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# 朝

日の出
**朝**（あさ、あした）は、陽が昇ってから正午までの間のある程度の範囲の時間帯のこと。時には午前と一致する。一般的に人間はこの時間帯に起き、活動を始める。また、この朝という概念は地球上のほとんどの民族に存在する。

## 朝型

朝早く起きることが苦でなく、朝早くから何かしらの活動ができる人のことを『朝型』という。これは、朝型の人は早く起きることによって体温のピークが早く来るために比較的早く眠くなり、朝の目覚めが早くなり、午前中の方が調子の良い傾向にあるためである。

## 天気

夜明け前は一日でもっとも気温が下がる時間である。夜明け前に気温が低下して、空中の水蒸気が凝結して水滴となり、植物などに付着したものが**朝露**である。なお、植物が夜間に葉先から水を分泌する場合もある。

冬季にはこれが水とならずに氷となり、これを霜という。霜柱はこれらとは異なり、土中の水分が凍ったものである。

アサガオは朝に開花して、昼前にはしぼむ。紫陽花の花は六月頃の朝にしか咲かない。

## 気象庁の予報用語

気象庁では、混乱や誤解を避けるため、天気予報などで用いる用語を定めている。府県天気予報の用語では、「**朝**」は**6時から9時**を指している。ただし、「朝の最低気温」と言う時の「朝」は0時から9時までを指す。

また、関連する用語として「明け方」「夜明け」「早朝」が説明されている。「明け方」は、府県天気予報では3時から6時（「朝」の前の時間）であり、季節によって変動する「日の出」の時刻とは関連しない。一方、「夜明け」は「日の出の前の空が薄明るくなる頃」、「早朝」は「一般の人が活動を始める前。季節、地域にもよるが「夜明け」からおよそ1～2時間」と、「日の出」と関連づけて説明されている。

## その他

* キリスト教では、朝は一日の出来事にまだ心を煩わされない、心が最も鋭敏な時なので神と交わる最上の時であるとしている。キリスト教系の学校では朝の礼拝が行われる。
* イスラム教では早朝に1日5回の礼拝の1つめであるスブフの祈りを行う。
* 朝廷という名称は、公務を朝行ったことが起源である。
* 十二時辰の鐘の数による呼び名では、明け六つから真昼まで、明け六つ、朝五つ、朝四つまたは昼四つ、昼九つ（真昼）と呼ぶ。

* あかつき
* 昼
* 夕

* 『朝』 - コトバンク
# 夕

夕の空
夕の空
夕の海
**夕**（ゆう、ゆうべ）は、1日のうち太陽が沈んで暗くなる時間帯を指す。

## 概要

日没のころであり、明るい昼から徐々に暗くなって完全に暗い夜となる前の境界の時間帯である。その点で、夜が明けて昼間になるまでの朝の反対に位置する。言葉としては朝夕など対にして用いることもある。

夕方、次第に深くなる暗闇は1日の活動の終了を示すとともに人間にとって恐ろしい夜の到来を示す。活動可能な明るさではあるがあちこちに潜む闇が不安をかき立てる。逢魔時（おうまがとき）の言葉もある。

夕方の時間は季節ごとに時間が異なるが、だいだい2時間～3時間の間である。

## 言葉

「夕」と同じ意味の言葉は「**夕方**（ゆうがた）」「**暮**（くれ）」「**黄昏**（たそがれ）」「**晩**（ばん）」「日暮れ」などである。

また、漢語の「夕（セキ）」「暮（ボ）」「昏（コン）」「晩（バン）」はほぼ同義語である。ただし、夕や晩は夜までを含めて言うことがある。これらは明け方を表す語とともに、朝夕・旦暮・晨昏・早晩などと併用された。

**逢魔時**は、「逢う魔が時（おうまがとき）」「逢う魔時（おうまどき）」「**大禍時**（おおまがとき）」ともいい、「**黄昏時**（たそがれどき）」のことで、古くは「**暮れ六つ**」や「**酉の刻**」ともいい、現在の**18時頃**のことであるが、季節によって変動する。具体的には、暮れ六つ時は、宣明暦では日没の時刻と定義されていたが、貞享暦以降は日没2刻半（36分）後の日暮れと定義が変更された。したがって、貞享暦以降は暮れ六つ時は日没の時刻ではない。またいずれの定義でも、夏は遅くなり、冬は早くなる。また、十二時辰において暮れ六つの1つ前の時辰は昼七つまたは夕七つと呼ばれた。

黄昏時は黄が太陽を表し、昏が暗いを意味する言葉であるが「おうこん」や「きこん」とは読まないのは、**誰彼時**とも表記し、「誰そ、彼」のことであり、「そこにいる彼は誰だろう。よく判らない」といった薄暗い夕暮れの事象を、そのまま言葉にしたものと、本来の夕暮れを表す漢字の黄昏を合わせたものである。

## 天文学との関連

太陽が地平線に近づくと夕焼けが起こり、西の空は地平線に近い方から赤・橙・黄・青といった色合いをなしている。太陽が地平線の下に沈んだ後でも大気による太陽光の散乱により、しばらくは明るい状態が続く。これを薄明といい、太陽が地平線の下に沈んだ直後の薄明をマジックアワーという。

最初に見える星を一番星という。このとき地平線上に金星が見えることがあり、宵の明星と呼ばれる。金星が見える場合、これが一番星となる。やがて徐々に暗くなり、明るい星から見え始める。

## 生物との関連

生物の側からは、昼間の生物と夜の生物の入れ替わりがある。

例えば、カラスやムクドリなどの鳥はねぐらに帰り、コウモリが出てくる。セミが鳴きやみ、コオロギが鳴き出す。ネムノキの葉は閉じ、カラスウリの花が開く。

また、セミのヒグラシの名の由来は、夕（日暮）が由来とも言われる。

## 気象庁の予報用語

気象庁では、混乱や誤解を避けるため、天気予報などで用いる用語を定めている。予報用語では、「**夕方**」は**15時から18時**の時間を指しており、季節によって変動する日没時刻とは関係しない定義である。このため、一般に「日の暮れ頃」を指す「夕方」とは多少のずれがある。

また、「午後」という語は、一般に「正午から日没まで」を指して用いることもあるが、予報用語では「午後」は12時から24時までを指す語であるため、「午後から夕方にかけて」という表現は用いず、「昼過ぎから夕方にかけて」と表現する。

**18時から21時**については「**夜のはじめ頃**」と呼ぶ。かつては予報用語として「宵のうち」が用いられたが、「宵」がもっと遅い時間を指す理解があるとして、2007年の用語改正によって「夜のはじめ頃」に改められた。

* 夕食
* 薄明
* 夜景
* 逢魔時
* 薄暮
* マジックアワー
* 「夕」で始まるページの一覧
* タイトルに「夕」を含むページの一覧
# 太陽暦

**太陽暦**（たいようれき、英: solar calendar）とは、地球が太陽の周りを回る周期（太陽年）を基にして作られた暦（暦法）である。1年の日数を1太陽年に近似させている。ユリウス暦や、現在、世界の多くの地域で使用されている**グレゴリオ暦**は、太陽暦の1種である。似ている言葉として、太陰暦があるがこれとは異なる。

簡単に説明すると、太陽を基準にして1年を基本的に365日とし、12か月に分けることである。

## 概要

太陽暦は、地球が太陽の周りを回る周期（太陽年）を基にしている。太陽年の周期は、約365.242 189 44日（2015年 年央値）であり、1年を単純に365日とすると4年でほぼ1日（より正確には、約0.968 758 日）のずれが生じる。このずれを補正するために閏日が設けられる。

エジプトでは、太陽暦は歴史が始まってから使われてきた。ローマ共和国（ローマ帝国の前身）では、紀元前46年に従来の太陰太陽暦であるローマ暦に代えて導入された。そのとき導入したカエサルの名をとってユリウス暦と呼ばれる。その後、1582年に、ユリウス暦の補正の仕方（置閏法）を改良したグレゴリオ暦がローマ教皇グレゴリウス13世により制定され、その後世界中に普及した。

## 日本と太陽暦

日本では、明治5年12月2日（西暦1872年12月31日）まで太陰太陽暦が使用されていたが、その翌日にあたる西暦1873年1月1日より太陽暦であるグレゴリオ暦を導入し、この日を明治6年1月1日とした（明治改暦）。

この布告を明治5年11月9日に行った明治天皇は、太政大臣三条実美に改暦を行う理由を記した詔を与えた。太陽の軌道に合わせるため、二、三年ごとに閏月を挿入しなければならない太陰暦は極めて不便であること、それに比べて太陽暦ははるかに正確で四年ごとに一日を加えるだけで済むこと、しかもそこから生じる誤差は七千年に一日の割合に過ぎないことを太陽暦採用を決断した理由であるとしている。月の運行に関する天文現象とそれに基づく暦法との対比 .これに合わせて時法も改正され、定時法に基づく24時間制が採用された。日本の国際社会への参加が進むにつれ、外交上および経済上の互換性の必要性から必然的な帰結だったと言える。

それ以前にも太陽暦は、古くは戦国時代の末頃よりキリシタンの人々の間で使われてきた。江戸時代の本多利明は太陽暦の便利さを説いている。中井履軒や山片蟠桃は、太陽暦の見本を作った。蘭学医の大槻玄沢は、寛政6年閏11月11日（西暦1795年1月1日）にオランダ正月を開催した。安政元年（西暦1854年）以降、天文方の渋川景祐によって太陽暦と太陰暦の対照表である「万国普通暦」が刊行された。

## 太陽暦に基づく暦法

### 主に西洋の大部分で使用実績がある暦法

* ユリウス暦
* グレゴリオ暦

### それ以外で使用実績がある暦法

* フランス革命暦
* スウェーデン暦
* ソビエト連邦暦
* エジプト暦（シリウス暦）
* コプト暦
* エチオピア暦
* パーシ暦
* イラン暦
* インド太陽暦
* シク暦
* 修正ユリウス暦（正教会）
* バハーイー暦
* ジャラーリー暦
* タイ太陽暦

### 使用実績のほとんどない暦法

* 十二気暦
* 世界暦
* 13の月の暦
* 国際固定暦
* ハンキ＝ヘンリー・パーマネント・カレンダー

* ドナルド・キーン上巻（日本語）『明治天皇〈上巻〉』新潮社、2001年。ISBN 978-4103317043。
* 中山和芳（日本語）『ミカドの外交儀礼 明治天皇の時代』朝日新聞社〈朝日選書814〉、2007年。ISBN 978-4022599148。

* 暦
* 紀年法
* 新暦・旧暦
* 太陰暦・太陰太陽暦
* 閏年

* Calendars and Eras - 古今東西あらゆる文化および言語で用いられた暦日・暦法・時法・暦年代・暦注などにユニークな名前付けを行い、統一的に扱うことを目的としたフレームワーク。
# 太陰暦

**太陰暦**（たいいんれき、英: lunar calendar、阿: تقويم قمري）は、月の満ち欠けの周期を基にした暦（暦法）である。その周期を朔望月（さくぼうげつ）といい、1朔望月を1月とする。なお、「太陰」は「月（天体）」の意味である。**陰暦**（いんれき）とも言われる。「太陽暦」（陽暦）の対義語である。

閏月（うるうづき）などを入れて季節のずれを調整する**太陰太陽暦**と、季節のずれを調整しない**純粋太陰暦**がある。単に「太陰暦」と言った場合、日本や中国などの東アジアでは通常は太陰太陽暦を指し、イスラム圏などでは純粋太陰暦を指す。

本稿では、特に断らない限り**純粋太陰暦**について述べるが、純粋太陰暦を採用している暦はほぼヒジュラ暦（イスラム暦やヒジュラ太陰暦とも）に限定されることに留意されたい。

## 太陰太陽暦との関係

月は地球に対して公転し、その周期はほぼ一定である。その周期平均は平均朔望月といい、2015年時点では、29.530589日である。太陰暦では、1朔望月を1月（ひとつき）とし、さらに12月を1年（1太陰年）とする。1太陰年は、29.530589日×12 = 354.36707日である。1月（ひとつき）が29日の月（小の月）と、30日の月（大の月）をそれぞれ6回ずつ設け、1太陰年を354日とすると、1年につき0.36707日の誤差が出るので、3年に1回程度、大の月の日数を1日増やして1太陰年を355日とする必要がある。太陰暦では、この1太陰年が355日となる年が閏年であり、ヒジュラ暦では30年間に11回、閏年を設けている（0.36707日×30=11.0121日）。

一方、1太陰年は1太陽年(365.242189日)に比べて約11日短く、季節に対して3年で1月以上の誤差が出る。純粋太陰暦では、この誤差に対する調整は行われず、同じ日付でも年ごとに季節は次第に変わっていき、おおよそ33年で元の季節に戻ることになる。**太陰太陽暦**では閏月を設けてこれを調整し、閏月を設けた年が閏年と呼ばれる。

歴史的に使われてきた純粋太陰暦は、ほぼヒジュラ暦に限定される。そのヒジュラ暦もイスラム以前の太陰太陽暦から派生したものであり、一部の月名が季節に由来していること（ラビー・ウル・アッワル月＝第1の春の月、など）にその名残りを留めている。

## 太陰暦と季節

1太陰年（太陰暦の1年）は、354.36707日であり、これは、地球の公転周期（回帰年）である365.24219日より約11日短い。一方、季節の周期は、地球の公転周期と関連する。したがって、太陰暦では、特定の月日の季節は、年により変動し、約8年で四季1つぶん（約88日）早くなり、約33年で季節を一周する。一例を挙げれば、北半球を基準とすると、ヒジュラ暦1428年のラマダーン（9月）は西暦2008年9月ごろで初秋だが、ヒジュラ暦1410年のそれは西暦1990年4月ごろで中春であった。

このように、十数年以上の時間スケールで見た場合、月日と季節はまったく無関係である。しかし短い時間スケールなら、たとえば去年と今年のラマダーンの季節はほぼ等しい。これは、太陽暦において長い時間スケールでは日と月相は無関係だが、先月と今月の同じ日の月相ならほぼ等しいことと対応している。逆に、太陰暦では同じ日なら月相はほぼ同じである。太陽暦では、同じ月日なら季節はほぼ同じである。

太陰暦の特定の月日の季節が年ごとにずれる欠点を補うため、閏月を設け季節のずれを調節したものが、**太陰太陽暦**である（一方、閏月を設けない太陰暦のことを**純太陰暦**・**純粋太陰暦**とよぶ場合もある）。太陰太陽暦は、月相の一致と季節の一致を両立させている（ただし季節が一致する精度は高くない）。東アジアで単に太陰暦・陰暦といった場合、かつての太陰太陽暦である中国暦や和暦などを意味することが多い。これらが廃止された中国や日本では、旧暦とほぼ同義である。

太陰暦は朔望月で1か月を定めているが、12か月で1年としているのは1回帰年（1太陽年）も起源に影響している。逆に、太陽暦は太陽年で1年を定めているが、それを約30日ずつの暦月で12か月に分けているのは朔望月も起源に影響している。

## 太陰暦に基づく暦法

* ヒジュラ暦（イスラム暦、ヒジュラ太陰暦） - イスラム世界における暦。かつては公式の暦として用いられてきたが、現在は宗教行事以外では太陽暦を使うことが多い。

## 太陰暦の利用

* 沿岸漁業では潮の満ち引きにより作業時間が大きく左右される。現在は潮汐表が書き込まれた太陽暦のカレンダーも存在するが、太陰暦を使った干潮・満潮時刻の算出や大潮（毎月1日と16日ごろ）、小潮（毎月8日ごろと23日ごろ）の判断は漁師として基本的な素養の1つである。

* 太陰太陽暦
* 太陽暦

* When.exe Ruby版 - 古今東西あらゆる文化および言語で用いられた暦日・暦法・時法・暦年代・暦注などにユニークな名前付けを行い、統一的に扱うことを目的としたフレームワーク。
* 世界の異なった場所のための太陰暦。 （英語）
* 月相
* 月齢カレンダー
# 標準時

**標準時**（ひょうじゅんじ、英: standard time、略語：**STDT**）は、ある国家または広い地域が共通で使う**地方時**をいう。

## 概要

地方時とはある地域または地点の時刻を指し、元来は平均太陽時を用いた。これは観測地点に依存する時刻であり、経度1度の違いで4分の**時差**（じさ）が、経度15度の違いで1時間の時差が発生する。したがって離れた都市はそれぞれの時刻を用いることとなり、共通の時刻に合わせることはなかった。これに対して標準時では、広い地域が共通の時刻を用いる。

標準時に用いる子午線としてはどのような子午線を採ることも可能ではあるけれども、相互の便宜のため協定世界時（**UTC**）との差が1時間もしくは30分の整数倍となる経度の子午線を用いることが多い。その経度の選定は、国や地域が広がる経度の範囲の中心や、人口密度、都市の位置、その標準時が使われる地域間の時差などが考慮される。
このように時差が1時間の整数倍となる標準時のことを特に**経帯時**（けいたいじ、英: zone time; ZT）といい、公海上を航行する艦船等ではその子午線の両側7.5度の範囲にこれを適用する。

共通の標準時を使う地域全体を**等時帯**（**時刻帯**、**標準時間帯**、**時間帯**、**タイムゾーン**とも）といいその地域の標準時を示す際にはUTCとの差で示すことがある。また、国によっては夏時間（英: summer time、サマータイム）が使われる。

等時帯の地図
## 標準時の歴史

**標準時**が導入される以前は、各々の自治体ごとに（もしその町の時計があれば）その町での太陽の位置に合わせて時計を合わせていた。すなわち都市や観測地点ごとに定めた平均太陽時であった（地方平均時）。移動者は移動の度に時計を合わせ直す必要があった。

鉄道が敷設される以前はこれで十分に間に合っていたが、鉄道によってそれまでよりも格段に速く広範囲を移動できるようになると、頻繁に時計を合わせ直す必要が生じた。また鉄道の運行自体に与える影響も無視できなくなった。

この問題を解決するために、ある地域内で鉄道運行に関わる全ての時計に共通の時刻を用いるという「鉄道時間」、後に「標準時」、の仕組みがイギリスで生まれた。この共通時刻としては、基準となる地点の平均太陽時を用いた。イギリスではロンドンの時間、すなわちグリニッジ平均時をこれに用いた。時刻を合わせるには、当初は時計を運んだが、後にグリニッジ天文台から電信で伝える仕組みとなった。

標準時の考え方を世界全体に適用すると、世界はいくつかの等時帯 (time zone) に分割される。それぞれの等時帯は（少なくとも理論的には）15度の経度範囲をカバーする。これら各々の等時帯内に属する時計は全て共通の時刻（標準時）に合わせられ、隣り合う等時帯の間は1時間ずつ時刻がずれている。

1884年の国際子午線会議において、グリニッジ子午線が本初子午線として国際的に採用され、従ってグリニッジ平均時が世界の各地域の標準時の基準の地位を獲得した。

この会議ではサンドフォード・フレミング卿(en)が等時帯の仕組みを提案したが、本初子午線を決定するという会議の目的から外れるという理由で採用は見送られた。しかし実際には1929年までには主要な国のほとんどが等時帯を採用した。

また、1918年には、世界の大洋を航行する艦船においては（経度測定用のクロノメーターとは別に）日常使用する時刻を毎日正午に船の位置する（と考えられる）子午線の地方時に合わせていたが、イギリスの通商部において、この慣習を改めて海上においても、陸上において当時の多くの国が採用している標準時と同様な時刻系を採用することの可否について関係者の詳細な意見を集めた。
その結果、イギリス海軍においてはグリニッジ平均時と整数時だけ異なる経帯時を用いることになり、日本海軍においても同様で海軍艦船使用時規則（大正10年海軍省令第18号）を1922年（大正11年）4月1日から施行して、艦船が公海上にあるときはその所在する時刻帯の時を使用することになった。

### 北米・ニュージーランド

アメリカとカナダでは、1883年11月18日に両国の鉄道会社によって標準時刻帯による鉄道時間が導入された。当時の新聞はこの日を「2つの正午をもつ日」と書いた。このとき、政府は時刻についての立法措置や決定を特に行わなかった。鉄道会社は5つの時刻帯を単純に採用し、市民もこれに従うものと考えた。鉄道経営者の組織であるアメリカ鉄道協会 (American Railway Association, ARA) は、時刻を標準化することに対して一般の科学的関心が高まりつつあることに気づいていた。そこでARAは、当時存在していたそれぞれの鉄道路線の境界に合わせて不規則な境界線をもつ独自の時刻帯を考案した。これは一部には、政府によって鉄道経営に不便な時刻帯が採用されてしまうのを前もって避けるためであったと考えられる。

多くの人々はこの新しい時刻「鉄道時間」を単純に受け入れたが、これには法的裏付けがまったくないとして拒否する市や郡も少なくなかった。法律に規定がないと、例えば契約書の満了期限として深夜 (midnight) と書かれていた場合、この深夜はいつを意味するのかといったことが問題になる。アイオワ州の最高裁判所で審理されたある裁判では、閉店時間の違反に問われたある酒場の経営者が自分は「鉄道時間」ではなく地方（太陽）時に基づいて営業していると主張して無罪となった例があった。その後も標準時は地域の問題となっていたが、1918年にサマータイムの導入の一部として標準時が法律で制定された。

1868年11月2日にはニュージーランドが全国で使われる標準時を公式に採用した。名称はニュージーランド平均時 (New Zealand Mean Time) 。おそらくこれが国内で単一の標準時を採用した最初の国であったと考えられる。ニュージーランドの標準時は東経172度30分の経度に基づくもので、グリニッジ平均時より11時間30分進んだ時刻となっている。

### 協定世界時

→詳細は「協定世界時」を参照
各地域の標準時は、グリニッジ平均時を基準として採用し、差を1時間もしくは30分単位に設定することが歴史的に多かった。

その後、現行の協定世界時 (UTC) が実施された翌年の、1973年にシドニーで開催された国際天文学連合 (IAU) 第15回総会において、すべての国の標準時の通報のための基礎として、グリニッジ平均時に代わってUTC を採用することが勧告された。以降、協定世界時 (UTC) が、多くの国で法定常用時の基準となった。

* 世界時 - 協定世界時との差
* 日本標準時
* 時刻系
* 標準電波
	+ 電波時計 - 標準電波を受信して誤差を自動修正する機能を持つ時計
* 世界時計
* グリニッジ平均時（グリニッジ標準時）
* 等時帯
# 正午

正午を示す針式時計（チェコ・プラハ中央駅）
**正午**（しょうご）とは、地方時において、天球上を一定の速さで動くと考えた平均太陽が地平線より上で子午線を通過（正中：南中または北中）する時刻をいう。地方時における昼の正12時を指す。

実際の太陽は、天球上を一定の速さでは動かない（均時差がある）ため、常に正午に子午線を通過するわけではない。また、経度が異なると平均太陽が南中する時点が異なるが、近代以降は通常は標準時が定められている地域（等時帯）ごとに標準子午線を平均太陽が通過する時刻が正午である。日本での標準子午線は兵庫県明石市を通る東経135度線である。

対義語で、太陽が地平線下の子午線を通過する時刻、すなわち夜の正12時を、**正子**（しょうし、子（ね）の刻の中間）という。

## 概要

明治政府が「改暦ノ布告」を出す前には、時刻は十二支で数えており、午（うま）の刻が現在の午前11時ごろから午後1時ごろまでに当たることから、その中間の時刻（昼の12時）を「正午」と呼んだ（十二時辰#時刻との対応）。改暦により24時間制が導入された時に、24時間表示での0時から12時までの時間帯を、12時間表示では「午前」、24時間表示での12時から24時までの時間帯を、12時間表示では「午後」と呼称することが定められた（午前と午後#午前・午後の法令上の根拠）。

夜のほうの0時/12時（24時）では「正子」はあまり用いられず、「午前0時」の表記が日本では一般的である。

江戸時代の日本では、現在の表現でいう昼の正12時に相当する正午・午の時には時の鐘を9回鳴らし、「**昼九つ**」と呼ばれた。これは陰陽道では奇数を縁起のよい陽の数とし、その極値が9であることによる。

近代では時報として主に正午に空砲として大砲が撃たれ、正式には午砲と呼ばれ、俗に「昼ドン」あるいは単に「ドン」と呼ばれた。

## 一日の始まりとしての正午

天文学では、夜間の観測中に日付が変わるのは不便であるので、日界（一日の区切り・境界）を正午とする時刻系を用いていた。これを「天文時」といい、これに対して、正子を日界とする時刻系を「常用時」と呼んでいた。天文時はクラウディオス・プトレマイオスの創始以来、使われ続けてきたが、1925年1月1日からは、天文学でも常用時を用いることになった。詳細は、グリニッジ標準時#天文時の廃止を参照のこと。

ただし、ユリウス日における日の始まりは、1925年以降も正午であることに注意すべきである。

## 正午は午前か午後か

→「午前と午後」も参照
結論からいうと「正午が**午前か午後かは表記に依存する**」ということになる。すなわち、「午前12時」と表記した場合は「午前の最後」の意味を持ち、「午後0時」と表記した場合は「午後の最初」の意味を持つ。一方、「正午」と表記した場合は、午前と午後を区別する意味合いは持たない。よって、「午前12時」は時間帯の最後に用い、「午後0時」は時間帯の最初に用いるのが好ましい。午前12時台の表記については午後0時台を用いる方が日本語としては正しい。

「改暦ノ布告」では毎正時（0分）の呼び名を「時刻表」として掲げているが、24時間表示でいう12時は「午前12時」しかなく、「即午後零時」がない。ただ、「午前12時」という表記は正午に限り矛盾はないが、1秒でも過ぎると「午後」になってしまうため、「午前12時台」について「午前」を含む表記は矛盾となる。実際には「午後0時」又は24時間制で単に「12時」という表記が用いられることが多い。

24時間表示では、午前／午後の概念がないため、単純に"12:00"を正午とすることで足りる。なお、西洋においても、正午は（英語を例に挙げるならば）"noon"か"midday"であり、午前にも午後にも属さず、その前が午前（AM）、後が午後（PM）である。

なお、NHKでは、昼の12時を「正午」、夜の12時を「午前0時」と表現している。

* 午
* 午前と午後
* 真夜中（子夜）
* 天文時
* ユリウス日
* 暦
	+ グレゴリオ暦
* 朝
* 昼
* 夜
* 午砲
* ダイプレイドスコープ - 真正午を決定するために使用される機器。
# 地方平均時

均時差 — 横軸の上では地方平均時を示す時計に比べて日時計は「速く」表示され、横軸の下では日時計は「遅く」表示される。
**地方平均時**（ちほうへいきんじ、local mean time）・**平均太陽時**（mean　solar time）・**平均時**（mean time）は、特定の地点・経度における太陽時の形態のうち、視太陽時の時間の変動を補正し、一様な時間間隔を刻むように調整された時刻系を指す。

地方平均時は、19世紀の初めに時間帯が導入される以前に使用されていた。それ以降でも天文学や航法で使用されることがある。

なお地球上の基準となる地点・経度（基準子午線）における平均太陽時を「**世界時**」と呼ぶ。

## 過去の使用

地方平均時は、19世紀初頭に地方太陽時や日時計による時刻を置き替えて使用が始まり、各国で標準時が採用されるまで使用された。各町や都市はそれぞれを通る子午線に基づいて地方平均時を定めていた。これにより、経度1度ごとに4分の時差が生じることとなった。これは19世紀半ばに、鉄道が各駅で同期された時刻を必要とし、また人々が時計（または教会時計）を時刻表に合わせる必要が出てから問題になった。

## 標準時

標準時とは、一定の地域内で同じ時間を使用することを意味する。通常、グリニッジ平均時からのオフセットとして定めるか、その地域の中心都市の地方平均時が採用された。地方平均時と地方視太陽時との間の差を均時差という。

* 日
* 時間帯 (標準時)
# 恒星時

**恒星時**（こうせいじ、sidereal time）とは、春分点を用いた定義を基準に恒星の南中（子午線通過）によって計られる時間。恒星時は地球の自転に類似するが、恒星時は歳差や章動の影響を含むため完全には一致しない。

## 太陽時と恒星時

太陽時は太陽の見かけの日周運動によって計られ、ある場所における太陽時での正午は太陽が天球上で最も高い高度に位置する瞬間（北半球では太陽が真南に、南半球では真北に来る瞬間）として定義される。太陽高度が最も高くなってから再び最も高い位置に来るまでの時間は正確に24時間となり、これを**太陽日**と呼ぶ。

しかし恒星の運動は太陽とは少し異なっている。1日の間に地球は公転軌道に沿って太陽の周りを少しだけ公転するため、太陽が再び最も高い高度の位置に来るまでには1回転より少し余分の角度だけ自転する必要がある。これに対して恒星は非常に遠くにあるため、地球の公転によって恒星の見かけの位置のずれは一般には無視できる（厳密には地球の公転によって近距離の恒星はわずかに動く。年周視差を参照のこと）。ゆえに、恒星の高度が一度最も高くなってから再び最も高くなるまでの時間は24時間よりもわずかに短い。平均**恒星日**は86164.091秒（23時間56分4.091秒）である。しかし地球の自転速度が変動するため、理想的な恒星時時計の進度は日常時間の時計の進度を定数倍したものからずれる。実際にはこの差は協定世界時（UTC）とUT1の差、UTC-UT1の値として監視されている。このずれは電波望遠鏡での観測によって計測され、その予報と記録が国際地球回転・基準系事業（IERS）とアメリカ海軍天文台によって公表されている。UTC-UT1の予報値がDUT1、実績値がΔUT1とされる。

## 定義

恒星時は春分点の時角として定義される（あるいは、その時に真南に見える星の赤経としても定義できる）。春分点が子午線を通過する時、すなわち赤経0時の線がちょうど頭上にある時にその場所の**地方恒星時**は00:00である。**グリニッジ恒星時**はイギリス・グリニッジでの子午線（本初子午線）上で測った春分点の時角である。これ以外の地方での恒星時の値は経度に応じて変わる。東経15度の地点での恒星時はグリニッジ恒星時より1時間進んだ値になる（24時間ずれるとちょうど地球を1周する）。もちろん恒星時は時の単位だけでなく、計測の精度に応じて分・秒あるいはそれ以下の値まで求められる。グリニッジ恒星時とUT1はある定数（1.00273790935）倍だけ異なっている。

## 恒星時の計算法

世界時(UT) (= 中央標準時(JST) - 9時) のユリウス通日JD を求める。
UTの現在のグレゴリオ暦での年をY、月をM、日をD、時間をh、分をm、秒をsとする。ただし、1月と2月はそれぞれ前年（Yの値を-1する）の13月、14月として代入する（例: 2013年2月5日の場合、Y=2012, M=14, D=5）。このときユリウス日(JD)は、次の式で求められる。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 は、床関数である。次に、TJD (Truncated Julian Day - NASAが導入した世界時1968年5月24日0時からの日数) を次の式で求める。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4

平均春分点に準拠するグリニッジ恒星時（歳差のみを考慮に入れた平均恒星時） WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 は、次の式で求めることができる（hは時間の単位。度数法で表記された角度を15で割ったものと同じ）。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8

グリニッジ恒星時からその地方での恒星時を求めるには、地方の西経を WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 とすると（東経の場合には負の数になる）、

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_12

となる。負数になった場合には WIKINIUM\_MATH\_PH\_14 を加えて正数とする。

## 恒星時の利用

恒星時を使うと、ある時刻にどの天体を観測することができるかが容易に分かるので恒星時は天文台でよく使われる。天体の天球上の位置は（地球上での経緯度と同様に）赤道座標、すなわち赤経と赤緯で天の赤道に対する相対位置が表されるが恒星時とある天体の赤経とが等しい時、その天体は最も高度が高い位置、つまり子午線通過の位置にある（正中）。この時、天体は大気による減光が最も小さくなり観測に最適となる。

* 協定世界時
* 国際原子時
* 太陽時
* 地球時
* 時間
* 世界時

* 地方恒星時の計算 - Web ページ上で地方恒星時を算出できる。
* For more details, see the article on sidereal time from Jason Harris' Astroinfo, which comes along with KStars, a Desktop Planetarium for Linux/KDE.
* See also KStars website
* SolarClock Website - PC 用恒星時時計ソフトウェア。
# 天球

**天球**（てんきゅう、celestial sphere）とは、位置天文学において地球から見える天体の方向を表すために無限遠の距離に仮想した球面のこと。歴史的には、近代以前の自然学や天文学で、惑星や恒星がその上に張り付き運動すると考えられた地球を中心として取り巻く球体のこと。

## 位置天文学における天球

暦の計算をする場合は、しばしば地球を中心として天体が動くという天動説的な説明をした方が都合が良い。よって、地球から無限大の距離にある球への射影をおこない、天体はその上を動くものとした。この仮想的な球を天球とよぶ。黄道・天の赤道・白道などは天球上の大円である。天球上の位置は赤道座標（赤緯・赤経）または黄道座標（黄緯・黄経）によって示される。

## 歴史的概念としての天球

プトレマイオスの体系に基づく天球。地球の回りに透明な物質でできた惑星と太陽の天球があり、恒星天の外側は神と神の選民の住まいとされた。天球は長い間実体をもつものとして扱われた。（ペトルス・アピアヌス、*Cosmographia,* 1539年）
トマス・ディッグズが16世紀にコペルニクスの新しい体系を説明するために用いた宇宙の図。ディッグズは恒星天を取り除いて無限の宇宙を想定したが、惑星は太陽を巡る入れ子状の天球に配置されている。
天球は、現代では位置天文学における仮想的な概念である。しかるに、歴史的にはまず、実体をもつ球面として構想された。天球は、座標系の導入や球面幾何の適用の土台となった。また、天体ごとに異なった天球を準備して、天体の運動を天球の運動で説明した。

天球の概念の発明は古代ギリシャであるとする説が、今のところ有力である。古代メソポタミアにおいても、獣帯は大地を取り巻いて円環状に展開しているとされたが、全天に拡張したかどうかは明確でない。天文学の外側では、天を半球として扱っていたようである。いずれにせよ、メソポタミアの天文学において、宇宙構造論は明確に語られなかった。

一方、古代ギリシャでは、大地を包み込む天を仮定する説は、大地の形状や動・不動にかかわらず、広範囲に見られた。その中で、紀元前4世紀のエウドクソスやアリストテレスは、天球の存在を明確に語る。アリストテレスの『形而上学』Λ巻や『天について』では、地球を中心とする天球の多重構造と、水晶のように硬くて透明で、一様な速度での回転するといった基本的な性質が述べられている。

2世紀のプトレマイオスは著書『アルマゲスト』の第一巻において、地球説の議論に先立って、天が球形であることを証明する。彼の数理天文学は従円と周転円を基軸に据えているが、それらの実体は水晶のような天球だとした。彼の宇宙構造説は、のちの『惑星理論』で詳細に展開される。

『アルマゲスト』の周天円は地球を中に含まないため、古代からアリストテレス的な天球との矛盾が指摘された。それらの調停案として、一つの天体の運動に関わる複数の球を一纏めにし、その複合体を改めて天球とみなす議論が提案された。周転円に対応する球もその複合体の一部なのである。

中世に入って、『アルマゲスト』に基づく数理天文学が盛んになると、その中のエカント点などの、球の一様な回転を逸脱する機構に注意が向けられるようになった。これらはそもそも、『アルマゲスト』第一巻にも矛盾する。13世紀の東方イスラム世界では、マラーガ学派によってこれらの逸脱の除去が進み、天球の運動の自然学的な議論が進行した。

16世紀のコペルニクスの地動説においても宇宙は惑星が運動する入れ子になった球体と恒星の天球（恒星天）とに取り囲まれていた。むしろコペルニクスの体系はプトレマイオスの体系の内の天球からの逸脱を少しでも減らし、太陽系に調和を取り戻そうとした試みでもあった。この点においては、彼の動機はマラーガ派に近く、完成した理論も太陽中心であることを除けば、ダマスカスのイブン・シャーティルとほぼ同じである。

一方で、太陽中心説は（当時認識されていた）恒星の運動を全て地球の運動で説明してしまった。恒星の貼り付く恒星天の利点の一つは、恒星全体の同期した運動の説明にあったから、恒星天の必然性は低下した。また、恒星の年周視差は観測にかからなかったため、恒星天が惑星の天球よりもはるかに大きなものと考える必要が生じた。コペルニクスの地動説の普及に努めたトマス・ディッグズは恒星天を取り除き恒星がちらばる無限の宇宙を導入し、ガリレオは恒星天があまりに巨大だとして自らの天球図に描き込まなかった。

「水晶のような天球」の概念に最初の打撃を与えたのは、ティコ・ブラーエの彗星の観測だった。彼の観測は、彗星の軌道が惑星の天球を突き抜けることを示した。ティコの学統のロンゴモンタヌスやイエズス会の天文学者、フランシス・ベーコンなどの天球の理論を保持するものは、これ以降、天球は液体だと仮定することになった。

それに対して、太陽の作用による惑星の運動の説明を構想したのがヨハネス・ケプラーであった。彼は、太陽の作用を磁石に喩え、ケプラーの三法則を提示し、従来の幾何学的な運動論に対峙した。一連の観測が彼の理論の優秀性を示したこともあって徐々に彼の議論は浸透し、やがてニュートンの重力理論が提示されると、もはや天球の仮説は役割を失ってしまった。

### 中国における天球

中国においても、前漢の太初暦制定の作業にあたって、アーミラリー球が用いられるようになる。これは、天が地を包む球だと想定して、初めて可能になる。これ以降、中国では古来の宇宙構造説に対して張衡らの渾天説、すなわち方形の大地を球形の天が囲むとの説が徐々に勢力を増していく。天球を模した渾象儀なども作られた。恒星の運動は天球の運動で説明され、日月の動きは石臼の上を動く蟻の動きに喩えられた。ただし、西方に見られるように球を多重に重ねる理論は生じなかった。

後に明末に欧州から天文学や自然学が流入すると、それと共に水晶のような天球の多層構造の理論も入る。ただし、西洋天文学を受容したものの中にも、気の運動を用いて天体の運動を説明する説もあり、一様にアリストテレス的な天球が受け入れられたわけではない。

## 「天球」という訳語の起源

明末、マテオ・リッチら宣教師を介して、西洋の天文学が伝来し、その時にラテン語からの訳語として成立した。現代確認できる初出は、『山海輿地全図』である。『書経』顧命の「天球河圖在東序。」から取られたという。「地球」の語もこの語の拡張として作られた。

なお、『書経』に現れる「天球」は、古来、『朱子語類』樂古今で「但大樂亦有玉磬，所謂『天球』者是也。」とあるように、玉製の矩形の打楽器の磬、あるいは美しい玉製品とされ、特に丸い形状は想定されていない。また、「球」という文字には本来、「美しい玉」を表す字であって、球形などの特定の形状を指す意味は無かった。

* 宇宙空間
# 子午線

グリニッジ天文台のかつての本初子午線（グリニッジ子午線）。現在の本初子午線は、この位置から、東へ、角度で5.301秒、距離にして102.478mの位置を通過している。
**子午線**（しごせん、meridian）とは、地球の赤道に直角に交差するように両極を結ぶ曲線である。**南北線**（なんぼくせん）・**南北圏**（なんぼくけん）とも言う。同一経度の地点を結ぶ**経線**（けいせん、line of longitude）と一致する。

子午線に対して直交するのが卯酉線（ぼうゆうせん）で、東西圏とも言う。これに対して同一緯度の地点を結ぶのが緯線である。

## 概説

子午線は南極点と北極点を結ぶ大円をこれら2点において二分する楕円弧となり、必ず南北に伸びる。同一の子午線上の各点の位置は同一の経度で与えられる。

「子午線」という語は、子の方角（北）から午（うま）の方角（南）に伸びる線（大圏）を指している。これは方角を十二支に当てはめるやり方からきている。夜の0時を「正子」（子の刻）、昼の12時を「正午」（午の刻）と言うのも、同じ起源である。

なお、極点を結ぶ楕円の事を、地球に用いる場合は特に**大圏**ともいう。鉄器などの影響を全く受けない状態で磁石の針が指し示す線（大圏）を**磁気子午線**といい、これに対して両極を結ぶ本来の子午線は真の子午線と呼ばれる。両者には偏差を生じる。

子午線の長さは約2万キロメートル（正確には20,003.93 km）である。これは1メートル自体が当初、「赤道から北極点までの距離を1千万分の1にした長さ」を基準に決定されたためである。

### 本初子午線

→詳細は「本初子午線、 IERS基準子午線」を参照
赤道や地理極という明確な基準のある緯度と異なり、経度には明確な基準が自然には存在しないため、経度0度の地点（本初子午線）は人為的に設定する必要がある。過去、世界各地で様々な子午線が本初子午線に設定されてきた。 国際的には、1884年以降はイギリス・ロンドン郊外の旧グリニッジ天文台跡を通過するグリニッジ子午線が本初子午線に設定されていた。現在はこれを継承したIERS基準子午線が、グリニッジ子午線の102.478m東を通っている。

本初子午線以外の子午線は、地球中心を頂点として赤道に沿って測った本初子午線とのなす角によって互いに区別される。本初子午線より西側の経度は西経、東側は東経と呼ぶ。詳細は経度の項目を参考のこと。

## 天文学

天文学では、地平線上の真北から天頂を通って真南へ至る天球上の仮想的な大円を子午線と呼ぶ。従って北半球では天の北極、南半球では天の南極が必ず子午線上にある。子午線は常に地平線と直交する大円として固定されているため地球の自転に伴って天球上の天体は日周運動を行い、子午線を通過する。これを**子午線通過**（transitまたはculmination）と呼ぶ。天体の赤経と観測地での地方恒星時が分かれば、その天体がその観測地で子午線通過する時刻を求めることができる（時角を参照のこと）。

* 卯酉線
* IERS基準子午線
* 本初子午線
* グリニッジ子午線
* 日本標準時子午線
* 子午環
* 子午線弧
* 真夜中
* 正午

* 大圏コース
* 子午線収差
* パリ子午線
# 正中

**正中**（せいちゅう、culmination）とは、ある天体が日周運動によって、観測地点における子午線（すなわち、天球上の天の北極・天頂・天の南極を通る大円）を通過することである。

一日のうちで、天体が子午線を通過する際に高度が最も大きく（北半球の南の空の場合）、太陽などがちょうど真南にくることを日本では「南中」という。

## 概要

天球上をほとんど運動しない天体は、1日の間に2回正中する、つまり、子午線を天の北極と天の南極で2つに分けたそれぞれの半円を1回ずつ通過する。ただし赤緯が高くない場合、そのうち片方は地平線下である。

天頂を含む側の半円を通過する時を**極上正中** (upper culmination)、天頂を含まない側の半円を通過する時を**極下正中** (lower culmination)という。天の北極付近では共に地平線上、天の南極付近では共に地平線下だが、基本的に、極上正中のみが地平線上となる。単に「正中」と言ったときには、極上正中を指していることが多い。

また日本では、真南を含む半円を通過する時を**南中**、真北を含む半円を通過する時を**北中**という。基本的に、南中は南、北中は北で起こるが、天の北極付近では共に北、天の南極付近では共に南で起こる。北半球では、極上正中が南中、極下正中が北中である。南半球では理論上はその逆になるはずだが、南中・北中という用語が日本独自のものなので、話題となることは少ない。

天体が南中したときの高度（地平線からの角度）を**南中高度**という。天体の赤緯と、観測点の緯度を足せば得られる。ただし足して90°を越えた場合は、その補角（180°から引いた結果）をとる。

星座についてこの語を使うことがあるが、星座の場合は広がりがあるので、その星座の中央付近にある代表的な星が正中したときをもって、その星座が正中したとする。

## 太陽の南中

正中のうち、太陽の「南中」を問題とすることが多い。経緯度がわかっている、ある地点における太陽の南中の時刻を秒単位で知るには、日本経緯度原点における南中時刻から計算できる。または国立天文台の「こよみの計算」を用いることができる。

## 引用
# 天の赤道

天球
**天の赤道**（てんのせきどう）は、地球の赤道面を天球にまで延長し、天球上に交わってできる大円のこと。恒星や惑星の天球上の位置を決める基準となる。天球上の緯度を設定するため、天の赤道を0度とし（赤緯）、天球上の経度を設定するため、天の赤道に対して黄道が南から北へと交わる点、春分点を0時とした（赤経）。赤緯は0度から90度（-90度）で表され、赤経は24時までの数字で時、分、秒で表される。

天球を固定したものと考えると、地球の自転軸は極運動や歳差、章動によって動いているので、天の赤道は星の位置に対して常に変動することになる。そこで、こういった変動の平均をとったものを平均赤道といい、見かけ上の赤道を視赤道と呼んでいる。

* 黄道
* 天の北極
* 天の南極
# 天体

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| 天体には惑星や恒星から銀河やブラックホールまで多種多様なものが存在する。 |

**天体**（てんたい、（英語: object、astronomical object）とは、宇宙空間にある物体のことである。宇宙に存在する岩石、ガス、塵などの様々な物質が、重力的に束縛されて凝縮状態になっているものを指す呼称として用いられる。

## 惑星・準惑星・太陽系小天体

太陽系の天体の分類
→「国際天文学連合による惑星の定義」を参照
**惑星**は、恒星の周りを公転する天体のうち、中心で核融合を起こすほどには質量が大きくなく、自分で光を放たない天体である。ただし、太陽の周りを公転する天体については、重力平衡に達するのに十分な質量を持ち、かつ軌道上から他の天体を排除しているもののみが**惑星**である。

**準惑星**は、太陽の周りを公転する天体のうち、重力平衡に達するのに十分な質量を持つが、軌道上から他の天体を排除していないものである。

**太陽系小天体**は、太陽の周りを公転する天体のうち、重力平衡に達するのに十分な質量を持たないものである。

* 惑星
	+ 地球型惑星（岩石質惑星）
	+ 木星型惑星（巨大ガス惑星）
		- 天王星型惑星（巨大氷惑星）
* 準惑星
	+ 冥王星型天体（準惑星である太陽系外縁天体）
* 太陽系小天体
	+ 小惑星
	+ 彗星
* 太陽系外縁天体（冥王星型天体以外）
	+ エッジワース・カイパーベルト天体
	+ 散乱円盤天体
	+ オールトの雲
* 惑星（など）のもととなった天体
	+ 原始惑星系円盤
	+ 微惑星
* 太陽系外惑星

## 衛星

→詳細は「太陽系の衛星の一覧」を参照
**衛星**は、惑星、準惑星、太陽系小天体の周りを公転する天体である。衛星の周りを公転する天体は孫衛星とも呼ばれる。

* 月（地球）
* フォボス（火星）
* ダイモス（火星）
* ガリレオ衛星（木星）
* タイタン（土星）
* 小惑星の衛星

## 恒星など

恒星
恒星はガスが自己重力によって球状にまとまり、中心の核融合反応によってエネルギーを放出している天体である。
光度階級により、主系列星、準巨星、巨星、輝巨星、超巨星のように分類され、各階級は青いO型から赤いM型までOBAFGKMの順に分類される。

* 主系列星
	+ O型主系列星
	+ B型主系列星
	+ A型主系列星
	+ F型主系列星
	+ G型主系列星 - 太陽はこの分類に含まれる
	+ K型主系列星
	+ 赤色矮星
* 巨星
	+ 赤色巨星
	+ 青色巨星
* 超巨星
	+ 赤色超巨星
	+ 青色超巨星
* ウォルフ・ライエ星

コンパクト星
* 白色矮星
	+ 黒色矮星 - 白色矮星は黒色矮星という状態になると推測されている
* 中性子星
	+ パルサー
	+ マグネター
* ブラックホール

その他
* 原始星
* 褐色矮星

### 変光星としての分類

* 変光星
	+ 食変光星
	+ 脈動変光星
		- はくちょう座α型変光星
		- ケフェイド変光星
		- こと座RR型変光星
		- たて座δ型変光星
	+ 爆発型変光星
		- おうし座T型星
		- 閃光星
		- 高光度青色変光星
	+ 激変星
		- 新星
		- 超新星
			* 極超新星
* 連星、二重星

## 星団

**星団**は恒星の集団である。

* 散開星団
* 球状星団

## 星雲

**星雲**は星間ガスが濃く集まり、我々から観測できる状態にある天体である。

* 散光星雲
	+ 輝線星雲
	+ 反射星雲
* 暗黒星雲
* 惑星状星雲
* 超新星残骸

## 銀河

**銀河**は数多く（典型的な銀河は数千億個）の恒星や星雲・惑星、星間ガスからなる天体である。

### 形態による分類

* 円盤銀河（銀河系、アンドロメダ銀河などもこれに分類される）
	+ 渦巻銀河
	+ 棒渦巻銀河
* 楕円銀河
* 不規則銀河
* レンズ状銀河
* 矮小銀河

### 活動性を持つ銀河

* 活動銀河
	+ クエーサー
	+ 電波銀河
	+ セイファート銀河
	+ スターバースト銀河
	+ 超光度赤外線銀河

### 相互作用銀河

→詳細は「相互作用銀河」を参照
* 衝突・合体中のもの - アンテナ銀河、ステファンの五つ子など
* 相互作用の痕跡を持つもの - 車輪銀河など

## 銀河団・超銀河団

**銀河団**は数百から数千個の銀河が重力的に束縛された状態にある天体である。

**超銀河団**は更に複数の銀河団同士が重力で引き合ってできている大規模な天体である。

## その他

* ガンマ線バースト

## 起源となる天体が不明の天文現象・物質

* 暗黒物質（粒子の可能性も高いが、光らない天体の可能性もある）

## 人工天体

→「人工天体」を参照
## 仮説上の天体

→詳細は「仮説上の天体」を参照
## ギャラリー

 今日知られている天体を地球を中心として描いた観測可能な宇宙の地図。地球から各天体の距離は対数スケールで表されており、右に向かって指数関数的に増加する。

* 天文学
* 宇宙の大規模構造
* 天体一覧
* 天体観測
	+ 反射望遠鏡(天体望遠鏡)
		- 回折スパイク ‐ 恒星などから出る光のスジの原因。望遠鏡内の鏡や検出器などを支える梁を回折した光によって十字や＊状のスジが映る。
		- エアリーディスク - 望遠鏡の星の周りにできる同心円状の光の環。円形開口を通った際の光の干渉が映る。
* 天体観望
* 等級 (天文)