは約11,650光年離れているが、太陽の55万倍も明るいため、北半球では肉眼で見ることができる。平均すると絶対等級は-7.5であり、既知の恒星の中で最も光度が大きいものの1つである。直径は、太陽の450倍で約6億3000万kmである。黄色極超巨星は、宇宙でも最も珍しい恒星のタイプの1つであり、銀河系全体でわずか7個しか知られていないが、カシオペヤ座にはこの恒星の他に、カシオペヤ座V509星もある。カシオペヤ座ρ星は単独星であり、SRD型の半規則型変光星に分類される。.
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カシオペヤ座V509星
ペヤ座V509星は、カシオペヤ座の中に位置する恒星。学名はV509 Cassiopeiae（略称はV509 Cas）。 この恒星はスペクトル分類がF型の黄色極超巨星で、実視等級は+5.10。地球からは最低でも7800光年離れていたところにある。半規則型の脈動変光星であり（細分類はSRD）、+4.75等から+5.5等の間を変光している。.
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スペクトル分類
ペクトル分類（スペクトルぶんるい、spectral classification）は、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型 (spectral type) と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わってくる。表面温度により分類する狭義のスペクトル型（ハーバード型とも）と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMKスペクトル分類が広く使われる。.
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磁場
磁場（じば、Magnetic field）は、電気的現象・磁気的現象を記述するための物理的概念である。工学分野では、磁界（じかい）ということもある。 単に磁場と言った場合は磁束密度Bもしくは、「磁場の強さ」Hのどちらかを指すものとして用いられるが、どちらを指しているのかは文脈により、また、どちらの解釈としても問題ない場合も多い。後述のとおりBとHは一定の関係にあるが、BとHの単位は国際単位系（SI）でそれぞれWb/m², A/m であり、次元も異なる独立した二つの物理量である。Hの単位はN/Wbで表すこともある。なお、CGS単位系における、磁場（の強さ）Hの単位は、Oeである。 この項では一般的な磁場の性質、及びHを扱うこととする。 磁場は、空間の各点で向きと大きさを持つ物理量（ベクトル場）であり、電場の時間的変化または電流によって形成される。磁場の大きさは、+1のN極が受ける力の大きさで表される。磁場を図示する場合、N極からS極向きに磁力線の矢印を描く。 小学校などの理科の授業では、砂鉄が磁石の周りを囲むように引きつけられる現象をもって、磁場の存在を教える。このことから、磁場の影響を受けるのは鉄だけであると思われがちだが、強力な磁場の中では、様々な物質が影響を受ける。最近では、磁場や電場（電磁場、電磁波）が生物に与える影響について関心が寄せられている。.
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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赤色超巨星
赤色超巨星（せきしょくちょうきょせい、red supergiant star）とは、直径が太陽の数百倍から1,000倍以上あり、明るさは太陽の数千倍以上（全エネルギー放射は太陽の3万倍以上）ある恒星のこと。 赤色巨星のうち光度・質量の大きいもの、あるいは超巨星のうち表面温度が低いものともいえる。不安定で脈動変光星となっているものが多いが、赤色超巨星の脈動変光星は規則性のあるものがSRC型、規則性のないものがLC型と分類されている。 赤色超巨星のうち質量が太陽の十倍以上のものについては、超新星爆発の後に中性子星もしくはブラックホールになると考えられる。 赤色超巨星の物理的性質については赤色巨星及び超巨星を参照のこと。 本項では主な赤色超巨星の一覧を掲げる。.
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IRAS 17163-3907
IRAS 17163-3907は、さそり座の方角、地球からおよそ13,000光年の距離にある黄色極超巨星である。この恒星は、放出されたガスや塵からなる厚い殻の中に埋もれており、その形状から「Fried Egg Nebula」というニックネームを持つ。黄色極超巨星は、恒星の形成と進化の過程の中では非常に活動的な段階である。.
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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。.
極超巨星
(Hypergiant)は、光度階級0の恒星であり、非常に大きな質量、光度を持ち、大部分の質量を失った形跡を持つものを指す用語である。.
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極超新星
極超新星（きょくちょうしんせい）あるいはハイパーノバ(hypernova) は、通常の超新星の10倍以上の爆発エネルギーを持つ超新星のことである。ではガンマ線バーストとの関係も指摘されるようになったが、発生頻度も稀な上、遠方の銀河で発生するケースを観測する場合もあり、その明確な理論は良く解かっていない。.
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惑星系
惑星系（わくせいけい、英語:Planetary system）とは、恒星の重力により結合され、複数の天体が公転している構造である。一般的に惑星が複数ある場合を示すが、衛星、小惑星、彗星、塵円盤などを惑星系の要素として含める場合もある。地球がある太陽系も惑星系の一つである。太陽系以外、すなわち太陽系外惑星の惑星系は太陽系外惑星系(Exoplanetary system)と呼ばれることもある。 2017年2月22日時点で太陽系外惑星は3579個、確認されている。太陽系外惑星が公転している恒星は2688個であり、そのうち603個は複数の惑星を持つ太陽系外惑星系であることが分かっている。 宇宙生物学上、液体の水を有せるハビタブルゾーンは全ての惑星系にあり、その中に惑星があれば、地球に似た環境になるとされている。.
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放射層
太陽の構造：1. 太陽核2. '''放射層'''3. 対流層4. 光球5. 彩層6. コロナ7. 太陽黒点8. 粒状斑9. 紅炎 放射層（ほうしゃそう、Radiation zone）は、太陽内部の中間の層である。生産されたエネルギーは核を出て放射層に入り、電磁波の形で放射層を通過する。放射層は密度が大きいため、波はあちこちに飛びまわり、何百年もかけて放射層を通過する。放射層は対流層の直下にあり、核のすぐ上にある。エネルギーが核からやってきて放射層を抜けるまでには、平均で17万1000年を要する。 質量の小さな赤色矮星や、主系列星段階を終えた赤色巨星などを除き、多くの恒星の内部には太陽と同様の放射層があると考えられている。.
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愛称
愛称（あいしょう）とは、とくに親しみを込めて対象を呼ぶために用いられる本名以外の名前の一種である。あだな（渾名・綽名）、ニックネーム（nickname）、ペットネームともいう。 なお、「仇名・徒名」も「あだな」と読むが、こちらは悪評、事実無根の評判、男女関係についての噂を意味する語で、「渾名・綽名」とは意味が異なる。.
