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イトカワ　Itokawa

はやぶさ探査機の詳細観測とサンプルリターンのターゲットになった小惑星。1998年に発見され1998 SF36の仮符号がつけられ、後に正式に登録されて、日本のロケット開発の先駆者である糸川英夫にちなんでイトカワ（25143[…]

おとめ座銀河団の中心部にある巨大楕円銀河。1781年に出版されたメシエカタログの87番目の天体なので M87と呼ばれる（NGCカタログの番号は4486）。電波源としては「おとめ座A」とも呼ばれ、歴史的には最も初期に可視光[…]

標高4200 mのハワイ島マウナケア山頂で、カナダ、フランス、およびハワイ大学が共同で運用する口径3.6 mの望遠鏡。完成は1979年で、マウナケア山頂に最初に建設された4 mクラスの大型望遠鏡である。ホームページ：[…]

クォークにおいて、質量の固有状態と相互作用の固有状態が一致しているとは限らず、両者はユニタリー変換により結び付けられる。このような変換は、キャビボ（N. Cabibbo）によりアップ、ダウンクォークからなる第1世代とチャ[…]

光軸に対して斜めに入射する光線が像面で一点に集まらないために起こる収差。像面では彗星のコマ（頭）から拡がる尾のような形を示す。収差の大きさは入射角に比例する。

カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡を参照。

初代の幕府天文方（1639-1715）。幕府碁方（ごどころ）安井算哲（やすいさんてつ）の子、幼名を六蔵といい、後に助左衛門と改名、さらに安井家の本姓渋川を名乗った。幼時から天文に優れ、暦学は岡野井玄貞（おかのいげんてい）[…]

明るい恒星のごく近傍にある伴星や惑星など暗い天体を観測するために用いられる装置。太陽系外惑星の直接撮像法による検出で広く用いられる。もともと、太陽の明るく光る部分の外側にある、コロナと呼ばれる薄い大気の観測のために開発さ[…]

光学的に非球対称の構造を持つ星間ダストが何らかの原因で整列しているために、星間空間を伝搬する電磁波が偏光面に依存して選択減光を受けて生じる偏光現象のこと。星間ダストを整列させる原因としては星間磁場の効果が最も有力であ[…]

測光観測と撮像観測の際の標準的な波長帯（バンド）の組み合わせ。測光系ともいう。代表的なものとしてジョンソン-カズンズの U, B, V, Rc, Ic（単に R, I と表記される場合もある）システムや、スローンデジタル[…]

星が楕円体状に分布している銀河（絶対等級がおよそ-18等より暗い楕円銀河は矮小楕円銀河（矮小銀河参照）と呼ばれており、明るい楕円銀河とは別の種類に分類されている）。代表的な銀河の形態分類のハッブル分類では音叉図の最も左に[…]

天の川銀河の中心付近にある分子ガス雲の複合体。英語の頭文字からCMZ（しーえむぜっと）と呼ぶことも多い。銀河面に沿って、中心から半径200～300パーセク（200～300 pc=1000光年）程度の範囲に数十pcの厚さで[…]

表面輝度の低い銀河のこと。夜空（背景光）とのコントラストが低いため、観測で見落としやすく、光度関数を作成するときなどに注意が必要である。特に遠方宇宙では赤方偏移 z のマイナス4乗で表面輝度が減衰するため、観測が困難にな[…]

単位表面積あたりの光度（表面輝度）が一定のところを結んだ線のこと。天体の表面輝度分布を等輝度線で表した図を等輝度線図、あるいはアイソフォトという。

若い高温度星であるにもかかわらず、天の川銀河（銀河系）の円盤の回転運動に対して異常に速く運動しているもの。もともとは大質量星との連星を構成していたが、相手の星が超新星爆発を起こした結果、飛び出してきた星であると考えられて[…]

重力収縮により密度が上昇したとき、収縮を妨げる圧力などの力も上昇するが、自己重力がそれを上回って増大するため収縮が加速する状況。この逃走的収縮は、分子雲コアで中心密度が105 cm-3 を超すころにはじまり、密度が101[…]

活動銀河核の一種。クェーサーのような恒星状の天体。可視光では強い連続光を持ち、輝線は目立たない。一日以下の短い時間スケールで大きな変光が見られる。また、強い直線偏光も見られる。これらの特徴により、当初は変光星であると考え[…]

アメリカのハーバード大学の研究所として1839年に設立された。マサチューセッツ州ケンブリッジにある。1973年以降はスミソニアン天文台（1890年設立）とともに、ハーバード-スミソニアン天体物理学研究センターとして運営さ[…]

日本の物理学者、天体物理学者（1923-92）。宇宙線の超新星起源説、およびガンマ線天文学の提唱者。愛媛県新居浜生まれ。東京帝国大学物理学科の朝永振一郎ゼミで素粒子論を学ぶ。卒業後、気象研究所、大阪市立大学物理学教室、京[…]

水素とヘリウムからなる外層（エンベロープ）をもつ木星型惑星の形成についてのコア集積モデルでは、微惑星の集積によって成長した固体の原始惑星が重力によって周囲の原始惑星系円盤ガスを捕獲したと考える。このとき、原始惑星の質量が[…]