特定の種類の天体に対して、単位体積あたりに存在する数を明るさ（光度あるいは絶対等級）の関数として表したもの。さまざまな天体の基本的な観測量である。あるバンドにおける光度 L - L+dL（または絶対等級 M - M+dM） の範囲にある天体の単位体積当たりの数密度 をΦ(L) dL（または Φ(M) dM）とするときの Φ(L)（またはΦ(M)）で定義される。 宇宙の距離はしごで用いられる惑星状星雲の光度関数や球状星団の光度関数などでは一つの銀河あたりの数密度を用いることが多い。光度関数（銀河の）も参照。
局所銀河群とおとめ座銀河団を含む局所超銀河団の研究に適した3次元直交座標系。
天球上の大円に沿って明るい銀河が分布する（図1）ことから、天の川と銀河系の類推に基づいて、それらの銀河は扁平な形状をした集団になっていることを初めて明確に述べたのはドゥ・ボークルールで、1950年代のことである。彼はこの集団を局所超銀河団と名付けた。その後、タリー（R.B.Tully）たちは多くの近距離銀河の視線速度を測定して扁平な円盤部とそれを取り巻く膨らんだ部分からなる局所超銀河団の存在を観測的に確かめた（図2）。1982年の論文でタリーは（SGX, SGY, SGZ）で記述される超銀河座標を導入した。天の川銀河（銀河系）が原点にあり、局所超銀河団の円盤部の赤道面内にSGX、SGY軸をとり、円盤に垂直な方向にSGZ軸をとる。SGY軸の正の向きと北銀極方向の角度は約6度、つまり、銀河面はSGX-SGZ平面に対して約6度傾いているだけである。
フレアを参照。
初代星のこと。
星の近傍に存在している物質とその分布する空間のこと。星周エンベロープとも呼ばれる。星周物質も参照。
電磁波の全ての波長による観測から天体現象を多面的に解明する天文学。観測の角度分解能や感度においては長い間、可視光観測が他の波長帯の観測を大きく凌いでいたが、1980年代頃から次第に可視光以外の波長による観測の感度と分解能が向上して、多波長のデータを精密に比較できるようになり、多波長天文学が開花した。マルチメッセンジャー天文学も参照。
天体現象によって発生する電磁波、宇宙線やニュートリノなどの粒子および重力波、を情報を運ぶ運び手（メッセンジャー）と見立てて、複数のメッセンジャーを用いて天体現象を総合的に解明する天文学のこと。
宇宙から届く電磁波は、ガンマ線から、X線、紫外線、可視光、赤外線を経て電波まで広い波長（エネルギー）範囲に広がっており、それぞれの波長帯では天体現象の異なる側面が見える。このため電磁波においては、その全ての波長帯による観測から天体現象を多面的に解明する多波長天文学という言葉が使われていた。
宇宙から届く粒子である宇宙線は1911年にヘスによって発見された。また1970年代にはデイビスにより太陽から届くニュートリノの観測が始まった。さらに小柴昌俊らのチームによって1987年に、大マゼラン銀河で発生した超新星爆発（SN1987A）で発生したニュートリノがカミオカンデで検出されニュートリノ天文学が開かれた。
マルチメッセンジャー天文学が大きく脚光を浴びたのは、2015年9月14日にアメリカの重力波観測装置LIGOによって初めて二つのブラックホールの合体による重力波が観測されたことによる。電磁波と粒子に続いて、宇宙を観測する新しい目（メッセンジャー）を人類が手にしたからである。しかし引き続き検出されたものを含め最初の4つの重力波源はいずれもブラックホール連星の合体で、重力波以外には何も検出されなかった。ところが、2017年8月17日に検出された5例目の重力波は、40メガパーセク（40 Mpc=1.3億光年）の距離にある銀河の中で起きた中性子星同士の連星の合体によるもので、重力波の検出後にキロノバと呼ばれる爆発現象が電磁波の全ての波長で観測された。これから、中性子星同士の合体で、r過程により金、プラチナ、ウランなどの鉄より重い元素が作られていることが確認されるなど、マルチメッセンジャー天文学の画期的な成果となった。
超新星の光度の時間変化を表す曲線（光度曲線を参照）。超新星の光度曲線は爆発が起きてすぐに最大光度に達し、その後数10日間急速な減光をしたのち、100日以上かけてゆっくりと減光するという形が一般的であるが、その詳細な形はタイプごとに異なっている。Ia型超新星は、最大光度がほぼ一定であるため標準光源となり、ハッブル定数を決める手法の一つとして用いられた。1990年代以降、Ia型超新星の最大光度にもある程度のばらつきがあり、光度曲線の形からそのばらつきを補正してより正確な最大光度を求める方法が開拓され、Ia型超新星は遠方銀河の距離を測る重要な標準光源となった。宇宙の加速膨張は、Ia型超新星を用いた多数の遠方銀河の距離決定から発見されたものである。
変光星の光度の時間変化を表す曲線（光度曲線を参照）。変光星の中でも特に、食連星とセファイドなどの脈動変光星の研究で、光度曲線が重要な役割を果たす。
食連星（食変光星）の光度曲線は一般に連星の公転周期の位相を横軸に取って表す。光度曲線には、明るい星が暗い星に隠される主極小と暗い星が明るい星に隠される副極小がある。食連星は光度曲線のタイプで分類されており、光度曲線の解析から、主星と伴星の質量比、両星の間隔を単位とする両星の半径、交点軌道面の傾斜角、両星の表面温度の比などが求められる。
セファイドの光度曲線は青いバンドでは振幅が大きく特徴的な「のこぎりの刃」のような非対称形をしているが、赤い近赤外バンドに行くにつれて振幅が小さくなり非対称性が薄れてくる。天の川銀河以外の銀河でのセファイドの探査には振幅の大きな青いバンドでの観測が有利だが、セファイドの周期-光度関係では1周期の平均光度を用いるので、それが正確に測りやすい振幅の小さな近赤外のバンドでの観測が有利である。
小惑星の光度の時間変化を表す曲線（光度曲線を参照）。多くの小惑星や太陽系外縁天体は球からはずれた形状をしているため、自転とともに太陽に照らされている見かけの面積が変化して、光度が変動する。この光度の変動から自転周期を求めることができる。通常は1回の自転の間に2回光度曲線のピークがある。異なる時期で光度曲線の観測を行えば、太陽位相角の違う時期のデータを取得できる。観測波長における小惑星の平均的な反射率などの光学特性を仮定すれば、3個以上の光度曲線のデータから逆問題を解くことにより、自転軸の傾きや小惑星の形状を推定することも可能である。天体に衛星が存在していると、衛星が天体と重なったときに光度が変化する。光度曲線から天体のサイズや衛星の周期を求めることができ、それから天体の質量や密度を推定することが可能である。
ミラーの実験を参照。
電荷 $q$ をもつ粒子が速度 $v$ で磁束密度 $B$ の磁場中を運動すると、$qv\times{B}$ の力を受ける。これをローレンツ力という。電流密度が $j$ のとき、単位体積当たりに受ける力は $j\times{B}$ となるのでこの項をローレンツ力と呼ぶこともある。電磁流体では、ローレンツ力は磁気圧の項と磁気張力の項とに分解できる。
ガスが発する輝線の幅のうち、ガスを構成する原子や分子が熱運動することで生じるもの。同種の気体の場合はガスの温度に関係し、高温ほど幅が広い。熱運動によるドップラー効果が原因で、これによる輝線輪郭の形状はガウス分布（正規分布）関数型になる。自然幅、圧力幅も参照。
宇宙航空研究開発機構（JAXA）のはやぶさ探査機の後継機。直径約900 mの小惑星であるリュウグウ（Ryugu）の詳細な観測とサンプルリターンを目的とした。リュウグウは、はやぶさ探査機がサンプルを持ち帰ったイトカワと同じ地球接近小惑星の一つであるが、スペクトル型がC型の炭素質小惑星で、S型の小惑星イトカワと比べるとより始原的な天体で、有機物や含水鉱物をより多く含んでいると考えられている。
はやぶさ2は2014年12月3日にJAXAにより打ち上げられた。イオンエンジンを主な駆動力として、姿勢制御には太陽光の光圧を利用するソーラーセイルモードを併用している。2015年12月3日に地球スイングバイでリュウグウへ向かう軌道に入り、2018年6月27日にリュウグウに到達した。はやぶさ2の主な観測装置としては、科学観測や航法のための写真を撮影する光学航法カメラ（可視－近赤外）、表面温度を調べる中間赤外カメラ（8-12ミクロン）、表面の鉱物を調べる近赤外分光計（1.8-3.2ミクロン）、リュウグウと探査機の間の距離を測定するレーザー高度計（30 m-25 km）がある。
2018年6月27日のリュウグウ到達後、はやぶさ2はリュウグウのそばのホームポジション（リュウグウと地球を結ぶ方向でリュウグウ表面から約20 kmの高さ）に滞在し、ここをベースとして20 km程度の範囲を移動して、さまざまな観測と着陸サンプリング（タッチダウン）を行った。また、MASCOTとミネルバ2という小型着陸機とローバで表面の詳細観測も行った。
2018年9月21日にはミネルバ2をリュウグウに向けて投下した。リュウグウ表面で移動中にミネルバ2が撮影した写真が22日に送られてきて、ミネルバ2が着地に成功したことが確認された。2019年2月22日には、はやぶさ2が最初のタッチダウン（着地）を行い岩石と砂などのサンプルを採取することに成功した。同年4月5日には、はやぶさ2から切り離された衝突装置により、リュウグウ表面に直径約10 mのクレータを作ることに成功した。7月11日にはクレータ内部からサンプルを採取するため、はやぶさ2が2度目のタッチダウンを行い、日本時間午前10時6分頃サンプル採取に成功した。
はやぶさ2は2019年12月にリュウグウを離れて地球帰還の途につき、ほぼ1年後の2020年12月に地球に帰還接近し、12月6日未明、サンプルが入ったカプセルを切り離した。カプセルは日本時間午前2時54分にオーストラリア南部ウーメラ近くの砂漠に着地し、現地チームが無事回収した。はやぶさ2がリュウグウから持ち帰った約5.4グラムの砂や小石は、世界の研究機関に配布され分析が進んでいる。日米の研究チームの分析により、15種類以上のアミノ酸が検出されたことが2022年6月6日に報道された。アメリカNASAのアポロ計画により1969年に初めて月の岩石や砂が、その後旧ソ連のルナ計画でも月の砂が地球に持ち帰られた。今世紀になってからは、スターダスト計画（NASA）により彗星塵が、そして我が国のはやぶさ計画（JAXA）では小惑星「イトカワ」のサンプルが持ち帰られた。スターダストの彗星塵と隕石のいくつかからアミノ酸が見つかっているが、 岩石質の小惑星イトカワや月からはアミノ酸は見つかっていなかった。今回のリュウグウの物質の分析により、小惑星からはじめて生命の源となるアミノ酸の存在が確認されたことになる。
カプセルを切り離したはやぶさ2は、新しい旅に向かっている。この延長されたミッションのことを「はやぶさ2拡張ミッション」、愛称として「はやぶさ２♯」（ハヤブサ・ツー・シャープ）と呼んでいる。SHARP（シャープ）は、Small Hazardous Asteroid Reconnaissance Probe の頭字語で、地球に衝突する可能性がある小さいが危険な小惑星を調査するという意味と、拡張ミッションがさらに挑戦的であること（英語のシャープには「尖った」とか「鋭い」という意味がある）を表現している。2026年に小惑星2001CC21（トリフネ）を経由（フライバイ）し、2031年に小惑星1998KY26にランデブーする予定である。
また、NASAが2016年9月に打ち上げたオサイリス・レックス（OSIRIS REx；オシリス・レックスと呼ばれることもある）が小惑星ベンヌ（Bennu；べヌーと呼ばれることもある）からサンプルを採取した。サンプルを収納したカプセルは2023年9月に、アメリカ合衆国ユタ州の砂漠にパラシュートで着地し回収された。
JAXAのはやぶさ2ホームページ： http://www.hayabusa2.jaxa.jp/
はやぶさ2探査機ミッションの解説動画
クレジット：JAXA宇宙科学研究所
https://youtu.be/KHir75B1Wo4
「はやぶさ２」搭載の小型モニタカメラが撮影した小惑星リュウグウへの第1回目タッチダウンの様子。日本時間2019年2月22日。動画の再生速度は実際の時間の5倍速。
クレジット：JAXA宇宙科学研究所
京都大学岡山天文台のせいめい望遠鏡で撮影した、はやぶさ2からカプセルが遠ざかって行く動画
https://www.youtube.com/embed/sGnMPvdCmP8?si=_x2nRUM-fh3m7rNv"
フェルミ粒子はパウリの排他原理により、同一の量子状態を2つ以上の粒子が占めることができない。このためたとえ絶対温度が0度でも、全ての粒子が最低運動量を取ることが許されておらず、それより大きい有限の運動量をもつ粒子が存在する。このときの最大運動量を持つ粒子の運動量がフェルミ運動量である。対応するエネルギーで表現する場合は、これをフェルミエネルギーと呼ぶ。
フェルミ運動量を参照。
太陽とその周りを周回する天体で構成されている系で、今から約46億年前に形成された。8個の惑星（水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星）と、その周囲を回る衛星とリング粒子、さらに小惑星、彗星、太陽系外縁天体、惑星間ダストが含まれる。天体間の空間も太陽系の構成要素で、太陽からのプラズマ粒子である太陽風や惑星間ダストが存在する。以前は冥王星軌道（40天文単位 = 40au）を太陽系の外縁と定義していたことがあるが、太陽系外縁天体の発見により、外縁部は大きく広がっている。太陽風が到達して周囲の星間物質と混じり合うヘリオポーズ（100-200au）までの範囲を、太陽圏またはヘリオスフェアと呼び、ここまでを太陽系とする定義がある。また、数万AUのオールトの雲領域までを、太陽系とする定義もある。
2006年8月に，チェコのプラハで開かれた国際天文学連合(IAU)総会で、「太陽系の惑星の定義」が定められた。これによって，太陽系の惑星およびその他の天体は、以下のように分類されることになった。
(1) 太陽系の惑星planetとは，(a) 太陽の周りを回り、(b) 十分大きな質量を持つので、自己重力が固体に働く他の種々の力を上回って重力平衡形状（ほとんど球状の形）となり、(c) 自分の軌道の周囲から、衝突合体や重力散乱によって他の天体をきれいになくしてしまった天体とする。水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星の8つを太陽系の惑星とする。
(2) 上記(1)の(a)と(b)を満たすが、自分の軌道の周囲から他の天体をきれいになくすことができなかった天体で、衛星でない天体を、新たに太陽系のdwarf planetと定義する。dwarf planetは惑星ではない。
(3) 太陽の周りを公転する、衛星を除く上記以外の他のすべての天体は、small solar system bodiesと総称する。
これによって，冥王星は新たに定義されたdwarf planetに分類され、惑星ではなくなった。その後2008年のIAU執行委員会で、海王星軌道以遠にある冥王星を含むdwarf planetを新たな種族plutoidと呼ぶことが決まった。これに対応して日本学術会議物理学委員会傘下のIAU分科会および天文学・宇宙物理学委員会では「太陽系天体の名称等に関する検討小委員会」での審議に基づき、太陽系天体の新たな分類に関連して、惑星（planet）、準惑星（dwarf planet）、太陽系小天体（small solar system bodies）、冥王星型天体（plutoid）という名称を推奨することを対外報告としてとりまとめた。また近年続々と発見されている, 海王星を超えて非常に遠くまで分布する多数の小天体（氷天体）のグループはトランス・ネプチュニアン天体（Trans-Neptunian Objects: TNOs）あるいはエッジワース-カイパーベルト天体（Edgeworth-Kuiper Belt Objects: EKBOs)と呼ばれてきたが、これに対しては「太陽系外縁天体（または外縁天体）」の名称を推奨した。なお、小惑星、彗星、衛星、流星と隕石などの用語は従来通りである。
太陽系外縁天体の中で準惑星の定義を満たすものが冥王星型天体である。2019年時点では、冥王星と、冥王星より大きいとされるエリス(2003 UB313)、マケマケ（2005 FY9）、ハウメア（2003 EL61）の4天体が冥王星型天体に属している。2019年時点でのもう一つの準惑星はもっとも大きな小惑星ケレス（セレス）(1Ceres, 半径は450 km程度)である。このように, 「準惑星」には異質の天体が含まれているので、上記対外報告では学校教育現場でのこの分類名の使用を奨励はしていない。
太陽系の姿と広がりを概観するには、上記「太陽系天体の名称などに関する検討小委員会」が製作したリーフレットとポスター（右図に示す）が有効である。
日本学術会議対外報告
http://www.scj.go.jp/ja/info/kohyo/pdf/kohyo-20-t35-1.pdf (第一報告：2007年）
http://www.scj.go.jp/ja/info/kohyo/pdf/kohyo-20-t39-3.pdf (第二報告：2007年）
国立天文台アストロトピックス
http://www.nao.ac.jp/nao_topics/data/000304.html （2007年）
http://www.nao.ac.jp/nao_topics/data/000387.html （2008年）
「日本学術会議 太陽系天体の名称等に関する検討小委員会」編
「新太陽系図2007」リーフレット
「新太陽系図2007」ポスター
太陽中心部で起こる熱核反応に伴って生成する（電子型）ニュートリノの量の理論値と観測値とが合わないという問題。太陽からやって来るニュートリノは米国のデービスの実験や、日本のカミオカンデとスーパーカミオカンデなどで検出されたが、その量は標準太陽モデルに従って計算した理論値の3分の1から半分程度しかなく、大きな謎となった。標準太陽モデルが間違っている可能性も検討されたが、現在ではニュートリノ振動によって説明できると考えられている。ニュートリノ振動とは、ニュートリノがゼロでない質量をもつとそのフレーバー（電子型、ミュー型、タウ型）が時間とともに変わって行く現象である。初期のニュートリノ実験は主に電子型ニュートリノを検出していたために、電子型として生まれたニュートリノが地球へ到着する頃にミュー型やタウ型に変わってしまっていると、ニュートリノの量を少なくカウントしてしまうことになる。実際、カナダのサドベリーニュートリノ観測所で行った実験では、3つの型のニュートリノの総量は、標準太陽モデルが予言する電子型ニュートリノの量とほぼ一致することを確かめた。
超弦理論を参照。