アングロオーストラリア望遠鏡

オーストラリアのニューサウスウェールズ州サイディングスプリング天文台にある口径3.89 mの望遠鏡。AATと略称される事が多い。オーストラリア国立大学（ANU）が運用している。
1960年代後半にオーストラリア国立大学所属ストロムロ山天文台の台長になったボーク（Bart Bok)の呼びかけを契機として、10年以上の紆余曲折の末、1971年にイギリスとオーストラリア両国政府の協定に基づきAAT委員会が発足して建設計画がスタートした。キットピーク国立天文台の口径3.84 mメイヨール望遠鏡の設計を基本的に踏襲することとし、業者発注は国際入札が義務づけられた。望遠鏡架台と駆動・制御システムは日本の三菱電気が落札した。三菱電機がAATの経験から得た大型光学望遠鏡の技術は、後のすばる望遠鏡建設に極めて重要な役割を果たした。AATは1974年に完成し、1975年6月から定常運用を開始した。AATは高い機械精度と計算機による制御方式で、平均自乗誤差1秒角に迫る当時としては驚異的な天体導入精度を達成した。口径でメイヨール望遠鏡を僅かに上回るAATは、完成時点ではソ連の6 m望遠鏡、パロマー天文台の5 mヘール望遠鏡、セロトロロ汎米天文台の4 mブランコ望遠鏡に次いで世界第4位であった。また、赤道儀式の架台を持つものとしては実質上最後の大望遠鏡である。これ以降の大望遠鏡の架台は経緯台となった。
建設予算、運営経費、観測時間を両国で等分する前提で始まったこのプロジェクトは、国際協力で大望遠鏡を建設する現代のモデルの嚆矢ともいえる。建設後の運営体制を巡っては、サイディングスプリング天文台を運営するANUが運用するというオーストラリアの提案と、全国共同利用を掲げて税金を投入したので、これを一大学の運営にまかせることはできないとするイギリス側の主張が激しく対立し解決に時間がかかった。1972年にANUとは独立の組織（天文台）を作って運用することがAAT委員会で決まり、1973年暮れにはリック天文台のウォンプラー（J. Wampler）が初代の台長に任命され、彼の名前を冠した「ウォンプラースキャナー」がAATの完成当初から使用できることになった。AATの運用を行うアングロオーストラリア天文台（AAO）は1976年にシドニー郊外のエッピングに設立された。
アングロ-オーストラリア望遠鏡に多天体分光器 2-degree Field（2dF）を付けて1997年から2001年まで行われた2dF銀河赤方偏移サーベイ（2-degree Field Galaxy Redshift Survey: 2dFGRS）は、19.5等までの22万個の銀河の赤方偏移を測定し、広天域の銀河の赤方偏移サーベイに大きなインパクトを与えた。
AAOは35年にわたって両国の天文学コミュニティのために施設を運用してきたが、2010年にイギリスがAAOから撤退し、AATの運営はオーストラリア国立天文台（Australian Astronomical Observatory:AAO, 略称が旧組織と同じなので要注意）に引き継がれた。その後2012年に天文台本部はエッピングからニューサウスウェールズ州ノースライドのマッカリー（Macquarie）大学に移った。2018年からAAOの機能は二分化され、装置開発などはマッカリー大学が、AATを含むサイディングスプリング天文台の運営はANUが行っている。
AATホームページ: https://aat.anu.edu.au/about-us/AAT
AAO Macquarie大学ホームページ: https://www.aao.gov.au/
経緯については　 https://aat.anu.edu.au/about-us/a-brief-history を参照。

アングロオーストラリア望遠鏡を運用するために、シドニー郊外のエッピングに1976年に設立された天文台組織。1988年まではUKシュミット望遠鏡も運用した。アングロオーストラリア望遠鏡はイギリスとオーストラリアの共同事業として、オーストラリアニューサウスウェールズ州のサイディングスプリング天文台に1974年に完成した口径3.9 mの望遠鏡である。アングロオーストラリア天文台は35年にわたって両国の天文学コミュニティのために施設を運用してきたが、イギリスが撤退して2010年7月にオーストラリア政府の所管となり、アングロオーストラリア天文台という組織はなくなった。2010年から2018年までは、オーストラリア天文台（Australian Astronomical Observatory: AAO）という名称の組織となった（略称が以前のAAOと同じなので、注意が必要である）。現在はAAOの機能を二分して、オーストラリア国立大学（ANU）がサイディングスプリング天文台の望遠鏡群を運用し、マッカリー大学（AAO Macquarie）が、天文台で用いる装置の開発とデータ管理などを行っている。
AAO Macquarie ホームページ: https://www.aao.gov.au/
ANUの天文台ホームページ: https://rsaa.anu.edu.au/observatories
経緯については https://aat.anu.edu.au/about-us/a-brief-history を参照。

トランジット法によって宇宙から太陽系外惑星を探査するための人工衛星。英語名Transiting Exoplanet Survey Satelliteの頭文字をとってTESS（テス）あるいはTESS衛星と呼ばれる。マサチューセッツ工科大学（MIT）のチームが設計し、アメリカ航空宇宙局（NASA）によって2018年4月18日に打ち上げられた。以前の太陽系外探査衛星ケプラー衛星とは軌道が大きく異なっており、比較的小口径ではあるが観測天域も格段に広い。これによって、ケプラー衛星では検出できなかった、近傍の恒星まわりのトランジット惑星を多数検出することが可能になる。
TESSの軌道はかつての観測衛星では採用されたことのなかったP/2と呼ばれる安定な月共鳴軌道（2:1）である。打ち上げ後に軌道修正を重ね、最後に月の重力を利用したスイングバイによって、打ち上げから約60日後に予定の観測軌道に入り、2018年7月25日から観測を開始した。観測軌道の近地点距離は地球半径の約17倍（11万km）、遠地点距離は地球半径の約59倍（38万 km）、周期は13.7日である。近地点に来る13.7日ごとにTESSはそれまでに観測したデータを地球に送信する（図1）。
TESSには24度の視野を持つ同一仕様の4台のカメラが搭載されているが、それらは市販の口径10 cm、口径比F/1.4のレンズを用いている。それら4台が隣接する天域を観測するので、全体としての視野は24度x96度の長方形となる。これをセクターと呼んでいる（図2、図3）。カメラ4の視野中心が常に黄道の極（黄極）を向くように配置した13のセクターで、黄極を中心とする天球のほぼ半分がカバーされる。南北両方の黄極に対して同じ設定がされているので、2年間の観測で全天の約85%が26のセクターでカバーされる。最初の1年間は南天を観測し、次の1年で北天を観測する。
南北黄極の近く（連続観測域：CVZ）は常に観測されているので、観測時間は351日になるが、黄緯が低くなると観測時間は少なくなる。TESSのCVZは打ち上げが予定されているジェイムズウエッブ宇宙望遠鏡（JWST）のCVZを含んでいる（図4）。一つのセクターには約15,000個のターゲット星が含まれており、その明るさは2分間隔で測定され、視野全体の画像は30分ごとに記録される。
TESSの観測の基礎となるのは天体の既存の観測データをまとめたTESSインプットカタログ（TIC）である。定期的に更新されているが、2019年5月に更新された最新の（多分最終の）TIC-8には星と広がりを持つ天体約15億個の、さまざまなバンドでの等級が記録されている。このTICの中からTESSのトランジット観測に適していると思われるターゲットが選ばれる。太陽半径の5倍以下と推定される13等級より明るい星と、低温度主系列星のカタログにあるものを含むターゲット候補リスト（Candidate Target List: CTL）は約950万星を含んでいる（図5）。
2020年7月5日には予定されていた2年間の主ミッションが完了した。主ミッションでは26のセクターが観測され、公表された太陽系外惑星の候補（TOI: TESS Object of Interest）は2000個を超えている。TESS衛星は引き続き27ヶ月間の延長ミッションに入った。
ホームページ
NASA: https://exoplanets.nasa.gov/tess/
MIT: https://tess.mit.edu/
TESS衛星の発見した惑星のカタログと論文：https://tess.mit.edu/publications/

TESS衛星の解説動画（英語）

https://www.youtube.com/embed/mpViVEO-ymc?si=lpxDLc3JQXAw2vAx

TESSの主ミッションの成果（英語）

https://www.youtube.com/embed/uOxuTLPAlzI?si=zHbX2WldkE9bYuEa

TESS衛星を参照。

ニュースター衛星を参照。

スネルの法則を参照。

(Nuclear Spectroscopic Telescope Array)
アメリカ航空宇宙局の小型衛星計画の11機目として、2012年6月13日にペガサスXLロケットによって打ち上げられ、2024年現在も観測を続けているX線天文学衛星。高度610-650 km、軌道傾斜角6度の軌道に投入された。

硬X線で撮像観測ができる点に特徴があるが、硬X線ではX線望遠鏡の反射鏡で全反射を起こす入射角度が小さくなるため、焦点距離を長くとる必要があり、この衛星では軌道上でマストを伸長させることにより10.15 mを実現した。

多層コーティングを施したWolter-I型の小角度散乱反射鏡を備え、焦点面には32×32ピクセルのテルル化亜鉛カドミウム(CdZnTe)半導体検出器を4個並べ、12分角の視野をカバーすることができる。また、3-78 keVの硬X線に対して58秒角（HPD）/18秒角（半値全幅）の角分解能と、6 keVにおいて0.4 keV ~ 60 keVにおいて0.9 keVのエネルギー分解能をもつ。

これまでに、棒渦巻銀河NGC 1365の中心にある巨大ブラックホールの自転速度を測定し、また超新星カシオペアAが非対称に爆発したことを確認するなどの成果を上げている。

ホームページ：https://www.nustar.caltech.edu/

アルファ磁気分光器を参照。

磁場を利用して高エネルギー宇宙線や未知の粒子の電荷と運動量を測定する装置。Alpha Magnetic Spectrometer の頭文字をとって AMSと略称される。米国エネルギー省が主スポンサーで、代表研究者サミュエル・ティンが16か国(AMS-02の場合)からなる国際チームを率いている。

1. AMS-01
プロトタイプ装置として、スペースシャトル・ディスカバリー号に搭載され、1998年6月2日から12日まで、高度320-390 ㎞、軌道傾斜角51.7度の軌道において観測を行った。0.14 Tの円筒形ネオジム合金製磁石の上下に、シリコン飛跡検出器、飛行時間測定器、反同時計数検出器およびチェレンコフ光測定器を備え、磁場によるローレンツ力で引き起こされる荷電粒子の運動量変化を測定することにより、高精度で粒子の電荷と運動量を測定した。特に、反ヘリウム（ヘリウムの反物質）の探査を行い、（通常の）ヘリウムとの数の比として百万分の1以下という上限値を与えた。

2. AMS-02

スペースシャトル・エンデバー号により2011年5月11日に打ち上げられ、国際宇宙ステーションのトラス上部S3ポイントに設置された総重量8.5トンの装置で、2019年現在も観測を続けている。0.14 Tの磁石（AMS-01で使用されたもの）の上下には多数の粒子検出器を備え、AMS-01より冗長性が高く、高精度な測定が可能な構造になっている。（当初は超伝導磁石を搭載する予定であったが、宇宙環境で極低温を保つことが困難であることが分かり、常伝導磁石に変更された。結果として、装置の運用期間を延長することが可能になった。）測定可能な最大リジディティ（＝運動量/電荷）は約2x10¹² Vである。反物質やダークマターの探査を主な目的としているが、高エネルギー宇宙線の同位体比も含めた精密測定結果も大きな成果となっており、特に陽電子の電子に対する比が高エネルギーで予想に反して大きいことを報告した結果は注目を集めた。

ホームページ：https://ams.nasa.gov/

インテグラル衛星を参照。

(INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory)
ヨーロッパ宇宙機関(ESA)が米国、ロシア、チェコ、ポーランドの協力のもとに2002年10月17日にカザフスタン・バイコヌール宇宙基地からProton-DM2ロケットで打ち上げられ、2019年現在も観測を続けているガンマ線天文衛星。
重さ4トンの大型衛星で、軌道傾斜角51.6度、遠地点高度153,000 km、近地点高度9,000 km、軌道周期72時間の長楕円軌道に投入されており、うち64時間は高度が40,000 km以上となって、放射線帯を避けて観測ができる。
主な搭載機器は、19個のゲルマニウム結晶を用い、18 keV-8 MeVの範囲をカバーしエネルギー分解能の高いSPI (Spectrometer on INTEGRAL)、16,384個のテルル化カドミウム結晶と4,096個のヨウ化セシウム結晶の2層で15 keV-10 MeVをカバーし、角分解能が12分角のIBIS (Imager on-Board the INTEGRAL Satellite)、3-35 keVをカバーするマイクロストリップガス検出器を備えたJEM-X (Joint European X-ray Monitor)と呼ばれるコーデッドマスクを備えた3種類の検出器と、口径5cmの光学望遠鏡OMC (optical camera on-board INTEGRAL)である。
かに星雲からのガンマ線の偏光の測定、超新星1987A（SN1987A）からのチタン44輝線の検出、ガンマ線バーストの測定など、多くの成果を上げている。

ホームページ：http://sci.esa.int/integral/

真空中の光速度を物質中の光速度で割った値がその物質の屈折率である。
図1左は真空中から物質（光が伝わる物質という観点で媒質と呼ばれることが多い）に光が入射する経路を示している。光速度が真空中（c）と媒質中（v）では異なるので、経路は境界面で曲がる（進行方向が変わる）。この現象を屈折という（ホイヘンスの原理も参照）。一部の光は境界面で反射するがそれはここでは考えない。経路上で破線で結んだA,Bの二点を考えると、光はこの二点間を最短時間で進む経路を進んでいる。破線の直線に沿って進んだとすると、実際の経路に比べて、速度の速い真空中の経路が短く、速度の遅い媒質中の経路が長いので、より時間がかかることになる。境界面に垂直な線と入射光のなす角αを入射角、屈折光となす角βを屈折角と呼ぶ。媒質の屈折率はn=sinα/sinβと表すことができる（n=c/vである）。これをスネルの法則あるいは屈折の法則と呼ぶ。
図1右のように、屈折率の異なる二つの媒質が接している場合には、媒質1に対する媒質2の屈折率はn₁₂=sinα/sinβとなる（n₁₂=v₁/v₂=n₂/n₁)である。v₁, v₂はそれぞれ媒質1, 媒質2中の光速度である）。この屈折率n₁₂は、媒質1と媒質2の相対屈折率と呼ばれることが多い。これに対して左図のように媒質1が真空の場合の屈折率を絶対屈折率と呼ぶことがある。空気中での光速度は真空中での光速度にほぼ等しい（空気の屈折率は1.0003）。このため、初等中等教育では真空の代わりに空気で絶対屈折率を説明することが多い。
図2には、屈折率の高い媒質から屈折率の低い媒質に進む光の経路が描かれている。入射角αを次第に大きくしてゆくと、屈折角β=90度になり、光が境界面に沿って進むようになる。このときの入射角α_cを臨界角という。入射角が臨界角より大きくなるともはや光は境界面を通過できず、境界面ですべての光が反射する。この現象を全反射という。媒質1が空気の場合、媒質2が水（屈折率=1.333）なら臨界角は約49度、屈折率1.5のガラスなら約42度となる。

光速度を参照。

光の速さのこと。光速ともいう。一般に記号cで書かれる。真空中を光（電磁波）が伝播する速さは、国際単位系では定義定数であり、その値は299792458 m s^-1（約30万km毎秒）である。光速度不変の原理は特殊相対性理論の柱の一つとなっている。

一般相対性理論によれば、重力波もまた光速度で伝播する。

物質中での光速度は真空中より遅くなり、真空中の光速度cを物質中の光速度で割った値を絶対屈折率（あるいは単に屈折率）と呼ぶ。たとえば水の屈折率は可視光域で約1.33であり、水中での光速度は約22.5万km s^-1である。荷電粒子が水中をこの速さより速く進むと、チェレンコフ光が発生する。

1.星のまたたきのこと。主として下層大気の密度の変化による光の屈折によって生じる。望遠鏡で星を観測する場合、星のまたたきは、瞬間瞬間の星の光度の変化と位置（光の到来方向）の変化として観測される。光度の変化をシンチレーション、位置の変化をシーイングと呼ぶ。電波の場合は、電波シンチレーションも参照。

2. 放射線が物質に当たると、そのエネルギーを与えられて原子・分子の電子状態は励起状態に変化する。励起状態となった物質は、電磁波を放出して、やがて基底状態にもどる。この発光現象をシンチレーション、このときに放射される電磁波を蛍光あるいはシンチレーション光という。可視光から紫外線のシンチレーション光を放出する物質をシンチレータ（あるいは蛍光体、蛍光物質）と呼ぶ。代表的なシンチレータとして硫化亜鉛が挙げられる。発光波長や減衰時間の異なるさまざまなシンチレータが開発され、放射線の検出に用いられている。シンチレーション検出器、液体シンチレーション検出器も参照。

地球接近小惑星のうち、軌道長半径が1.0 au（au は天文単位）以下で、遠日点距離が0.983 au（地球の近日点距離）より小さい小惑星をアティラグループと呼ぶ。アティラ群、アティラ型と呼ばれることもある。小惑星163693 Atiraにちなんで名付けられた。アティラグループの小惑星の軌道は地球軌道とは交差しない。アテングループに含める場合もある。アモールグループ、アポログループも参照。

電荷を持たず回転もしていないブラックホール。シュバルツシルト解を参照。

日常生活の時刻を計るときに、季節によって異なる時間単位を用いる方法（英語の定訳はない）。明治5年の改暦以前の江戸時代に用いられていた不定時法では、「明け六つ」から「暮れ六つ」（薄明を参照）までを6等分した時間が「昼の一時（いっとき）」、「暮れ六つ」から「明け六つ」までを6等分した時間が「夜の一時（いっとき）」であった。したがって、同じ一時（いっとき）でも季節によって大きく違い、夏至の頃には、昼の一時は約2時間39分、夜の一時は約1時間21分であった。現在の日常生活で使われている時刻（協定世界時）は定時法によっている。
国立天文台「暦Wiki」の「定時法と不定時法」も参照。
https://eco.mtk.nao.ac.jp/koyomi/wiki/BBFEB9EF2FC4EABBFECBA1A4C8C9D4C4EABBFECBA1.html