質問: 「球状」と「散開」の2つに分類される、恒星が天球の一部に密集しているものを何という?
回答: 星団

タイトル: 球状星団
これらは、かつて母銀河の周囲を回る伴銀河であったものが、外側の星々が潮汐力で剥ぎ取られて母銀河に呑み込まれ、密度の高い中心核のみ残ってそれが球状星団に変化した可能性がある。また、球状星団は非常に星の密度が高いため、星同士の近接相互作用や衝突に近い現象が時折起こっていると考えられる。青色はぐれ星(Blue stragglers)やミリ秒パルサー、低質量X線連星といった特異な種類の星は球状星団の中でより多く見ることができる。

タイトル: 星団
星団(せいだん、star cluster)は、同じガスから誕生した、互いの重力相互作用によって結びついた恒星の集団。その特徴から散開星団 (英: open cluster) と球状星団 (英: globular cluster) に分類される。

タイトル: 球状星団
球状星団(きゅうじょうせいだん、globular cluster)は恒星が互いの重力で球形に集まった天体。銀河の周りを軌道運動している。球状星団は重力的に非常に強く束縛されており、そのために形状は球対称となり、中心核に向かって非常に密度が高くなっている。

タイトル: 散開星団
散開星団(さんかいせいだん、open cluster)は恒星の集団(星団)の一種である。分子雲から同時に生まれた星同士がいまだに互いに近い位置にある状態の天体を指す。銀河のディスク部分に存在するため、銀河星団とも呼ばれる。

タイトル: 星団
数十から数百の恒星が最大で50光年ほどの範囲に集まっている星団。銀河円盤の渦状腕に存在することから galactic cluster とも呼ばれ、地球からは天の川の近くに多く見られる。同じ星間分子雲から誕生して数百万年から数千万年しか経っていない「種族I」の恒星で構成されている。よく知られている散開星団として、プレヤデス星団やヒアデス星団が挙げられる。散開星団の分類には、「星団中心部の集中度」「星団に属する星々の明暗の幅」「星団に属する星の数」の3つの要素で分類する「トランプラー分類 (英: Trumpler classification)」が用いられる。

タイトル: 流星雨
流星雨(りゅうせいう)とは、流星の単位時間当たりの出現数が非常に多く、天球上に降り注ぐ雨のように見える現象のこと。星雨(せいう)とも。中国・日本の古文書などに古くから記録があり、貴族の日記等に「流星多く飛ぶ」の意で記載されているものもある。古い文献に現れる流星雨については必ずしも正体がはっきりしないものもあるが、近年に現れる流星雨は、しし座流星群、アンドロメダ座流星群、ジャコビニ流星群、ほうおう座流星群等、特定の流星群が普段より活発化した現象である事が判っている。従って流星雨は、決まって放射点(輻射点)を持ち、天球上を放射状に流れる。過去の画家の絵に流星雨を描いた物があるが、これらの絵も放射点から放射状に流星が流れる事実を裏付けている。流星雨はその流星群の放射点が夜間に天頂近くに上る、地球上の特定の地域でしか見えない。現象はおおむね6時間以内に終わる事が多く、通常はこれよりかなり短い。

タイトル: 星界の紋章
このユアノン(後に「第一形態ユアノン」と呼ばれる)は粒子状の特異点であり「閉じた門」であった。特定の方法にて「第二形態ユアノン」又は「開いた門」にする事が可能で、技術的に確立されると平面宇宙と通常宇宙を繋ぐ文字道理の「門」となった。第一形態時に放出されるエネルギーは平面宇宙から流入してくるものであった。通常宇宙の銀河系で中心部ほど星が濃密であるように、平面宇宙の「天川門群(ソードラシュ・エルークファル)」にも「中心円」と呼ばれる「門」が密集した領域が存在する。この領域は時空粒子流が激しく、アーヴといえども航行できない。また、時空粒子流は中心円から外側へ向かって流れるため、流れに逆らって進む時はその反対方向へ向かうのに比べて遅くなる。中心円から離れると、「環(スペーシュ)」という門がある程度密集した同心円状の領域が飛び飛びに存在する。

タイトル: プラズマ宇宙論
非常に複雑な形態を見せる惑星状星雲は太陽程度の質量を持つ恒星の最期の姿である。複雑な形態は重力ではなく磁場が大きな役割を果たしていることを示している。惑星状星雲もプラズマで形成されており、そこには特徴的なフィラメント構造が多く見られる。これはプラズマの自己組織化によって生み出される形であり、その内部にはビルケランド電流と呼ばれる電流が流れている。われわれを照らし出す太陽も同様に巨大なプラズマの塊である。太陽から放出される高速のプラズマは惑星空間を通り抜けて地球に達し、オーロラ、北極光、磁気嵐、電波障害などを引き起こす。一般に真空と言われる宇宙空間だが、このようなプラズマに満ち、プラズマ・ダイナミクスが支配する空間であり、常に休みなく変化を見せている。惑星、太陽系、銀河系、星間ガス、星雲、銀河団、彗星などなど、宇宙にあるすべての物質はプラズマの影響を受けている。

タイトル: 天球座標系
天球座標系(てんきゅうざひょうけい)とは、天文学で空の中での位置を表現するための座標系である。天球座標系では地球表面の測地系(経緯度)と同様の座標格子を用いるが、座標格子を天球にどのように投影するかによって、様々に異なった座標が存在する。それぞれの座標の違いは基準面をどう選ぶかによっている。この基準面によって空は二つの等しい半球に分けられ、半球の境界は大円になる。(地球の測地系では基準面は地球の赤道である。)それぞれの座標はこの基準面のとり方によって名前が付けられている。以下に座標の名前と基準面・極の名前を挙げる。

タイトル: アケルナル
ただし、アケルナルは2個の恒星から成る連星のため、これはケプラー軌道を公転している伴星アケルナルBの存在も無視できないとされている。同じような形状の恒星として、レグルスがある。この極端に歪んだ形状により、アケルナルAには表面温度に著しい差がある。極地域では20,000K以上だが、赤道では10,000K以下であり、全球での平均は15,000Kである。表面温度が高い極からは、表面からガスが放出され、強い極風が生じる。実際に、アケルナルAでは、周囲にガス円盤が形成されている事を示す赤外超過が観測されている。イオン化されているガス円盤が存在している事はBe星の共通の特徴である。円盤は安定しておらず、定期的に恒星に落下していく。アケルナルAの円盤の最大偏光が2014年9月に観測され、現在は減少している。

タイトル: しし座流星群
放射点の高度が低い時間帯は流星物質が大気層にほぼ水平に突入するため、長い軌跡を描いて比較的長い時間(数秒間程度)飛ぶ様子を見ることができる。流星痕と呼ばれる煙の様な痕跡を短時間残すこともある。深夜2時頃には放射点の高度が上がり、短時間で濃い大気層に流星が飛び込むため、一瞬で消え去るが、濃い大気との衝突により光度が増す。このため、火球と呼ばれる明るい流星を時々見ることができる。

タイトル: HII領域
銀河同士が衝突すると、個々の星はまずほとんど衝突しないが、巨大分子雲やHII領域は激しい擾乱を受ける。このような状況の下では膨大な数の星形成が爆発的に引き起こされ、ガスのほとんど全てが星に変わる。通常の星形成でガスが星に変わる割合がガス全体の質量の10%以下であるのと比べると、非常に急速で激しい過程である。このような急速な星形成が起こっている銀河はスターバースト銀河として知られている。衝突・合体によってできた楕円銀河は非常にガス成分が少なく、そのためにHII領域はもはや作られないのである。近年の観測では、ごく少数のHII領域が銀河の外に固まって存在している例が見つかっている。これらの銀河間HII領域は小さな銀河が潮汐破壊された残骸ではないかとみられている。HII領域のサイズは非常にばらつきが大きい。

タイトル: 銀河合体
また、合体途中の銀河は極めて活発な星形成が起こる場所でもある。大規模な合体が起こっている銀河の星形成率はとても高く、それぞれの銀河に含まれるガスの量や赤方偏移などに依存するが毎年総量で太陽質量の数千倍に相当する数の恒星が誕生することもある。典型的な場合だと毎年数百太陽質量程度の星形成率だが、それでも毎年せいぜい数個ほどしか新しい星が誕生していないとされる(星形成率~2個/yr)我々の銀河系よりははるかに活発に星の誕生が起こっている。こうした銀河をスターバースト銀河(爆発的星生成銀河)とも呼ぶ。銀河の合体時に、恒星自体同士が実際に衝突するほど接近することはないが、恒星の材料となる巨大な分子雲は銀河の中心に急速に向けて落下し、そこでほかの分子雲と直接衝突する。この衝突で分子雲が圧縮され、星形成が起こり新しい恒星が生まれる。

タイトル: ガス殻星
ガス殻星のプロトタイプ星は、カシオペヤ座γ星であり、最も明るい例はアケルナルである。また、HR 2309は鋭い吸収線を持ち、小さくはっきりした円盤を持つことが示唆される。その他の例には、以下のようなものがある。

タイトル: M41 (天体)
中心部の赤い星(右の写真では青く写っているが、最も明るい星がそれである)は赤色巨星である。口径8cmの望遠鏡から全ての星が分離できるようになる。口径があがるにしたがって、背後の微星も見えてきて、見事なながめになる。

タイトル: 流星クラスター現象
流星クラスター現象(りゅうせいクラスターげんしょう、英: meteoroid cluster phenomenon)は、発見者の名前から木下現象(きのしたげんしょう)とも呼ばれ、短時間に多数の流星が集中的に流れる現象である。1997年に、しし座流星群の観測を行っていた日本流星研究会の木下正雄らが初めて記録した。この現象は、流星体が地球大気に突入する少し前に、何らかの原因で細かい破片に分裂することで発生すると考えられている。

タイトル: 相対論的星
相対論的星(そうたいろんてきせい、英: Relativistic star)は、古典力学によってではなく一般相対性理論によってその振る舞いが記述される天体。実態は回転する中性子星である。

タイトル: 太陽系
オールトの雲(英語: Oort Cloud)は、太陽から約5万 au(約1光年)離れた領域で球状に太陽系を取り囲む、1兆個以上の小天体からなる仮想上の構造で、すべての長周期彗星の起源とされている。最大で約10万 au(約1.87光年)遠方にまで及んでいる可能性も示されている。オールトの雲を構成している小天体は、外惑星系との重力相互作用によって、太陽系内部から、この軌道にまで追いやられた彗星からできているとされる。オールトの雲の小天体は非常に低速で移動しており、衝突や近傍の恒星による重力効果、銀河系からの潮汐力などのまれな事象で錯乱される可能性がある。太陽系にはまだよく知られていない、未知な点も多い。太陽の重力は約12万5000 au(約2光年)遠方にまで及んでいると推定されているが、それに対して、オールトの雲以遠にある天体は発見されていない。

タイトル: 大マゼラン雲
Sm 型の棒渦巻銀河とされるが、Irr-I 型の不規則銀河に分類されることもある。小マゼラン雲とともに天の川銀河の伴銀河となっており、アンドロメダ銀河などとともに局所銀河群を構成している。南天にあるため、沖ノ鳥島などのごく一部を除いて日本からは見ることはできない。南半球では、かじき座とテーブルさん座にまたがるぼんやりとした雲のように見える。太陽系からおよそ16万光年(5万パーセク)の距離に位置し、質量は銀河系の10分の1程度、直径は銀河系の20分の1程度の矮小銀河であり、局所銀河群の中ではアンドロメダ銀河 (M31)・銀河系・さんかく座銀河 (M33) に次ぐ4番目に大きなメンバーである。形態は不規則銀河であるが、わずかに棒構造や渦巻構造の痕跡が見られる。このことから、かつては棒渦巻銀河であったものが、天の川銀河との相互作用によって変形を受けて現在の形状になったと考える研究者もいる。

タイトル: 明るい恒星の一覧
明るい恒星の一覧(あかるいこうせいのいちらん)は地球から見た見かけの等級順の恒星の一覧である。

タイトル: 掩蔽
恒星が惑星以外の小天体、主に小惑星や準惑星、衛星などに掩蔽されることもある。

タイトル: 散乱円盤天体
エッジワース・カイパーベルトは、当初黄道面に近い軌道を持つ短周期彗星の起源であると考えられていた。しかし1992年以降のカイパーベルト領域の研究では、カイパーベルトにある天体の軌道は比較的安定であり、短周期彗星は天体の軌道が一般により不安定である散乱円盤に起源を持つことが示された。彗星は短周期彗星と長周期彗星の2つのカテゴリに緩く分割され、後者はオールトの雲に起源を持つと考えられている。短周期彗星のうち2つの主要なカテゴリには、木星族彗星とハレー型彗星がある。ハレー型彗星はその原型であるハレー彗星から名付けられたものであり、オールトの雲に起源を持つが巨大惑星の重力によって内部太陽系へと引き込まれたものであると考えられている。一方で木星族彗星は散乱円盤に起源を持つと考えられている。ケンタウルス族天体は、散乱円盤天体と木星族彗星の力学的に中間的な状態にあるものだと考えられる。

タイトル: 局所恒星間雲
局所恒星間雲(きょくしょこうせいかんうん、英語: Local Interstellar Cloud、LIC)は、現在太陽系が通過しつつある、直径約30光年の星間雲である。近隣宇宙星間雲、局所けば (Local Fluff) などとも呼ばれる。太陽系は、4.4万から15万年前に局所恒星間雲に突入し、あと1万から2万年は滞在すると推測されている。この雲の温度は約 6,000 K であり、太陽の表面温度と同等である。この雲は薄く、1立方センチメートルあたり0.26個の原子を含み、銀河系の星間物質の約1/5、局所泡のガスの約2倍のガスからなる。ちなみに、標準状態での地球の大気は1立方センチメートルあたり2.7×10個の分子を含んでいる。雲は、局所泡とループ第一泡の接する場所に形成されている。太陽やいくつかの局所恒星は、局所恒星間雲に組み込まれている。

タイトル: 星周円盤
星周円盤は、その構造と主成分が、進化にと共に変化することで、いくつかの段階に分類される。一つの分類方法は、円盤を構成する主成分の塵などの粒子の大きさによって判別される。具体的には、1μm以下の微粒子が主成分の段階、微粒子が成長してより大きな粒子になった段階、それが更に密集して微惑星となった段階、微惑星が更に成長して惑星系が形成された段階、と分けられる。あるいは、ガスの量および星形成の理論による描像に基づいて、以下の様な3段階に分類する。太陽系内では、小惑星の衝突や彗星の気化によって生じた黄道面塵あるいは惑星間塵は、地上から黄道光としてみることができる。この他、原始惑星系円盤から残骸円盤へ進化するまでの間には、円盤外周でのミリメートル大の塵粒子の減少、円盤内周での高温の塵の増加、ガスの消失、微惑星に関連するとみられる塵の環の出現、といった現象が観測されることがある。

タイトル: 暗黒星雲
暗黒星雲(あんこくせいうん、dark nebula)とは天体の一種で、背後の恒星などの光源によって影として浮かび上がる星間雲(周囲よりも高密度の星間ガスや宇宙塵が、他の宙域より濃く集まっている領域)のことをいう。暗黒星雲という用語は星間雲のうち、人間が可視光領域で認識できるものの呼称であるから、狭義の星間雲、あるいは狭義の分子雲として用いられることもある。

タイトル: 惑星質量天体
太陽系内では、下記に挙げる天体がBasriの定義を満たしている。それぞれの詳細は各記事を参照。このリストは、太陽からの平均距離の順に並べられており、惑星と準惑星は太字で示されている。番号が付いたものはBasriの定義による惑星に数えられるものである。しかし、太陽系外縁部にはこれからこの定義を満たす天体がさらに見つかる可能性もある。「球形」とは相対的な形で、このリストはこの閾値によっても変わる可能性がある。例えば、ハウメアは球形というよりもかなり扁平な形をしている。Basriは、「球形」というには、「非対称性によって生じる力を自身の重力で克服できるだけの十分な質量を持つこと」が必要であり、学術的には「等ポテンシャル面に従う」と述べている。国際天文学連合の定義では、「自身の重力が剛体の力に打ち勝ち、静力学的平衡と見なせる形」と定義している。

タイトル: マルカリアンの鎖
鎖中の、少なくと 7つの銀河は均一な動きをしているように見えるが、その他の銀河は偶然重なって見えているだけではないかと考えられている。

タイトル: 恒星
たとえば太陽と同じ質量の主系列星はいずれも太陽と似た半径や温度を持つことになり、太陽の7倍の質量を持つスペクトル型B5の主系列星では、半径は太陽の4倍、温度は1万5,500K前後になる。ただし恒星が主系列星から脱して巨星化すると温度の低下と半径の膨張が起き、この法則から逸脱する。質量が太陽の8%程度より小さい天体は、中心部が軽水素の核融合反応が起きるほど高温にならないため、恒星ではなく褐色矮星に分類される。この値は恒星質量の下限値といえる。また、質量が太陽の100倍を超えるような恒星も強烈な恒星風によって自らを吹き飛ばしてしまうため、形成されうる恒星の質量には上限が課せられる。褐色矮星と恒星の境界付近の質量を持った恒星では、半径は太陽の10分の1程度になる。

タイトル: 散乱円盤天体
近日点距離が 30 au 程度であることは散乱円盤天体を決定づける特徴の一つであり、このために海王星からの重力的な影響を受けることになる。古典的カイパーベルト天体 (キュビワノ族) は散乱円盤天体とは大きく異なる。全てのキュビワノ族天体のうち 30% 以上は軌道傾斜角が小さく円に近い軌道を持ち、離心率の分布を見ると 0.25 で最も多くなる。キュビワノ族天体の離心率は0.2から0.8までの範囲を取る。散乱円盤天体の軌道傾斜角はより極端なカイパーベルト天体のものと似ているが、カイパーベルト天体の大部分のように黄道に近い軌道を持つ散乱円盤天体は非常に少ない。散乱円盤における天体の運動はランダムであるが似たような方向に従う傾向があり、このことは散乱円盤天体は海王星との一時的な軌道共鳴に捕獲される可能性があることを意味する。