天文学辞典

弱い重力レンズ効果の別名。英語のままコスミックシアーということも多い。遠方にある銀河から放出された光は、宇宙の大規模構造による重力レンズ現象により経路が曲げられて本来の銀河の形状とはわずかに違う形状になる。そのため、多数の遠方銀河の形状が、光の経路途中にある宇宙の質量分布を反映して系統的な歪みが現れる。この歪みのことを宇宙論的歪みという。宇宙論的歪みの情報に基づいて、ダークマターの広域分布を知ることができる。

1603年にドイツのバイエル（J. Bayer, 1572-1625）によって出版された世界で初めての全天星図。バイエル星図と呼ばれることもある。掲載されている51枚の星座の絵の原図は銅板に刻まれたもの。51枚の星図は、それまで知られていた48星座（プトレマイオス（C. Ptolemaeus）がアルマゲストに記していたもの）に1枚ずつをあて、49番目にはプトレマイオス時代には知られていなかった天の南極周辺の12星座をまとめ、最後の2枚に北半球と南半球の天球図を描いたものからなる。

南の12星座は、オランダの地図製作者プランシウス（P. Plancius,1552-1622）が1598年に制作した星図によって初めて紹介された。この星図は彼に依頼されたカイザー（P. Keyser, 1540-1596）とデ・ハウトマン（F. de Houtman, 1571-1627）が、オランダの東インド諸島への探検艦隊の2度の航海で観測した記録に基づくものであった（カイザーは1度目の航海途中で死亡した）。このためこれらは「カイザーとハウトマンの12星座」とよばれることもある。ウラノメトリア以降はバイエル星座とも呼ばれている。

ウラノメトリアでは、各星座の中の明るい星に、ギリシャ文字の小文字 $α, β, γ, \dots$ あるいはラテン文字アルファベット（A, b, c,…）とその後ろに星座名を3文字にした略号をつけて表す識別符号をつけた。この識別符号は、後にこれに習って天文学者らによって加えられたり、修正されたりしたものも含めてバイエル符号と呼ばれ、今日でも星の名称として広く用いられている。天球図譜も参照。

閏月とも書く。太陰太陽暦において、暦日が季節とずれないように挿入される月の呼び名。

閏年とも書く。一般には、グレゴリオ暦（およびユリウス暦）で、365日の平年に比べて1日多い366日ある年のこと。
この年は、2月28日の後に2月29日が置かれる。400年間に97回のうるう年がある。太陰太陽暦においては、平年より1月多い13か月からなる年をうるう年と呼んだ。

閏秒とも書く。日常生活で用いられている協定世界時（UTC）と世界の時刻基準として用いられている国際原子時（TAI）とのずれが0.9秒を越えないように、UTCに挿入あるいはUTCから削除される秒のこと。うるう秒を挿入（あるいは削除）するかどうか、およびいつそれを行うかは、世界各地の天文台の天文観測に基づいて、パリ天文台にある国際地球回転・基準系事業（IERS: International Earth Rotation and Reference Systems Service）中央局が決定する。12月末か6月末に行われる。

うるう秒による調整が必要な理由は地球の自転速度が長期的、短期的にさまざま時間スケールで変化するからである。地球史的な長い時間スケールでは月による潮汐摩擦の効果で地球の自転は遅くなっている。しかし一方で、100年程度以下という短期的な時間スケールで見れば地球の自転速度は複雑に変化することが分かった。これは国際単位系（SI）の秒の定義が地球の自転と関わりない高精度の原子秒に変わったために、地球の自転そのものを天文観測から精密に測定できるようになったことによる。1972年にTAIとUTCの間のうるう秒による調整が始まって以来のうるう秒の挿入記録（TAIとUTCの差）を見ると、2000年から2020年にかけては1日の長さが86400秒に近いため、うるう秒の挿入頻度が少ないことが分かる。

なお、2022年の国際度量衡総会と2023年の国際電気通信連合の会議にて、今後は1秒単位でのうるう秒の調整を実施せずに、原則2035年までにうるう秒に変わるものを考えるという決議案が採択されている。

ホームページ：http://www.timeanddate.com/time/leapseconds.html

水素原子の線スペクトルを表す物理定数であり、

$R = \frac{m e^{4}}{8 c h^{3} ε_{0}^{2}} = 1.09737 \times 10^{7} [m^{- 1}]$

で与えられる。ここで $m$ と $e$ はそれぞれ電子の質量と電荷、 $c$ は真空中の光速、 $h$ はプランク定数、 $ε_{0}$ は真空の誘電率である。この式は、微細構造定数 $α$ を用いると

$R = \frac{α^{2} m c}{2 h}$

と書くことができ、cgsガウス単位系では

$R = \frac{2 π^{2} m e^{4}}{c h^{3}}$

となる。
リュードベリ定数を用いると、主量子数 $l$ から $n$ に遷移するときに放射される水素原子の線スペクトルの波長 $λ$ や振動数 $ν$ は、

$\frac{1}{λ} = \frac{ν}{c} = R (\frac{1}{n^{2}} - \frac{1}{l^{2}})$

と記述できる。n=1 のときはライマン系列、 n=2 はバルマー系列、n=3 はパッシェン系列、n=4 はブラケット系列である。

ルメートル（Georges Lemaître；1894-1966）はベルギーの宇宙論学者。膨張宇宙モデルを提案した。ベルギーのカソリック大学で学んだ。第1次世界大戦後、ケンブリッジ大学で天文学を学び、エディントンから宇宙論を教わった。1922年に発表されたフリードマン宇宙モデルのことは知らずに、アインシュタインの一般相対性理論を宇宙に適用して、宇宙が膨張することを導いた。1927年にベルギーの科学雑誌に発表されたこのルメートル解に関する論文はフランス語で書かれ、雑誌の知名度も低かったのであまり注目されなかった。しかしハッブルによる膨張宇宙の発見後、1931年に、エディントンが解説付きでこの論文を英国学会誌に掲載されたことにより学界に認められた。
ところがこの英訳された論文では、原論文には存在した、銀河の赤方偏移と距離のデータからハッブル定数を求めた部分が削除されていたことが2011年になって発見され、その原因についての調査が関心のある天文学者達によって行われた。その結果、この削除は「すでにハッブルがハッブル定数を求めた論文を1929年に出版しているので、ほとんど同じデータを使った自分の結果を今再度掲載しなくてよい」というルメートル自身の意志によるものであることが判明した。ハッブルとともに、と言うよりハッブルに先んじて、膨張宇宙の理論と観測を結びつけたビッグバン宇宙論の開祖ともいえる。彼は、宇宙の始まりは始原原子の解体による爆発であると想定し、宇宙線の起源にもその考えを適用した。
天文学の歴史の中で画期的な発見であり現代宇宙論の基礎である宇宙膨張を最初に発見したルメートルの貢献を讃え、将来の科学的な講演・論説・論文などにおいて歴史的事実が正しく示されることを願って、2018年8月20-31日にオーストリアのウィーンで開催された第30回国際天文学連合（International Astronomical Union: IAU）総会で、IAU執行委員会は、「宇宙の膨張を表す法則は今後『ハッブル-ルメートルの法則』と呼ぶことを推奨する」という決議を提案した。この決議は2018年10月に会員の投票で成立した。

旧ソ連の月探査計画。1959年のルナ1号から1976年までの間に失敗したものを含めて40機以上の月探査機を打ち上げている。3回の失敗の後、1959年1月に打ち上げられたルナ1号は月面から6000kmまで近づき、地球重力圏を脱出した。1959年9月に打ち上げられたルナ2号は、太陽風を観測した後、月面に衝突。月に到達した最初の探査機となった。そして、10月に打ち上げられたルナ3号は、月の裏側の撮像に成功して、海が少なく高地で占められている裏側の姿を明らかにした。その後、1966年にルナ9号が世界初の月面軟着陸に成功して、ルナ10号は初の月周回探査機となった。アポロ計画により有人月探査を推し進めたアメリカに対して、ソ連は無人月探査計画を進める。ルナ16号（1970）、20号（1972）、24号（1976）は、月面のレゴリスの土壌を地球に持ち帰ることに成功している。ルナ17号（1970）、21号（1973）には、それぞれルノホート1号、2号という月面探査車が搭載されており、それぞれ11か月、5か月にわたり、月面の移動観測を行った。

素粒子のなかのハドロンを構成するクォークの強い相互作用を記述するゲージ理論である。QCDと省略されることもある。
クォークはカラー自由度という3色からなる自由度を持ち、それらを数学における3次の特殊ユニタリー群SU(3)の3次元表現の基底ベクトルとみなすことから展開される量子論である。この理論で、クォークとともに重要なゲージ粒子が、8個の自由度を持つグルーオンであり、この理論は低エネルギーではクォークの閉じ込めを起こす。
すなわち、クォークは単体では取り出すことができず、クォークと反クォークのペアからなる中間子か、各色のクォーク3個からなるバリオンとして存在する。
また、高エネルギー極限でこの相互作用は弱くなるという漸近的自由性を示す。したがって、初期宇宙の高温かつ高密度状態では、クォークやグルーオンは自由粒子として振る舞っていたと考えてよい。

気相中のイオン、原子、分子の熱的運動についての熱平衡状態を表す温度で、記号 T_k で表すことが多い。ガスの運動が熱平衡状態にある場合、ガス粒子の速度の分布関数は、この運動温度を温度パラメータとするマクスウェル-ボルツマン分布で近似できる。励起温度、スピン温度も参照。

天の川銀河（銀河系）の回転運動を利用して、天の川銀河の円盤に属する天体までの距離を視線速度に基づいて求めたもの。天の川銀河の円盤部は、銀河中心の周りをほぼ円運動している。この運動は差動回転であるため、太陽系から見たある方向の視線速度は距離の関数となり、以下の式で表される。

$v_{r} = (\frac{Θ}{R} - \frac{Θ_{0}}{R_{0}}) R_{0} \sin l$

ここで、 $R, Θ$ は天の川銀河中心からの距離と回転速度、 $l$ は銀経を示し、添え字0は太陽（厳密には、局所静止基準）に対する値であることを示す。これと、余弦定理から得られる、

$D = R_{0} \cos l \pm \sqrt{R^{2} - R_{0}^{2} \sin^{2} l}$

を組み合わせると、視線速度 $v_{r}$ と運動学的距離 $D$ との関係式を得ることができる。式中に複号が現れることからもわかるように、運動に対称性があるため、銀河中心からの距離が太陽系よりも近い天体については同じ視線速度となる距離が2つになるので、このような天体については運動学的距離が一意に決まらない。これを遠近問題と呼ぶ。また、天の川銀河中心方向およびその反対方向については視線速度が常に0になるため、測定誤差も考慮に入れると、この2つの方向に近い方向では運動学的距離を決めることができない。さらに、個々の天体の固有運動や実際の銀河回転が仮定している円運動から系統的にずれているなどの理由によって、個々の天体に対する距離としては数割程度の誤差があるといわれているが、上記の理由により実際の精度は天の川銀河内の場所によって大きく異なる。これらの欠点はあるものの、天の川銀河内の天体の大局的な分布を普遍的に知るには最も有力な距離決定方法である。

ウルグベク（Ulugh Beg；1394 – 1449）はウズベキスタンの天文学者、数学者、文人で天文学のパトロン。Ulugh Beg はトルコ語で「偉大な支配者」を意味する通称、正式名は Muhammad Taraghay ibn Shahrukh ibn Timur である。ティムールの孫として生まれ、長年サマルカンド地方の知事を務め、晩年はティムール朝の第4代君主に任じられた。1908年、サマルカンドで、円弧の半径が36mもある巨大六分儀の天文遺跡が発掘され、歴史記録からこれは1420年代にウルグベクが建設した天文台であることが分かった。ウルグベクは部下のイスラム天文学者を指揮して、日月、惑星、恒星の精密な観測を行ない、天文表と約1,000個の星を含む「ウルグベク星表」を作った。これは、プトレマイオス星表以後、中世の星表としてはもっとも重要な星表の一つであった。

天体と観測者との相対運動に起因するドップラー効果による赤方偏移。

凹面回折格子の表面と同じ曲率半径を持ち、凹面回折格子がその一部となる円のこと。すなわち、ローランド円の円弧の一部に凹面回折格子の表面が置かれる形となるような円。ローランド円上で回折格子の斜め前方に入射スリットを置き、光を凹面回折格子で分散させると得られるスペクトルは、回折格子から見て入射スリットと逆の方向のローランド円上で結像する。この種の配置は紫外線やX線の分光器として用いられる。

天球上での見かけの運動ベクトルがほぼ一致する恒星の集団。遠近感のため、天球上で1点（収束点）に収束するような固有運動を示す。このような星の集団は実際に空間的にも集合して星団をなしていると考えてよく、ほとんどが散開星団である。このため、属する恒星の年齢が比較的揃っている場合が多い。収束点が求まると、多くの星の固有運動と視線速度のデータから星団の距離を収束点法によって求めることができる。ヒヤデス星団が有名で、太陽系から 46.34 ± 0.27 pc（151.1 ± 0.9 光年）の距離にある。太陽系に最も近い運動星団は、コリンダー（Collinder 285）で、おおぐま座運動星団とも呼ばれる。距離は25 pcで、北斗七星のほとんどの星を含む。この星団の広がりは太陽付近にまで及ぶが、固有運動や年齢の違いから、太陽はこの星団に属さないことがわかっている。運動星団では、収束点法を用いてその距離を精度良く求めることができる。

質量 $m$ の物体が速度 $v$ で運動しているとき、両者の積 $m v$ を運動量と呼ぶ。2つの物体が衝突する場合、外部から力が働かなければ、衝突の前後でそれぞれの物体の速度は変化するが運動量の和は変化しない。これを運動量保存則と呼ぶ。

3つのバンド、J (波長1.25 μm)、H (1.6 μm)、K_s (2.17 μm)で行われた、近赤外線波長域における初の全天サーベイ観測プロジェクト。2 Micron All Sky Survey（2ミクロン全天サーベイ）の頭文字からこの名前で呼ばれる。1997-2000年にかけて米国アリゾナ州のホプキンス山天文台と、チリのセロトロロ汎米天文台の望遠鏡を使って行われた。莫大な数の赤外線点源と広がった赤外線源が検出された。約5億個の星を含む点源カタログ（Point Source Catalog: PSC）と150万個以上の銀河を含む広がった赤外線源カタログ（Extended Source Catalog: XSC）などさまざまなカタログが作られた。2003年に完成したそれらのカタログはカリフォルニア工科大学の赤外線画像処理・解析センター（IPAC）で世界中に公開されている。最近NASAが赤外線観測データの統合サイトNASA/IPAC Infrared Science Archive （IRSA）を構築した。2MASSのデーはそこからも入手できる。
IPACの2MASSのホームページ：https://www.ipac.caltech.edu/2mass/（調整中？）
IRSAのホームページ：https://irsa.ipac.caltech.edu/about.html

ボイル-シャルルの法則（圧力と体積の積が温度に比例する）に従う、仮想的な気体。完全気体ともいう。縮退していない希薄な気体では、理想気体が良い近似となっていることが多い。このガスの内部エネルギーは U = (n+3)Nk_BT/2 と表される。ここで N は分子の個数、n は分子の内部運動の自由度、k_B はボルツマン定数、T は温度を表す。理想気体では定圧比熱は定積比熱の (n+5)/(n+3) 倍（単原子分子の場合は n=0 なので 5/3 倍）となる。状態方程式も参照。

天頂方向を1とした大気の厚さ。空気量あるいは空気関数ともいう。天頂からの角度（天頂角、天頂距離ともいう）を z として、大気が平行平面板状とみなせる z＜60°の範囲ではエアマス F(z) は sec z（sec は cos の逆数）で近似できる。それよりも高度が低い場合には、地球が球体であることなどを考慮する必要がある。このように求められたエアマスを表す z の関数を空気量とも呼ぶ。天体から地表に届く光に対する大気による吸収や散乱による減光の量を等級で表すと、それはエアマスに比例する。大気減光も参照。

エアリー（Sir George Biddell Airy；1801–1892）は、イギリスの数学者、天文学者。ノーサンバーランド州アニックで生まれ、1819年にケンブリッジ大学のトリニティ・カレッジに入学、1824年にフェローに選ばれた。1826年にはルーカス数学教授職に就き、1835年から81年までグリニッジ天文台長を務めた。在職中、グリニッジ天文台の観測設備を広範に改良、精密化した。1851年には新たに子午環を設置しているが、このエアリーの子午環の上を通る子午線が1884年のワシントンDCでの会議で25カ国に同意され、現在の経度0度となっている。また、月、太陽、惑星の観測データを系統的に整理し、天文計算法にも種々の改良を加えた。その他、レンズや結晶に関する光学的研究では、円形開口を通過した光の回折によって生じる光学的な円盤「エアリーディスク」にその名を残している。比重の大きいマントルの上に、比重の小さい地殻が浮かんでいるとするアイソスタシー説（地殻均衡説）の提唱者としても知られている。科学行政でも手腕を発揮した。1831年にコプリ・メダル、1833年と1846年にロンドン王立天文学会ゴールドメダル受賞。