天文学用語集

この天文学用語集は、天文学と宇宙論、それらの下位分野、および関連分野に関連する用語と概念の定義をまとめたリストです。天文学は、地球の大気圏外で発生する天体および現象の研究を専門としています。天文学の分野には、膨大な語彙と高度な専門用語が数多く存在します。

あ

A型星
ハーバードスペクトル分類システムにおいて、水素のバルマー吸収線がスペクトルの大部分を占める主系列星のクラス。スペクトルクラスAの主系列星は、典型的には青白色または白色で、質量は太陽の1.4倍から2.1倍、表面温度は7,600ケルビンから10,000ケルビンである。[ 1 ]
絶対等級
星の絶対的な明るさを表す尺度。星が10パーセク（32.6 光年）の距離にある場合の 見かけの等級として定義される。[ 2 ] [ 3 ]
降着円盤
恒星やブラックホールなどの中心天体の周りを周回する、ほぼ円形の拡散物質の塊。この物質は中心天体の外部から供給され、摩擦によって中心天体に向かって螺旋状に移動する。[ 4 ]
活動銀河核（AGN）
銀河中心の密集した領域で、電磁スペクトルの一部において通常よりもはるかに高い光度を示し、その光度が恒星によるものではないことを示す特徴を持つ。AGNをホストする銀河は活動銀河と呼ばれる。[ 5 ]
空中観測所
天体望遠鏡を搭載した航空機。高度によって大気の吸収を減らし、視界を改善する。欠点としては、揚力プラットフォームの不安定さと高コストが挙げられる。
アルベド
惑星などの天体が受ける太陽放射全体のうち、拡散反射されて天体から遠ざかる割合を表す指標。これは無次元量であり、通常、0（黒体のように入射放射がすべて吸収される）から1（全反射する）までの尺度で測定される。天体のアルベドは、入射放射のスペクトル分布と角度分布、測定対象となる天体の「層」（例えば上層大気と地表）、そしてこれらの層内の局所的な変動（例えば雲量、地質学的または環境的な地表の特徴）によって大きく変化する可能性がある。
シルティス・マジョール（中央）は、火星の暗いアルベドの特徴として際立っています。
アルベド特性
反射物体の表面上の広い領域で、隣接する領域と比較して明るさまたは暗さ (アルベド)のコントラストが顕著になります。
アルヴェン面
恒星のコロナと恒星風を分ける境界。コロナプラズマのアルヴェン速度が大規模恒星風の速度と等しくなる点として定義されます。
アムスター
化学的に特異な恒星で、より一般的なA型恒星のクラスに属する。Am型恒星のスペクトルは、特定の金属の異常な増加と欠乏を示す。Am型恒星は一般にゆっくりと自転し、潮汐ブレーキによって自転速度が遅くなっている連星系でよく見られる。 [ 6 ]金属量を参照。
遠日点
地球の太陽を周回する天体が太陽から最も遠ざかる地点。[ 7 ]近日点と対照的。
遠点
軌道を回る天体が主星から最も遠い点。[ 7 ]近点と対比。
遠地点
地球を周回する天体（月や人工衛星など）が地球から最も遠ざかる地点。 [ 7 ]対比：近地点。
見かけの等級
地球上の観測者から見た天体の明るさを、大気がない場合の明るさに調整した値。天体が明るく見えるほど、等級は低くなります。
衝撃
第三の天体から見た、ある天体が別の天体に最も近づく現象。[ 3 ]
遠位
惑星の軌道において、その天体と主星との間の距離の両端点の一方。近点と呼ばれる最短距離点と遠点と呼ばれる最長距離点のいずれか。この用語は、点そのものではなく、距離の値を指すために使用されることもあります。すべての楕円軌道は、ちょうど2つの遠点を持ちます。
近点引数
軌道を周回する天体の昇交点から近点までの角度。運動方向に沿って測定される。これは、軌道を特徴付ける6つの標準軌道要素の1つである。
人工衛星
人間が意図的に軌道上に置いた物体。多くの場合は地球の周りだが、太陽系内の他の天体の周りを回ることもある。[ 8 ]自然衛星と対比。
昇交点
軌道上の物体が基準面を北へ移動する軌道交点（地心軌道および日心軌道の場合）、または観測者から遠ざかる軌道交点（太陽系外軌道の場合）。基準方向に対する昇交点の位置は昇交点経度と呼ばれ、他のパラメータと共に軌道を記述するために使用されます。降交点とは対照的です。
側面
地球から見た、太陽に対する惑星または地球の月の位置。 [ 9 ]
星座
地球の夜空で認識できる星の配列。星座は正式な星座の一部を形成する場合もあれば、複数の星座の星で構成される場合もあります。
小惑星
太陽系内部の小惑星。主に木星と火星の間で太陽の周りを公転しているが、地球に接近したり、木星のトロヤ軌道を周回したりすることもある。小惑星は、類似の天体の中でも様々な種類と多少恣意的に区別されている。鉱物や岩石ではなく、主に塵と氷で構成された太陽系の小天体は彗星、直径1メートル未満の天体は流星体、非常に大きな小惑星は小惑星または微惑星と呼ばれることもある。また、大きさや組成が小惑星に似ているものの、木星の外側にある天体は遠方小惑星と呼ばれる。
小惑星帯
太陽系の恒星周円盤。火星と木星の軌道のほぼ中間に位置し、塵粒子から小惑星、小惑星に至るまで、不規則な形状をした多数の太陽系小天体が存在します。小惑星帯は、太陽系の他の部分にある小惑星群と区別するために、主小惑星帯またはメインベルトと呼ばれることがよくあります。
宇宙生物学
宇宙における生命システムの起源、進化、分布、未来を研究する学際的な分野であり、宇宙の有機化合物の研究、地球上の自然発生と極限環境への適応、太陽系外惑星の居住可能性、地球外生命の存在の可能性、人類が地球外の生物学的特徴をどのように検出できるかなど、さまざまなトピックを網羅しています。
天体力学
軌道力学を参照してください。
天体地質学
惑星とその衛星、小惑星、彗星、隕石などの固体天体の地質学を研究する分野。これらの天体の組成、構造、プロセス、歴史を中心に研究が進められます。
天文連星
目に見えない伴星の存在の証拠が、目に見える成分の周期的な重力摂動によって明らかになる連星系の一種。 [ 10 ]分光連星も参照。
天体測定
星やその他の天体の位置と動きを正確に測定する天文学の分野。
天体
観測可能な宇宙において自然に発生する物理的実体、関連、または構造の一種で、単一の、緊密に結びついた、連続した構造。例えば、恒星、惑星、月、小惑星など。天体（天体）と天体（天体物体）という用語はしばしば同じ意味で使用されますが、技術的な違いがあります。
天文カタログ
天体のリスト。通常は、共通のタイプ、形態、起源、検出手段、または発見方法を共有しているためにグループ化されます。
天体
観測可能な宇宙に存在する、自然発生的な物理的実体、集合体、または構造の一種。天体よりも複雑で、凝集性の低い構造であり、複数の天体、あるいは惑星系、星団、星雲、銀河などの下位構造を持つ他の天体から構成される場合もある。天文「天体」と天体「天体」という用語はしばしば互換的に使用されるが、技術的な違いがある。
天文記号
1 つ以上の天体、事象、または理論的構築を表すために使用される抽象的な図記号。たとえば、太陽系の惑星、月の満ち欠け、黄道十二星座、至点と春分点などです。これらの記号の多くは歴史的によく使用されていましたが、現代では通常、暦や占星術に限定されており、科学文献に登場することはますます稀になっています。例外には、太陽 (​​☉)、地球 (🜨)、月 (☾) の記号があり、天文定数やその他の速記に使用されることがあります。
天文単位（AU）
主に太陽系内の距離、あるいは地球と遠方の恒星間の距離を測るために用いられる長さの単位。元々は地球が太陽を周回する軌道の長半径として考えられていたが[ 3 ] 、現在ではより厳密に149,597,870.7キロメートル（92,956,000マイル、4.8481 × 10 −6パーセク、1.5813 × 10 −5光年）と定義されている。
天文学
天体や天体現象、それらの起源、進化に関する科学的研究。
天体写真
天体、天体現象、または夜空の領域の写真または画像化。
天体物理学
天文学の一分野。物理学と化学の原理を用いて天体や現象の性質を判定し、明るさ、密度、温度、化学組成などの特性を調べます（天体力学が特に重視する、宇宙空間における物体の位置や動きではなく）。
雰囲気
惑星などの天体を取り囲み、その重力によって固定されているガス層。このガス層には明確な外縁はなく、高度が上がるにつれて次第に薄くなります。この用語は恒星大気にも適用され、恒星の目に見える外層を指します。
軸歳差運動
天体の自転軸の向きが、ゆっくりと継続的に重力によって引き起こされる変化（歳差運動）。この用語は、地球の自転軸の向きが約25,771.5年の周期で公転面に対して徐々にシフトすることを指すことが多く、これは主に月と太陽の重力による地球の赤道面への影響によって引き起こされます。[ 11 ] [ 12 ]この現象は、章動や極運動など、地球の軸の配置の他の変化に似ていますが、その規模ははるかに大きく、夜空で春分点が歳差運動しているように見える原因です。
軸傾斜
物体の自転軸と公転軸の間の角度、あるいは赤道面と公転面の間の角度。軸の傾きは通常、1回の公転周期中に大きく変化することはありません。地球の軸の傾きは季節の原因です。軸の傾きは公転傾斜角とは異なります。
回転軸
恒星や惑星などのコンパクトな天体が円運動を行う仮想的な中心線。地球上では、この軸が地表と交差する点が地理的な極点となる。自転軸は歳差運動や章動運動によって「揺れる」ことがある。
方位角
真北の方向を基準として、観測者の地平線に沿った物体の向きを角度で表したもの。地平線上の高度と組み合わせることで、球面座標系における物体の現在の位置が定義されます。

B

バブコックモデル
太陽で観測される磁気と黒点のパターンを説明しようとするモデル。[ 13 ]
連星系でよくあるように、質量が近い2つの天体は、両方の外側に共通の重心を周回する。
重心
重力で束縛された系における2つ以上の天体が周回する共通の重心。重心は、系を構成する各天体の楕円軌道の焦点の1つであり、その位置は各天体の質量と天体間の距離によって大きく左右される。例えば、中心恒星の質量が周回する惑星の質量よりも大幅に大きい惑星系では、重心は実際には恒星の半径内に位置する場合があり、その場合、惑星は恒星自体を周回しているように見えるが、実際には両方の天体が共通の重心を周回している。
バリオジェネシス
初期宇宙で重粒子として知られる亜原子粒子のクラスが生成されたプロセス。重粒子が反重粒子を上回る手段も含まれる。[ 14 ]
ビッグバン
観測可能な宇宙の起源に関する、現在主流となっている宇宙論モデル。このモデルは、極めて高い密度と高温の初期状態から、現在の状態に至るまでの継続的な膨張を描いている。
連星
ちょうど2つの恒星が共通の重心の周りを公転する恒星系。この用語はしばしば二重星と同義に用いられるが、後者は光学的な二重星、つまり真の連星系とは全く異なる一種の錯覚を指すこともある。
ブラックホール
質量が非常に凝縮し、光さえも逃れられない空間領域を形成する。この領域の外側の境界は事象の地平線と呼ばれる。
ブレザー
相対論的ジェットが観測者のほぼ方向に向いている活動銀河核(AGN) 。
崩壊速度
高速で自転する恒星によって発生する遠心力がニュートンの重力と一致する表面速度。より高い自転速度では、恒星は表面から物質を放出し始める。[ 15 ]
褐色矮星
質量が小さすぎるため、中心核における水素1の核融合を維持できない恒星下天体。水素1の核融合は主系列の恒星の特徴である。褐色矮星は、重力収縮と重水素の核融合によってエネルギーを生成することができる。
膨らみ
大きな星団の中に密集した星のグループまたは集団。

C

キャリブレータースター
高性能望遠鏡の較正に使用される恒星。
天の赤道
天体の天球上の仮想的な大円で、その天体の地球の赤道と共面である。[ 7 ]地球上では、天の赤道面が赤道座標系の基礎となっている。地球の地軸の傾きにより、この面は現在、黄道に対して23.44度傾いている。
地球の自転軸、天の赤道、そして太陽の周りを公転する軌道面（黄道）の関係を示す図。地球の自転軸は黄道に対して垂直ではなく、傾いていることに注意してください。つまり、地球から見ると、太陽の軌道は1年を通して天の赤道の上下に移動しているように見えます。
天体力学
星、惑星、自然衛星、人工衛星など、あらゆる種類の天体の動きを研究する天文学の分野。
天子午線
子午線を参照してください。
天の極
地球の自転軸を仮想的に無限に延長した点が天球と「交差」する、地球の天空の2つの座標点のうちの1つ。天球とは、地球の北極と南極の真上にある天空の2点であり、1日を通してすべての恒星がこれらの周りを回転するように見える。天の極は、赤道座標系の北極と南極を形成する。
天球
地球の空全体を囲み、背景の星々に対して静止している仮想的な球体。[ 7 ]これは球面天文学の基礎です。
ケンタウロス
太陽系の小天体で、近日点または軌道長半径が外惑星のそれらの間にある。つまり、一般的にカイパーベルトの内側、木星トロヤ群の外側に位置する。ケンタウルス族は、海王星近傍に位置する天体で、典型的には小惑星と彗星の両方の特徴を示す。また、巨大惑星の軌道と交差するため、軌道が不安定になることが多い。
中心大質量天体（CMO）
銀河の中心にある質量が非常に集中している場所。通常は超大質量ブラックホールかコンパクトな恒星核のいずれかですが、その両方である場合もあります。
彩層
恒星の外層大気の薄い遷移領域。低温の光球の上、高温のコロナの下に位置する。太陽の場合、彩層は皆既日食の時にのみ観測可能であり、バルマー水素アルファ線による赤い輝きを放つ。太陽スピキュールの上昇は、この磁気活動領域で発生する。
彩層活動指数
恒星の彩層における磁気活動を示すパラメータ。この活動の尺度の一つにlog R′ HKがある。ここでR′ HKは、光球光補正後の恒星の一価イオン化カルシウムH線とK線の等価幅と、放射フラックスの比である。[ 16 ] Schröderら（2009）は、活動指数によって太陽型の恒星を4つのグループに分類している。非常に活動的（log R′ HKが−4.2以上）、活動的（−4.2～−4.75）、非活動的（−4.75～−5.1）、非常に非活動的（−5.1以下）。[ 17 ]
恒星周円盤
恒星の周りを公転する物質のゆるい円盤。ガス、塵、そして様々な小天体から構成される。例としては小惑星帯が挙げられる。
シス・ネプチューン天体（CNO）
太陽系内の小天体のうち、海王星よりも太陽に近い軌道を公転する天体、つまり軌道長半径が約30天文単位（AU）未満の天体。ケンタウロス族や海王星型トロヤ群などが含まれる。[ 18 ]
近所の清掃
天体力学では、天体の軌道周辺を一掃するとは、その天体が重力的に支配的になり、その天体の自然衛星やその重力の影響下にある天体以外に同等の大きさの天体が存在しない状態を指します。[ 19 ]
カラーインデックス
電磁スペクトルの異なる周波数帯域から測定された星の明るさを比較するために使用される数値。星のエネルギー出力は温度の関数として周波数によって変化するため、色指数は星の温度を示すために使用できます。[ 3 ]
彗星
比較的小型の氷で覆われた天体で、太陽に近づくと細長い形状を呈する。太陽のエ​​ネルギーによって彗星表面の揮発性物質が蒸発し、彗星の周囲に可視的なコマが形成される。彗星は太陽から遠ざかる方向に長い尾を伸ばすこともある。
通約性
同じ天体を周回する2つの物体の公転周期が有理比である性質。例えば、土星の太陽の周りを回る公転周期は、木星の公転周期のほぼ5/2である。
共通固有運動
観測誤差の範囲内で、2つ以上の恒星が宇宙空間において同じ運動をしていることを示す用語。つまり、それらの恒星の固有運動と視線速度のパラメータがほぼ同じである場合（これは、恒星が重力によって束縛されているか、共通の起源を持っていることを示唆している可能性がある）、または、それらの恒星が重力によって束縛されていることが知られている場合（その場合、それらの固有運動は多少異なる可能性があるが、時間の経過とともに平均して同じになる）。
コンパクトスター
通常の原子物質のほとんどと比較して、その半径に対して質量が非常に大きい天体。この用語は、白色矮星、中性子星、ブラックホールなどの非常に高密度の天体、または半径が非常に小さい恒星残骸を指すのが一般的です。
コンパクトな恒星核
核星団を参照してください。
接続詞
2 つの天体または宇宙船が、第 3 の天体 (通常は地球) から観測されたとき、同じ赤経または同じ黄経を持ち、観測者から見ると、空でそれらの天体が互いに接近しているように見える現象。
星座
天球上の、特定かつ識別可能な恒星群を囲む領域。星座の名称は伝統によって付けられ、神話に基づく伝承と結びついていることが多い。一方、星座の境界は1930年に国際天文学連合によって定められた。 「アステリズム」を参照。
コロナ
太陽のような低温の恒星を取り囲むプラズマのオーラ。日食の際には、月の円盤を取り囲む明るい光として観測されます。コロナの温度は恒星表面の温度よりもはるかに高く、この熱を生み出すメカニズムについては天文学者の間で議論が続いています。
コロナループ
太陽の大気圏にあるアーチ状の構造で、磁束管によって周囲の物質から隔離され閉じ込められた比較的高密度のプラズマで構成されている。[ 21 ]
コロナ質量放出（CME）
太陽フレアの後や太陽プロミネンスの爆発の際に、太陽コロナからプラズマとそれに伴う磁場が大量に放出される現象。
宇宙距離ラダー
宇宙塵
宇宙に存在する、または地球に落下した塵。一般的には、地球上の塵よりもはるかに小さい固体の微粒子で構成されています。
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）
宇宙線
高エネルギーの陽子と原子核からなる放射線の一種で、光速に近い速度で宇宙空間を移動します。太陽または太陽系外から発生することがあります。宇宙線が地球の大気圏に衝突すると、大気中と地表の両方に劇的な影響が生じる可能性があります。
宇宙起源論
宇宙または宇宙の起源に関するモデル。
宇宙論
宇宙の起源、進化、そして最終的な運命についての科学的研究。
クーデ分光器
反射望遠鏡のクーデ焦点に設置される光学分光計の一種。望遠鏡の向きを変えても焦点は固定されたままなので、重い分光機器を安定して設置するのに有利である。[ 22 ]
クリティカルローテーション
臨界速度
回転体の赤道面における表面速度。この速度では、遠心力がニュートンの重力と釣り合う。この回転速度では、赤道面から質量が容易に失われ、星周円盤が形成される。崩壊速度も参照のこと。[ 23 ]
集大成
天体（太陽、月、惑星、恒星、星座など）が観測者の子午線を横切る見かけの動き。地球の自転により、毎日、すべての天体は天球上の円軌道に沿って動いているように見え、子午線を横切る2つの地点、すなわち天体が地平線上で最高点に達する上極点と、約12時間後に最低点に達する下極点が生じる。特に断りのない限り、極点の時刻は通常、上極点が発生する時刻を指す。[ 24 ]

D

デブリディスク
主星の周りを周回する、塵とデブリからなるリング状の恒星周回円盤。微惑星同士の衝突によって形成される。デブリ円盤は、周回するデブリが恒星のエネルギーを熱として宇宙空間に再放射するため、恒星系から放射される赤外線の過剰量から識別できる。
ハッブル宇宙望遠鏡によって検出された星周デブリ円盤と、その主星の周りの円盤の向きを示す想像図
偏角
赤道座標系において、地球の緯度に相当する天球上の座標。[ 7 ]天の赤道の北側の座標は0°から90°までの正の度数で測定され、南側の座標は負の度数で測定される。赤経も参照。
減算ディスク
中心星から放出されたガスから形成された恒星周円盤で、現在はほぼケプラーの軌道を描いている。このタイプの円盤は多くのBe型星の周囲に見られる。[ 25 ]
深宇宙天体（DSO）
個々の恒星や地球の太陽系内の天体以外の天体。この分類は主にアマチュア天文学の観測において、星団、星雲、銀河といった夜空の暗い天体を区別するために用いられます。
縮退星
縮退物質で構成された恒星。例えば白色矮星や中性子星など。これらの恒星は進化がかなり進んだ段階にあり、極端な重力崩壊を起こしているため、通常の原子は存在できない。[ 9 ]
降順ノード
軌道上の物体が基準面を南へ移動する軌道交点（地心軌道および日心軌道の場合）、または観測者に向かって移動する軌道交点（太陽系外軌道の場合）。昇交点と対照的。
分離した物体
太陽系の外縁部に位置する小惑星の力学的クラス。太陽への最接近点が非常に遠いため、海王星や他の既知の惑星の重力の影響を中程度または弱くしか受けず、太陽系の他の部分から「分離」しているように見える。したがって、分離天体は、キュベワノや散乱円盤天体などの他の太陽系外縁天体とは区別される。
直接運動
順行運動を参照してください。
日周運動
天体（太陽、惑星、遠方の恒星など）が地球の夜空で天の両極を1日かけて回る見かけの動き。日周運動は地球の自転によって引き起こされ、すべての物体は日周円と呼ばれる円軌道を描いているように見えます。
二重星
天球上で互いに近くに見える星のペア。2 つの星は、実際には物理的には離れているものの、偶然にも地球からほぼ同じ視線上にあるため、または実際には物理的に近接しているために、共動ペアまたは連星系を形成する可能性があります。
塵天文学
準惑星
矮星
太陽のような通常の主系列星のカテゴリーに属する恒星。ベテルギウスやアンタレスのような進化した巨星とは対照的。ややこしいことに、この用語には白色矮星と呼ばれる恒星残骸や、褐色矮星と呼ばれる低質量の恒星下天体も含まれるようになった。

E

早期型星
より高温で質量の大きい恒星。これに対し、より低温で質量の小さい晩期型恒星は、高温で質量が小さい。この用語は、恒星が初期の生命を高温で開始し、その後、年齢を重ねるにつれて徐々に冷えていくと仮定した歴史的な恒星モデルに由来する。この用語は、すべての恒星全体ではなく、特定の種族またはカテゴリーに属する高温の恒星を指すために使用される場合がある。
偏心
軌道離心率を参照してください。
黄道
地球が太陽の周りを公転する軌道によって定義される平面。したがって、地球から見た太陽の位置は、この平面と天球の交点を定義する。[ 7 ]黄道は、様々な天体座標系における太陽系内の他の天体の位置を示す基準面として広く用いられている。黄道は、地球の軸の傾きによって天の赤道とは異なる。
黄道面（灰色）は、地球が太陽を周回する軌道によって定義され、天球の赤道面（緑色）とは異なります。赤道面は黄道に対して常に23.4度傾いています。地球上の観測者にとって、これは天球上で太陽が辿る軌道が直線ではない（つまり、黄道が「平坦」に見えない）ことを意味します。地球の公転軌道の2回、つまり春分と秋分点において、太陽の軌道は天球の赤道と交差するように見えますが、実際には2つの面が同一平面になることはありません。
黄道座標系
太陽系内の物体の見かけの位置、軌道、軸の向きを指定するために一般的に用いられる天文座標系。原点は太陽または地球の幾何学的中心、地球が太陽を周回する軌道面（黄道面）によって定義される基本面、春分点への主方向、そして右手系である。この座標系は、ほとんどの惑星と多くの小天体が黄道に対してわずかな傾斜で太陽を周回するため、便利である。球座標系または直交座標系で実装できる。
有効温度
(恒星または惑星の)電磁放射と同じ総エネルギーを放射する理想的な黒体の温度。
楕円銀河
ほぼ楕円形をしており、滑らかでほとんど特徴のない外観を持つ銀河の一種。渦巻銀河やレンズ状銀河とともに、銀河の3つの主要な形態学的分類の一つである。
楕円軌道
ケプラー軌道の一種で、軌道離心率が1未満（離心率が0の円軌道を含むことが多い）、または負のエネルギーを持つ軌道。楕円軌道は楕円形をしており、二体天文系では非常に一般的である。
比較的小さな天体（惑星など）が、より大きな天体（恒星など）の周りを楕円軌道で周回し、大きな天体が楕円の焦点の1つに位置するもの
伸長
地球から見た太陽と惑星などの軌道を回る天体との間の角度の差。 [ 3 ]
暦
様々な日時における天体や人工衛星の予想される位置のリストまたは表。[ 3 ]現代の暦は一般的にコンピュータソフトウェアによって提供されます。
エポック
時間とともに変化する天文量（ [ 7 ]天体座標や天体の軌道要素など）の基準点として用いられる時点。これらの量は時間とともに摂動や変化を受けるため、紀元によって規定される天文量の主な用途は、将来の位置や速度を予測するために、他の関連する運動パラメータを計算することである。現代の用法では、天文量は特定の時間間隔の多項式関数として規定されることが多く、特定の紀元を時間的起点とする。
赤道
惑星などの重力によって丸みを帯びた回転楕円体上の仮想線。回転楕円体の表面と、その自転軸に垂直で、地理的な極から等距離にある平面との交点を表す。地球の地球赤道面は天の赤道の基準となる。
赤道座標系
地球の幾何学的中心を原点とし、地球の地球赤道を天球に投影して作られる基本平面（天の赤道）、春分点に向かう主方向、そして右手系によって定義される天文座標系。この座標系は、地球から見た天体の位置を特定するために広く用いられている。球面座標系または直交座標系で実装できる。
春分点
春分点に関係する、または春分点に起こる。
春分
地球の赤道の仮想​​面を全方向に無限に延長したものが太陽の中心（すなわち、この面が黄道面と交差する2点）を通過する1年のうちの2つの正確な時期のいずれか、またはそれと同等に、太陽の見かけの地心経度が0度または180度になるとき。[ 26 ]春分と秋分として知られる2つの春分点は、毎年3月20日と9月22日またはその付近に発生します。春分点の日には、目に見える太陽の中心が赤道の真上にあるように見え、昼と夜の長さが地球全体でほぼ同じになります。夏至と比較してください。
脱出速度
推進力を持たない自由物体が質量を持つ物体の重力の影響から逃れる、すなわち質量を持つ物体から無限遠まで到達するために必要な最小速度。より一般的には、脱出速度とは、物体の運動エネルギーと重力による位置エネルギーの合計がゼロとなる速度である。これは物体の質量と、物体と物体の質量中心との間の距離の関数である。脱出速度に達した物体は、物体の表面上にも、任意の半径の閉軌道上にも存在しない。
進化の軌跡
ヘルツシュプルング・ラッセル図上の曲線。特定の質量と組成を持つ孤立星が進化の過程で辿ると予想される曲線。この曲線は、星がその生涯の一部または全期間にわたって持つ温度と光度の組み合わせを予測する。[ 27 ]
異なる質量の星の進化経路の例
絶滅
放射天体と観測者の間にある物質（塵やガス）による電磁波の吸収と散乱。大気による減光は放射の波長によって異なり、青色光の方が赤色光よりも減衰が大きい。
銀河系外天文学
天の川銀河の外側にある物体や現象、つまり銀河天文学でカバーされていないすべての物体を研究する天文学の分野。
太陽系外天体
太陽系の外に存在する天体。この用語は、恒星や、銀河など恒星や太陽系自体よりも大きな天体には一般的に適用されません。
太陽系外惑星
地球の太陽系外にある惑星。
宇宙生物学
宇宙生物学を参照してください。

F

白斑
恒星の光球面上の明るい点。磁力線が集中することで形成される。特に太陽の場合、太陽白斑は太陽の縁付近で最もよく観測される。恒星周期の結果として白斑が増加すると、恒星全体の放射照度が増加する。
フィールド銀河
より大きな銀河団に属さず、重力的に孤立した銀河。
フィールドスター
研究対象となる物理的に関連する星群（星団など）の視線方向に沿ってランダムに位置する星。これらの視野星は、研究結果を汚染するのを防ぐために識別することが重要です。[ 28 ]
視野
特定の場所から特定の瞬間に見ることができる観測可能な世界の角度範囲。天文学において、視野とは望遠鏡などの機器で観測される角度範囲であり、通常は平方度で表されますが、高倍率の機器の場合は平方分角で表されます。
最初の光
天体画像を観測または撮影するために、新しく作られた望遠鏡またはその他の機器を初めて使用すること。
一等星
夜空で最も明るい星、特に見かけの等級が1.50より低い（つまり明るい）星を分類する用語。1等星に分類される星は22個あります。
牡羊座の第一ポイント（♈︎）
天球上の3月の春分点の位置。天球座標系における基準点として用いられる。牡羊座第一点はうお座に位置し、黄道座標(0°, 0°)を定義し、太陽が毎年南から北へ移動する際に天の赤道と交わる点を表す。天秤座第一点の正反対に位置する。
天秤座の第一点
天球上の9月の春分点の位置。天球座標系における基準点として用いられる。乙女座に位置する天秤座第一点は、太陽が毎年北から南へ移動する際に天の赤道と交わる点を表す。牡羊座第一点の正反対に位置する。
恒星
夜空に浮かぶ天体の「背景」。地球上の観測者からは非常に遠く離れているため、互いに動いているようには見えません。太陽系内の天体の「前景」は、互いに動いているように見えます。恒星には通常、太陽以外のすべての恒星、および太陽系外天体と深宇宙天体が含まれます。
フレアスター
表面の磁気活動により、突然劇的に明るさが増加する変光星の一種。この明るさの変化は、電波からX線に至るまで、電磁スペクトル全体にわたって起こる。フレア星のほとんどは、暗い赤色矮星である。
フルトンギャップ
地球の 1.5 倍から 2 倍の大きさの惑星が存在することは、明らかに珍しい。

G

銀河天文学
天の川銀河 内の物体や現象を研究する天文学の分野。天の川銀河の外側のすべてを研究対象とする天の川銀河外天文学の領域とは対照的。
銀河の反中心
地球から見て天の川銀河の中心と真反対の空間方向。天球上の点として考えると、天の川銀河の反中心はぎょしゃ座にあります。
銀河中心
天の川銀河の回転中心であり、太陽質量の41億±3万4千倍の超大質量ブラックホールで構成されています。地球から約8,200パーセク（27,000光年）離れた、いて座、へびつかい座、さそり座の方向に位置し、天の川銀河が最も明るく見える場所です。
銀河座標系
銀河コロナ
銀河核
銀河の中心にある領域で、通常は非常に高密度の星とガスが密集しています。ほぼ常に超大質量ブラックホールが存在し、活動時にはコンパクトな領域で周囲よりもはるかに高い光度を発することがあります。この過剰な光度は活動銀河核と呼ばれ、そのような活動銀河の中で最も明るいものはクエーサーと呼ばれます。
銀河周期
銀河系内の特定の天体が銀河中心の周りを一周するのにかかる時間。太陽系が天の川銀河中心の周りを一周するのにかかる時間は、地球年換算で2億2500万年から2億5000万年と推定されている。
銀河の潮汐
天の川銀河のような銀河の重力場の影響を受ける物体が受ける潮汐力。
銀河中心からの距離
特定の銀河の重力中心から恒星または銀河団までの距離。例えば、太陽は天の川銀河の中心から約27,000光年（約8キロパーセク）離れています。[ 29 ]銀河中心距離は、銀河から別の銀河までの距離を指すこともあります。
銀河
恒星、恒星残骸、星間ガス、塵、暗黒物質からなる、重力で束縛された巨大な系。それぞれが質量中心を周回している。銀河は数千億個の恒星を含み、その視覚的な形態によって楕円銀河、渦巻銀河、不規則銀河に分類される。観測可能な宇宙の銀河のほとんどは直径1,000～3,000パーセク（3,300～9,800光年）だが、天の川銀河など、それよりもはるかに大きいものもある。
銀河団
数百、数千の銀河が重力によって結びついた大規模構造。銀河団は、同名の銀河団や他の種類の星団、そして銀河群として知られるより小さな銀河の集合体とは区別されます。銀河群や銀河団は、互いに集まって超銀河団を形成することもあります。
銀河群
最大50個の銀河が重力で束縛された集合体。それぞれの銀河は少なくとも天の川銀河と同程度の明るさを持つ。より大きな集合体は銀河団と呼ばれることもあり、銀河群や銀河団は互いに集まって超銀河団を形成することもある。
ガリレオ衛星
1610年にガリレオ・ガリレイによって発見された木星の4つの衛星、イオ、エウロパ、ガニメデ、カリストの総称。
ガンマ線天文学
ガンマ線の波長で検出可能な天体を研究する天文学の分野。
ガンマ線バースト（GRB）
数十億光年離れた場所からでも検出可能な、短時間だが強力なガンマ線放射の爆発を引き起こす、破滅的な現象。ほとんどのガンマ線バーストの発生源は、高質量星の超新星爆発または極超新星爆発であると理論づけられている。また、中性子星の衝突によっても、短時間のガンマ線バーストが発生することがある。
ガス巨星
太陽系の木星や土星など、より重い元素ではなく、主に水素とヘリウムのガスで構成された巨大惑星。
地理中心
地球の幾何学的中心、つまり、地球の正確な形状である扁平回転楕円体内のすべての点の算術平均位置。
地球中心説
地球の幾何学的中心を参照して、またはそれに関連する。[ 30 ]地球を中心とする、例えば地心軌道。[ 3 ]
地心天頂
天球上に、地心と観測者を通る直線によって投影された点。つまり、地球の中心に対して定義される観測者の天頂。 [ 30 ]
幾何学的アルベド
位相角ゼロにおける天体の明るさと、同じ断面積を持つ理想的な平坦で完全反射・拡散散乱（ランベルト）円盤の明るさの比。入射光のうち観測者に向かって散乱される光の量を示す指標であり、0から1の間の値をとる。
幾何学的位置
地球の中心または観測者の位置に対する物体（天体など）の位置。つまり、光時間や行差などの補正をせずに、ある時刻における地球の中心（または観測者）と物体を結ぶ直線で定義される。[ 30 ]
静止軌道
地球の自転方向と同じ方向に、地球の赤道直上 35,786キロメートル（22,236マイル）の高度を一定に保つ円軌道。地球上の観測者からは、周回する物体は静止し、空の固定された位置にいるように見える。人工衛星は、地球上のアンテナが衛星を追尾するために回転する必要がないように、静止軌道に配置されることが多い。
静止軌道（GSO）
地球の周りを同期して回る軌道。つまり、軌道周期が地球の自転周期に等しい軌道で、周回する物体は1恒星日後に空の同じ位置に戻るように見える。すべての静止軌道の軌道長半径は35,786キロメートル（22,236マイル）である。静止軌道は静止軌道の特殊なケースである。
巨大惑星
ガス惑星や氷惑星を含む、非常に大きいまたは質量の大きい惑星。
球状星団
数千もの恒星が重力で互いに束縛され、銀河核の周りを衛星のように周回する、密集した球状の集合体。散開星団とは異なり、総質量ははるかに大きく、寿命は通常数十億年に及ぶ。
重力崩壊
重力レンズ
銀河団のような非常に大きな質量分布は、遠方の光源からの光を顕著に曲げることがあります。この効果は重力レンズ効果と呼ばれ、観測者には背景の物体がリング状または弧状に見えることがあります。
明るい赤い銀河（LRG）が重力レンズとして機能し、はるかに遠くにある青い銀河からの光をアインシュタインリングに歪ませます。
重力波天文学
観測天文学の分野の一つで、重力波として知られる時空の曲率の微細な歪みを分析し、中性子星、ブラックホール、超新星、ビッグバンなどの天体や現象に関する観測データを収集します。

H

H II領域
若い大質量O型星によって駆動される電離星雲。これらの高温星からの紫外線光子が周囲のガスを電離させ、星雲ガスは水素などの元素のスペクトル線で明るく輝きます。O型星の寿命は比較的短い（通常数百万年）ため、HII領域の存在は、その場所で最近大規模な星形成が起こったことを示しています。HII領域は、渦巻銀河の腕や星形成を伴う不規則銀河でよく見られます。
太陽中心
地球の太陽の正確な幾何学的中心、つまり太陽の形を近似的に表す回転楕円体内のすべての点の算術平均位置。
太陽中心説
地球の太陽の幾何学的中心を参照して、またはそれに関連するもの。[ 30 ]太陽を中心とする、[ 3 ]例えば、太陽中心軌道。
ヘリオポーズ
太陽圏
地球の太陽から放射されるプラズマによって形成され、太陽を取り囲む星間物質内の巨大な泡状の空洞。太陽圏は太陽系全体とその外側の広大な宇宙空間を包含する。その外縁は、太陽起源の物質と銀河系外の物質との境界であると考えられることが多い。
ヘルツシュプルング・ラッセル図
星団の光度と有効温度の関係を示すグラフ。用途に応じて、光度の代わりに星の絶対等級、温度の代わりに色指数またはスペクトル型が用いられる。質量と組成が既知の個々の星は、進化の過程でこのグラフ上で予測可能な軌跡を辿る。したがって、星の質量と金属量が分かれば、その年齢を推定することができる。また、主系列星、赤色巨星、白色矮星など、類似したタイプの星も、このグラフの特定の領域に集まっている。
ヒル球
天体の周囲において、その重力が衛星の運動を支配するおおよその領域。最も近い恒星や銀河核など、次に重力の強い天体を基準として計算される。この半径の外側を移動する衛星は、天体から遠ざかる方向に摂動を受ける傾向がある。[ 31 ]
地平線
天体の表面上またはその付近にいる観測者の視点から見たときの天体表面と空との間の見かけの境界。より具体的には、観測者から観測点を通る天頂までの線に垂直な面。[ 30 ]
時角
与えられた天体について、天球上において、観測者の地方子午線から天体を通過する時円まで、天の赤道に沿って西方向に測った角度距離[ 30 ] 。あるいは、地球の自転軸と天頂を含む平面と、地球の自転軸と対象天体を含む平面との間の角度と同等である。赤経と同様に、時角は天球上の物体の経度位置を特定するために一般的に用いられる多くの方法の一つである。
時間サークル
天球上に描かれた仮想の大円で、天の両極を通り、天の赤道に垂直な円。[ 30 ] [ 7 ]子午線に似ていますが、さらに地上の観測者の特定の場所における地形と地心までの深さを考慮した時円の概念は、観測者の現地子午線に対する天体の経度位置を表すために使用されます。
ハイブリッド彩層星
これらの混成星はG型巨星とK型巨星および超巨星であり、より質量の大きい巨星に見られる高温コロナとM型巨星の冷たい恒星風のスペクトルを示す。 [ 32 ]これらはX線放射源となり得る。[ 33 ]
ハイブリッドパルセーター
2つの異なる変光星の脈動周波数を示す混合型の脈動星。例えば、たて座デルタ星とかじき座ガンマ星の両方の特徴的な周波数を示す変光星など。ヘルツシュプルング・ラッセル図において、これらの星は両変光星の不安定帯が重なる位置に位置する。 [ 34 ]
水素燃焼限界
臨界質量。これ以下になると、天体は核融合によって表面光度を維持できなくなる。この質量限界は太陽質量の約7%に相当し、褐色矮星と水素核融合星の境界線となる。 [ 35 ]
超銀河
巨大な銀河とその周囲の複数の小さな衛星銀河（多くの場合楕円銀河）および銀河コロナからなる銀河系。天の川銀河系とアンドロメダ銀河系は超銀河の例である。[ 36 ]

私

氷の巨人
水素やヘリウムより重い元素（酸素、炭素、窒素、硫黄など）、特に凝固点が100 K（-173 °C）を超える化学的揮発性物質で主に構成される巨大惑星。太陽系の天王星や海王星などがこれに該当する。
傾斜
軌道傾斜角を参照してください。
下惑星
水星と金星を指す際に用いられる古語。この名称は、これらの惑星が地球よりも太陽に近い軌道を公転していることに由来する。そのため、プトレマイオスの地動説では、これらの惑星は太陽とともに空を横切って移動しているように見える。これは、火星などのいわゆる「外惑星」が太陽とは独立して動いているように見えるのとは対照的である。
赤外線天文学
赤外線波長で検出可能な天体を研究する天文学の分野。
国際天文学連合（IAU）
星間物質（ISM）
銀河系の星と星の間の空間に存在する物質。この媒体は主に水素とヘリウムで構成されていますが、星から放出された物質によってもたらされる微量の他の元素も含まれています。
星間赤化
星間物質による電磁エネルギーの吸収と散乱の増加によって生じる効果で、減光と呼ばれます。この効果により、星などの遠方の天体は予想よりも赤く暗く見えるようになります。これは、赤方偏移という別の現象と混同しないでください。
不変平面
惑星系の重心を通り、その角運動量ベクトルに垂直な仮想平面。これは、その系を構成するすべての惑星の軌道面と回転面の加重平均とみなすことができます。
電離層
不規則銀河
不規則な月
主衛星の周りを、遠方で傾斜し、しばしば偏心し逆行する軌道を描く天然衛星。不規則衛星は他の軌道から捕獲されたと考えられており、規則衛星はその場で形成されると考えられている。
等時線
ヘルツシュプルング・ラッセル図上の曲線で、年齢は同じだが質量が異なる恒星の進化上の位置を表します。これは、質量は同じだが年齢が異なる恒星の軌跡を表す進化軌跡とは対照的です。実際には、複数の進化軌跡を用いて、軌跡に沿って等年齢点を通る曲線を描くことで等時線を作成できます。恒星の質量が決定できる場合、等時線を用いて恒星の年齢を推定できます。

J

ジーンズの不安定さ
星間ガス雲が崩壊し、恒星を形成し始める物理的状態。雲が十分に冷却されたり、密度の摂動が生じたりして、重力がガス圧を上回ってしまうと、崩壊に対して不安定になることがあります。
ユリウス年（a）
86,400SI秒を1日とする、正確に365.25日として定義された時間の単位。これらは一定期間の単位であるため、ユリウス年も一定であり、特定の暦や、太陽年などの年の長さを決定する他の方法によって変化することはありません。そのため、標準天文紀元や光年を定義する基準として広く用いられています。

K

ケルビン・ヘルムホルツ機構
ケプラー軌道
一つの軌道物体が別の物体に対して楕円、放物線、または双曲線を描く運動。三次元空間において二次元軌道面（あるいは直線）を形成する。ケプラー軌道は、二物体間の点状の重力作用のみを考慮した理想化された数学的構成であり、現実に存在する可能性のあるより複雑な軌道摂動は考慮されていない。
カイパーベルト
太陽系外縁部に位置する、小惑星、トロヤ群、ケンタウロス族などの小天体からなる恒星周円盤。太陽から30～50天文単位の範囲に広がっています。小惑星帯に似ていますが、はるかに大きく、冥王星を含むいくつかの準惑星が存在します。

L

ラグランジアン点
軌道上にある2つの大きな天体の近くの点の集合。小さな天体が大きな天体に対して一定の位置を維持する点。他の場所では、小さな天体は最終的に大きな天体の1つを回る独自の軌道に引き込まれますが、ラグランジュ点では、大きな天体の重力、軌道運動の向心力、そして（特定のシナリオでは）コリオリの加速度がすべて一直線になり、小さな天体が安定またはほぼ安定した相対位置に「固定」されます。2つの軌道天体の組み合わせごとに、このようなラグランジュ点が5つあり、通常、L 1からL 5のラベルで識別されます。この現象はトロヤ群衛星の安定した軌道の基礎であり、人工衛星で広く利用されています。
ラニアケア超銀河団
晩期型星
早期型星を参照してください。
秤動
地球から見た月のわずかな振動運動。これは月の軌道が楕円形であるためです。この振動により、通常は見えない月の裏側が、月の円盤の縁に沿って見えることがあります。
光年（ly）
天文距離を表すのに使われる長さの単位で、真空中を光速で移動する物体が1ユリウス年で移動する距離に相当する:約9兆4600億キロメートル(9.46 × 10 12  km）または5.88兆マイル（パーセクは、約5.88 × 10 12 マイルです。専門家以外の出版物では、銀河規模の距離を測るために光年がよく使われますが、専門的な天体測定で最もよく使われる長さの単位はパーセクです。
手足
太陽、月、惑星、または太陽系の小天体など、検出可能な円盤を持つ天体の見かけの円周の端。[ 30 ]
手足の暗化
恒星（太陽を含む）に見られる光学効果。円盤の中心部が、その端や周縁よりも明るく見える。
遠心円の線
楕円軌道の 2 つの遠点(近点と遠点)を結ぶ仮想の線で、軌道の最長軸の距離を表します。
ロブスターアイ光学系
ロブスターの目の構造を模した、超広視野のX線光学系設計。X線光を複数の角度から入射させることで、他のX線望遠鏡よりも広い範囲からより多くのX線を捉えることができます。
ローカルグループ
昇交点の経度（☊またはΩ）
指定された基準面（経度原点）と軌道の昇交点の方向との間の角度。この角度は、指定された基準面（経度原点）上で測定されます。この角度は通常、基準方向から昇交点に向かって東方向（つまり、北から見て反時計回り）に測定されます。これは、軌道を特徴付ける6つの標準的な軌道要素の1つです。
明るさ
恒星、銀河、その他の天体から単位時間あたりに放出されるエネルギーの総量。SI単位では、光度はジュール/秒またはワットで測定され、天文等級で表されることが多い。光度は視感度と関連しているが、異なる。
月の
地球の月に関する。
月の満ち欠け
地球から見た、月が直射日光に照らされている部分の形状。この形状は、朔望月の間に規則的な周期で徐々に変化するため、相と呼ばれます。つまり、地球の周りの月と太陽の周りの地球の軌道位置が変化すると、常に地球に面している月の面の見え方は、完全に照らされている状態（満月と呼ばれる）と、月自身の影で完全に暗くなっている状態（新月と呼ばれる）が交互に現れます。また、三日月のように見えるときなど、見える面が部分的にしか太陽光に照らされていない中間の相もあります。月の周期のうち、照らされている部分が大きくなっている期間、月は満ちていると言われ、照らされている部分が小さくなっている期間、月は欠けていると言われます。特定の時点における月の相は、地球上のあらゆる地点から同じに見えます。
月の満ち欠けは、月が地球の周りを公転している間、月の目に見える面が交互に太陽光で照らされ、影に覆われることによって生じます。

M

巨大コンパクトハロー天体（MACHO）
銀河ハローに暗黒物質が存在するように見える理由を説明する可能性のある天体の一種。MACHOとは、放射線をほとんど、あるいは全く放出せず、いかなる惑星系にも属さずに星間空間を漂う天体である。MACHOの例としては、ブラックホール、中性子星、褐色矮星、放浪惑星などが挙げられる。
磁気スイッチバック
太陽風の磁場の突然の逆転。[ 37 ]
磁気圏
太陽風などのプラズマが惑星や恒星などの物体の磁場と相互作用するときに形成される、大部分が凸状の領域。
大きさ
天体の明るさを示す数値対数スケール。値が低いほど、天体は明るくなります。慣例的に、1等星は6等星の100倍の明るさです。6等星は肉眼で見える天体の下限と考えられていますが、これは天候や視力によって異なる場合があります。
主系列
恒星の温度と光度の関係、特にヘルツシュプルング・ラッセル図において、連続した特徴的な帯を形成する恒星のカテゴリー。これらの恒星は、静水圧平衡状態にあり、中心核領域で水素1の核融合反応を起こしているという特徴を持つ。太陽は主系列星である。
長軸
半長軸を参照してください。
3月の春分
地球上で太陽が天の赤道を横切るように見える正確な時期。天頂通過のたびに太陽は概ね北向きに傾きます。地球の北極が太陽に向かって傾き始める瞬間を表し、通常は毎年3月20日前後に発生します。北半球では春分、南半球では秋分にあたります。 9月の春分とは対照的です。
平均異常値（M）
楕円軌道の周期のうち、周回天体が近点を通過してから経過した時間の割合。架空の天体が楕円軌道を周回する実際の天体と同じ周期で完全な円軌道を周回する場合に、その天体が近点から取るであろう角度距離として表される。真近点角とは異なり、平均近点角は実際の幾何学的角度に対応するものではなく、二体問題における周回天体の位置計算を数学的に簡便にするために用いられる人工的なパラメータである。
平均運動共鳴（MMR）
軌道共鳴を参照してください。
子午線
天頂と呼ばれる真上の点を通過し、空を南北に横切る仮想的な線。
子午線天文学
天体の位置の測定は、天体が子午線を通過する時刻とその時刻における天頂距離の観測に基づいて行われ、空の広い領域にわたって自己矛盾のない正確な星の位置を取得することを目的としています。[ 38 ]
メシエ天体
110 個の「星雲状」天体のうちの 1 つ。そのうち 103 個は、 1771 年から 1781 年にかけてフランスの彗星ハンター、シャルル メシエによって非彗星としてカタログ化されました。メシエ カタログには、北半球から容易に見える深宇宙天体のほとんどが含まれています。
流星
輝く流星体、微小流星体、彗星、または小惑星が地球の大気圏を通過する様子を目に見える形で映し出す現象。通常は、このような物体が上層大気の空気分子との衝突によって白熱し、その急速な運動によって電離した軌跡を残し、通過後に物質を放出することもある長い光の筋として現れる。
隕石
宇宙空間で発生し、大気圏を通過して惑星または衛星の表面に到達した流星の固形の破片。
流星体
惑星の大気圏に突入した小さな岩石または巨石。地表に到達するまで生き残った場合は、隕石と呼ばれます。
流星群
夜空の一点から放射状に広がるように見える流星群。彗星などの大きな天体の残骸によって発生するため、ほぼ同じ軌道を描きます。そのため、多くの流星群は毎年繰り返されるため、予測可能な現象となっています。
金属量
天体中に存在する水素とヘリウム以外の元素の存在量を表す指標。この定義には、化学的慣習上金属とはみなされない元素も含まれることに注意してください。
微小隕石
大気圏を通過して惑星や衛星の表面に到達した非常に小さな隕石で、通常50μmから2mmの大きさです。微小隕石は宇宙塵の主成分です。
微小隕石
非常に小さな隕石で、通常1グラム未満の重さです。惑星の表面に到達するまで生き残った場合は、微小隕石と呼ばれます。
微小変数
変光星のような、光度に非常に小さな変化を起こす恒星。その変動の振幅はわずか数千分の一程度である。微小変動を検出するには、通常、原因としてランダム誤差を排除するのに十分な数の観測が必要である。[ 39 ]
天の川
1.地球の太陽系を含む棒渦巻銀河。この名称は、地球から見た銀河の外観を表しています。夜空に見える霞んだ光の帯は、肉眼では個別に識別できない数十億の星で構成されています。天の川銀河の直径は10万～20万光年で、1000億～4000億個の恒星と、少なくとも同数の惑星が含まれていると推定されています。太陽系は天の川銀河の渦巻腕の一つの内縁に位置し、太陽が2億4000万年の周期で周回する銀河中心から約2万7000光年離れています。
2. ぼんやりとした光の帯そのもの。地球からは、銀河の円盤状の構造を内側から横から見ているので、帯のように見えます。
晴れた夜の暗い空では、天の川銀河の明るい中心が射手座の方向に見える。
短軸
半短軸を参照してください。
小惑星
太陽の周りを直接公転する天体で、支配惑星でもなければ、もともと彗星としても分類されていないもの。衛星は太陽ではなく別の天体の周りを公転しているため、小惑星ではない。
小惑星の衛星
小惑星を周回する天然衛星。小衛星および準衛星も参照。
分子雲
一般的な物理的条件により分子水素を含む分子が形成される星間雲。
慣性モーメント係数
惑星または衛星内部の質量の放射状分布を特徴付ける無次元量。
月
自然衛星を参照してください。
月
地球の唯一の自然衛星として地球を周回する固体の岩石天体。27.3日で一周します。月の重力の影響により地球の潮汐が発生します。潮汐固定のため、地球からは月の片面しか見えません。月は表面から反射する太陽光によって夜空で非常に明るく見えますが、地球と太陽に対する軌道位置により、地球から見た月の見え方は一定の周期で変化します。形容詞「lunar（月） 」は、地球の月の軌道、重力、その他の特性を表す際によく使われます。
小月
惑星、準惑星、またはその他の小惑星を周回する特に小さな天然衛星。小惑星の衛星および準衛星も参照。
月月
サブ衛星を参照してください。
モーガン・キーナン恒星分類システム
朝の幅
天体の昇り方位と東方向との間の水平角距離。 [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]
移動するクラスター
宇宙空間において共通の運動をする、近縁の恒星の集団（例：ヒアデス星団）のこと。遠方の観測者から見ると、恒星の固有運動はすべて単一の収束点に向かっているように見える。恒星団の線速度が分かっていれば、各恒星までの距離は固有運動の総和から推定することができ、この手法は移動星団視差と呼ばれる。[ 38 ]
移動グループ
宇宙空間を共に移動する星々の緩やかな集団。メンバーは同じ分子雲の中で共に形成されたが、その後、重力的に星団として束縛されるには離れすぎた。
マルチメッセンジャー天文学
太陽系外起源の4つの異なる「メッセンジャー」信号（電磁放射、重力波、ニュートリノ、宇宙線）を協調的に観測・解釈することで、天体に関する情報を取得する天文学の一種。これら4つの太陽系外メッセンジャーはそれぞれ異なる天体物理学的プロセスによって生成されるため、天体現象におけるそれらの存在の有無によって、その発生源に関する有用な情報が得られる可能性がある。
マルチバース

北

N銀河
活動銀河の初期の分類。特に明るい星のような核を持つ銀河の視覚的特徴を持つ。グループ全体としては、セイファート銀河とクエーサーの中間に位置する。そのほとんどは巨大楕円銀河で、電波源であり、顕著な輝線を示す。[ 43 ]
天底
天球上で天頂の真向かいに位置する点。[ 7 ]したがって、天頂が観測者の真上にある場合、天底は足元にある。天頂と天底は地平線の両極を形成する。
肉眼
人間の目は、望遠鏡などの拡大鏡や集光鏡、あるいは目の保護具を一切使用せずに観測されます。多くの天体は、人間の通常の視力の限界に収まるほどの明るさの可視光を放射または反射するため、特別な機器を使わずに地球上から観測することができます。眼鏡やコンタクトレンズを用いて正常な視力に矯正された視力も、裸眼視力とみなされます。
天然衛星
惑星、小惑星、または場合によっては太陽系の別の小天体を周回する天体。
地球近傍天体（NEO）
小惑星や彗星など、軌道が地球に接近する太陽系の小天体。通常、最接近時に太陽からの距離が 1.3 AU未満になります。
星雲
不明瞭な星雲状の天体。現代では、この用語は典型的には塵、水素、ヘリウム、その他の電離ガスからなる星間雲を指します。歴史的には、星団や銀河など、個々の構成要素に分解できない広範囲に広がる光源を指すためにも使用されていました。
ニュートリノ
電気的に中性で極めて小さな静止質量を持つ素粒子の一種。他の粒子とは弱い相互作用と重力相互作用のみで相互作用する。そのため、ニュートリノは通常の物質を妨害されることなく、また検出されることなく通過する。
中性子星
ほぼ完全に中性子（電荷を持たない素粒子の一種）で構成されたコンパクトな恒星の一種。通常、中性子星の質量は太陽の約1.35倍から2.0倍であるが、半径はわずか12 km（7.5マイル）であるため、宇宙で最も密度の高い既知の天体の一つとなっている。
新総合カタログ（NGC）
夜空
太陽が地平線の下に沈む夜間、特に晴天で周囲光が少ない場合に、地球の空がどのように見えるか。夜空は、アマチュア天文学とプロの天文観測の双方にとって、依然として基本的な舞台となっている。
非傾斜軌道
指定された基準面と同一平面にある軌道。順行軌道の場合は軌道傾斜角が 0 度、逆行軌道の場合は 180 度。
新星
核星団（NSC）
銀河の中心に位置する、密集した星の集まり。
数密度
特定の粒子または物体クラスの単位体積あたりの量。原子、分子、または原子核以下の粒子の場合、体積は通常cm 3またはm 3で表されます。恒星の場合、立方パーセク（pc 3）がよく用いられます。
章動運動
天体の自転軸の向きが重力によって継続的に変化すること。これは、小さな短期的な変動が複合的に作用することで生じます。章動は歳差運動と区別されます。歳差運動は、軸の向きが長期的に変化する現象で、似たような現象です。

お

O-C図
観測値と計算値を時間経過とともに変化させた図。特定の科学モデルに基づいて計算された理論値と観測データがどのように異なるかを示す。モデルの精度を判断するための診断ツールとしてよく用いられる。変光星の場合、通常は時間経過に伴う位相差を比較するために使用される。[ 44 ]
OB協会
重力で互いに束縛されていないが、緩やかな連関を保ちながら宇宙空間を共に移動する巨大な恒星の集団。名称の「OB」は、恒星分類OとBの恒星を指します。
傾斜
軸傾斜を参照してください。
観測弧
天文学者による太陽系内の物体の最も古い観測と最新の観測の間の時間の長さ。これは、これらの同じ観測間で物体が描いた軌道の長さを定義します。この用語は主に、大きさと地球からの距離のために継続的な追跡が難しい小惑星や彗星の発見と追跡に使用されます。非常に短い観測弧、たとえば最初の観測から最新の観測までの時間が 30 日未満の場合、太陽 (​​または他の主要な天体) の周りの軌道で物体が描いた全軌道のごく一部を表すだけなので、説明力が限られ、物体の軌道の形状と特性を推定する際に大きな不確実性が生じます。
観測可能な宇宙
観測天文学
望遠鏡やその他の天文機器を用いて天体を直接観測する実践と研究。天文学的モデルの測定可能な意味合いを計算する理論天文学とは対照的に、観測可能な宇宙に関するデータの記録に重点を置く。
掩蔽
遠くにある天体または物体が、それと観測者の間を通過するより近い別の天体または物体によって隠され、最初の天体が視界から遮られるときに発生する天体現象。日食と月食は、掩蔽の特定の種類です。
オールトの雲
主に氷でできた微惑星からなる広大な理論上の雲。太陽の周囲を2,000 AUから200,000 AUの範囲で取り囲んでいると仮定されている。この雲は円盤状の内側オールト雲と球状の外側オールト雲の2つの領域に分かれていると考えられている。オールト雲の外側の限界は、しばしば太陽系の宇宙論的境界とみなされる。
不透明度
放射によるエネルギーの伝達に対する媒体の抵抗の尺度。恒星内部では、対流が発生するかどうかを決定する重要な要素となる。
散開星団
同じ分子雲の中で一緒に形成された、重力で結びついた最大 1,000 個の星のグループ。
反対
観測者の視点から見て、2つの天体が空の反対側に位置すること。例えば、惑星が地球に最も接近し、太陽と対向する位置にある場合などに発生します。
軌道
物体の重力によって曲がった軌道。例えば、恒星の周りを回る惑星や、惑星の周りを回る天然衛星の軌道など。小さな天体が大きな天体の周りを回っているとよく言われますが、実際には両方の天体は、それぞれの楕円の焦点に位置する共通の重心の周りを、ほぼ楕円軌道を描いて回っています。「軌道」という言葉は、楕円軌道そのものを指す場合もあれば、この軌道を描く動作を指す場合もあります。また、安定した規則的な軌道を繰り返す場合もあれば、繰り返さない軌道を繰り返す場合もあります。
軌道プロット
完全な軌道の模式図。連星系の場合、通常は主星の基準系から表される。[ 45 ]
軌道離心率
軌道が完全な円からどれだけずれているかを決定するパラメータ。楕円軌道の場合、離心率は0より大きく1より小さい範囲となる。[ 3 ]
軌道要素
軌道を一意に定義するパラメータの集合。[ 7 ]
6つの標準的な軌道要素のうち4つを示す図。軌道面（黄色）は基準面（灰色）と交差しています。
軌道傾斜角
天体の周りの物体の軌道の傾き。軌道を回る物体の軌道面または方向軸と指定された基準面との間の角度として表される。[ 7 ] [ 3 ]
軌道力学
軌道交点
軌道面が、その軌道面が傾斜している特定の基準面と交差する2点のうちの1つ。文脈によっては、この2つのノードは昇交点と降交点として区別される場合がある。基準面と同一平面である非傾斜軌道にはノードは存在しない。
軌道周期
ある天体が別の天体の周りを一周するのにかかる時間。太陽系の天体の場合、この公転周期は恒星周期と呼ばれることが多い。
軌道面
天体が主星の周りを公転する軌道によって定義される仮想的な幾何学的平面。地球の公転面は黄道面を定義し、太陽系内の他の天体の軌道の基準面として一般的に用いられている。
軌道共鳴
2 つ以上の軌道を周回する物体が互いに規則的かつ周期的な重力影響を及ぼし合い、それらの軌道パラメータ(たとえば、離心率、軌道長半径、軌道傾斜角など、またはそれらの組み合わせ) の 1 つ以上が、互いに何らかの明確な数学的関係にある場合に発生する状況。最も一般的には、この用語は平均運動軌道共鳴を指し、物体の軌道周期は小さな整数の比で関連しています。たとえば、準惑星の冥王星は海王星と安定した 2:3 の共鳴状態にあり、冥王星は海王星が太陽の周りを 3 周するのと同じ時間で太陽の周りを 2 周します。共鳴は短期から永年まであらゆる時間スケールで作用する可能性があり、多くの場合、軌道の長期的な安定化または最終的な不安定化につながります。
大きな中心恒星を周回する2つの惑星（小天体）の公転周期が1:2の共鳴関係にある惑星系。内側の惑星は、外側の惑星が1周する間に2周する。
軌道速度
天体または物体が重心の周りを公転する速度、あるいはその系の中で最も質量の大きい天体の質量中心に対する相対的な速度。この用語は、平均軌道速度（すなわち、全軌道周期にわたる平均速度）を指す場合もあれば、軌道上の特定の点における瞬間速度を指す場合もあります。最大瞬間軌道速度は通常、近点において発生します。
経度の原点
孤児惑星
漂遊惑星を参照してください。
接触軌道
ケプラーの理論上の理想化された軌道は、すべての摂動がない場合に、軌道を周回する物体がその主星の周りをたどる軌道、つまり、ある瞬間の瞬間軌道状態ベクトルと一致する軌道である。 [ 46 ]
宇宙
地球の外側、そしてすべての天体の間に存在する、広大でほぼ空の空間。一般的に、粒子密度が極めて低く、温度も極めて低く、重力も最小限であるのが特徴です。宇宙の体積の大部分は銀河間空間であり、銀河や恒星系でさえもほぼ完全に空の空間で構成されています。

P

視差
1. 2つの異なる観測点から見た物体の見かけの方向の角度差。天文学では、特に断りのない限り、この用語は通常、地球の軌道の反対側から見た天体の見かけの位置（より遠くの背景物体に対する相対的な位置）の差、つまり三角視差を意味する。[ 47 ]
2. 宇宙空間の第三の点から見た二点間の角度距離。例えば、恒星から見た地球の軌道半径など。拡張して、この用語は、測光法や分光法などの間接的な方法で測定された場合でも、恒星までの距離を意味するために使用される。[ 47 ]
地球から見た1パーセクの距離にある星の視差（縮尺どおりではありません）
パーセク（pc）
地球の軌道から観測された恒星の視差がちょうど1秒角となる距離として定義される長さの単位。3.2616光年、または206,265 天文単位に相当します 。「パーセク」という言葉は、視差（parallax）と秒（second）を組み合わせた造語です。
部分日食
ピークマグニチュード
変光星の特徴である周期的な光度上昇期に達成される最も明るい絶対等級。このデータポイントは、激変星の有用な距離情報を提供することができ、恒星の変光曲線から決定することができます。
近点
軌道を回る天体が主星に最も近づく点。[ 7 ] apoapsisと対比。
近地点
地球を周回する天体（月や人工衛星など）が地球に最も近づく地点。 [ 7 ]遠地点と対比。
近日点
地球の太陽を周回する天体が太陽に最も近づく地点。[ 7 ]遠日点と対照的。
摂動
天体が主天体の重力以外の力、あるいは二体問題におけるケプラーの理想軌道が天体の実際の軌道を正確に表さないような、天体の軌道特性を複雑にする力の影響を受ける複雑な運動。摂動力には、任意の数の他の天体から及ぼされる重力、天体が完全な球形でないことに起因する偏心重力、そして／または大気抵抗が含まれる。
位相角
地球など特定の視点から見た、軌道を周回する天体と太陽の間の離角または角度。惑星や衛星の可視面のうち、影に隠れる部分の割合を決定します。金星などの内惑星は、地球から見ると位相角が一般的に小さいため、細い三日月形に見えることが多いです。一方、火星や木星などの外惑星は位相角が大きいため、影に隠れた部分はほとんど見えません。
測光システム
入射放射線に対する感度が既知の、明確に定義された光学フィルターのセット。
光球
星の不透明な外殻。そこから光が放射される。
基準面
昇交点の傾斜角や経度などの軌道要素を測定・定義するために、任意に選択された仮想的な平面。黄道面、不変面、赤道面は、様々な文脈において基準面として一般的に用いられる。
黄道面
黄道を参照してください。
空の平面
視線に垂直な仮想平面。典型的には、遠方の恒星系の軌道面の傾斜角を決定するための基準面として用いられる。 [ 48 ] [ 3 ]
飛行機
惑星質量天体を参照してください。
惑星
太陽を周回する天体 の一種で、自身の重力によって回転するほどの質量を持ち（ただし、熱核融合を起こすほどの質量ではない）、周辺領域から微惑星をすべて排除している。太陽系外惑星という用語は、太陽を周回していない惑星のような天体を指すために使用される。
惑星
惑星または惑星群の、あるいは惑星または惑星群に関連する。
惑星
地質学的に分化しているか静水力平衡状態にある二次天体で、そのため惑星のような地質を持つもの。惑星、準惑星、その他の惑星質量天体など。ただし、微惑星などのより小さな天体は除く。
惑星の分化
惑星のさまざまな構成要素を分離し、組成的に異なる層（金属核など）を形成するプロセス。
惑星状星雲
赤色巨星の晩年に放出された、膨張するプラズマの輝く殻から形成された散光星雲の一種。惑星に似ていることからその名が付けられました。例としては、環状星雲が挙げられます。
惑星科学
惑星、衛星、惑星系の形成、構成、地形、動力学、および他の天体との相互作用を理解することを目的とした、惑星、衛星、惑星系の科学的研究。
惑星系
恒星または恒星系の周りを周回する、重力によって束縛された恒星外天体の集合。一般に、惑星系には1つ以上の惑星が含まれますが、準惑星、衛星、小惑星、流星体、微惑星、デブリ円盤など、他の天体も含まれる場合があります。
惑星質量天体（PMO）
微惑星
惑星形成の過程で発生する固体物体（通常、直径1キロメートル（0.62マイル）以上）で、その内部強度は自己重力によって支配され、軌道運動はガス抵抗による大きな影響を受けない。この用語は、惑星形成過程において原始惑星系円盤やデブリ円盤内に存在すると考えられる小天体を指すのが最も一般的であるが、形成過程から残存する様々なタイプの太陽系小天体を指す際にも使用されることがある。微惑星と原始惑星の間には明確な区別はない。
小惑星
小惑星または準惑星の別名。
惑星学
惑星科学を参照してください。
極軌道
周回する物体が、一周ごとに周回する天体の両極の真上またはほぼ真上を通過する軌道。したがって、その天体の赤道に対する傾斜角は90度またはほぼ90度となる。
位置天文学
球面天文学を参照。
歳差運動
物体の自転軸の向きがゆっくりと変化すること。特に地球の場合、この現象は春分点歳差運動と呼ばれます。遠心歳差運動とは、一般相対性理論によって説明された水星の軌道歳差運動のように、軌道の向きが着実に変化することを指します。
春分点歳差
主要な
重力によって束縛された多天体系の主要な物理的天体。主天体は系の大部分の質量を占め、通常は系の重心付近に位置する。
順行運動
物体が主星の自転と同じ方向に公転または回転する運動。回転方向は恒星などの慣性系によって決定される。[ 3 ]逆行運動と対照的。
予測される分離
二つの天体間の観測された物理的な距離。これは、それらの角度差と推定距離から決定されます。[ 49 ]惑星や二重星の場合、この距離は通常天文単位で表されます。二つの天体の実際の距離は、観測者の視線に対する二つの天体間の線の角度に依存します。
連星系の物理的な分離と予測される分離の図解
固有運動
物体の一定期間（通常は数年）における角運動速度。恒星の場合、通常は1年あたりのミリ秒角で表されます。
プロプライド
原始惑星系円盤を参照してください。
原始惑星
原始惑星円盤内で発生した巨大な惑星の胚が内部溶融を起こし、不均一な組成の内部構造を形成した状態。原始惑星は、完全な大きさの惑星の形成における中間段階を表しており、小さな微惑星が互いに衝突し、徐々に合体して大きな天体を形成すると考えられています。
原始惑星系円盤
原始星
崩壊する星間雲の収縮によって形成された質量の集中。十分な質量がこの中心核に落下すると、前主系列星となる。
擬似同期回転
偏心軌道を持つ天体の近点における公転と自転がほぼ同期すること。[ 50 ]
パルサー
電磁波を放射する、高度に磁化された回転する中性子星または白色矮星。このビームは地球に向いている場合にのみ観測され、天体が脈動しているように見える。

質問

二次関数の場の強度
変化する恒星磁場の平均強度を計算する方法。これは、異なる時間に測定された一連の縦磁場強度の測定値の二乗平均平方根を計算することによって決定される。[ 51 ]
直交法
2つの天体が、第三の天体から見て見かけの黄経が90度異なる配置。例えば、惑星の離角が地球から見て太陽の方向と垂直になる場合など。この用語は、特に、上弦惑星や上弦・下弦の月の位置を表すために使用されます。
月や惑星が地球から見て太陽の方向と直角にある場合、それらは四分位にあると言われます。このような場合、月や惑星は四分位（またはそれに近い状態）にあるように見え、その半分は太陽に照らされ、残りの半分は影に隠れます。
クエーサー
強力な活動銀河核から発生する、遠方の点状のエネルギー源。その光は、超大質量ブラックホールへのガスの集積によって生成される。クエーサーは、電波からX線に至るまで、電磁スペクトル全体にわたる放射を放射し、紫外線および可視光線スペクトルは、強く幅広い輝線を特徴とする。

R

視線速度
天文学では通常、ドップラー分光法によって測定される、観測者への視線方向に沿った物体の速度。正の値は物体が遠ざかっていることを示すために使用される。恒星などの物体は、他の天体の重力摂動や、その表面の放射状脈動によって視線速度が変化することがある。後者は、例えばケフェウス座β変光星で発生する。
電波天文学
電波望遠鏡と呼ばれる大型の電波アンテナを使用して、無線周波数で天体を研究する天文学の分野。
電波源
宇宙に強い電波を放射する天体。これらの天体は電波天文学の基礎となります。
赤色巨星分枝
典型的な球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図上に見られる、拡大した赤い星々の顕著な尾を引くもの。主系列の分岐点から始まり、高光度・低温度領域へと伸び、赤色巨星の先端に達する。この枝は、主系列から進化して離れているものの、中心核領域でヘリウム核融合がまだ開始されていない古い星々から構成されている。
赤方偏移
電磁放射の波長が増加し、それに応じて周波数と光子エネルギーが減少します。
基準面
参照面を参照してください。
通常の月
軌道傾斜角や軌道離心率がほとんどないか全くない、比較的近い順行軌道を描く天然衛星。規則衛星は主衛星の周囲で形成されると考えられているが、不規則衛星は捕獲されると考えられている。
相対論的ジェット
電離物質のビームが光速近くまで加速された。そのほとんどは、活動銀河、電波銀河、またはクエーサーの中心ブラックホールと観測的に関連付けられている。
レーゾ
透明なガラス板に刻まれた細い線または格子状の格子。写真の露光時にフィルムの前に置くと、ネガフィルムに永久的な影が作られ、撮影した写真にも対応する格子線が映し出される。これらの格子は、一部の写真望遠鏡で遠方の星を撮影する際に基準となるマーカーとして使用されており、天体測量における位置の正確かつ簡便な測定を可能にする。
逆行運動
物体の主回転方向と反対方向への軌道運動または回転運動。[ 7 ]回転方向は恒星などの慣性系によって決定される。順行運動と対比。
逆行軌道では、衛星 (赤) は主衛星 (青/黒) の回転と反対方向に周回します。
革命期
軌道周期を参照してください。
赤経
赤道座標系において、地球の経度に相当する天球上の座標。天の赤道を60分ずつ24時間に分割する。 [ 7 ]
リングシステム
惑星などの天体を周回する、塵や衛星などの様々な固体物質が円盤状またはリング状に集積した天体。リング系は、土星の環のように巨大惑星の周りの衛星系によく見られる構成要素です。周惑星円盤も参照してください。
ロッシュ限界
潮汐力が周回天体の重力自己引力と一致する天体からの距離。この限界内では、潮汐力によって周回天体は崩壊し、通常は分散して環を形成します。この限界外では、緩い物質が凝集する傾向があります。
放浪惑星
恒星や恒星下天体ではなく、銀河中心を直接周回する惑星質量の天体。このような天体は、形成された惑星系から放出されたり、あるいはいかなる恒星系にも重力的に束縛されなかったりすることが多い。
ロスランド光学厚さ
大気の消衰係数。これは、特定の深さにおける放射線の純不透明度を表します。光学的厚さを参照してください。[ 52 ]
自転周期
天体が背景の恒星に対して自身の自転軸を中心に一回転するのにかかる時間。必ずしもその天体の朔日や恒星日と同じではありません。
回転変調
恒星の自転によって黒点やその他の局所的な活動が視線を横切ることで、恒星の明るさが変化する現象。例としては、RS CVn変光星やBY Dra変光星が挙げられる。[ 53 ]

S

衛星銀河
より質量が大きく明るい主銀河の重力ポテンシャルの範囲内で周回する小さな伴銀河。例えば、大マゼラン雲は天の川銀河の衛星銀河です。
散乱円盤
太陽系の遠方の恒星周円盤で、太陽系の氷の小天体がまばらに存在し、太陽系外縁天体のより広範なファミリーのサブセットです。
シンチレーション
地球の大気のような媒質を通して見た恒星（またはその他の遠方の発光体）の見かけの明るさ、色、または位置の急激な変化。これは、媒質中の乱流層を光が通過することによって生じます。地球上のシンチレーション効果のほとんどは、空気密度の小規模な変動によって引き起こされる大気の屈折の結果であり、地平線付近では光線が観測者に到達するまでに大気中をより長い経路で通過する必要があるため、地平線付近でより顕著になります。
世俗的な
長期間にわたって継続または非周期的に変化すること。[ 9 ]
世俗運動
非常に長い期間にわたって起こる運動の変化。[ 54 ]例としては、水星の近日点歳差運動、地球-月系の潮汐加速、地球の軸の歳差運動などがある。
見る
地球の大気の乱流によって望遠鏡の像が動いたり歪んだりすること。これは、空気の層間の波動によって光の進路が乱されることが原因と考えられています。これらの波動の規模は、しばしば「シーイング・セル」と呼ばれる、海面では通常100～150mm程度のセル、高高度ではより大きなセルを形成すると考えられています。小型の望遠鏡では個々のセルを観測するため、セルの動きによって鮮明ながらも揺れ動く像が得られます。一方、大型の望遠鏡では複数のセルを同時に観測するため、複数の像が得られます。月や太陽の縁で時折見られる「沸騰」も、シーイング不良のもう一つの兆候です。アントニアディ・スケールは、アマチュア天文家がシーイング状態を評価するために広く用いられています。[ 47 ]
月中心主義
地球の月の幾何学的中心に関する。[ 30 ]
半径
太陽、月、または惑星の赤道半径によって制限される観測者の位置における角度。[ 30 ]
長半径
楕円の最も長い直径（長軸）の半分。長さの単位で表され、連星系や恒星・惑星系などの二体楕円ケプラー軌道の物理的な大きさを表すためによく用いられる。周回する天体間の距離が不明な場合は、長軸の半径を角度で表すこともある。
9月の春分
地球上で太陽が天の赤道を横切るように見える正確な時期。天頂通過のたびに、太陽は概ね南下する。地球の北極が太陽から離れ始める瞬間を表し、通常は毎年9月22日前後に発生する。北半球では秋分、南半球では春分にあたる。 3月の春分とは対照的である。
恒星日
物体（例えば地球）の、その天球上の遠方の恒星（太陽などの主星ではなく）に対する自転周期。物体表面の特定の点から恒星を眺め、連夜にわたって空の同じ位置に戻るまでの時間として測定される。地球の恒星日は約86,164.09秒（23時間56分4.09秒）で、太陽の位置に基づいて時間を計測する太陽日よりも約4分短い。
恒星周期
太陽系内の物体の公転周期。例えば、地球が太陽の周りを公転する周期。「恒星」という名称は、地球から観測した天球上の恒星に対する相対的な位置と同じ位置に物体が戻ることを意味します。
恒星時
地球の空の恒星の日周運動に基づいた時間の経過の計算。[ 30 ]恒星時の基本単位は恒星日、すなわち地球表面の特定の場所から見た恒星が地元の子午線に2回連続して戻ってくる時間間隔です。
恒星年
地球または他の惑星が恒星を基準にして太陽の周りを一周するのにかかる時間。
空
地球の表面上にあるものすべて、大気圏や宇宙空間を含みます。天文学の文脈では、「空」という用語は天球の別名としても用いられます。夜空も参照してください。
太陽系小天体（SSSB）
太陽系内の、惑星、準惑星、衛星のいずれでもない天体。SSSB（超小型衛星）には、彗星、準惑星ケレスを除く古典小惑星、トロヤ群、準惑星を除くケンタウロス族および太陽系外縁天体が含まれます。
太陽日
地球上の朔望日、すなわち太陽に対する地球の自転は、地球表面の特定の地点から見た太陽が連日空の同じ位置（同じ子午線を横切るなど）に戻るのにかかる時間として測定されます。地球の太陽の周りの軌道は地球から見た太陽の角度に影響するため、太陽が同じ位置に戻るのに恒星よりもわずかに長い時間がかかり、その結果、太陽日は平均して恒星日よりも約 4 分長くなります。太陽日の長さも一定ではなく、地球の軌道が完全に円ではなく、自転軸が軌道面に対して垂直ではないため、年間を通じて変化します。平均1太陽日（地球の公転周期で平均）は現在 86,400 秒、つまりちょうど 24 時間に等しくなります。
日食
月による太陽の掩蔽。地球の一部が月の影を通過し、一時的に太陽光が地球のその部分に完全にまたは部分的に届くのを遮る現象。日食は、月が太陽と地球の間に正確に一列に並んだときに起こる。3つの天体はすべて絶えず動いているため、月の影は地球の表面に細い経路を描き、この経路内または非常に近い場所からは、日食を短時間しか見ることができない。観測者の位置と、空の太陽と月の円盤の見かけの大きさによって、日食は皆既日食、部分日食、金環日食のように見えることがある。[ 30 ]
太陽白斑
太陽の光球面に見える明るい斑点は、太陽の粒子間の峡谷に形成される。磁力線の集中によって生じる。太陽の白斑は、太陽の縁の近くで最もよく観察される。白斑は他の恒星にも発生することがある。
太陽フレア
太陽の大気中で局所的に放出される強力な電磁放射。
太陽の粒子
太陽の光球面にある対流細胞。
ソーラージェット
太陽の大気中における一時的な、集束したプラズマの流れ。
太陽質量（M☉ ）
地球の太陽の質量に等しい、またはおよそ1.988 47 × 10 30  kg 。太陽に対する他の恒星や天体の質量を表すのによく使われます。
ソーラーモス
太陽の大気圏の特徴で、極端紫外線下では明るい「スポンジのような」斑点として現れ、活動領域にある熱いコロナループの底部の太陽の可視表面上で発生します。
太陽プロミネンス
太陽の光球からコロナに向かって広がるプラズマからなる、大きく明るい一時的な現象で、ループ状になることが多い。プロミネンスの長さは数十万キロメートルに達することもある。
太陽半径（R☉ ）
地球の太陽の半径（通常は太陽中心から光球面における光学的厚さが2/3となる層までの距離）に等しい距離の標準単位。これは約695,700キロメートル（432,300マイル）である。太陽を基準とした他の恒星や天体の半径を表す際によく用いられる。
太陽嵐
磁気嵐を参照してください。
太陽骨棘
太陽の彩層にある直径約 300 km のダイナミックなプラズマ ジェット。
太陽系
地球の太陽の重力によって束縛された惑星系と、直接的または間接的に太陽の周りを回るすべての物体。これには、8 つの真の惑星、5 つの準惑星、および小惑星、彗星、天然衛星などの多数の小さな太陽系天体が含まれます。
太陽時
地球の天空における太陽の日周運動に基づいて時間の経過を計算する方法。[ 30 ]太陽時の基本単位は太陽日、すなわち地球上の特定の地点から見た、太陽が連続して2回子午線に戻る時間間隔である。この間隔の長さは地球が太陽の周りを公転する間に変化するため、視太陽時は平均太陽時とは区別される。太陽時と恒星時は、天体暦が導入される以前から天文学者によって時刻計算システムとして用いられていた。
太陽風
太陽のコロナから放出され、最大毎秒900キロメートル（2,000,000 mph）の速度で惑星間空間に流れ出る荷電粒子（主に陽子、電子、アルファ粒子）の流れ。 [ 9 ]太陽風の影響を受ける現象には、オーロラ、磁気嵐、彗星のプラズマ尾などがある。
至点
地球から見て太陽が空の最も北または最も南に位置する正確な時期のどちらか、または太陽の見かけの地心経度が 90 度または 270 度である時期。夏至と冬至は毎年 6 月 20 日と 12 月 21 日またはその付近に発生します。6月の夏至は北半球では夏至と呼ばれ、北半球のどの地点でも昼の時間が最も長く、夜の長さが最も短くなる日です。南半球ではその逆で、6 月は冬至となります。
スペクトル分類
恒星の分類を参照してください。
分光連星
望遠鏡で個々の構成要素を分離できない連星系の一種。連星であることの証拠は、スペクトルのシフトによって得られる。これは、各構成要素の視線速度が各軌道の過程で変化するドップラー効果によって引き起こされる。
分光法
放射源から放射される電磁スペクトルの測定と解釈。放射源の多くの物理的特性は、スペクトルの特徴と変化から推測することができます。
地球の大気は、電磁エネルギーの特定の波長を透過しますが、他の波長を反射または吸収するため、地表からの検出は困難、あるいは不可能です。そのため、分光計は多くの場合、スペクトルのあらゆる部分を妨げずに検出できる大気圏上空の軌道上に設置されます。
光の速度
電磁波が媒質中を伝わる速度。真空中の光速は普遍的な物理定数であり、cで表されます。質量のない粒子や重力波も光速で伝わります。光速は情報や物質が空間を伝わる速度の上限となりますが、空間自体の大規模な膨張は制限されません。
球面天文学
観測天文学の一分野。地球上の特定の日、時間、場所から天体がどのように見えるかを天球上で測定する。球面幾何学の数学的手法と天体測量法の測定に基づく。
渦巻銀河
標準重力（ɡ 0またはɡ n）
地球表面近くの真空中における物体の公称重力加速度。地球の重力と、それほど重要ではないものの自転によって生じる遠心力の結果として生じる。定義により、9.806 65  m/s 2（約32.174 05 フィート/秒2 )。
星
巨大なプラズマの球体で、自身の重力によってまとまっており、少なくともその生涯の一部は、中心核内で水素がヘリウムに熱核融合することで宇宙空間にエネルギーを放射します。天文学者は、恒星の宇宙空間における運動、光度、そして放射スペクトルを観測することで、恒星の質量、年齢、温度、化学組成など、多くの特性を決定することができます。
星表
星団
星系
連星系のように、重力によって互いに束縛され、互いに周回する少数の恒星。最も広い意味では、星団や銀河のように重力によって束縛された非常に大きな恒星の集団も恒星系です。恒星系は、惑星や彗星などの天体を含む惑星系とは異なります。
スターバースト銀河
異常に高い星形成率を示す銀河。スターバーストの基準は、銀河の年齢よりも短い期間内に、銀河内の利用可能な非結合ガスを通常消費するほどの星形成率である。ほとんどのスターバーストは、銀河合体などの銀河相互作用の結果として発生する。
星空
望遠鏡の任意の大きさの視野内で見える星の集合。通常は天球内の特定の領域内で見える。[ 55 ] [ 56 ]例えば、ベテルギウスとリゲルの星を取り囲む星野は、オリオン座の一部またはすべてを包含するものとして定義できる。
恒星
星または星系の、あるいは星または星系に関連する。
恒星大気
恒星の最も外側の領域。恒星核、放射線層、対流層の上に位置する。恒星の質量のごく一部を占めるに過ぎないが、進化した恒星の中には、恒星外殻が恒星半径のかなりの部分を占めるものがある。
恒星の分類
スペクトルに基づく星の分類。現代のモーガン・キーナンスペクトル分類法は、温度と光度に基づく2次元の分類法です。
恒星の指定
恒星のダイナミクス
恒星の封筒
1. 恒星の体積内で、恒星核から恒星大気へエネルギーを輸送する領域。または恒星大気自体の別名。
2.連星系を囲むガスの共通外層。
恒星の進化
恒星進化モデル
恒星の質量と化学組成に基づいた、時間経過に伴う恒星の進化を示す天体物理学的モデル。 [ 57 ]
恒星の磁場
恒星内部のプラズマの対流運動によって生成される磁場。恒星黒点やコロナループなどの現象の原因となる。ダイナモが消滅したとしても、恒星進化の初期段階から化石磁場が残存している可能性がある。
恒星の視差
恒星残骸
サブミリ波天文学
サブミリメートル波長（テラヘルツ放射）で検出可能な天体を研究する天文学の分野。
サブ衛星
別の天然衛星を周回する天然または人工衛星、つまり「月の衛星」。
恒星間天体
水素原子核の融合が持続できる最小質量（太陽質量の約0.08倍に相当）よりも質量が小さい天体。褐色矮星や一部の恒星残骸、特定の惑星質量天体などが含まれる。
太陽
太陽系の中心を占める恒星。中心部の核融合反応によって白熱する高温プラズマでできた、ほぼ完全な球体である。太陽の物理的特性は、他の恒星の質量、半径、明るさを記述するための基準として用いられる。
超銀河団
上位惑星
太陽系の惑星のうち、地球よりも太陽から遠い軌道を回る惑星を指す古語。具体的には、火星、木星、土星、海王星、天王星など。この名称は、プトレマイオスの地動説に由来する。「内惑星 」と対比される。
超大質量ブラックホール（SMBH）
太陽の質量の数十万倍から数十億倍に及ぶ質量を持つ、非常に巨大なブラックホールの一種。これらは通常、銀河の中心部に存在し、周囲の銀河の進化に大きな影響を与える可能性がある。
超新星
大質量星の最終進化段階で発生する、または白色矮星が暴走核融合を起こしたときに発生する、極めて明るい一時的な恒星爆発。
表面重力（g）
天体やその他の物体の赤道面で受ける重力加速度。自転の影響によって生じる加速度も含む。通常、メートル毎秒平方（m/s 2 ）などの加速度の単位、または地球の標準重力の倍数で表される。標準重力は、9.806 65  m/s 2 .
同期軌道
物体が主星の平均自転周期に等しい軌道周期で主星の周りを回り、主星の自転と同じ方向に回る軌道。
会議の日
物体が自身の軸の周りを一回転するのにかかる時間（つまり自転周期）は、周回している主星（はるか遠くにある恒星ではなく）を基準とします。朔望日は、連続する2回の日の出の間の時間として説明できます（主星が恒星の場合）。これは、必ずしも恒星日と同じではありません。地球上と同様に、物体の朔望日は、離心率と軸の傾きにより、公転周期の過程でわずかに変化することがあります。地球の朔望日は、しばしば太陽日と呼ばれます。
朔望周期
ある天体（多くの場合、地球）から見える天体が、その天体の天球に見える背景の星々を基準として一周期を終えるのにかかる時間。朔望周期は、地球から観測した夜空の同じ場所に特定の天体が連続して現れる間の経過時間を示すために最もよく使用されますが、原理的にはどの天体から観測した空を基準としても計算できます。これは軌道周期と関連がありますが、異なるものです。これは、研究対象の天体（例：木星）と、それを観測する天体（例：地球）の両方が、独立して第三の天体（太陽）の周りを公転しているという事実によるものです。
朔望時刻
惑星などの天体の連続的な合（つまり、天体が地球の空で同じ位置に連続して戻ること）に基づいて時間の経過を計算すること。 [ 30 ]
朔望
重力システムにおける 3 つの天体の直線配置。

T

接線速度
恒星やその他の天体の速度のうち、観測者の視線に垂直な方向（すなわち接線面）における成分。この成分は、観測された天体の固有運動と観測者からの測定距離から計算できる。[ 38 ]
望遠鏡
遠方の物体からの電磁波の放射、吸収、または反射を利用して観測する装置。入射する電磁波を集めて焦点を合わせる部品の集合体を用いており、肉眼で観測できるよりも高い輝度と優れた角度分解能で拡大された視野を提供します。
地殻星
地球大気の地磁気汚染が他の恒星のスペクトルに及ぼす影響を補正するために使用できる、ほぼ特徴のない連続スペクトルを持つ星。例えば、大気中の水蒸気は6800Åを超える波長域で顕著な地磁気吸収帯を形成する。スペクトルをより正確に測定するためには、これらの特徴を補正する必要がある。[ 58 ]
解雇ショック
太陽圏内の境界で、太陽から約 75 ～ 90 AUの距離にあり、この境界を超えると、太陽風は局所的な星間物質との相互作用の結果として、亜音速 (太陽に対して) まで減速します。
ターミネーター
月や惑星の明るい側と暗い側を分ける線。この線は、天体が親星に対して回転するにつれて移動します。
理論天文学
天文学の分野の一つで、物理学と化学の原理に基づいた分析モデルと計算モデルを使用して、天体や現象の特性を記述、説明、モデル化し、それらのモデルの観測可能またはテスト可能な結果を​​正確に予測することを最終目標としています。
厚いディスク集団
天の川銀河を含むすべての円盤銀河の約2 ⁄ 3の構造構成要素の 1 つ。
薄いディスク集団
天の川銀河において、渦巻き状の腕が見られ、星形成の大部分が行われる層。深さは約300～400パーセク（980～1,300光年）で、銀河面を中心としている。この種族に属する星は、一般的にこの面に近い軌道を描いている。[ 59 ]これは、厚い円盤状の星やハロー星とは対照的である。
潮汐ブレーキ
潮汐力の結果として、天体と周回衛星の間で運動量が移動すること。これにより、両天体の自転周期が変化し、相互の軌道も変化する可能性があります。順行軌道にある衛星は、主天体から徐々に遠ざかり、両天体の自転速度も低下します。
潮汐力
重力場内の異なる点間の重力引力の差。重力の残留力または差動力により、空間内の異なる点が重力の影響を不均等に受けるようになり、重力ポテンシャルの空間的変化により、物体は別の物体の質量中心と接続する線に沿って引き伸ばされる。
潮汐ロック
継続的な潮汐ブレーキの結果として、軌道上で天体とその重力パートナーの間で角運動量の正味の移動が全くない状態。軌道離心率が小さい場合、衛星は常に同じ面を主天体に向けて軌道を周回する。[ 60 ]一例として、地球と潮汐固定されている月が挙げられる。
潮流
天の川銀河のような銀河の重力場との相互作用により、ガス雲や星団からはぎ取られた星とガスの流れ。[ 61 ]
傾斜侵食
潮汐相互作用により軌道衛星の傾斜角が徐々に減少すること。 [ 62 ]
ティセランパラメータ（T）
比較的小さな天体（例：小惑星や彗星）の、より大きな摂動天体（例：惑星）に対する軌道運動の尺度。3つの天体の質量が大きく異なる制限三体問題に用いられる。このパラメータは、各天体の軌道要素（軌道長半径、離心率、軌道傾斜角など）から計算され、その数値は天体の寿命を通じてほぼ一定であるため、惑星衝突前後の小天体を特定する際に有用である。また、異なる種類の天体に特徴的な異なる軌道を区別するためにも用いられる。[ 38 ]
地心中心
地球の表面上の一点に関する、またはそれに関連する。[ 30 ] [ 3 ]
地球から見た皆既日食
皆既日食
地球の太陽の円盤が月によって完全に隠される日食。皆既日食では、太陽のコロナとプロミネンスを直接観測することができます。
太陽系外縁天体（TNO）
太陽系内の小惑星のうち、海王星よりも平均的に長い距離を太陽の周りを回るもの。
トランジット
1. 特定の天体が特定の子午線を通過すること。
2. 天体または物体が、はるかに大きな天体の表面を視認できる形で横切る天文現象。例としては、 2004年と2012年に地球から観測された金星の太陽面通過が挙げられます。太陽面通過は2つの天体からの純光度を減少させるため、この方法は太陽系外惑星が主星の前を通過する際に検出するのに用いられます。通過する天体とほぼ同じ大きさ、あるいはそれよりも大きく見える天体による太陽面通過は、掩蔽または日食と呼ばれます。
トロイの木馬
より大きな天体の軌道を共有し、そのラグランジュ点の 1 つ付近で本体の約 60° 前方または後方の安定した軌道を維持する小さな天体 (主に小惑星) 。
熱帯年
太陽が空の同じ位置に戻るまでにかかる時間。
真の異常値（ν、θ、またはf）
楕円軌道上を移動する物体の近点方向と現在位置との間の角度。楕円軌道の最も近い焦点から測定されます。真近点角は、軌道上の位置を定義する3つの角度パラメータの1つです。他の2つは、離心率近点角と平均近点角です。また、真近点角は、軌道を特徴付ける6つの標準軌道要素の1つでもあります。
タリー・フィッシャー関係
渦巻銀河の質量または固有光度と、その角速度または輝線幅との間の経験的な関係。これは銀河までの距離を推定するのに用いることができ、宇宙距離の梯子の一段を形成する。[ 63 ]
トワイライト
日の出直前と日没直後の時間帯。太陽が完全に地平線の下に隠れているにもかかわらず、地球の大気による太陽光の散乱によって周囲の環境が十分に照らされる。薄明には、天文薄明、民間薄明、航海薄明など、いくつかの定義が一般的に区別されている。[ 30 ]
二体問題
宇宙空間で互いの周りを回る 2 つの巨大な物体の運動を計算し予測する古典力学の問題。

あなた

UBV測光システム
通常、星を色に応じて分類するために使用される測光システム。
宇宙
1.銀河、恒星、惑星、その他あらゆる形態の物質とエネルギー、そしてそれらを記述する物理法則と定数を含む、空間と時間、そしてそれらの内容の全体。特に断りのない限り、「宇宙」は通常、宇宙全体を指します。宇宙の空間的広がりは直接測定できないため不明です。これは、大きさを測定できる観測可能な宇宙とは区別されます。
2. より大きな多元宇宙の因果的に断絶した構成要素として存在する、多くの仮説上の並行宇宙の 1 つ。多元宇宙自体は、すべての空間と時間、およびその内容から構成されます。

V

変光星
明るさの変化が観測される恒星。この変化は周期的であり、数時間、数日、数か月、あるいは数年続く1つ以上の周期を持つ場合があります。不規則に変化する恒星もあれば、劇的な明るさの変化を示す恒星もあります。その他の変動形態としては、恒星の視線速度やスペクトル線のプロファイルに固有の変化が挙げられます。
速度分散
球状星団内の恒星や銀河団内の銀河など、一群の天体における平均速度を中心とした速度の統計的分散。この値は、ビリアル定理を用いて、その天体群の総質量を導くために用いられる。
おとめ座超銀河団（Virgo SC）
100を超える銀河群と銀河団からなる巨大な集団で、局部銀河群、つまり天の川銀河も含まれています。その中心には、おとめ座を中心とするおとめ座銀河団があります。

W

弱線星
同じ恒星分類を持つ標準恒星と比較して、ある恒星のスペクトル線がどれだけ弱いかを示す指標。吸収線のほとんどは水素とヘリウム以外の元素（天文学者が「金属」と呼ぶもの）によって引き起こされるため、これらの星は金属弱星と呼ばれることもある。[ 64 ]
白色矮星
電子縮退物質を主成分とする恒星残骸の一種。白色矮星は、構成原子との核融合反応を継続するために必要な質量を欠いているため、エネルギー出力は通常、放射冷却によって得られる。新星も参照。
ウィルソン・バップ効果
3933Åにおける一価イオン化カルシウムK線（Ca II K）の幅 と、放射する晩期型星の絶対視等級との相関関係。この直線関係は、G型、K型、M型星の距離を決定するのに役立ちます。[ 65 ]

X

XBONG
活動銀河核を持たないように見える一見普通の銀河だが、異常なレベルの過剰X線放射を示す。[ 66 ]
X線源
X線の発生源。通常、高質量の天体（通常は中性子星またはブラックホール）と伴星が連星系を形成するときに生成されます。

Z

天頂
地球上の特定の場所から見て真上にある空の点。
ゼロ年齢主系列（ZAMS）
新しく形成された化学的に均質な恒星が収縮を終えて静水力平衡に達し、エネルギーが核融合のみから得られる状態がヘルツシュプルング・ラッセル図上で連続する。[ 67 ]
星座
地球から観測した場合、太陽が一年を通して天球上を移動する見かけの軌道である黄道から南北に約8度（天の緯度で）広がる空の領域。地球が太陽の周りを公転するにつれ、太陽、月、そして目に見える惑星は、この帯状の12星座の帯を横切って移動するように見える。 [ 68 ]
黄道光
惑星間塵の雲に反射された太陽光が夜空に放つかすかな光。黄道面付近、特に太陽の方向に集中している。この塵は主に彗星の衝突によって生成され、小惑星も含まれる。[ 69 ]
回避ゾーン
天の川銀河の円盤によって隠された空の領域。地球上の観測者や太陽系内の望遠鏡では、その背後にある遠く​​の物体を観測することが困難になります。

参照

天文学に関連する単語のリストについては、フリー辞書『ウィクショナリー』のen:Astronomyカテゴリを参照してください。

参考文献

  1. ^ Adelman, Saul J. (2004年12月), Zverko, J.; Ziznovsky, J.; Adelman, SJ; Weiss, WW (編)、「通常のA型星の物理的特性」、A-Star Puzzle、スロバキアのポプラトで2004年7月8日から13日にかけて開催。IAUシンポジウム、第224号、第224巻、ケンブリッジ、英国：ケンブリッジ大学出版局、pp.  1– 11、Bibcode：2004IAUS..224....1A、doi：10.1017/S1743921304004314。
  2. ^ Battaner, E. (1996),天体物理学的流体力学、ケンブリッジ大学出版局、p. 57、ISBN 978-0-521-43747-9。
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m Warner, Brian D. (2016), A Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis , The Patrick Moore Practical Astronomy Series (2nd ed.), Springer, pp.  395– 405, ISBN 978-3-319-32750-1。
  4. ^ Treves, A.; et al. (1988年4月)、「集積理論の基本要素」、Publications of the Astronomical Society of the Pacific、100 :427、Bibcode : 1988PASP..100..427T、doi : 10.1086/132189。
  5. ^ Ramos Almeida, Cristina; Ricci, Claudio (2017年10月)、「活動銀河核における核掩蔽」、Nature Astronomy、1 (10): 679– 689、arXiv : 1709.00019、Bibcode : 2017NatAs...1..679R、doi : 10.1038/s41550-017-0232-z。
  6. ^ Abt, Helmut A. (2017年4月)、「Am星が主系列を離れた後、何が起こるのか？」Publications of the Astronomical Society of the Pacific、129 (974): 044201、Bibcode : 2017PASP..129d4201A、doi : 10.1088/1538-3873/aa5b18、044201。
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m no p q Siouris、George M. (2006)、Missile Guide and Control Systems、Springer Science & Business Media、ISBN 978-0-387-21816-8。
  8. ^ 「Introduction」、Agency Education、The European Space Agency 、 2025年10月10日閲覧。
  9. ^ a b c dミットン、ジャクリーン（2007年）、ケンブリッジ天文学図解辞典、ケンブリッジ、英国：ケンブリッジ大学出版局、Bibcode：2007cida.book.....M、ISBN 978-0-521-82364-7。
  10. ^ Andrews, Jeff J.; et al. (2019)、「Weighing the Darkness: Astrometric Mass Measurement of Hidden Stellar Companions Using Gaia」、The Astrophysical Journal、886 (1)、アメリカ天文学会、id. 68、arXiv : 1909.05606、Bibcode : 2019ApJ...886...68A、doi : 10.3847/1538-4357/ab441f。
  11. ^ Buis, Alan (2020年2月27日)、「ミランコビッチ（軌道）サイクルと地球の気候におけるその役割」（PDF）、地球規模の気候変動、NASAジェット推進研究所、 2025年12月2日閲覧。
  12. ^ Altschul, Brett (2011年12月), Alan Kostelecký, V. (ed.), "Extending the reach of Lorentz tests with atomic clocks" , CPT and Lorentz Symmetry , World Scientific Publishing Co. Pte. Ltd., pp.  55– 59, Bibcode : 2011cls..conf...55A , doi : 10.1142/9789814327688_0012 , ISBN 978-981-4327-68-8。{{citation}}: CS1 maint: ISBNによる作業パラメータ（リンク）
  13. ^ Babcock, HW (1961年3月)、「太陽の磁場のトポロジーと22年周期」、Astrophysical Journal、133 :572、Bibcode : 1961ApJ...133..572B、doi : 10.1086/147060。
  14. ^ Bödeker, Dietrich; Buchmüller, Wilfried (2021年7月)、「弱スケールから大統一スケールへのバリオン生成」、Reviews of Modern Physics、93 (3)、id. 035004、arXiv : 2009.07294、Bibcode : 2021RvMP...93c5004B、doi : 10.1103/RevModPhys.93.035004。
  15. ^ Maeder, Andre (2008)、物理学、回転する星の形成と進化、天文学と天体物理学図書館、Springer Science & Business Media、ISBN 978-3-540-76949-1。
  16. ^ Noyes, RW; et al. (1984年4月15日)、「下層主系列星の回転、対流、磁気活動」、Astrophysical Journal、第1部、279 : 763–777、Bibcode : 1984ApJ...279..763N、doi : 10.1086/161945。
  17. ^ Schröder, C.; et al. (2009年1月)、「急速に回転する星におけるCa II HK放出。太陽型ダイナモの始まりの証拠」、天文学と天体物理学、493 (3): 1099– 1107、Bibcode : 2009A&A...493.1099S、doi : 10.1051/0004-6361:200810377。
  18. ^トーマス、ニコラス（2020）、彗星入門：ロゼッタ後の展望、天文学と天体物理学図書館、シュプリンガーネイチャー、pp.  17– 18、ISBN 978-3-030-50574-5。
  19. ^ Stern, S. Alan; Levison, Harold F. (2002) 「惑星の基準と提案された惑星分類スキームに関して」(PDF)、Highlights of Astronomy、IAU–2000第24回総会で発表、英国マンチェスター、2000年8月7日～18日、12 : 205– 213、Bibcode : 2002HiA....12..205S、doi : 10.1017/S1539299600013289 、2025年8月8日取得。
  20. ^ペリーマン、マイケル（2009）、天文測量の天文学的応用：ヒッパルコス衛星データの10年間の利用、ケンブリッジ大学出版局、p.80、ISBN 978-0-521-51489-7。
  21. ^ Breu, C.; et al. (2022年2月)、「箱の中の太陽コロナループ：エネルギー生成と加熱」、Astronomy & Astrophysics、658、id. A45、arXiv：2112.11549、Bibcode：2022A&A...658A..45B、doi：10.1051/0004-6361/202141451。
  22. ^ウォーカー、ゴードン（1987年）、天文観測、光学的観点、ケンブリッジ大学出版局、p. 109、ISBN 978-0-521-33907-0。
  23. ^ Townsend, RHD; et al. (2004年5月)、「Be星の回転：臨界にどれだけ近いか？」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、350 (1): 189– 195、arXiv : astro-ph/0312113、Bibcode : 2004MNRAS.350..189T、doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07627.x、S2CID 14732824。 
  24. ^デインティス、ジョン、グールド、ウィリアム（2009）、The Facts on File Dictionary of Astronomy、Infobase Publishing、ISBN 978-1-4381-0932-9。
  25. ^ Silaj, J.; et al. (2010年3月)、「Be星のHαプロファイルの体系的研究」、The Astrophysical Journal Supplement、187 (1): 228– 250、Bibcode : 2010ApJS..187..228S、doi : 10.1088/0067-0049/187/1/228、S2CID 122679154。 
  26. ^天文年鑑、米国海軍天文台、2008年、用語集。
  27. ^サラリス、マウリツィオ; カッシシ、サンティ (2005)、『星と恒星集団の進化』、ジョン・ワイリー・アンド・サンズ、p. 110、ISBN 0-470-09220-3、 2012年2月29日閲覧。
  28. ^リドパス、イアン（2012）、天文学辞典、OUPオックスフォード、p.163、ISBN 978-0-19-960905-5、 2016年10月15日閲覧。
  29. ^ 「銀河中心の周りの太陽の軌道の距離と速度を測定」、Universe Today、2017年2月14日、 2019年3月9日閲覧。
  30. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p「Section M: Glossary」、The Astronomical Almanac Online、US Naval Observatory and HM Nautical Almanac Office、2022年2月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年11月22日閲覧。
  31. ^ Chebotarev, GA (1964年4月)、「主要惑星、月、太陽の重力球」、ソビエト天文学、7 :618、Bibcode : 1964SvA.....7..618C。
  32. ^ Reimers, D. (1982年3月)、「ハイブリッド大気を持つさらなる赤色巨星の検出：二重星周MGIIおよびCAII線との相関の可能性」、天文学と天体物理学、107 : 292–299、Bibcode : 1982A&A...107..292R。
  33. ^ Ayres, Thomas R. (2005年1月)、「ハイブリッド星からのX線」、The Astrophysical Journal、618 (1): 493–501、Bibcode : 2005ApJ...618..493A、doi : 10.1086/425891。
  34. ^サンチェス・アリアス、日本;他。 (2017 年 1 月)、「ハイブリッド δ Scuti-γ Doradus 脈動星の Asteriseismology」、Astronomy & Astrophysics、597、id。 A29、arXiv : 1609.02864、Bibcode : 2017A&A...597A..29S、doi : 10.1051/0004-6361/201629126。
  35. ^ Forbes, John C.; Loeb, Abraham (2019年2月)、「水素燃焼限界よりも質量の大きい褐色矮星の存在について」、The Astrophysical Journal、871 (2): 11、arXiv : 1805.12143、Bibcode : 2019ApJ...871..227F、doi : 10.3847 /1538-4357/aafac8、S2CID 119059288、227 
  36. ^ Einasto, J. (1978)、「超銀河」、宇宙の大規模構造、シンポジウム議事録、エストニアSSRタリン、1977年9月12〜16日。(A79-13511 03-90)、第79巻、ドルドレヒト、D. Reidel出版社、pp.  51〜60、Bibcode：1978IAUS...79...51E。
  37. ^ Mozer, FS; et al. (2021)、「太陽風で観測されたスイッチバックの起源について」、Astrophysical Journal、919 (60)、doi : 10.3847/1538-4357/ac110d。
  38. ^ a b c dリドパス、イアン（2007年）、オックスフォード天文学辞典（第2版）、ニューヨーク：オックスフォード大学出版局、ISBN 978-0-19-921493-8、OL  18293428M。
  39. ^ Rufener, F.; Bartholdi, P. (1982年6月)、「ジュネーブ測光法で検出された変光星、微小変光星、変光星の疑いのある星333個のリスト」、天文学と天体物理学補足シリーズ、48 : 503–511、Bibcode : 1982A&AS...48..503R。
  40. ^ウェストレイク、ハンナ（2015年）、天文学初心者向け：天文学を始めるために知っておくべきことすべて（第3版）、イマジン・パブリッシング・リミテッド、p. 151、ISBN 978-1-78546-147-7。
  41. ^ Esken, Thomas、「Gcal 4.1: 付録 N 用語集」、www.gnu.org、GNU 、 2020年1月19日閲覧。
  42. ^ Umar, Khalid Bin (2019 年 8 月 18 日)、「Al Khwarizmi: A Medieval Polymath」、TAWARIKHKHWANI、www.tawarikhkhwani.com 、 2020 年1 月 19 日閲覧。
  43. ^ Miller, JS (1981年12月)、「BL Lacertae天体、Nシステム、および準恒星天体の銀河構成要素」、Publications of the Astronomical Society of the Pacific、93 : 681–694、Bibcode : 1981PASP...93..681M、doi : 10.1086/130908、S2CID 119578058。 
  44. ^ Sterken, C. (2005年7月)、Sterken, C. (編)、「OCダイアグラム：基本手順」、天体物理学における光時間効果、ASPカンファレンスシリーズの議事録、2004年7月19〜22日にブリュッセルで開催された。、第335巻、サンフランシスコ：太平洋天文学会、p. 3、Bibcode：2005ASPC..335....3S。
  45. ^エイトキン、ロバート・G.（1935年）、The Binary Stars、ニューヨーク：McGraw-Hill Book Company、  pp.70-124。
  46. ^モールトン、フォレスト・R. (1970) [1902]、「天体力学入門（第2版）」、ミネオラ、ニューヨーク：ドーバー、pp.  322–23、ISBN 0486646874。
  47. ^ a b cリドパス、イアン編（2018年）、オックスフォード天文学辞典（第3版）、オックスフォード大学出版局、ISBN 978-0-19-185119-3。
  48. ^クトナー、マーク・レスリー（2003年）、天文学：物理的な視点、ケンブリッジ大学出版局、p.87、ISBN 978-0-521-52927-3。
  49. ^ MacEvoy, Bruce; Tirion, Wil (2015), The Cambridge Double Star Atlas , Cambridge University Press, p. 4, ISBN 978-1-107-53420-9。
  50. ^ Hut, P. (1981年6月)、「近接連星系における潮汐進化」、天文学と天体物理学、99 : 126–140、Bibcode : 1981A&A....99..126H。
  51. ^ Bychkov, VD; et al. (2009年4月)、「平均恒星有効磁場カタログ - II.化学的に特異なA型およびB型星の再議論」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、394 (3): 1338–1350、Bibcode : 2009MNRAS.394.1338B、doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x、S2CID 120268049。 
  52. ^ Schrijver, CJ; Zwaan, C. (2008),太陽と恒星の磁気活動, Cambridge Astrophysics, vol. 34, Cambridge University Press, p. 25, ISBN 978-1-139-42542-1。
  53. ^ Rodono, M.; et al. (1986年9月)、「RS CVnおよびBY Dra型星の回転変調とフレア。I - BY Dra、AU Mic、AR Lac、II Peg、V 711 Tau（= HR 1099）の測光とSPOTモデル」、天文学と天体物理学、165（1–2）：135–156、Bibcode：1986A&A...165..135R。
  54. ^ Ridpath, Ian編 (2018) 『天文学辞典』、Oxford Quick Reference Online (第3版)、Oxford University Press、ISBN 978-0-19-254261-8。
  55. ^ HubbleSOURCE: Constellation Mythological Forms、NASA 、 2011年10月20日閲覧。
  56. ^ケプラーミッションスターフィールド、NASA 、 2011年10月20日閲覧。
  57. ^ Andersen, J. (2000), Livio, Mario (ed.), Unsolved Problems in Stellar Evolution , Space Telescope Science Institute Symposium, vol. 12, Cambridge University Press, p. 97, ISBN 0521780918。
  58. ^ Husser、Tim-Oliver (2012)、高密度恒星集団の 3D 分光法、ゲッティンゲン大学、 54–59ページ 、書誌コード: 2012PhDT.....395H、ISBN 978-3-86395-092-7
  59. ^ 「天の川銀河の構成要素」、銀河、ハワイ計算物理学センター、2011年10月24日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2012年2月27日閲覧。
  60. ^バーンズ、ロリー編（2010年）、太陽系外惑星の形成と進化、ジョン・ワイリー・アンド・サンズ、p.248、ISBN 978-3-527-40896-2。
  61. ^サンダース、ジェイソン（2015）、天の川のダイナミクス：銀河系円盤の潮汐流と拡張分布関数、シュプリンガー・テーゼ、シュプリンガー、p.9、ISBN 978-3-319-18772-3。
  62. ^ Heller, R.; et al. (2011年4月)、「潜在的に居住可能な惑星の潮汐傾斜の進化」、Astronomy & Astrophysics、528 :16、arXiv : 1101.2156、Bibcode : 2011A&A...528A..27H、doi : 10.1051/0004-6361/201015809、S2CID 118784209、A27。 
  63. ^ Webb, Stephen (1999)、「宇宙の測定：宇宙論的距離ラダー」、Springer-Praxis series in astronomy and astrophysics、Springer Science & Business Media、ISBN 978-1-85233-106-1。
  64. ^ジャシェク、カルロス; ジャシェク、メルセデス (1990) 『星の分類』ケンブリッジ大学出版局、257ページ、ISBN 0-521-38996-8。
  65. ^ Pace, G.; et al. (2003年4月)、「ウィルソン・バップ効果：恒星距離を決定するツール」、天文学と天体物理学、401 (3): 997– 1007、arXiv : astro-ph/0301637、Bibcode : 2003A&A...401..997P、doi : 10.1051/0004-6361:20030163、S2CID 17029463。 
  66. ^ Yuan, Feng; Narayan, Ramesh (2004年9月)、「X線高輝度、光学的に正常な銀河の性質について」、The Astrophysical Journal、612 (2): 724– 728、arXiv : astro-ph/0401117、Bibcode : 2004ApJ...612..724Y、doi : 10.1086/422802、S2CID 15648424。 
  67. ^ハンセン、カール・J.; カワラー、スティーブン・D. (1999)、恒星内部：物理的原理、構造、進化、天文学と天体物理学図書館、シュプリンガー・サイエンス＆ビジネス・メディア、p. 39、ISBN 038794138X。
  68. ^ホームズ、チャールズ・ネヴァース（1914年11月）、「The Zodiac」、Popular Astronomy、22：547〜550、Bibcode：1914PA.....22..547H。
  69. ^ Nesvorný, David; et al. (2010年4月20日)、「黄道雲と炭素質微小隕石の彗星起源。高温デブリ円盤への影響」、Astrophysical Journal、713 (2): 816– 836、arXiv : 0909.4322、Bibcode : 2010ApJ...713..816N、doi : 10.1088/0004-637x/713/2/816、S2CID 18865066。 
無料辞書のウィクショナリーで「付録:天文学用語一覧」を調べてください。
「 https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Glossary_of_astronomy&oldid=1331992491#hydrogen_burning_limit」より取得