ボース統計を参照。

光子やアルファ粒子などボース粒子の集団が従う統計規則。ボース-アインシュタイン統計あるいはボーズ分布ということもある。同一種類の複数のボース粒子は区別がつかず、また何個でも同時に同じ状態に存在できる。このために温度 $T$ で熱平衡にある場合、状態 $i$ の分布関数は、

$$f=\frac{1}{\exp[(\varepsilon_i-\mu)/k_{\rm B}T]-1}$$

と表される。ここで $\varepsilon_i$ は状態 $i$ のエネルギー準位、 $\mu$ は化学ポテンシャル、$k_{\rm B}$ はボルツマン定数である。化学ポテンシャル $\mu$ が負の大きな値の場合、ボルツマン分布に近づく。化学ポテンシャルはつねに基底状態のエネルギーより低い。基底状態のエネルギーと等しくなるとボース-アインシュタイン凝縮を起こす。フェルミ統計も参照。

力学系における位相空間上で閉軌道を描く運動のことで極限閉軌道とも呼ばれる。位相空間上の閉軌道は周期運動を表すが、閉軌道付近から運動を始めると閉軌道に巻きつくように近づいていく場合がある。つまり、時間が経つと、閉軌道が表す周期運動に落ち着くことになる。このような周期運動がリミットサイクルである。非線形方程式の一つであるファンデルポール方程式

$$
\frac{d^2 x}{dt^2} - K(1-x^2)\frac{dx}{dt} + x = 0
$$

（$K$ は正の定数）の解は平衡点を持つが、この平衡点は局所的には不安定で、平衡点の近くから運動を始めると、平衡点を囲む閉軌道に巻きつくように近づいていく。これがリミットサイクルの一例である。

同種粒子の交換に対して波動関数が対称（符号が同じ）になる粒子。ボース統計に従う。名前はインドの物理学者サティエンドラ・ボース (Satyendra Bose) に由来する。ボソン、ボゾン、ボーズなどと呼ばれることもある。

スピン量子数が整数（0, 1, …）である粒子はボーズ粒子である。光子やヒッグス粒子などが含まれる（図参照）。フェルミ粒子と違って同じ量子状態に複数の粒子が存在できる。素粒子も参照。

電波の中でもミリ波の領域で観測できる電波干渉計。干渉計も参照。

地球が回転楕円体形状をした剛体で、かつ外力が働かないとした場合の自転角速度ベクトルの自由回転運動のこと。この場合、角速度ベクトルは慣性主軸 $z^{\prime}$ の周りを一定角速度

$$ \Omega=\frac{C-A}{A} \omega_{z'}$$

で等速円運動を行う。ただし、$A, C$ はそれぞれ慣性主軸 $x^{\prime}$ と $z^{\prime}$ の周りの慣性モーメント、$\omega_{z^{\prime}}$ は $z^{\prime}$ の周りの角速度である。 1756年、オイラーがその周期（オイラー周期）を理論的に約300日と求めたのでこの名がある。 地球の場合は極運動がこれに該当するが、実際には約300日の周期変動成分は存在せず、かわりに430日程度の周期のチャンドラー揺動として観測される。これは地球が剛体ではよく近似することができないためである。

ノーマン・ポグソン（Norman Pogson; 1829-91）はイギリスの天文学者。星の等級を定めるポグソンの式

$$m-n= -2.5\,{\rm log}\,(I_m/I_n)$$

を提案した。

2つの星の等級（マグニチュード）の差は2星の光度比の常用対数を2.5倍したものであるとして定義する。明るいほど等級は小さくなる。古代ギリシャのヒッパルコスの星表で1等星から6等星まで記載されているが、その1等星と6等星は光度差がほぼ100倍であることにジョン・ハーシェルが気づき、それをポグソンが前記のように、対数で精密に定義することにした。

英国ノッティンガムに生まれ、数学教師となるが、同郷の天文学者ジョン・ハインドから天文学を学び、1951年にオックスフォード大学ラドクリフ天文台の助手となった。その後、インドのマドラス州政府天文官となり、同天文台長として星表をつくった。小惑星も8個発見し、月のクレーターに名が残っている。

古代ローマの独裁官ユリウス・カエサル （J. Caesar）が紀元前46年に、それまで使われていたローマ暦を廃して新たに制定し、紀元前45年から採用した暦。太陽暦である。グレゴリオ暦が採用されるまで、1600年以上に渡ってローマとキリスト教世界で広く使われた。 平年を365日とし、4年ごとに366日のうるう（閏）年を置くという置閏法により、1年の平均の長さを (365×4+1)/4=365.25 日とした。紀元前8年に、皇帝アウグスツス（Augustus）が運用の誤りを正し小改訂を行った。各月の呼び名と日数の割り振り、2月を28日として、うるう年には2月29日を設けることなどグレゴリオ暦のルーツがここでできた。季節とのずれが1年で0.01日あり、1582年のグレゴリオ暦への改暦時点では、10日近くにもなっていた。

剛体に固定された慣性主軸を表す座標系 $(x^{\prime}, y^{\prime}, z^{\prime})$ と、慣性系 $(x, y, z)$ を結びつける角度。両者の結び付け方にはさまざまな流儀があるが、いずれも $z^{\prime}$ の方向を決めるのに2つ、$z^{\prime}$ 軸の回転量を決めるのに1つ、合計3つの角度から構成される。

たとえば、まず $z$$\phi$ の回転を行い、$(x^*, y^*, z^* (=z))$ に変換する。次に $y^*$ 軸周りに $\theta$ の回転を行い、$(x^{**}, y^{**} (=y^*), z^{**})$ に変換する。最後に $$z^{**}$ 軸周りに $\psi$ の回転を行い、$(x', y', z' (=z^{**}))$ に変換する。この $\phi、\theta、\psi$ がオイラー角の1つの流儀である。

空間に固定された座標系。流体の物理量を座標と時刻の関数として表現する。対になる概念として、流体の流れとともに座標が移動する座標をラグランジュ座標と呼ぶ。オイラー法も参照。

オイラー運動を参照。

空間に固定した空間座標（オイラー座標）を用いて、流体力学を表現する方法。 流れに沿って移動する流体素片に固定した空間座標を用いる ラグランジュ法とともに流体力学を表現する2つの方法のうち の一つ。時間 $t$ で位置 $\boldsymbol{x}$ の流体の速度 $\boldsymbol{u}(\boldsymbol{x},t)$ の時間進化を表す運動方程式は

$$ \rho \Biggl[\frac{\partial \boldsymbol{u}}{\partial t} +(\boldsymbol{u}\cdot \nabla)\boldsymbol{u} \Biggr]=-\nabla p $$

のように表される （ここで $\rho$ と $p$ は質量密度と圧力を表す）。 このオイラーの記述法に基づく数値計算法もオイラー法と呼ばれる。 ラグランジュ法も参照。

Tタウリ型星を参照。

ある自己重力系を横断するのにかかる時間のことで、系の直径を平均的な内部運動速度（系を構成する天体が動き回る平均の速度）で割ることで得られる。自己重力系では系の運動エネルギーと重力ポテンシャルエネルギーの間にビリアル定理という関係が成り立っているので、平均的な内部運動速度は、系の直径に平均密度の平方根を掛けた量に比例する。したがって、横断時間は系の平均密度の平方根に反比例し、低密度の系ほど長くなる（直径には依らない）。横断時間のこの性質は崩壊時間と同じであり、両者は桁で等しい。横断時間の目安は、球状星団で 100 万年、銀河で 1 億年、銀河団で 10 億年である。

HR図を参照。

ハッブル系列において楕円銀河と渦巻銀河の中間に位置する銀河。楕円銀河よりずっと扁平だが、渦巻腕を持たない。研究者の間では分類記号に由来するS0（エスゼロ）銀河と呼ばれることが多い。
ハッブル分類の当初は仮想的なタイプとして導入されたが、実際に観測によって見つかった。渦巻銀河のように回転で支えられる薄い銀河円盤（ディスク）成分を持つが、円盤内に顕著な渦巻腕は見られない。またガスやダストをほとんど含まず、星生成活動は一般に楕円銀河のように不活発で古い星の種族からなる。楕円銀河と同じ早期型銀河に分類される。銀河円盤を持つレンズ状銀河と渦巻銀河を総称して円盤銀河（disk galaxy）と言うことがある。銀河の形態分類も参照。
円盤銀河では、銀河を見る方向により、銀河円盤をほぼ真横から（円盤の垂線に垂直で円盤が最も薄く見える方向から）見る場合をエッジオン（edge-on：横向き）、それにほぼ垂直で銀河円盤を正面から見る場合をフェイスオン（face-on：正面向き）と呼ぶ。このように見えている銀河をそれぞれエッジオン銀河、フェイスオン銀河と呼ぶことがある。ただし、これは定量的な定義ではないことに注意する。

新星爆発より小規模な爆発現象を繰り返す激変星。増光幅が2から5等の爆発を10日から数100日程度の間隔で繰り返す。爆発機構は新星とは異なり、降着円盤の状態変化による。降着円盤は、低温で水素があまり電離しておらず粘性が弱くて質量降着率が小さい状態（静穏期）と、高温で水素が電離しており高粘性で質量降着が大きい状態（アウトバースト期）という2つの安定状態をもち、降着円盤の密度が臨界値を超えたときにこの2つの状態間を急激に遷移するものと考えられている。通常の光度より2-4等明るくなる（ノーマル）アウトバーストを繰り返すSS Cyg型、ノーマルアウトバーストに加えて中間的な明るさのスタンドスティル状態をときおり見せるZ Cam型、ノーマルアウトバーストに加えてより明るく長く継続するスーパーアウトバーストを示すSU UMa型に分類される。

1. 空間に置かれた物体から放射によって流出するエネルギーと、周りからその物体に放射によって流入するエネルギーが等しく、物体の温度が一定に保たれる状態。その一定温度を放射平衡温度という。
2. 放射性崩壊において、親元素と娘元素の放射能の比が時間的に変化しない状態。

カリフォルニア工科大学によって運用されていた電波天文台。ロサンゼルスの北400kmほどの都市ビショップの近くに位置し、40m電波望遠鏡や太陽電波アレイを擁しているほか、かつては口径10.4mのアンテナ6台からなるミリ波干渉計が存在していた。このミリ波干渉計は1990年代以降、天の川銀河内から遠方銀河に至るさまざまな星形成領域の様子を明らかにし続けてきたが、バークレー-イリノイ-メリーランド干渉計（BIMA）と統合した干渉計CARMAとして再構成され、2007年より波長1-3mmで本格的な観測運用を続けている。
ホームページ：https://www.ovro.caltech.edu/

放射平衡状態にある物体の温度。地球の放射平衡温度は以下のようにして推定できる。太陽からの放射エネルギーは地球の全表面の太陽を向いた半分に入射する。地球のアルベドを仮定すれば入射するエネルギーの総量がわかる。一方、地球を黒体と仮定すれば、地球の全表面から出て行く放射エネルギーは温度の関数として求まる。両者を等しいと置くことで地球の放射平衡温度が求まるが、それは約255 K（-18℃）となる。実際の地表の平均温度はこれより30℃以上も高いが、これは大気中の二酸化炭素などによる温室効果による。