水素結合による複数の水分子が作るかご型構造（クラスレート構造）の中に、気体分子が取り込まれた水和物のこと。。クラスレート水和物とも呼ぶ。水分子が作るかご型には12, 14, 16面体のものがあり、かごの中に気体分子を取り込み共存する状態で、かご型構造の結晶が安定に存在する。地球の海洋底の地下に大量に存在するメタンハイドレートは、クラスレートハイドレートの代表的なものである。ほかには、一酸化炭素、窒素、酸素などがクラスレートハイドレートを形成する。水分子と他の分子の数の比は、5.67-5.75である。氷惑星や氷衛星など氷天体では、メタン、一酸化炭素などは蒸発温度が低いが、クラスレートハイドレートの形では、比較的高い温度まで安定である。メタン分圧 1気圧下では193Kで、これはメタン単体の昇華温度90Kよりもかなり高い。窒素、酸素などのクラスレートハイドレートは、高圧下のみで安定である。

光学系検査の方法の一つ。光学系に入射する光の一部を遮断することによって光学系を検査する方法のことを指す。
望遠鏡光学系のテストの場合、望遠鏡筒先に多数の孔を開けたスクリーン（ハルトマン板と呼ぶ）を装着して恒星を観測する。こうすると、望遠鏡への入射光を多数の小さなゾーンに分割することになる。このとき、望遠鏡の焦点面では恒星の像が得られるが、焦点の内側と外側ではハルトマン板によって分割されたゾーンが多数のスポット（ハルトマンスポット）として観測される。焦点の内外で撮像してハルトマンスポットを得て、その配置の歪みを計測することによって、光学系の収差測定を行う。分割されたそれぞれのゾーン中の光線は均質なものと見なして行う、一種の光線追跡テストであるといえる。
望遠鏡筒先を覆うハルトマン板の代わりに、焦点後に置いたマイクロレンズアレイで入射光を小ゾーンに分けて検査する方法を、シャックハルトマン検査という。シャックハルトマン検査では、望遠鏡焦点後ろにコリメータを置いて、恒星からの光を平行光にした後、マイクロレンズで多数の点に集光する。こうしてできたスポットの配置の歪みを計測するのである。シャックハルトマン検査は、焦点面の後ろにコンパクトな光学系を挿入することによって実施できる。
この他にも、光路の半分を交互に隠して撮像し、像の位置ズレから光学系の焦点ズレを検知するタイプのハルトマン検査もある。このタイプの検査は観測装置内部の焦点合わせなどに用いられる。

時間的、あるいは空間的に変動する信号が、ある点に最大値を持ち、かつその周りに一定の広がりを持っている場合、最大値の半分以上の値をもつ領域の幅でその広がりを定量化したものが半値幅である。天文学の場合、天体放射の天球面上での広がりや観測で実現された点像分布関数の幅を表すときなどに使われる。普通、ピーク値の半分以上の値全体の幅を示す半値全幅（FWHM）で表されるが、対称性が良い場合は、ピークから半値の距離に相当する半値半幅（HWHM）が使われる場合もある。

星形成領域と同じ。

地球型惑星の内部で中心の金属核をとりまく厚い岩石層のこと。地球では厚さは2900 kmで、地球質量の3分の2を占める。地球ではマグネシウム、ケイ素が多いカンラン石を主成分とする。ほかの惑星でもカンラン石が主成分であると考えられている。マントル内部の対流が惑星の熱進化や表面地形、物質循環に重要な役割を果たしている。地球ではプレートテクトニクス、金星や火星ではプリュームテクトニクスが働いている。岩石と金属からなる中心部分と外部の氷の層に分かれている氷衛星では、外側の厚い氷の層をマントルと呼ぶことがある。木星型惑星の水素とヘリウムからなる厚い層や海王星型惑星の外層もマントルと呼ぶことがある。

太陽系の惑星のなかで水星に次いで、太陽に近い惑星。金星は、内惑星であるため地球から観測すると、太陽から大きく離れることはない（最大離角は47度）。そのため、日の出前もしくは日没直後に観測され、それぞれ明けの明星、宵の明星を呼ばれる。金星は、日中でも肉眼で確認できることがある。
金星の質量4.87x10²⁴ kg、赤道半径6052 kmはそれぞれ地球の0.815倍、0.949倍であり、地球に近い大きさの天体である。密度は5240 kg m^-3で、地球と同じく中心に金属質の中心核、周囲に岩石質のマントル、地殻がある。金星は厚い二酸化炭素の大気（表面で90気圧）がとりまいており、硫酸の雲が50-70 kmの高度に存在する。そのため表面の様子を外から観察することができない。金星は、周期243日で逆行自転をしている。この周期は地球の公転周期の2/3であり、最接近時には金星は同じ面を地球に向けている。金星大気の雲頂部の観測から、4日で金星を一周する強い風が吹いていることがわかり、スーパーローテーションと呼ばれている。固体の金星の自転からどのように大気が加速されるか、その機構は解明されていない。硫酸の雲は金星に入射した太陽光の8割近くを反射する。太陽放射のうち厚い大気を通過して固体表面に到達するのは数%である。しかし、大気量が多く二酸化炭素と雲の温室効果が働くため、大気底の温度は730 Kに達する。液体の水は存在できず、生命が存在できる環境ではない。なお、磁場は確認されていない。

大気を通す電波による合成開口レーダーの手法により表面の地形が明らかにされている。マゼラン探査機は表面の98%のマッピングを行った。解像度は120 mに達している。金星表面の60%は起伏の少ない溶岩平原で、24%は高地、16%は火山と山脈地帯に分類される。高地はテセラと呼ばれる断層と褶曲（しゅうきょく）が重なりあった複雑な変形履歴をもつ地域である。多様な火山地形が存在するなかで、地球よりも大きい数100 kmを越える火山が多数存在する。コロナと呼ばれる円環状の火山性の構造や、ノバと呼ばれる岩脈が放射状に広がった構造がある。地球と異なり金星では長い波長（大きなスケール）でも、重力の強弱と地形との間に強い相関関係が見られる。金星には地球と同様に内部のマントル対流が活発であるが、地球のアセノスフェア上部にあたる低粘性層がないために、長波長の対流パターンが表面に現れると考えられる。金星の地形と推測されるマントル対流のパターンは、プリュームテクトニクスで説明できる。

小惑星のうち、近日点距離が小さく1.3 au（au は天文単位）以内に入るもの（地球軌道に近づく軌道をもつもの）を地球接近小惑星（地球近傍小惑星、近地球小惑星とも呼ばれる）と呼ぶ。英語の頭文字を取ってNEAと省略されることもある。地球接近小惑星の多くは、小惑星帯（メインベルト）にあった小惑星が木星や土星との共鳴関係などの力学的な効果によって軌道の離心率が大きくなり、近日点距離が1.3 au 以下になったものと考えられている。
地球接近小惑星は、近日点距離、遠日点距離、および軌道長半径に従って、アモールグループ、アポログループ、アテングループ、アティラグループの4つに分類されている。2019年5月の時点で20,000個以上の地球接近小惑星が発見されている。地球接近天体も参照。

米国カリフォルニア州ビッグべア湖畔にある太陽観測天文台。 標高2067 mの高地に位置し、湖にむけて突き出た場所に建設 されている。高地であることによる大気の透明度の良さと、湖面温度が安定することにより大気ゆらぎが抑制されて シーイングが良いサイトとして知られている。1969年にカリフォルニア工科大学により建設された。 建設時の主要望遠鏡は口径65 cmのグレゴリアン真空望遠鏡で、リオフィルターを使ったHα線による彩層の観測と光球磁場の 高解像度観測が行われた。 1997年よりニュージャージー工科大学（New Jersey Institute） により運営。 2008年より補償光学系を搭載した口径1.6 mのオフセット グレゴリアン望遠鏡が新設され高解像度の太陽観測を行っている。
ホームページ：http://www.bbso.njit.edu/

木星型惑星のうち、水素とヘリウムを主成分とするもの。太陽系の惑星では、木星と土星がこれにあたる。一方、同じく木星型惑星であるがガス成分が少なく、氷を主成分とする天王星、海王星のことは、巨大氷惑星と呼ぶ。ただし、木星型惑星全体のことを巨大ガス惑星と呼ぶ場合もある。

月の起源の最有力である説。ジャイアントインパクト説ともいう。地球集積の最終段階で、地球に火星サイズの天体が高速で衝突することにより、融けてはぎとられた物質が地球の周囲に高温の円盤を作る。その円盤から冷却した物質が、ロッシュ半径の外側で集積して月が生まれたとする説である。
月全体の密度が小さく鉄の含有量が低いこと、月岩石が揮発性物質に乏しいこと、月の初期の大規模溶融状態であるマグマオーシャンを形成すること、地球と月との酸素同位体組成が同じであることなど、月の起源に関する問題を解決できるモデルである。衝突後の高温円盤から、月よりも小さな天体が月とともに形成される可能性がある。直径1200km程度の天体が分化して地殻を形成したあとに、月に低速度で衝突すれば、月の裏側で地殻が厚いことが説明できる。

巨大衝突による月の形成シミュレーション（国立天文台4D2Uプロジェクト）

https://youtu.be/fqaMs2dSxf0

強い光源を撮影した写真において、光源の周りが広い範囲にわたって白くにじんでしまう現象、またはそのパターンのこと。写真乾板や写真フィルムの写真乳剤層を透過した光がフィルムやガラスの裏面で反射されて再び乳剤に戻ることを繰り返し、広い範囲を感光させてしまうために生じる。写真乾板とフィルムに特有の現象であり、CCDなどを検出器とするデジタルカメラでは起こらない。カメラレンズ内での多重反射が原因のフレアやゴーストとよく混同されるが、成因が異なる。

天体写真では明るい星の回りにできるリング（ハレーションリング）が最も目立つパターンである。写真乾板の場合のハレーションリングの成因と星（点像）の回りの写真濃度（黒み）の半径分布を図1に示した。一点 A で乾板に垂直に入射した光は乳剤層で吸収・散乱されながら一部は乳剤層を透過する。入射光と透過光のなす角度を θ とし、ガラスの裏面で透過光が全反射される角度を θ₀ とすると、この透過光が全反射されて再び乳剤層に到達する点の A からの距離 r₀ は

$$r_0=2d/\sqrt{n^2-1}$$

で与えられる。ここで、n と d はそれぞれガラスの屈折率と厚みである。θ が θ₀ より小さいと、入射光の一部はガラスを抜け出してしまうので、濃度分布は r₀ の位置にピークを持ち、写真上ではリング（円）になる。星が極めて明るい場合には、全反射が2回繰り返されて2重のハレーションリングが見えることがある（図2）。ハレーションによる点光源（恒星）の像の細かな様子は乳剤の散乱度、ガラスやフルムなど乳剤の支持体の性質などで微妙に変わる。ハレーションを軽減するために乳剤層と反対側のガラス面にハレーション防止材料を塗布した写真乾板もあった。

ハレーションリングに重なって4本や6本の放射状の線が見えることがあるが、これは望遠鏡の副鏡を支持する足（スパイダーと通称される）による回折の影響で発生する回折スパイクで、ハレーションによるものではない（図2, 図3）。

波面誤差を参照。

一群のスペクトル線がある波長範囲に多数密集していることにより、低波長分解能の分光観測では線ではなく広い波長幅を持ったバンドとして見える。このようなバンドを有するスペクトルをバンドスペクトルという（右図参照）。 原子やイオンと異なり分子には状態数の非常に多い振動と回転の自由度があるために、状態間の 遷移に対応するスペクトル線も非常に多い。振動と回転状態の変化 は（場合によっては電子状態の変化も）同時に起こり（振動回転遷移）、回転のエネルギーは振動のエネルギーに比べて非常に小さ い。このため、振動状態の変化のエネルギー差に対応する波長の付近に、回転状態の変化に伴う数多くのスペクトル線が密集することによりバンドスペクトルが形成される。バンドヘッドも参照。

望遠鏡や観測装置の光学系の誤差測定や大気ゆらぎによる波面誤差測定に用いる測定装置。波面誤差の1次微分（波面傾斜ベクトル）の分布を測定するシャックハルトマンセンサー、波面誤差の2次微分（波面曲率）の分布を測定する波面曲率センサーなどの方式がある。補償光学も参照。

バンドスペクトルのうち、バンドを構成するスペクトル線が特定 の波長を境に短波長側もしくは長波長側にだけ分布するスペクトルがある。 これはバンドを構成するスペクトル線の回転準位による波長ずれが特定の波長で折り返すことによる。折り返し波長ではスペクトル線の波長当たりの数密度が高くなる。したがって、低波長分解能の分光においては折り返し波長に向かって吸収線の谷の最深部、もしくは、輝線のピークになる。この波長を越えるとスペクトル線がなくなるので、 直角三角形に近い特徴的なプロファイルとなる（図参照）。 この折り返し部分をバンドヘッドと呼ぶ。

海王星軌道の外側に軌道を持つ太陽系外縁天体のうち、海王星と平均運動共鳴の位置にあるものを共鳴外縁天体と呼ぶ。共鳴の関係のため、共鳴外縁天体が海王星軌道を横切ったり海王星軌道に近づいたりするときには海王星自身はその天体から遠い位置にある。したがって軌道離心率が大きく軌道が海王星軌道と交差するものであっても海王星との近接遭遇を避けることができ、軌道は安定である。最も顕著な例が太陽から39.4 auの位置にある2:3共鳴（海王星が太陽の周りを3公転する間にちょうど2公転する軌道位置）で、冥王星を含む多くの太陽系外縁天体（冥王星族天体）が濃集している。海王星がかつて現在より太陽に近い軌道にあり、徐々に現在の位置に移動したとすると、共鳴の位置も海王星の移動に伴って外向きに移動する。そのような海王星の移動が起きたときに天体が共鳴の位置に捕獲されることが知られており、共鳴外縁天体の存在は惑星移動の証拠と考えられている。

太陽フレアの発生時などに、電子やイオンといった荷電粒子が高エネルギーにまで加速されるいわゆる粒子加速機構のうち、アルベーン波などの（磁気流体）波動と荷電粒子との共鳴にもとづく機構を共鳴加速という。太陽フレアで加速された粒子中のヘリウムの同位体比の異常（³He/⁴Heの比が大きいことがある）などは、共鳴加速によって特定の粒子が選択的に加速されることで説明できると考えられている。

波長が0.1 mm程度より長い電磁波の名称。波長0.1 mmから10 cm程度のものはマイクロ波と呼ばれ、そのなかはさらに細分化して、短い方からサブミリ波、ミリ波、センチ波と呼ばれる。波長10 cm程度より長い電波は、波長の短いものから、極超短波（UHF）、超短波（VHF）、短波（HF）、中波（MF）、長波（LF）、超長波（VLF）と細分して呼ぶことがある（電磁波を参照）。
宇宙から電波が届いていることは1931-33年にかけてアメリカのジャンスキー（K. Jansky）によって発見された。天体が電波を放射する典型的なプロセスの一つはシンクロトロン放射である。そのほかにも宇宙に豊富にある中性水素原子の出す波長21cm の輝線、絶対温度2.7K の黒体放射に対応する宇宙マイクロ波背景放射、低温度の星間物質中にある分子が出す輝線などが電波領域で観測される。
宇宙から地球に届く電波のうち、波長が約1 cmから約20 mの間の電波はほとんど地球大気に吸収されることなく地上まで届く。約1 cmより波長の短いミリ波やサブミリ波は、地球大気中の水蒸気により吸収されるので、乾燥した高地からでないと有効な観測ができない。波長約20 mより長い電波は電離層に反射させるので地上には届かない。

ジェラルド・ドゥ・ボークルール（Gérard de Vaucouleurs; 1918-1995）はフランスの天文学者。パリ生まれ。14才の時に母親から小さな望遠鏡を買ってもらったことから天文学に興味を持ち、ソルボンヌ大学で2年間、物理、天文、数学を学んだ。第2次世界大戦の兵役後、1943年に再びパリ大学に入り1949年に気体と液体中でのレイリー散乱の研究で学位を取得した。1944年にアントワネット（Antoinette）と結婚し、以来二人はともに天文学の研究に携わる。
オートプロバンス天文台の望遠鏡を使って銀河の表面輝度分布を測定する表面測光（surface photometry）の研究をおこない、1948年に楕円銀河の面輝度分布に関するドゥ・ボークルール則を発見した。後には、国際天文学連合の第28委員会の中に「銀河の表面測光」ワーキンググループを作って長く座長を務め、誤差が入りやすく手間のかかる、写真乾板による銀河の表面測光の精度を高め、解析方法を標準化して世界的に普及させるために尽力した。銀河系外天文学を目指してフランスを出た二人は、まずイギリスに渡り、1951年には、ストロムロ山天文台の74インチ望遠鏡を使えるオーストラリア国立大学（ANU）に移った。1954年にANUを去って一時エール大学の南天観測所にいたが、1957年にローウェル天文台、58年にハーバード大学と異動を重ね1960年にテキサス大学オースチン校に移ってからはそこで生涯研究を続けた。
1950年代に、銀河系（天の川銀河）はおとめ座銀河団を中心とする銀河の大集団に属していることを示し、これを局所超銀河団と名付け、その研究に便利な超銀河座標系を導入した。また、銀河の形態分類を精力的に行い1959年にドゥ・ボークルール分類を提案した。これはハッブル分類を精密化したもので、その後の銀河研究に広く用いられた。形態分類と観測量との相関を調べるために、形態分類を定量的数値に対応させた形態型指数を導入した。
ジェラルドとアントワネットの二人は銀河の光度、直径、視線速度など種々の観測量を収集し、標準化してカタログ化とすることに大きな情熱を注いだ。1964年に出版された参照カタログ（Reference Catalog of Bright Galaxies: RC1）は、2599個の銀河に対する形態分類を含む基礎データを集めたカタログで、銀河研究者には必携の書であった。銀河の観測が加速度的に進む中で、二人はコーウィン（Harold Corwin）らの協力を得つつ25年にわたってカタログの整備を続けた。1976年には4364銀河のデータを含む第2参照カタログ（Second Reference Catalog of Bright Galaxies: RC2）、1991年には23,024銀河のデータを含む第3参照カタログ（Third Reference Catalog of Bright Galaxies: RC3）が出版された。これらのカタログは長い間、銀河天文学の基本データとして用いられた。
カタログの編纂と並行してジェラルドは1979年に、宇宙の距離はしごを使ってハッブル定数（H₀）をH₀=100±10kms^-1Mpc^-1とする一連の論文を発表した。これは後退速度から求まる銀河の距離としては、サンデージとタマンが求めたH₀=50±4kms^-1Mpc^-1の半分となる短い距離を与えるので、short distance scale（短い距離尺度）と呼ばれ、サンデージ-タマンのlong distance scale（長い距離尺度）との間で学問上の論争が20年以上続いた。
1988年にはアメリカ天文学会のラッセル賞を受賞した。
Ronald Butaによるアメリカ天文学会誌の追悼記事
http://adsabs.harvard.edu/full/1996BAAS...28.1449B

太陽極域にあるコロナホールから噴出しているように見える明るい羽毛状の構造。極域プルームは温度100万度程度で形成される真空紫外線域の輝線で最も高いコントラストで観測することができる。皆既日食時には、可視光で同様の構造が観測される。