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白い恋人パーク

白い恋人パーク（しろいこいびとパーク、英: SHIROI KOIBITO PARK）は、札幌市西区にあるテーマパーク・工場。「石屋製菓」の本社所在地。 「白い恋人」の製造ラインを見学することができるほか、お菓子作り体験工房、アンティーク・コレクションやチョコレートの歴史に関する展示、ミニ鉄道や「ガリバータウン」などのアトラクション、ローズガーデン、ショップやカフェ・レストランがある。また、「北海道コンサドーレ札幌」の専用練習場「宮の沢白い恋人サッカー場」、クラブ事務所やオフィシャルショップ「CONSA BASE」（コンサベース）が併設している。施設内では各種イベントを開催しており、『YOSAKOIソーラン祭り』の演舞会場となるほか、冬季にはイルミネーションを点灯している。 訪日外国人旅行などによる入場者数の増加に対応するため、「白い恋人」製造ラインなど施設の全面リニューアル工事を実施している。 1995年（平成07年）：「チョコレートファクトリー」として開業。 2000年（平成12年）：「宮の沢白い恋人サッカー場」完成。 2003年（平成15年）：施設の総称を「白い恋人パーク」と改称。「チュダーハウス」オープン。 2007年（平成19年）：賞味期限延長・改ざん、大腸菌検出など一連の不祥事の影響により、一時閉鎖（翌年営業再開）。 2012年（平成24年）：北海道内初となるキャンディ・アート専門店「キャンディ・ラボ」オープン。 2014年（平成26年）：石屋商事がフィンランドの「サンタクロース村」を運営するロヴァニエミ地域開発と「業務協力に関する覚書」締結。 あんとるぽー館 カフェ・あんとるぽー チケットカウンター 白い恋人オリジナル缶受付カウンター オーロラの泉 チョコレートファクトリー 白い恋人製造ライン（リニューアル工事中） お菓子作り体験工房（リニューアル工事中） チョコレートラウンジ（リニューアル工事中） 中庭 札幌からくり時計塔 ローズガーデン ポップコーンショップ ブライトン ソフトクリームハウス ソフトクリームハウス 白樺駅店（冬季休業） 白い恋人鉄道 白樺駅（冬期運休） チュダーハウス インフォメーションカウンター ショップ・ピカデリー テイクアウトコーナー キャンディ・ラボ 白い恋人オリジナル缶受付カウンター スーベニアショップ・リバティー カフェ・バトラーズワーフ キッズタウン 宮の沢白い恋人サッカー場 サッカー場（収容人数3,000人） レストラン梟巣（おうるず） ガリバータウン ロンドンバス ガリバータウン店（冬季休業） 北海道道124号宮の沢北一条線（北5条手稲通）沿いに位置している。札樽自動車道を利用する際は、小樽方面は札幌西IC、旭川・新千歳空港方面は新川ICが最寄ICとなる。 ジェイ・アール北海道バス・北海道中央バス「西町北20丁目」バス停から徒歩約5分 札幌市営地下鉄東西線宮の沢駅から徒歩約7分 北海道旅客鉄道（JR北海道）札幌駅から車で約25分 新千歳空港から車で約60分 駐車場・約210台 ^ a b “会社概要”. 石屋製菓. 2018年8月24日閲覧。 ^ “白い恋人に会えるかな…*「チョコレートファクトリー」4日オープン*札幌”. フォト北海道（道新写真データベース）. 北海道新聞社 (1995年6月2日). 2018年8月24日閲覧。 ^ “キラキラとまるで遊園地のよう！白い恋人パーク・イルミネーション”. 北海道ファンマガジン (2016年1月26日). 2018年8月24日閲覧。 ^ “「白い恋人パーク」コンテンツ全面リニューアル 〜第1弾として「CAFE BUTLERS WHARF」7/13（金）オープン〜” (PDF) (プレスリリース), 石屋製菓, (2018年7月11日), http://www.shiroikoibitopark.jp/info_pdf_post/infopdf_51.pdf 2018年8月24日閲覧。  ^ “ヒストリー”. 北海道コンサドーレ札幌. 2018年8月16日閲覧。 ^ “建物は中世英国風*石屋製菓“新名所”*12日に営業開始”. フォト北海道（道新写真データベース）. 北海道新聞社 (2003年9月10日). 2018年8月16日閲覧。 ^ “＜記者の視点＞石屋製菓不祥事*アジアの観光客も失望*北海道の印象悪化懸念”. フォト北海道（道新写真データベース）. 北海道新聞社 (2007年8月27日). 2018年8月24日閲覧。 ^ “「白い恋人パーク」営業再開について” (PDF) (プレスリリース), 石屋製菓・石屋商事, (2008年1月23日), http://www.ishiya.co.jp/upd_file/news/79/news_file79.pdf 2018年8月17日閲覧。  ^ “キャンディ・アート専門店「Candy Labo」オープン” (PDF) (プレスリリース), 石屋製菓, (2012年4月10日), http://www.ishiya.co.jp/upd_file/news/275/news_file275.pdf 2018年8月24日閲覧。  ^ “「白い恋人パーク」がフィンランド「サンタクロース村」と協力協定を締結”. リアルエコノミー (2014年10月19日). 2018年8月24日閲覧。 ^ “宮の沢白い恋人サッカー場”. 北海道コンサドーレ札幌. 2018年8月24日閲覧。 企業博物館 北海道ガーデン一覧 白い恋人パーク
よいとまけ

よいとまけ（Yoitomake）は、北海道苫小牧市の銘菓。製造元は三星（みつぼし）。「よいとまけ」の名は、地元苫小牧にある製紙工場の木場で丸太を上げ下ろしする時のかけ声に由来し、外観も丸太をモチーフにしている。 勇払原野に自生するハスカップの実のジャムをロールケーキの内側と外側にたっぷりと塗ったあと、グラニュー糖をまぶした菓子。表面にはベタ付かないように、オブラートが巻かれている。しかし切り分けるためにはオブラートが邪魔をし、かといってオブラートを取り外せば結局手がベタ付いてしまうので、自称「日本一食べにくいお菓子」。このため、発売当初から食べにくいという客の声がよく届いたが、考案者の小林正俊は、苫小牧の象徴の丸太であると根気よく説明し、形を守ったという。しかし2009年に7等分に切れているタイプが発売され、翌2010年には元のタイプが発売中止となった。2012年1月には『あの食べづらさが懐かしい』というファンの希望に応え、そのままの形の「復刻版」が発売されている。 「よいとまけ、食べづらい。でも、とってもおいしい、よいとまけ」という歌詞の15秒のTVスポットCMも作成された。 1912年、小林慶義（創業者）とその次男俊二が苫小牧に和菓子店小林三星堂を開店。 1953年、小林俊二の長男正俊（後に三星初代社長に就任）が、「これぞ苫小牧だというお菓子を」と子供の頃よく口にしたハスカップを使った菓子を考案し、「よいとまけ」が発売される。 全道各地の三星の売店のほか、道内おみやげ店やインターネット通販でも購入できる。 第22回全国菓子大博覧会名誉総裁賞受賞 ^ 楽天市場内の三星ホームページ。 ^ 「よいとまけ生みの親　初代社長小林正俊の肖像」、三星ホームページ ^ 「日本一食べづらいお菓子」が復活 ハスカップのお菓子屋みつぼし（株式会社 三星 直営） ハスカップのお菓子屋みつぼし（楽天市場店） お菓子ネット.com 和菓子モール（三星）
月寒あんぱん

月寒あんぱん（つきさむあんぱん）は、北海道札幌市豊平区月寒東の株式会社ほんまが製造販売している小豆のこしあんを用いた半生菓子（あんパンの一種）である。 月寒に駐屯していた旧陸軍歩兵第25連隊内で菓子販売を行っていた大沼甚三郎が考案したとされている。 明治44年、連隊の兵士が平岸 - 月寒間の道路整備の勤労奉仕を行った際、間食として1日5個配布され、この道路はアンパン道路と呼ばれるようになった。 一般的に発売されている餡入りのパンではなく、中華の月餅に近い。卵も多めに使われている。水分が控えめで、しっかりした密度の高い仕上がりになっており、賞味期限が製造から1か月と一般的なあんパンと比較して保存が利くといった特長がある。 月寒あんぱん（こしあん） - 北海道産の小豆を100%使用。 かぼちゃあん 黒糖あん 抹茶あん 月寒あんぱんスティック（こしあん） - 2010年5月より販売された棒状のもの。 メロン味 100年前月寒あんぱん - 創業のきっかけともなった復刻版のもの。現在販売されているものとは、全く違う。本店でしか味わえない。 抹茶あん、黒胡麻あん味- 2010/10/1から発売された新発売の定番商品。 あんパン 月餅 アンパン道路 元祖月寒あんぱん本舗 株式会社ほんま 元祖月寒あんぱん本舗 オンラインショップ どさんこワイド179 2010/6/4放送特集記事
マルセイバターサンド

マルセイバターサンドは、北海道帯広市の六花亭製菓が販売している菓子。同社の販売額のおよそ4割を占める代表的な菓子であり、北海道土産としての知名度が高い。パッケージに記載されている｢バ成タ｣という文字から｢バナリタ｣の愛称で親しまれている。 六花亭専用の北米産小麦粉でつくったビスケットで、ホワイトチョコレートと北海道産生乳100％のバターおよびカリフォルニア州産のレーズンをあわせたクリームをサンドしている。長らく道内のみのローカルな人気に留まっていたが1990年代終盤頃より2000年代初頭にかけ全国的にその名が知られるようになった。単品の土産商品としては赤福や白い恋人と並ぶ大型商品である マルセイとは◯の中に成の字を入れたもので、依田勉三の興した晩成社（依田牧場）が1905年（明治38年）に北海道で初めて商品化したバターのことである（当時の表記はマルセイバタ）。マルセイバターサンドの包装は 発売当時のマルセイバターのラベルを復刻・再デザインしているため、レトロな外観を持つ。 1977年に六花亭製菓の社名変更を記念して発売された。当時、代官山の小川軒のレーズンウィッチが高い評価を得ていたことから、これを参考に開発された。レーズンウィッチはショートニングをクリームに用いていたのに対し、マルセイバターサンドは六花亭の主力製品だったホワイトチョコレートとフレッシュバターで作ったレーズンバターをビスケットで挟んでおり、時間が経ってもサクサクした食感が保たれる。この食感を実現するため、開発に当たっては材料の選定に時間が費やされた。 レーズンバター マルセイズFC - 北海道サッカーリーグに所属する帯広市のサッカークラブ。チーム名はマルセイバターサンドに因んでおり、ユニホームにマルセイバターサンドがプリントしてある。 ^ a b c 佐藤はるみ「六花亭ブランドの形成」、『産研論集』31-32、札幌大学経営学部附属産業経営研究所、2006年3月、 125頁、 NAID 110005050342。 ^ 六花亭の商品紹介 ^ 大和田努 (2013年). “「マルセイバタ」を売り込め！— 十勝から東京へ —【コラムリレー第24回】”. 集まれ！北海道の学芸員. 北海道博物館協会 学芸職員部会. 2016年5月23日閲覧。 ^ “森鴎外、漱石も味わった？ 晩成社の「マルセイバタ」”. WEB TOKACHI. 十勝毎日新聞社 (2014年2月27日). 2016年5月23日閲覧。 ^ 観月陸 (2014年12月10日). “北海道土産の超定番、六花亭「マルセイバターサンド」の秘密”. マイナビニュース. 株式会社マイナビ. 2016年5月23日閲覧。
博多ぽてと

博多ぽてと（はかたぽてと）は、福岡県福岡市東区に所在する有限会社二鶴堂が製造している土産菓子である。 さつまいもを焼き芋にしてペースト状にしたものにクリームを加えマイルドな風味に焼き上げたスイートポテトである。パッケージに印刷されているキャラクターは「ぽてっと君」。 土産菓子 日本全国の銘菓 博多の女 二鶴堂『福岡のお土産｜博多の女』 博多ぽてと『ぽてっと君.com』
わかさいも

わかさいもは、株式会社わかさいも本舗が製造・販売する北海道洞爺湖温泉名物の菓子。同温泉の定番土産菓子でもある。 同社の製品「いもてん」についても記述する。 石焼き芋をイメージしているが、芋は一切使われていない。中には大福豆を用いて作られる白餡と昆布（サツマイモのスジを表現している）が練り込まれており、表面はうっすらと砂糖醤油で焦がしている独特のスタイル。カロリーは1個あたり約126kcal。 サツマイモ・焼き芋に似せた類似の和菓子自体は古くから作られており、例えば東京都中央区にある「壽堂」という老舗和菓子店の「黄金芋」などが存在するが、わかさいもはサツマイモが取れない北海道で、開拓者が出身地で食べたであろう焼き芋を再現する、いわば開拓の歴史を語る菓子となっている。 現在北海道において、もっとも著名な「いもに似せた風味の菓子」は、わかさいも本舗（洞爺湖町）の「わかさいも」であるが、道央の数ヶ所に類似商品を作っている業者があり、いずれも大正から昭和初期（古い所では明治末期）の創業をうたっている。わかさいも本舗の創業者の若狭函寿はかつて黒松内駅で菓子などを販売していたが、1923年（大正12年）に芋を使わない菓子「やきいも」を考案し、1930年（昭和5年）に洞爺湖温泉へ移転して新たに店を開いた。その際、当時、若狭と親交のあった小樽新聞の記者で、画家でもあった唯是日出彦が「わかさいも」と命名した。 1977年の有珠山噴火では本社工場が被災して販売中止に追い込まれたが、2000年の噴火では一時的に他の工場へ製造拠点を移して対応した。なお、すぐ近くに噴火口ができたために壊滅した工場は「わかさいも」を作っていた工場ではない。 販路拡大を進めており、かなり古くから道内の国鉄・JRの一部特急・急行列車の車内販売の品目となっていたほか、札幌駅構内にも売店を出店している。 いもてんとは、同社の製品「わかさいも」の揚げ物（天ぷら）製品である。サツマイモの天ぷらをイメージし、1968年より発売された。素朴さが受け、現在も人気の製品である。 わかさ屋いも 発売 : 若狭屋老舗（北海道寿都郡寿都町） いも風味 発売 : 株式会社わかさや本舗（札幌市西区宮の沢） 同社社史 1917年1917年（大正6年） - 寿都・初代若狭源七より製法伝授 1919年1919年（大正8年） - 京極町にて菓子店開業・商品名「やきいも」 1977年1977年（昭和52年） - 札幌工場（札幌市中央区北6条西28丁目）設立・商品名「いもでないいも」へ変更 1979年1979年（昭和54年） - 商品名「いも風味」へ変更 1992年1992年（平成4年） - 札幌工場を現在地（札幌市西区宮の沢1条3丁目）移転 2003年2003年（平成15年） - 法人改組「株式会社わかさや本舗」となる 若狭屋老舗から連なる家系を同社ホームページで公開している。 この家系図によると、全ての「若狭」さんは親族関係にあることを示している。 手焼いも 発売 : わかさや菓子舗（登別市）が販売。 かつて登別温泉にて、「わかさっこいも」とよばれる「いも風味の菓子」が「わかさや」から発売されていたが、「わかさいも本舗」が同商品の商標を登録出願し取得している。 松坂慶子（女優・歌手） - 1970年代 伊藤咲子（歌手） - 1970年代 内藤大助（プロボクサー） - 2009年～2013年 小日向文世（俳優） - 2014年～現在 おおば比呂司 - 「わかさいも」（「わかさいも本舗」発売）外箱デザインと北海道の観光絵地図を模した包装紙をデザイン。　 ^ 唯是 日出彦 ^ 会社の歴史 Archived 2016年4月1日, at the Wayback Machine. - わかさや本舗 ^ 若狭家家系図 Archived 2016年11月18日, at the Wayback Machine. - わかさや本舗 ^ 商標 「わかさっこいも」・称呼（参考情報） 「ワカサッコイモ」「ワカサッコ」商標の登録番号 第4328193号・登録日 平成11年10月22日・出願番号 商願平10-642・出願日 平成10年1月7日 「わかさいも」（洞爺湖町） わかさいも本舗 「いも風味」（札幌市・京極町） わかさや本舗 「手焼いも」（登別市） わかさ屋菓子舗 「わかさいも」を巡る諸研究サイト わかさいもを巡る諸研究 わかさいもの謎 - 南後志を訪ねて 寿都町の謎
菊水 (製麺メーカー)

株式会社菊水（きくすい）は、北海道江別市に本社を構える製麺業の企業。伊藤ハム米久ホールディングスの連結子会社。 キャッチ・コピーは「味のふれあい・菊水」。 ラーメン・そば・うどんなどの製麺を主力とする北海道を代表する製麺メーカー。 1949年12月 北海道上川郡下川町にて杉野製粉製麺工場を創業し、配給小麦粉を主原料とした委託製麺加工を始める。 1963年12月 「株式会社菊水」を設立。 1967年1月 札幌市白石町(現：白石区)に札幌工場を竣工。 1973年12月 江別市工栄町に新社屋が完成。本社機能・札幌工場を移転。 1980年9月 旭川市永山に旭川工場を竣工。 1987年7月 「寒干しラーメン」専用工場を併設。 1991年5月 菊水サッポロファクトリーを竣工。 1995年4月 伊藤ハム（現・伊藤ハム米久ホールディングス）の連結子会社となる。 2007年4月 東北・関東・中部・関西に加工センターを設置。 2007年4月　新揚げ物工場を建設 2008年4月　本社工場　新包装ライン、新資材庫を建設 2011年4月　本社工場　最新鋭の生ラーメン工場を建設　 生麺・スープ付き生ラーメン・乾燥ラーメン・乾麺・チルドめん・めんつゆ・ラーメンスープ・揚げ玉・かき揚げなど 寒干しラーメン 知床ざるそば ざるラーメン 江丹別そば 更科そば・ごまそば 焼きそば 焼きうどん 余市りんごのほっぺシリーズ 冷やしラーメン（冷やし中華） ソース焼きそば ・本社・本社工場 北海道江別市工栄町19-6 ・菊水サッポロファクトリー 北海道江別市工栄町23-3　　 ・東北営業所 宮城県仙台市泉区泉中央3丁目2番1号ルーセント21ビル3階　 伊藤ハム株式会社内 ・東京営業所 東京都中央区新富1丁目14番8号松永新富ビル5階 ・関西営業所 兵庫県西宮市高畑町4番27号 伊藤ハム株式会社　本社西館内 ・中部営業所 愛知県名古屋市中川区清川町 中川運河中幹線A地区第27号地 伊藤ハム株式会社 名古屋事務所2階内 ・九州営業所 佐賀県鳥栖市藤木町字若桜8-8 伊藤ハム株式会社 九州中央営業所内 現在は放映されていないが、1990年代はHBCの天気予報やuhbの『笑っていいとも!増刊号』『uhbニュース（土曜日20:54枠）』で提供するなどして放映されていた。ちなみにHBCにおける提供クレジットは、「麺類の総合メーカー菊水がお送りします（しました）」だった。 伊藤ハム米久ホールディングス 株式会社菊水 公式サイト
北菓楼

北菓楼（きたかろう）は、北海道砂川市に本社ある製菓メーカー・企業。「ホリホールディングス」の会社であり、グループ会社に「ホリ」がある。 北菓楼は、ホリの自社商品を直接販売をするために会社を設立したことが始まりである。北海道産の原料にこだわっており、自社で栽培しているものもあるなど、すべての菓子を自社で製造している。直営店のほか、物産展に商品を出展している。 北菓楼は、客室乗務員やパイロットが北海道のお土産としてシュークリームをまとめ買いしていったことが口コミで広がっていき人気を獲得していった。シュークリームは通信販売しておらず、物産展に出品してもあっという間に売り切れてしまう人気商品となっている。 北海道開拓おかき バウムクーヘン「妖精の森」 シュークリーム ピスコット もりりん ハードゼリー「妖精のバラ」 はまなすの恋 開拓煎餅きたまゑ 1991年（平成03年）：砂川ハイウェイオアシスに「北菓楼砂川ハイウェイオアシス館店」オープン。 1993年（平成05年）：株式会社「北菓楼」となる。 1996年（平成08年）：砂川本店オープン。 2002年（平成14年）：小樽本館オープン。 2011年（平成23年）：新千歳空港店オープン。 2016年（平成28年）：北海道教育委員会と「北菓楼札幌本館（旧北海道立三岸好太郎美術館）活用事業に係る協定」締結。札幌本館オープン。 2018年（平成30年）：北海道立図書館と「相互協力協定」締結。KITARARO Lオープン。 「新千歳空港店」のほかにも空港内で北菓楼の商品を取扱っている店舗があるほか、北海道内の各空港や札幌駅の売店などでも取扱っている。「砂川本店」は喫茶フロアを併設しておるほか、「ドッグガーデン」や「北菓楼の森〜もりりんの森〜」が隣接している。また、『北海道地域文化選奨特別賞』と『企業市民文化賞』を受賞している。「小樽本館」は日藤小樽営業所の倉庫であった石造りの建物を利活用しており、「六花亭」の店舗が併設している。また、『小樽市都市景観賞』を受賞している。「札幌本館」は、1926年（大正15年）に摂政宮（後の昭和天皇）行啓記念事業の一環として御下賜金を元に北海道内初となる本格的な図書館「北海道庁立図書館」（現在の北海道立図書館）として開館した。設計は、北海道知事公館や北海道大学総合博物館などを担当した萩原惇正を中心とする道庁建築家技師たちによるものである。その後、「北海道立美術館」、「北海道立三岸好太郎美術館」、「北海道立文書館」の別館として使用し、1990年（平成2年）には「さっぽろ・ふるさと文化百選」に選定されたが、2014年（平成26年）に閉鎖した。同年に北菓楼は建物を取得して歴史的価値を生かしたリノベーションを行い、基本デザインは安藤忠雄が手掛けた。館内はショップのほかに三岸好太郎の作品を展示する「ミギシ・サテライト」、カフェ、ライブラリー、メモリアルルームがある。建物は『グッドデザイン賞』、『北海道赤レンガ建築賞』大賞、『BELCA賞』ベストリフォーム部門などの各賞を受賞している。 砂川本店 - 砂川市西1条北19丁目2-1 砂川ハイウェイオアシス館店 - 砂川市北光336 札幌本館 - 札幌市中央区北1条西5丁目1-2 KITAKARO L - 札幌市中央区北1条西17丁目1-1 小樽本館 - 小樽市堺町7-22 新千歳空港店 - 千歳市美々 新千歳空港ターミナルビル2階 札幌エスタ店 - 札幌市中央区北5条西2丁目 札幌エスタ地下1階 大丸札幌店 - 札幌市中央区北5条西4丁目7 大丸札幌店地下1階 小樽本館（2011年11月） ^ 「父から兄弟、そして息子へつなぐ『人を笑顔にする菓子づくり』」、『財界さっぽろ』2016年、2018年8月14日閲覧。 ^ a b “シュークリーム”. 北菓楼. 2018年8月14日閲覧。 ^ a b c d e “沿革”. 北菓楼. 2018年8月14日閲覧。 ^ “堺町通りに“美術館と菓子店”オープン！”. 小樽ジャーナル. 小樽ジャーナル社 (2002年4月27日). 2018年8月14日閲覧。 ^ “北菓楼札幌本館（旧北海道立三岸好太郎美術館）活用事業に係る協定書 (PDF)”. 北海道教育委員会 (2016年2月10日). 2018年8月14日閲覧。 ^ “札幌の歴史的建造物が「北菓楼」札幌本館に　安藤忠雄さんがデザイン”. 札幌経済新聞 (2016年3月17日). 2018年8月14日閲覧。 “みんなの経済新聞ネットワーク” ^ “読書の推進へ 相互協力協定*道立図書館と北菓楼”. フォト北海道（道新写真データベース）. 北海道新聞社 (2018年3月19日). 2018年8月14日閲覧。 ^ “「北菓楼」新店 きょう開店*札幌2カ所目、記念企画も”. フォト北海道（道新写真データベース）. 北海道新聞社 (2018年4月7日). 2018年8月14日閲覧。 ^ “北海道地域文化選奨”. 北海道. 2018年8月14日閲覧。 ^ “第15回小樽市都市景観賞作品”. 小樽市. 2018年8月14日閲覧。 ^ a b c d “旧文書館別館が「北菓楼札幌本館」に、2016年3月18日リノベーションオープン”. リアルエコノミー (2015年12月13日). 2018年8月14日閲覧。 ^ “歴史的建築物を再生した菓子店舗 ［北菓楼札幌本館］”. グッドデザイン賞. 2018年8月14日閲覧。 ^ “BELCA賞 北菓楼札幌本館”. ロングライフビル推進協会. 2018年8月14日閲覧。 ^ “北菓楼札幌本館がBELCA賞 未来志向の改修が評価”. 北海道建設新聞 (北海道建設新聞社). (2018年8月16日). https://e-kensin.net/news/107780.html 2018年8月16日閲覧。  北菓楼
中標津ミルキーラーメン

中標津ミルキーラーメン（なかしべつミルキーラーメン）は、北海道標津郡中標津町で生産された牛乳が使用されたご当地ラーメンである。 2006年に牛乳の過剰生産で大量の生乳が産業廃棄物として廃棄されたニュース報道をきっかけに、牛乳の消費拡大に貢献する目的で考案。 名称は全て「中標津ミルキーラーメン」とする。 麺つゆに100cc以上の中標津産牛乳を使う。 味は各店の持ち味を出すことから自由とする。 当時11店舗のスタンプラリーが行われた。 開催期間 2006年11月3日-12月20日 参加店舗 破天荒、梟亭、大和殿、龍鳳、河亭、東龍門、来々軒、らー麺たら福、ファミリーレストランみちのく、よしの屋食堂、中標津保養所温泉 主催 中標津ミルキーラーメン制作委員会 中標津ミルキーラーメンが好調だったことから、中標津町観光協会が中心となり、空港・駅等でお土産として流通させるようにパッケージ化した。 製品概要 しお味：2食入 750円（税込） カレー味：2食入 800円（税込） 販売元 中標津町観光協会 中標津町役場
三方六

三方六（さんぽうろく）は、北海道の十勝地方の土産菓子。製造元は十勝総合振興局管内の音更町（登記上は帯広市）に本社を構える柳月（りゅうげつ）。 1965年、北海道開拓100年を記念して作られた。名前は、三方六寸に切られた薪をイメージして付けられた。縦に切られた形のバウムクーヘンであり、白樺の木肌を2色のチョコレートで表現している。 第27回モンドセレクションにおいて最高金賞を受賞した。 現在販売されている商品はあらかじめ10切れにカットされているが、かつてはカットされておらず、切り分け用のナイフが入っていた。現在でも購入時に希望すればノコギリ型のナイフをもらうことができる。 また、本社工場があるスイートピア・ガーデンに行くと、作った際の端の部分が安く売られている。バウムクーヘンの両端部分を切り落とす際に発生する円形の切れ端を袋詰めしたものと、製品の大きさを整える際に発生する薄い長方形の切れ端をパック詰めしたものがそれぞれ販売されている。 なお、スイートピア・ガーデンでは、「北の年輪」の商品名で、縦にカットする前の「丸太」の状態のものも販売している。 別記になるが、新得駅前において、切れ端の販売があるのを確認している。 2008年より、チョコレート味の開拓三方六しょこらも発売されているが、期間限定でチーズ味やメープル味、抹茶味も販売されている。 開拓三方六しょこら  開拓三方六メイプル  三方六の切れ端  ^ “一度は買いたい! すぐ売り切れる幻の柳月「三方六の切れ端」”. フード/グルメ. 北海道ファンマガジン (2012年8月16日). 2013年6月7日閲覧。
かに星雲

かに星雲（かにせいうん、Crab Nebula 、M1、NGC1952）はおうし座にある超新星残骸で、地球からの距離はおよそ7000光年。典型的なパルサー星雲で、中心部には「かにパルサー」と呼ばれるパルサーの存在が確認されており、現在も膨張を続けている。 この星雲の元となった超新星爆発が1054年に出現したことが、中国や日本の文献に残されている。 1054年に出現した超新星（SN 1054）は、中国の記録『宋史』「天文志」に客星（突然現れた明るい星）として記され、仁宗の治世である至和元年五月己丑（1054年7月4日）に現れ嘉祐元年三月辛未（1056年4月5日）に見えなくなったとある。日本でも藤原定家が自身の日記『明月記』に記録をひいている。また著者不詳の『一代要記』にも記録が残っている。さらに1000年頃にアメリカ・インディアンによって描かれたアリゾナの壁画に残されている星の画をこの超新星とする説もある。超新星の出現当時は金星ぐらいの明るさになり、23日間にわたり昼間でも肉眼で見えた。夜間は後2年間も見えていた。 1731年にイギリスの開業医でありアマチュア天文家のジョン・ベヴィスによって発見された。ウィリアム・パーソンズの観測で微細なフィラメント構造がカニの足を思わせることからカニ星雲と命名された。ただ、ジョーンズのようにこのスケッチはむしろパイナップルのように見えるという人もいる。 彗星を観察していたシャルル・メシエが、彗星と紛らわしい天体としてまとめたメシエカタログの1番目に収録されている。メシエ天体では唯一の超新星残骸である。メシエは1758年9月12日にかに星雲を彗星の追跡中に発見した。メシエは「牝牛の南の角の上にある、星雲状のもので星を含まない。白っぽくローソクの炎のように長く伸びている。1758年の彗星を追跡中に発見した。また、ベヴィス博士が1731年発見したとする私信がある」と記している。 1774年ボーデは「星のない小さな星雲状のもの」とした。ジョン・ハーシェルは「星団で分解できそう」とした。1844年ウィリアム・パーソンズは「もはや分解されない楕円形の星雲。おもに星雲の南端からおどりでた多くのフィラメントが見えた。普通の星団とは異なり不規則であらゆる方向に向かっている。おそらく強力な力が他のフィラメントを押し出したのであろう。これが星団の形を作ると思われる」とした。このとき、最初にM1のフィラメント構造が発見された。 その後、ルンドマークが900年ばかり前に爆発したことを示唆し、写真観測から年ごとに膨張しつつあることを明らかにした。現在でもガスは毎秒1100kmの速さで四方に広がっている。また、エドウィン・ハッブルやダンカンは1054年に出現した超新星の残骸であることを確認した。1994年のハッブル宇宙望遠鏡による観測で、フィラメントはプラズマで覆われていることが明らかになった。ウィリアム・パーソンズの言うとおり、このプラズマが外側の濃い星間物質を押してフィラメント構造が発達している。 かに星雲の中心にある星は、かにパルサーと呼ばれるパルサー（中性子星）である。1969年に発見された。直径は約10km。光度は16等級。1秒間に30回という高速回転をしており、33msの周期で電波やX線を出し、また可視光線で星雲全体を照らしている。非常に強いX線を放出しており、X線天文学において時間の較正に使われる。 双眼鏡では微かな光斑に見える。口径5cmの望遠鏡では三角形の白い雲のように見える。口径10cmでは佐渡島のような形の白い雲状に見え、条件が良いときには内部に線が見えるという。またマラスは色がやや緑がかっていると記している。(天体写真の色は人間の眼にあまり見えないHαなどの光を強調してしまうので、肉眼で見たものとは異なる場合が多い)見え方は空の状態に依存する天体でもある。口径20cmの望遠鏡では佐渡島のような形に見え、内部の模様も見え始める。口径30cmでロス卿の言うフィラメント構造が見え始めると言われている。中心部の中性子星は口径50cmの望遠鏡で見ることができる。最良の環境では口径25cmの望遠鏡で見ることができるという人もいる。 ^ 定家自身は12世紀の人であり、超新星を見てはいない。過去の天文寮の記録を引用したものと考えられている。 ^ a b “M1”. メシエ天体ガイド. AstroArts. 2014年12月25日閲覧。 ^ a b c d e “SIMBAD Astronomical Database”. Results for NGC 1952. 2012年2月12日閲覧。 ^ Trimble, Virginia Louise (1973年). “The Distance to the Crab Nebula and NP 0532”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 85 (507): 579. Bibcode 1973PASP...85..579T. doi:10.1086/129507.  ^ Kaplan, D. L.; Chatterjee, S.; Gaensler, B. M.; Anderson, J. (2008年). “A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars”. Astrophysical Journal 677 (2): 1201. arXiv:0801.1142. Bibcode 2008ApJ...677.1201K. doi:10.1086/529026.  ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2007). An Introduction to Modern Astrophysics, Second Edition. Pearson Addison-Wesley. ISBN 0-8053-0402-9. [要検証 – ノート] ^ 斉藤国治 『定家『明月記』の天文記録』 慶友社、1999年。ISBN 4-87449-029-8。
ブーメラン星雲

ブーメラン星雲(Boomerang Nebula)は、ケンタウルス座の方向に地球から5000光年離れた位置にある原始惑星状星雲である。既に観測された自然な状態の宇宙空間の中で最も低温になっている場所でもある。 ブーメラン星雲は、既に観測された自然な状態の宇宙空間の中で最も低温になっている場所でもある。また、宇宙マイクロ波背景放射の温度より低い唯一の場所でもある。1995年にESOがチリにあるサブミリ望遠鏡によって観測して推定された温度は1K (-272℃) であり、絶対零度から1度高い程度である。これは宇宙の温度、即ち宇宙マイクロ波背景放射の2.7Kよりも低い。これはボース＝アインシュタイン凝縮が起きるほどの低温である。 ブーメラン星雲が持つ低い温度は、ガスの移動によって説明される。1998年にハッブル宇宙望遠鏡を用いた観測により、ブーメラン星雲が原始惑星状星雲であることが突き止められた。星雲の中心部からは、164km/sという高速の「風」が吹いており、それが宇宙空間に拡散し、膨張する際に温度が下がり、非常に低い温度に達するのである。星雲からは、1500年間で太陽質量の1.5倍のガスを放出すると考えられている。ガスの流れによるフィラメント構造が見られるが、これは多くの惑星状星雲とは異なる上に、その構造を作り出すほどブーメラン星雲は古いようには見えない。この例のように、惑星状星雲が多種多様な形を持っているのは謎である。 ブーメラン星雲は、Keith TaylorとMike Scarrottによって観測され、1980年にブーメラン星雲と名付けられた。この時は、ブーメランのような非対称なカーブがその名の由来となったが、その後1998年に撮影されたハッブル宇宙望遠鏡の高解像度画像を見る限りでは、Bow Tie Nebula（Bow Tieは蝶ネクタイ、Nebulaは星雲）の方がよりふさわしい名前かもしれないと指摘している。ただし現在では、Bow Tie Nebulaと言えば別の星雲の事を指す（#関連項目参照）。 惑星状星雲 原始惑星状星雲 NGC 40 - Bow Tie Nebulaという名前を持つ星雲。 NGC 2440 - Bow Tie Nebulaという名前を持つ星雲。 温度の比較 ^ 邦訳するとケンタウルス座双極星雲となる ^ “宇宙で一番低温の天体、ブーメラン星雲”. AstroArts. 2012年5月6日閲覧。 ^ a b c d e f g h i The Boomerang Nebula - the coolest place in the Universe? - ESA ^ a b c d BOOMERANG NEBULA - SIMBAD ^ a b c d Boomerang Nebula - "NASA" ^ PGC 3074547 (Boomerang Nebula) - SKY-MAP.ORG ^ Hubble Catches Scattered Light from the Boomerang Nebula - HUBBLESITE 座標: 12h 44m 45.45s, −54° 31′ 11.4″
子持ち銀河

子持ち銀河（こもちぎんが、M51、NGC5194）はりょうけん座にある渦巻銀河である。4' 35" 離れたすぐ近くに伴銀河NGC 5195があることが名前の由来であり、伴銀河を含めて子持ち銀河と呼ぶ場合もある（このときNGC 5194をM51A、NGC 5195をM51Bと表記することがある）。直径およそ10万光年。 子持ち銀河は1773年10月13日にシャルル・メシエが発見した。「星はなく非常に微か」と記している。伴銀河はピエール・メシャンが1781年3月21日に発見した。メシエは1781年に発刊したカタログで、「二重で、その各々がよく輝く中心部を持ち、両者は4'35"離れている。二つの「大気」は触れ合っており、片方が暗い。」と記している（同様に、ジョン・ハーシェルも1889年にM51を中央部円形部分と外のリングの二重となっているスケッチを残している）。同じ1781年、ヨハン・ボーデは「小さく微かに輝く。おそらく楕円」と記した。ジョン・ハーシェルは「我々の世界と同じだと思われる。取り巻く暈は銀河系を表現する」とした。スミスは「明るく白い一対の星雲がそれぞれ核を持ち、惑星状物質がお互いに入れ込んで、南の方は中心部が輝き光輪にとりかこまれ水平になった時の輪のある土星のゴーストに似ている。我々が属する同じような星の宇宙は数えきれぬほどの能力のあるものが住んでいるにちがいない」とした。スミスはコアを取り巻く微かな4本程度の短い湾曲した腕のようなものをスケッチで描いている。 この銀河は銀河の渦巻構造が1845年にはじめて観測された銀河であり、ロス卿による観測スケッチが残っている。「渦状。高倍率では一層複雑な構造が分かる。大きい方と小さい方はつながっているに違いない。最も珍しい渦状星雲である」1861年には「外側の核は渦が左巻きになっているのは事実である」と記している。ウェッブは「ロス卿の驚異的な渦状星雲。この光輪はすぐれた器機でないと及ばない。この不釣り合いな一対はよいコントラストを示す。大きい方の光輪は追跡できる。9.3インチで渦の終わりがわかる。ファインダーでは神秘的な光班」、フラマリオンは「よく目立つ二重星雲。それぞれ中心部がよく輝いて明瞭。互いの連絡箇所ははっきりしている」とした。 子持ち銀河は明るい銀河で双眼鏡でも観測できるためアマチュア天文家にも人気が高い。双方の銀河を結ぶ腕は口径10cm程度の望遠鏡でも見えるという人もいる。マラスは10cmの望遠鏡で主星雲の中心部分に濃淡を描き、伴星雲とつながった淡い腕を描いているが、単に「写真を見過ぎたせいかも」とも記している。渦状構造がどの程度の望遠鏡から見えるかと言えば、シュトルーヴェは15インチではっきりとし、サゴは13インチの80倍ではっきりするとした。マラスは12.5インチではっきりとみえるとした。条件が良ければ口径8cm程度の望遠鏡でも腕を見ることができるという人もいる。 M51銀河群とはM51やM63を含む銀河群であり、地球からおよそ3700万光年離れたところにある。 このM51銀河群には以下の銀河が含まれる NGC 5023 UGC 8313 UGC 8331 M63 子持ち銀河（M51A、NGC5194）と伴銀河（M51B、NGC5195） NGC 5229 UGC 8683 いままでに以下の超新星が発見されている： SN 1994I - 1994年4月に発見されたIc型超新星。 SN 2005cs - 2005年6月に発見されたII型超新星。 SN 2011dh - 2011年5月に発見されたIIb型超新星。非常に珍しい黄色超巨星の超新星爆発である。 ^ a b c d e f g h i j k “M51”. SIMBAD. 2015年6月25日閲覧。 ^ a b c d Hartmut Frommert,Christine Kronberg (2013年4月24日). “Messier Object 51”. SEDS. 2015年6月25日閲覧。 ^ Takáts, K.; Vinkó, J. (2006年). “Distance estimate and progenitor characteristics of SN 2005cs in M51”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 372 (4): 1735. arXiv:astro-ph/0608430. Bibcode 2006MNRAS.372.1735T. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10974.x.  ^ a b c d “NED results for object MESSIER 51”. NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE. 2015年6月25日閲覧。 ^ a b “メシエ天体ガイドM51”. AstroArts. 2015年6月25日閲覧。 ^ a b Hartmut Frommert,Christine Kronberg (2000年8月6日). “Lord Rosse's drawings of M51, his "Question Mark" "Spiral Nebula"”. SEDS. 2015年6月25日閲覧。 NASA APOD: The Whirpool Galaxy 座標: 13h 29m 52.7s, +47° 11′ 43″
PSR B1913+16

PSR B1913+16は、別の中性子星と共通の重心を回る連星系を形成するパルサー（連星パルサー）である。1974年、マサチューセッツ大学アマースト校のラッセル・ハルスとジョゼフ・テイラーが発見した。彼らの分析により、一般相対性理論に従い、この連星系は重力波を放出してエネルギーを失っていることが強く示唆され、彼らは1993年のノーベル物理学賞を受賞した。発見者にちなんで、「ハルス-テイラーの連星パルサー」とも呼ばれる。 アレシボ天文台の305mのアンテナを用い、ハルスとテイラーはパルス状の電波の放射を検出し、その源が高速で自転し、強く磁化した中性子星のパルサーであることを突き止めた。この中性子星は、自転軸の周りを1秒間に17回転しており、パルス周期は59ミリ秒であった。 パルス波を何度か受信したハルスとテイラーは、その到達タイミングに周期的な変動があることに気付いた。ある時はパルスは期待される時刻よりもわずかに早く届き、ある時は遅く届いた。これらの変動は、7.75時間の周期で滑らかに繰り返し変化しており、彼らは、パルサーが別の恒星と連星系を作っていると仮定するとこのような振る舞いを予測できることを示した。 このパルサーと伴星（中性子星）は、どちらも共通重心の周りの楕円軌道を公転している。軌道周期は7.75時間で、2つの中性子星はほぼ同じ大きさ（直径20km）と質量（太陽質量の約1.4倍）と推定されている。 近点での公転速度は450 km/s、遠点での公転速度は110 km/sである。伴星の質量は、1.387M☉である。 軌道は、近星点で約1.1R☉、遠星点で約4.5R☉である。PSR B1913+16の場合、軌道傾斜角は約45°である。近点の向きは、軌道の方向に1年当たり約4.2°ずれる。1975年1月には、遠点の軸が地球から見て垂直の方向にあった。 この連星系が発見されて以来、軌道は減衰しており、これは、アルベルト・アインシュタインの一般相対性理論が予測する重力波のために起こるエネルギーの損失と正確に一致する。現在連星系から放出されている重力波の合計の仕事率は、7.35×1024Wと計算されている。これは太陽の光の放射電力の1.9%に相当する。 重力波放出による比較的大きなエネルギー損失のため、軌道周期の減少速度は、1年当たり76.5マイクロ秒、軌道長半径の減少率は、1年当たり3.5mとなり、寿命は3億年程度と計算されている。 2004年、テイラーとジョエル・ワイスバーグは、新しい実験データの分析を公表した。その結果、観測値と予測値との差は0.2%で、これは太陽から銀河中心までの距離、パルサーの固有運動、地球からパルサーまでの距離を含む銀河定数の不確かさによるとした。最初の二つの量は努力により改善がなされているが、パルサーまでの距離の改善は難しいまま残されている。また彼らは、系の歳差がパルスの形を変える事実を利用してパルサーの二次元のビーム構造を測定し、ビームの形は、中央付近で緯度方向に伸び、経度方向に圧縮されており、全体的に8の字型をしていることを明らかにした。 SF作家のアーサー・C・クラークは、テレビシリーズ『アーサー・C・クラークのミステリアスワールド』の中で、このパルサーがベツレヘムの星であるとした。その第12話の終わりは、「私たちがキリストの時代の前触れを告げた星の死にゆく声を聞けたとしたら、なんとロマンチックなことだろう」と結ばれた。 ^ a b c d e f g “SIMBAD Astronomical Database”. Results for PSR J1915+1606. 2016年8月27日閲覧。 ^ wikisky.org SKY-MAP for 19:15:28 / +16:06:27 (J2000 position) ^ a b c d e f g h i j k l m n o Johnston, Robert (2004年8月30日). “Binary pulsar PSR B1913+16”. 2016年8月27日閲覧。 ^ “The Nobel Prize in Physics 1993”. Nobel Foundation. 2011年3月12日閲覧。 “for the discovery of a new type of pulsar, a discovery that has opened up new possibilities for the study of gravitation” ^ Matzner, Richard Alfred (2001). Dictionary of geophysics, astrophysics, and astronomy. CRC Press. p. 356. ISBN 0-8493-2891-8. http://books.google.com/books?id=eez38xjCYGkC. , p. 356 ^ Introductory talk on the mathematics of gravitational radiation. Accessed March 11, 2012. ^ Weisberg, J.M.; Taylor, J.H. (July 2005). “The Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis”. written at Aspen, Colorado, USA. In F.A. Rasio and I.H. Stairs. Binary Radio Pulsars. 328. ASP Conference Series. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. pp. 25. http://aspbooks.org/custom/publications/paper/328-0025.html
TN J0924-2201

TN J0924-2201は、うみへび座の方向にある電波銀河である。 TN J0924-2201は、発見されている中で最も遠くにある電波銀河である。地球からの距離は263億3000万光年あるが、空間の膨張を考慮しない見かけの距離は125億9000万光年である。したがって125億9000万年前の天体であり、宇宙誕生からおよそ11億年後にある電波銀河である。TN J0924-2201は発見当時最も遠い銀河であった。 TN J0924-2201の電波のエネルギー源は、中心にある超大質量ブラックホールであると考えられている。明るさははくちょう座X-1の30倍明るいが、あまりにも遠い距離にあるため、可視光の視等級は25.85等級である。 2011年、愛媛大学と京都大学の研究者を中心とする研究チームは、すばる望遠鏡の微光天体分光撮像装置「FOCAS」を用いた可視分光観測によって、TN J0924-2201の輝線から、かなり豊富な量の炭素を発見した。TN J0924-2201からの輝線は、水素とヘリウム以外はとても弱く、これほど遠くの天体から水素とヘリウム以外の輝線を発見したのは世界初である。これまで調べられていたのは、赤方偏移がz=3、すなわち115億年の電波銀河までであり、元素に関する調査年代が11億年さかのぼったことになる。今回の観測とシミュレーションの結果を比較した結果、銀河の進化の中でゆっくりと増加してきたと考えられていた炭素は、宇宙誕生から11億年という短い時間で、 C / O > − 0.5 {\displaystyle C/O>-0.5} という大量の炭素が生成される事がわかった。 最も近い・遠い天体の一覧 電波銀河 炭素 ^ a b c d e f g すばる望遠鏡、125 億光年彼方の銀河に炭素を発見 ～ 宇宙における炭素誕生の謎に迫る ～ - すばる望遠鏡 ^ a b c d e 炭素はいつ生まれたか？125億光年彼方の銀河に炭素を発見 - 京都大学 ^ a b c d Most distant galaxy found - BBC ^ Chemical properties in the most distant radio galaxy - Astromony and Astrophysics
エララ (衛星)

エララ(Jupiter VII Elara)は、木星の第7衛星。木星の不規則衛星に分類される。また、ヒマリア群という衛星の集団に属している。木星の衛星の中では8番目に大きい。 1905年にチャールズ・ディロン・パーラインがリック天文台で発見した。前年に同じくパーラインが発見した木星の衛星ヒマリアの追加観測の最中に、1月2日以降に撮影されたネガにヒマリアよりさらに暗い天体として写っているのが発見された。その後2月21日と22日の観測で、この天体が木星を公転する天体であることが確認された。なお発見日に関しては、1905年1月5日とする記述もある。 名前はゼウスの愛人の1人であり、ティテュオスを産んだエラレーに因んで名付けられた。発見以降長い間に渡って命名されておらず、正式に命名されたのは1975年で、それ以前はJupiter VIIとして知られていた。1955年にブライアン・マースデンが提案したヘラという名前が使われることもあったが、これは最終的には採用されなかった。この他にも、複数の名称案が提案されていた。 エララの等級は 16.3 であり、アルベドを 0.04 と仮定した場合の半径は 43 km と推定される。これはヒマリアのおよそ半分に相当し、ヒマリア群の衛星の中では2番目に大きい。推定されるアルベドが低いことを考えると、エララは木星の重力に捕獲されたC型かD型小惑星の可能性があると考えられている。 2007年2月から3月にかけて、冥王星探査機ニュー・ホライズンズが木星をフライバイした際に、探査機に搭載されている望遠カメラの LORRI によって数枚の画像が撮影された。この観測からは、エララの自転周期が 12 時間であることが分かっている。 ^ Perrine, C. D. (1905年2月27日). “Satellites of Jupiter”. Harvard College Observatory Bulletin 178. http://adsabs.harvard.edu//full/seri/BHarO/0178//0000001.000.html.  ^ a b c Perrine, C. D. (1905年). “The Seventh Satellite of Jupiter”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 17 (101): 62–63. Bibcode 1905PASP...17...56.. doi:10.1086/121624. JSTOR 40691209.  ^ a b c d Jacobson, R. A. (2000年). “The orbits of outer Jovian satellites”. Astronomical Journal 120 (5): 2679–2686. Bibcode 2000AJ....120.2679J. doi:10.1086/316817. https://trs.jpl.nasa.gov/bitstream/2014/15175/1/00-1187.pdf.  ^ a b c d “In Depth | Elara – Solar System Exploration: NASA Science”. Solar System Exploration: NASA Science. アメリカ航空宇宙局 (2017年12月5日). 2018年11月13日閲覧。 ^ Jet Propulsion Laboratory (2013年8月23日). “Planetary Satellite Mean Orbital Parameters”. Jet Propulsion Laboratory Solar System Dynamics. ジェット推進研究所. 2018年11月13日閲覧。 ^ a b c d “Planetary Satellite Physical Parameters”. ジェット推進研究所 (Solar System Dynamics). 2009年8月10日閲覧。 ^ a b Hamilton, Thomas Wm. (2013). Moons of the solar system. Strategic Book Publishing. p. 21. ISBN 1625161751. https://books.google.com/books?id=wg4ELSuruqQC&pg=PA21.  ^ Marsden, Brian G. (1975年10月7日). “Satellites of Jupiter”. 国際天文学連合. 2018年11月13日閲覧。 ^ Marsden, Brian (1955年). “Satellite Nomenclature”. Journal of the British Astronomical Association 65: 308–310.  ^ a b Owen, Tobias (1976年9月). “Jovian Satellite Nomenclature”. Icarus 29 (1): 159–163. Bibcode 1976Icar...29..159O. doi:10.1016/0019-1035(76)90113-5.  ^ Rettig, T. W.; Walsh, K.; Consolmagno, G. (2001年12月). “Implied Evolutionary Differences of the Jovian Irregular Satellites from a BVR Color Survey”. Icarus 154 (1): 313-320. Bibcode 2001Icar..154..313R. doi:10.1006/icar.2001.6715.
セイファート銀河

セイファート銀河（セイファートぎんが、Seyfert galaxy）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。 セイファート銀河の特徴は、非常に明るい中心核が存在することと、水素・ヘリウム・窒素・酸素などの非常に明るい輝線スペクトルが観測されることである。これらの輝線は広いドップラー幅を持っており、輝線の放射源であるガスが500～4,000km/sという高速で運動していることを示唆している。このことから、これらの輝線は中心ブラックホールを取り巻く降着円盤付近から放射されていると考えられている。 これらの輝線は降着円盤自体の表面から放射されている可能性もあり、また円錐状に放出されている電離ガスの中にある中心エンジンによって照らされたガス雲から出ている可能性もある。輝線を放射している領域の正確な形は観測の分解能が十分でないためにはっきりとは分かっていない。しかし、降着円盤の各部分は我々の視線に対してそれぞれ異なる速度を持っているので、ブラックホールの周りをガスが速く回っているほど、そこから放出される輝線の幅はより広がるはずである。同様に、中心核に照らされたガス雲も場所ごとに異なる速度を持つと考えられる。 このことから、セイファート銀河の光に見られる輝線のうち幅の狭い線は速度が小さい中心核外縁部から放出され、幅の広い線はよりブラックホールに近い場所に起源を持つと考えられている。このことは、幅の狭い線は検出可能な変光を示さない、すなわち放射域が大きいことと、逆に幅の広い線は比較的短い時間スケールで変光することからも裏付けられる。幅の狭い輝線を放射している領域を狭線領域 (narrow line region; NLR)、幅の広い輝線を放射している領域を広線領域 (broad line region; BLR) と呼ぶ。このように変光の有無を用いて輝線領域の位置や形態を決める手法を reverberation mapping（反射光マッピングの意）と呼ぶ。 また、セイファート銀河は電波・赤外線・紫外線・X線のスペクトルでも強い輝線を示す。電波での輝線はセイファート銀河のジェットからのシンクロトロン放射であると考えられている。赤外線の輝線は他の波長の電磁波が中心核近くの塵に吸収され再放射されたものである。X線などの高エネルギー光子は、ブラックホール付近の高温コロナによる逆コンプトン散乱によって作られたものと考えられている。 セイファート銀河は1型と2型の2種類に分類される。銀河のスペクトルに幅の狭い輝線と広い輝線を両方含むものが1型で、幅の狭い輝線しか見られないものが2型である。今日ではさらに、幅の狭い輝線と広い輝線の相対強度によって1.5型や1.9型のように細かく分類される場合もある。現在有力な活動銀河の統一モデルでは、輝線を放射する中心領域を取り巻くように塵のトーラスが存在すると考えられており、我々の視線に対して塵のトーラスが正対している場合には幅の狭い輝線と広い輝線の両方が見られるセイファート1型として観測され、トーラスを横から見る配置の場合には塵によって幅の広い輝線成分が隠されてセイファート2型として観測される、と解釈されている。 また、セイファート2型銀河の中には幅の広い輝線が偏光成分としてのみ観測されるものもある。これは、広線領域からの光が中心核を取り巻く高温ガスのハローによって散乱されて間接的に見えているものと考えられる。この現象はセイファート2型銀河 NGC 1068 で最初に発見された。 ^ a b 『オックスフォード天文学辞典』 朝倉書店、初版第1刷、223頁。ISBN 4-254-15017-2。 ^ 國枝秀世:「あすか」の見た活動的銀河核と宇宙X線背景放射(<小特集>:X線天文衛星「あすか」) 日本物理學會誌 Vol.56 (2001) No.12 P925-932 セイファート銀河NGC4151中心核の多色測光観測 大阪教育大学紀要 第III部門:自然科学 46巻2号 p.219-229
タランチュラ星雲

タランチュラ星雲（タランチュラせいうん、NGC2070、Caldwell 103）は、大マゼラン雲のHII領域にある輝線星雲である。当初は恒星と考えられていたが、1751年にニコラ・ルイ・ド・ラカーユが星雲であることを突き止めた。 恒星以外の天体としては非常に大きい光度を持つ。その明るさは、もし地球からオリオン大星雲ほどの距離に来たならば、影を生じるほどである。実際に、局部銀河群で知られている最も活発なスターバースト領域である。また局部銀河群のそのような領域としては直径200パーセクと最も大きいことで知られる。星雲は大マゼラン雲の最先端に位置し、そこでは動圧がなくなり、星間物質の圧縮が最大限に達する。核には、直径約35光年の小さな星団R136が存在し、星雲のエネルギーの大部分を生産している。星団の質量は推定45万太陽質量であり、将来は球状星団になると推測されている タランチュラ星雲にはR136の他にも、2000万歳から2500万歳と古い星団であるホッジ301もある。この星団中の最も質量の大きい恒星はすでに超新星として爆発している。 望遠鏡が発明されて以来、直近で観測された超新星爆発は、タランチュラ星雲の外縁部で生じたSN 1987Aである。 星団RMC 136a タランチュラ星雲の中心領域 タランチュラ星雲に近い大マゼラン雲の領域 タランチュラ星雲の中心部にR136が位置する。白いホッジ301も右上に見える。 タランチュラ星雲とその周辺 タランチュラ星雲のフィラメント 画像の中心に星雲が見える 広域赤外線探査衛星で観測したタランチュラ星雲 ^ 沼澤茂美・脇屋奈々代『星座の事典』ナツメ社 2007年。ISBN 978-4-8163-4364-3 ^ a b c d e f “SIMBAD Astronomical Database”. Results for Tarantula Nebula. 2012年5月4日閲覧。 ^ a b c d “SEDS Students for the Exploration and Development of Space”. Results for Tarantula Nebula. 2007年5月8日閲覧。 “30 Doradus .. 49 kpc +- 3 kpc” ^ a b Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Brandl, B.; Whelan, D. G.; Wu, Yanling; Charmandaris, V.; Devost, D.; Houck, J. R. (June 2008 2008). “Chemical Composition and Mixing in Giant H II Regions: NGC 3603, 30 Doradus, and N66”. The Astrophysical Journal 680 (1): 398–419. doi:10.1086/587503. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...680..398L.  ^ Massey, P ; Hunter, D. (1998年1月). “Star Formation in R136: A Cluster of O3 Stars Revealed by Hubble Space Telescope Spectroscopy”. The Astrophysical Journal 493 (1): 180. doi:10.1086/306503. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...493..180M  ^ Bosch, Guillermo; Terlevich, Elena; Terlevich, Roberto (2009年). “Gemini/GMOS Search for Massive Binaries in the Ionizing Cluster of 30 Dor”. Astronomical Journal 137 (2): 3437–3441. doi:10.1088/0004-6256/137/2/3437. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009AJ....137.3437B.  ^ Grebel, Eva K.; Chu, You-Hua (2000年). “Hubble Space Telescope Photometry of Hodge 301: An "Old" Star Cluster in 30 Doradus”. Astronomical Journal 119 (2): 787–799. doi:10.1086/301218. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000AJ....119..787G.  APOD Images: 2003 August 23 & 2010 May 18 SEDS Data: NGC 7020, The Tarantula Nebula Hubble Space Telescope Images of: The Tarantula Nebula European Southern Observatory Image of: The Tarantula Nebula
とも座A

とも座A(Puppis A)は、直径約10光年の超新星残骸である。超新星は、約3700年前に「発生した」（即ち、地球から見られた）。ほ座超新星残骸と重なっているが、4倍も遠くにある。「宇宙のキャノンボール」とも呼ばれ、500万km/hもの速度で移動する高速中性子星RX J0822-4300は、この超新星残骸の中にある。 とも座X-1(Puppis X-1)は、1971年10月のスカイラークの飛行によって発見され、恐らくその可視部分はとも座Aであると考えられている。とも座Aは、最も明るいX線源の1つで、そのX線は2U 0821-42と呼ばれる。 "Puppis A: Chandra Reveals Cloud Disrupted By Supernova Shock", Chandra: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang et al.; ROSAT: NASA/GSFC/S.Snowden et al., [1][リンク切れ] Simbad
カシオペヤ座A

カシオペヤ座A（カシオペヤざA、Cassiopeia A 、Cas A）はカシオペヤ座にある超新星残骸で、太陽系外の電波源としては全天で最も電波強度が強い天体である。その強度は 1 GHzの波長域で 2,720 Jyに達する。この天体を作った超新星爆発は地球から約10,000光年離れた銀河系内で起こった。この爆発の後に残された放出物質からなる雲は現在も膨張を続けて直径約10光年に達しており、条件の良い空では肉眼でもかすかに見ることができる。 カシオペヤ座Aは超新星爆発から約300年が経っていると考えられているが、この超新星の観測記録は歴史上のどの記録にも全く残っていない。これはおそらく星間塵によって超新星の可視光の放射が地球に達する前に吸収されてしまったせいだと考えられている。この原因としては、この超新星爆発を起こした恒星が非常に質量が大きかったために、爆発以前の段階で星の外層の大部分を周囲に放出していたとする可能性が考えられている。すなわち、星の外へ放出された外層の物質が星本体を覆い隠し、超新星爆発で放出された光の大部分を再吸収したために地球からは見えなかったとするものである。 カシオペヤ座Aはケンブリッジ電波源カタログ第3版（3Cカタログ）では 3C 461、またグリーン超新星残骸カタログでは G 111.7-2.1 という番号で記載されている。 この超新星残骸の膨張殻は約3,000万Kの温度を持ち、4,000km/sという速度で膨張を続けている。 カシオペヤ座Aは我々の太陽系外の天体としては全天で最も強い電波源で、1947年に初めて単独の電波源として発見された。この電波源の可視光での対応天体は1950年に同定された。1979年にヨシフ・シクロフスキーはカシオペヤ座Aにはブラックホールが存在すると予言した 。1999年、チャンドラX線天文台はこの超新星残骸の中心付近に「高温の点状光源」を発見した。この天体はそれまで存在が予言されていたものの見つかっていなかった中性子星あるいはブラックホールに非常によく類似している 。 現在のカシオペヤ座Aの膨張速度の観測データから逆算すると、この天体を作った超新星爆発は1667年前後に観測されたと推定されている。一方、ウィリアム・アッシュワース他の天文学者は、ジョン・フラムスティードが1680年8月16日にこの超新星残骸の位置の近くに「カシオペヤ座3番星」という星を観測して記載していることから、彼はこの超新星残骸を偶然観測し、誤って普通の恒星として自分の星表に記載したのではないか、と示唆している。ともあれこれ以降地球から肉眼で見られる超新星は我々の銀河系内では観測されていない。 ^ Shklovsky,　I.S., "Is Cassiopeia A a black hole?", Nature, 279(5715), 703, 1979. ^ Celebrating 5 Years with Chandra: Cassiopeia A ^ Pavlov, G.G. et al., "The Compact Central Object in Cassiopeia A: A Neutron Star with Hot Polar Caps or a Black Hole?", Astrophysical Journal, 531(1), L53-L56, 2000. Cassiopeia A and Supernova 1680 or 1667 (seds.org)
ベラ・ジュニア

ベラ・ジュニア (Vela Junior) とは、地球から見てほ座の方向に約650から700光年離れた位置にある超新星残骸である。 ベラ・ジュニアは、地球に最も近い位置にある超新星残骸である。距離はガンマ線とX線の流束から推定された。ベラ・ジュニアは地球から見て1200年頃に超新星爆発をした後の残骸であると推定されている。ベラ・ジュニアは地球から650から700光年離れているので、実際には500年頃から550年頃に超新星爆発が起こっており、その光が1200年頃に到着したものである。ベラ・ジュニアを生み出した超新星爆発は、地球からみてかなり明るかったと推定されるが、この時代にある歴史的な文献資料に爆発の観測記録は存在しない。ゲミンガと共に極めて地球から近い位置で発生した近地球超新星であり、この距離で超新星爆発が発生するのは10万年に1度といわれている。 ベラ･ジュニアの存在は、超新星爆発で生み出された核種である44Tiの崩壊（半減期約60.0年）から生じるガンマ線の分布を調べることで見つかった。ベラ・ジュニアの視直径は2×2度の大きさに広がっている。 ベラ･ジュニアを生み出す超新星爆発で生じた中性子星はPSR J0855-4644であると考えられている。ベラ・ジュニアとPSR J0855-4644は、X線源であるAX J0851.9-4617を構成している。チャンドラによる初期の観測では、PSR J0855-4644を発見することは出来なかった。発見が遅れたのはPSR J0855-4644がパルスをほとんど放出しない静かな中性子星であるからである。PSR J0855-4644の発見はベラ・ジュニアの発見から3年後の2001年である。 ベラ・ジュニアの名前は、地球から見るとほ座超新星残骸のすぐ近くの位置に、ほ座超新星残骸よりも小さなサイズで存在することから名づけられた。ただし、ベラ・ジュニアとほ座超新星残骸は直接物理的な関係はない。 ^ a b c d e f g h i j NAME VELA Jr SN -- SuperNova Remnant SIMBAD ^ a b c d e f g h i Discovery of a young nearby supernova remnant Astronomy Abstract Service ^ a b c d e f g Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova Astronomy Abstract Service ^ a b The Compact Central Object in the RX J0852.0-4622 Supernova Remnant Astronomy Abstract Service ^ The Compact Central Object in the Supernova Remnant G266.2–1.2 IOP Science ^ On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova arXiv PSR J0855-4644 ゲミンガ ガム星雲 座標: 08h 52m 00s, −46° 20′ 00″
かみのけ座超銀河団

かみのけ座超銀河団（かみのけざちょうぎんがだん、Coma Supercluster）とは、地球から見てかみのけ座の方向に約3億光年離れた位置にある超銀河団である。初めて発見された宇宙の大規模構造である。 かみのけ座超銀河団は、1978年にスティーブ・グレゴリー (Stephen A. Gregory) とレアード・トンプソン (Laird A. Thompson) によって発見された超銀河団である。彼らは238個の銀河の赤方偏移の値を測定し、距離に基づいて銀河を分布したところ、銀河の配置から、かみのけ座銀河団としし座銀河団の間が別の銀河団や銀河群によってつながっている事を発見した。また、かみのけ座超銀河団の構造が判明したため、かみのけ座超銀河団によって形作られるかみのけ座ボイドが同時に発見されている。かみのけ座超銀河団とかみのけ座ボイドの発見は、その少し前に示唆されていた、宇宙の銀河の分布が、泡のように三次元的に広がった銀河が希薄な空間と、その泡の間となる壁に銀河が密集する構造を持つという宇宙の泡構造説を支持するものであった。この泡構造は当初支持されなかったが、1987年にペルセウス座・うお座超銀河団、1989年にCfA2グレートウォールが発見されるようになると、徐々に支持を得るようになった。また、かみのけ座超銀河団の発見によって、かみのけ座銀河団についての論文は1997年から2001年の間で125本も書かれた。これはおとめ座銀河団とほぼ同じ数である。なお、しし座銀河団についての論文は同じ期間で11本であるが、これはかみのけ座銀河団と比べ、しし座銀河団は銀河が少ないからである。 かみのけ座超銀河団は、主にかみのけ座銀河団としし座銀河団で構成されている。そしてその間を結ぶ、NGC 3937、NGC 4065、NGC 4169、NGC 4615などの銀河群や銀河クラウドを含む。確認されているだけでも3000個以上の銀河を保有している。かみのけ座超銀河団より近い位置にある超銀河団はあるが、最初にかみのけ座超銀河団が発見されたのは、銀河系の物質密度が薄いため、観測条件が良かったからである。 かみのけ座超銀河団は、自身で形作られているかみのけ座ボイドを持っている。後に発見される多くの超空洞と比べるとかなり小さい大きさを持つ。 現在ではかみのけ座超銀河団は、かみのけ座フィラメントという更に巨大な構造の一部である事が判明している。また、かみのけ座超銀河団はCfAホムンクルスの大部分を形成している。そして、かみのけ座フィラメントとCfAホムンクルスを含む更に巨大なCfA2グレートウォールの構造の一部である。なお、CfA2グレートウォールはかみのけ座ウォールとも呼ばれ、かみのけ座超銀河団はCfA2グレートウォールのちょうど中心部に存在する。また、かみのけ座超銀河団は、北ローカル・スーパーボイドと南ローカル・スーパーボイドの外側を構成している超銀河団の一部である。 かみのけ座超銀河団は、CfA2グレートウォールを通じてヘルクレス座超銀河団と、CfAホムンクルスを通じておとめ座超銀河団とつながっている。 NGC 3842 - 泡構造の推定に使われた、しし座銀河団の銀河。 NGC 3937 - しし座銀河団のすぐ近くに銀河群を形成している。 NGC 4065 - しし座銀河団のすぐ近くに銀河群を形成している。 NGC 4169 - 銀河群を形成している。 NGC 4615 - 銀河クラウドを形成している。 NGC 4874 - かみのけ座銀河団の中で最も明るい銀河の1つ。泡構造の推定に使われた。 NGC 4889 - かみのけ座銀河団の中で最も明るい銀河の1つ。 NGC 4911 ^ a b c d e f g h i j k l The COMA/A1367 Supercluster and Its Environs University of Nebraska - Lincoln ^ a b c The Coma Supercluster An Atlas of The Universe ^ a b c d e f g NAME COMA SUPERCL -- Supercluster of Galaxies SIMBAD ^ Supplemental topics on voids Astrophysics Data System ^ a b c Dssu, The Non-expanding Universe: Structure, Redshift, Distance The Cellular Universe website Archived 2011年6月26日, at the Wayback Machine. ^ Has the universe the cell structure Astronomy Abstract Service ^ Redshift surveys of emission-line galaxies Astronomy Abstract Service ^ Structure and formation of superclusters - IX. Selfsimilarity of voids Astronomy Abstract Service ^ The Coma/A 1367 filament of galaxies Astrophysics Data System ^ THE STAR FORMATION PROPERTIES OF DISK GALAXIES: H IMAGING OF GALAXIES IN THE COMA SUPERCLUSTER IOP Science ^ Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics Archived 2016年3月4日, at the Wayback Machine. かみのけ座ボイド かみのけ座フィラメント CfAホムンクルス CfA2グレートウォール 座標: 11h 23m 00s, +23° 54′ 00″
かみのけ座銀河団

かみのけ座銀河団（かみのけざぎんがだん、英：Coma Cluster、別名：Abell 1656）は、確認されただけで1000個以上の銀河を含む大きな銀河団である。しし座銀河団（Abell 1367）と共に、かみのけ座超銀河団を構成する、2つの主要な銀河団の一方である。 銀河団の地球からの平均距離は99Mパーセク（3.21億光年）である。中央の領域は、2つの巨大楕円銀河、NGC 4874とNGC 4889により支配されている。星野では銀河座標の北極付近の数度の範囲に見える。銀河団の中央部分に存在する銀河のほとんどは、楕円銀河である。矮小銀河も巨大楕円銀河と同様に、大量に銀河団の中で見出される。 空間密度の高い銀河団の例にもれず、構成銀河は圧倒的に楕円銀河とレンズ状銀河（S0銀河）である。ごく少数の形成年代の若い渦巻銀河も存在するが、それらの大部分は銀河団の周辺近くにある。 ^ a b The Nearest Superclusters ^ Focus On The Coma Cluster - NASA Archived 2008年5月30日, at the Wayback Machine. ^ The Coma Supercluster - atlasoftheuniverse.com ^ Colless, M (2001). “Coma Cluster”. In P Murdin. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol Institute of Physics publishing. http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/2600 2006年10月8日閲覧。. [リンク切れ] ^ Conselice, Christopher J., Gallagher, John S., III (1998年). “Galaxy aggregates in the Coma cluster”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 297: L34–L38. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01717.x. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?astro-ph/9801160.  ^ Newswise: Hubble's Sweeping View of the Coma Cluster of Galaxies Retrieved on June 11, 2008. かみのけ座超銀河団 おとめ座銀河団 ろ座銀河団 NASA APOD: The Coma Cluster of Galaxies The dynamical state of the Coma cluster with XMM-Newton Very Small Array observations of the Sunyaev-Zel'dovich effect in nearby galaxy clusters
PTF11kx

PTF11kxとは、やまねこ座の方向に地球から約6億光年離れた銀河に出現したIa型超新星である。 PTF11kxは、パロマートランジエントファクトリー（Palomar Transient Factory 英語）を使って発見された。PTF11kxは、スペクトル線に異常に強く鋭いカルシウムの吸収線が見られたことから、PTF11kxの周囲に比較的速度の遅いガスが存在し、それを超新星爆発の光が通過することによって、高温のガス中のイオンに吸収されて吸収線が生じると考えられ、光の変化を観測し続けられた。その結果、最初の観測から58日後に、カルシウムの吸収線が輝線へと変化したことが観測された。これは、超新星爆発によって放出された物質が、ガスを通過したことを示している。しかし、別の吸収線は変化せず、その速度はさらに遅いことがわかった。つまり、このようなPTF11kxを包むガスが何層にもわたって存在することが示されている。 このような何重にも重なるガス層は、これまでのIa型超新星の観測では見つかったことがなかった。また、Ia型超新星を起こす白色矮星の伴星である赤色巨星が恒星風として放出した星間物質に、超新星爆発の物質が衝突する例はこれまで観測されたことはあるが、PTF11kxの場合は、このガスの速度は恒星風と考えるには速度が速かった。 このような超新星は次のような理由によって説明される。まず、Ia型超新星を起こす白色矮星と赤色巨星の連星において、白色矮星に赤色巨星の物質が降り積もる。このとき降り積もった水素が限界値を超えて核融合反応を起こすと、急激な核融合反応によって爆発が生じ、新星として観測される。しかし、新星爆発によっては、降り積もった全ての物質が爆発によって放出されないことがあり、その場合はいつかは白色矮星としての限界であるチャンドラセカール限界を超える。このときに白色矮星内での炭素の核融合が暴走し、白色矮星が粉々に吹き飛ぶ大爆発を起こす。これがIa型超新星である。このような新星爆発を起こす天体が、新星爆発を何度か起こした後にIa型超新星を起こす可能性は指摘されていたが、それを証明する実例はPTF11kxが初めてである。最後の新星爆発は、おそらく数十年前に起こったと考えられている。 近年、これまで知られていないタイプのIa型超新星としてPTF11kxのほかにSN 2011feが発見されており、標準光源として利用されているIa型超新星には複数のタイプがある可能性が示されている。すなわち、Ia型超新星は、最終的に起こす爆発のエネルギーは同じであるが、それにいたるプロセスに複数のパターンがある可能性、あるいは、同じと思われていたIa型超新星にも複数の規模がある可能性を示している。 新星 SN 2011fe ^ a b c d e f g h i j Ia型超新星における新発見：「標準光源」の標準的でない誕生を捉えた カブリ数物連携宇宙研究機構 ^ a b c d e PTF 11kx -- SuperNova SIMBAD ^ a b c d Dilday, B.; Howell, D. A.; Cenko, S. B.; Silverman, J. M.; Neugent, P. E. et al. (2012), “PTF11kx: A Type Ia Supernova with a Symbiotic Nova Progenitor”, Science 377: 942, Bibcode 2012Sci...337..942D  ^ Palomar transient Factory English site  ^ a b c d Supernovae of the Same Brightness, Cut From Vastly Different Cosmic Cloth Lawrence Berkeley National Laboratory ^ a b c New Findings Show Some Type Ia Supernovae Linked to Novae UC Santa Barbara 座標: 08h 09m 12.87s, +46° 18′ 48.8″
M15 (天体)

座標: 21h 29m 58.33s, +12° 10′ 01.2″ M15（NGC 7078）はペガスス座にある球状星団。 ペガスス座の顔を形作っているθ星とε星を結んでε星の方向に伸ばした線上にある。双眼鏡等では、すぐ隣の6等星と並んでいるぼやっとした光芒がわかるので比較的探しやすい。 M15 は変光星を多く含む球状星団として知られている。ケンタウルス座のω星団とりょうけん座の M3 に次ぐ変光星の多さである。年々視直径が増大していることも観察されている。また、M15 の中には球状星団で初めて惑星状星雲 Pease1 が見つかっている。2013年現在観察されている球状星団の中で最も密集度の高い球状星団で、最も古い（約120億年前）球状星団である。 通常、球状星団や銀河などの恒星系は中心に向かって密度が大きくなっており、最も中心近くには密度一定のコアと呼ばれる領域があるが、M15は中心付近に密度一定のコアが見られず、中心が「尖った」密度分布を持っている。このような球状星団は他にもいくつか見つかっており、post core-collapsed cluster と呼ばれている。一般に自己重力でまとまっている系は時間とともに中心密度が際限なく上昇していくことが分かっており、このような過程は重力熱力学的カタストロフィーと呼ばれる。M15 はこのような物理過程が実際に起こっていると考えられる実例である。また、M15 の中心部はこのような高い密度を持っており、また1974年に中心部からX線が放射されていることが観測されていることから、中心には銀河中心と同様の大質量ブラックホールがあるのではないかと考える研究者もいる。そのため、M15 の中心核はしばしばハッブル宇宙望遠鏡などを用いた観測の対象となっている。 M13と同様に、M15には多くの赤色巨星が含まれている。星団は非対象の楕円形をしており、周囲にはクモの脚と言われるような星の流れがある。内部には斑点のような２つの暗い部分がある。星団の北東には1928年に Pease によって発見された Pease1 と呼ばれる惑星状星雲がある。球状星団内部に惑星状星雲が発見されているのは、M22とM15のみである。M22にある惑星状星雲は10"×7"ほどの大きさに見えるが、Pease1は1"ほどの大きさにしか見えない。 双眼鏡ではぼんやりとまるい星雲状に見える。口径8cmの望遠鏡で周囲の星がわずかに見え始める。10cmで次第にはっきりと周辺の星が分かれてくる。しかし、熟練者の記録でも10cmでも困難だとする記録があり、空の条件に依存する。 1746年にジャン・ドミニク・マラルディがド・シェゾー彗星(C/1746 P1)を観測中に発見した。M2 を発見した5日後であった。彼は「星雲状でかなり明るく大きな星がある」と記している。シャルル・メシエは1764年に「星のない星雲。まるく中心部が輝く」と記しており、高名なメシエの機材の方が貧弱であったことを示している。 ^ a b c d e f g h i Hartmut Frommert, Christine Kronberg (2007年8月21日). “Messier Object 15”. SEDS. 2015年12月31日閲覧。 ^ a b c d e f g h “SIMBAD Astronomical Database”. Results for NAME M15. 2015年12月31日閲覧。 ^ a b Hartmut Frommert, Christine Kronberg (2005年2月21日). “Messier 15 - Observations and Descriptions”. SEDS. 2015年12月31日閲覧。 ^ “最も古い球状星団「M15」、ESO画像公開”. AFP (フランス通信社). (2013年11月25日). http://www.afpbb.com/articles/-/3003740 2013年11月30日閲覧。  Globular Cluster Photometry With the Hubble Space Telescope. V. WFPC Study of M15's Central density Cusp メシエカタログ
ソナチネ

ソナチネ（伊複: sonatine）は、クラシック音楽のジャンルまたは形式である。 「ソナチネ」はソナタの指小形のイタリア語複数形 sonatine からきているが、単数形でソナチナ (伊・英: sonatina) などとも呼ぶ。フランス語単数形やドイツ語単数形も「ソナチネ」と同じつづりだが発音は異なり、フランス語ではソナティーヌ（ただし原語での発音はソナティンに近い）、ドイツ語ではゾナティーネ。 バロック音楽においては、単に短い器楽曲のことを言い、カンタータの器楽合奏のみの導入曲や間奏を漠然と指すのに使われた。 古典派音楽以降は、分かり易く演奏し易い、短いソナタのことを言うようになった。第1楽章は、通常ソナタ形式で作曲されるが、展開部が短いか、展開部を欠いていることがある。楽章数は2楽章ないしは3楽章であることが多い。「ソナタ（奏鳴曲）の小さいものである」という考え方から「小奏鳴曲」と訳す。 ピアノ曲以外のものもある。バッハのチェンバロと管弦楽のためのソナチネ、ドヴォルザークのヴァイオリンとピアノのためのソナチネ、ポンセのギター曲「南国のソナチネ」、オネゲルやミヨーの「クラリネットとピアノのためのソナチネ」などである。 以下の作曲家のうち、実際には「ソナタ」を作曲したにもかかわらず、単に規模や楽章数から、「ソナチネ」の作曲家として知られている例がある。ラヴェルなど近代以降の作曲家で「ソナチネ」と題する作品には、優れた演奏技巧や洗練された音楽性が要求される作品もあり、ピアノ学習において習得容易とされる古典派のソナチネとは異なる。 モーツァルト ベートーヴェン クレメンティ クーラウ シューベルト（ヴァイオリンとピアノのための作品） チャイコフスキー（《弦楽セレナード》第1楽章） モーリス・エマニュエル ケクラン（多数のピアノ曲のほか、いくつかのフルート曲がある） ラヴェル - ソナチネ コダーイ - チェロとピアノのためのソナチネ バルトーク - ソナチネ プロコフィエフ カバレフスキー - ソナチネ デュティユー - フルートとピアノのためのソナチネ ブーレーズ（フルートとピアノのための作品） シュトックハウゼン（ヴァイオリンとピアノのための作品） ギーゼキング（フルートとピアノのためのソナチネ、チェロとピアノのための演奏会用ソナチネ） 新垣隆 - ヴァイオリンのためのソナチネ 福田洋介-ソナチネ（フレックス５重奏） ^ 『広辞苑』第6版「ソナチネ」 ソナタ形式#ソナチネ形式
七重奏曲 (ベートーヴェン)

七重奏曲作品20は、ルートヴィヒ・ヴァン・ベートーヴェンの作曲した、7つの楽器による室内楽曲である。 ベートーヴェン初期の傑作で、明るい旋律と堂々としたリズムをもち、作品が公開された当初から広く親しまれたとされ、初版が出版される前から海賊版が出回っていたとも言われている。作曲されたのは1799年から1800年にかけてで、同時期に作曲されたものに交響曲第1番などがある。ベートーヴェンの作曲人生の中では古典派音楽の勉強と自らの独自性を模索する時期といえる。モーツァルトのディヴェルティメントのように、娯楽的でサロン向けの音楽として書かれているが、旋律やリズム、構成の面などでその後のベートーヴェンらしい作品の登場を予感させる部分も随所に見られる。第5楽章のスケルツォはそのひとつである。作曲者によるピアノ三重奏への編曲版も存在する（作品38）。 しかし、この作品の人気とは裏腹に当のベートーヴェンは、いつまでもこの作品がもてはやされ続けるのを拒んだと言われており、「あの七重奏曲のベートーヴェンさん」と形容されるたびに不快感を示したといわれる。これはベートーヴェンにとって、この作品が大衆迎合の域を出ておらず、自分の追い求める音楽とは違っているということの意思の現れであるといえる。 シュポーアやフンメルなど、古典派から初期ロマン派の作曲家にこの編成は多いが、ブランやブルッフのようにロマン中期の作曲家にも同編成での作品がある。 シューベルトはこの作品に影響されて八重奏曲を書いたとされる。八重奏曲の楽器編成はベートーヴェンの七重奏曲にもう一本ヴァイオリンを増やしたものになっている。 砂川しげひさは「ベートーヴェンが30歳で死んだとしても、ずっと後世に残り続ける曲」と評する一方で、「これを聴きながら食事をしていた貴族は七転八倒していたであろう」とも述べている。 演奏時間は40分から45分程度。 クラリネット（B♭管）、ファゴット、ホルン、ヴァイオリン、ヴィオラ、チェロ、コントラバス 第1楽章　Adagio - Allegro con brio 変ホ長調　4/4拍子 ソナタ形式。序奏のあと、ヴァイオリンが堂々とした主題を奏でる。 第2楽章　Adagio cantabile 変イ長調　9/8拍子 いわゆる緩徐楽章。クラリネットが美しいメロディーを奏でる。 第3楽章　Tempo di Menuetto - Trio　変ホ長調　3/4拍子 メヌエット。主部で弦楽器の奏でる旋律はピアノソナタ第20番の第2楽章からの転用。トリオでは管楽器が活躍する。 第4楽章　Tema con variazioni: Andante 変ロ長調　2/4拍子 変奏曲。変奏に用いられる主題は民謡からの引用とされる。 第5楽章　Scherzo (Allegro molto e vivace) - Trio 変ホ長調　3/4拍子 スケルツォ。ホルンの分散和音とヴァイオリンの応答で始まる軽やかなスケルツォとチェロが流麗な旋律を奏でるトリオからなる。 第6楽章　Andante con moto alla marcia - Presto 変ホ短調 - 変ホ長調　4/4拍子 ソナタ形式。厳粛な序奏のあと、チェロの伴奏に乗ってヴァイオリンが堂々とした第一主題を奏でる。第五楽章で見られたホルンの分散和音がリズムを変えて再現されたあと、ヴァイオリンとチェロが流れるような第二主題を奏でる。展開部の終わりでは協奏曲で見られるようなヴァイオリンのカデンツァ風ソロがある。再現部で各主題が再現され、最後は第1主題が帰ってきてベートーヴェンらしく、明るく堂々と曲を閉じる。 六重奏曲 (ベートーヴェン) 八重奏曲 (シューベルト) 七重奏曲 (シュポーア) 七重奏曲 (サン＝サーンス) 七重奏曲 作品20の楽譜 - 国際楽譜ライブラリープロジェクト。PDFとして無料で入手可能。 ピアノ三重奏曲第8番 作品38 (七重奏曲の作曲者自身による編曲版)の楽譜 - 国際楽譜ライブラリープロジェクト。PDFとして無料で入手可能。
ホルン協奏曲 (リヒャルト・シュトラウス)

リヒャルト・シュトラウスは、独奏ホルンと管弦楽のためにホルン協奏曲を2曲残している。 リヒャルト・シュトラウスの父フランツ・シュトラウスはホルン奏者であった。その影響もあり、若い頃から、ホルンを用いた作品をいくつか作曲していた。12歳の1876年には、声楽・ホルン・ピアノのための『アルプホルン』（AV29）、1878年にはホルンとピアノのために『前奏曲、主題と変奏』（AV52）を作曲した。その後1888年にはホルンとピアノのための『アンダンテ』（AV86A）を作曲した（これはホルン・ソナタを意図して書かれたものと言われる）。その他、交響詩などの管弦楽曲でも、ホルンの見せ場を含む作品が多い。その彼が作曲したホルン協奏曲は2曲あり、作曲年代が大きく離れている。 作曲者による原題は『ヴァルトホルンと管弦楽のための協奏曲変ホ長調』（Konzert für Waldhorn und Orchester Es-Dur ）である。作品番号は11。1882年から1883年にかけて作曲された。当時作曲者は18歳であった。 シュトラウスの作品としては保守的な作品であり、交響詩などに着手する以前の時期のものである。モーツァルト、メンデルスゾーン、シューマンからの影響を指摘する研究者は多い。父フランツが作曲したホルン協奏曲ハ短調（作品8）が下敷きになっているとの見方もあり、相似点も指摘される。 独奏ホルンとしてはE♭管のナチュラルホルンでの演奏を意図して書かれたという見解もあるが、ナチュラルホルンのストップ奏法で演奏の難しい音が全曲を通して多数使われていることから、近代的なバルブホルンを想定して作曲されたという見解が有力である。また独奏ホルンの譜面もin E♭ではなく、バルブホルンの記譜法として一般的なin Fで書かれている。この曲がナチュラルホルンの独奏で演奏される実例はほとんどない。 古今のホルン協奏曲の中でも、モーツァルトに次いで演奏頻度の高い曲の一つである。 後述のとおり、60年後に「第2協奏曲」が作曲されたため、この曲は「協奏曲第1番」と通称されるようになり、CDや演奏会では「第1番」と呼ばれることが多い。ただし出版されている楽譜での曲名は、一部の再版楽譜を除いて現在でも原題通りである。 元々、父フランツのために作曲された作品だったが、高齢の父はこの曲を公開の場では演奏しなかった。まず1883年にピアノ伴奏の形で初演が行われた。ホルン独奏は父フランツの弟子ブルーノ・ホイヤー、ピアノはシュトラウス自身である。管弦楽伴奏の形での初演は1885年3月4日、マイニンゲンの宮廷劇場で、ハンス・フォン・ビューロー指揮の宮廷劇場管弦楽団とその首席ホルン奏者グスタフ・ラインホスの独奏によって行われた。 手書きのピアノ伴奏譜は父フランツ・シュトラウスに献呈されたが、最終的にはオスカー・フランツに献呈された。現在出版されている楽譜には後者の献呈字句が印刷されている。 現在、ピアノ伴奏の楽譜はウニヴェルザール出版社から、管弦楽スコアはフィルハーモニア社から出版されている。両者の間では一部相違がある。顕著な相違点として、終楽章最後Tempo Iから33～35小節目の独奏パートの音符が違っていること、ピアノ伴奏譜では独奏パートに膨大量のブレスマークが記されていることが挙げられる（ブレスマークは、父の喘息を気遣って記されたとの説がある）。他にもアーティキュレーションが随所で相違しており、管弦楽スコアの方が自筆譜に忠実であると指摘されている。 なお、残された自筆譜にはカット・修正の跡がある他、どちらの出版譜も自筆譜に忠実でない部分が依然残されており、出版譜とは違う校訂の可能性が残されている。実際、出版譜とは違った校訂によって演奏しているCDも存在する。 独奏ホルン、フルート2、オーボエ2、クラリネット2、ファゴット2、ホルン2、トランペット2、ティンパニ、弦五部。 出版されている管弦楽スコアには「約19分」と記されている。いくつかの演奏実例を元に、約15 - 17分と紹介されることもある。 三つの楽章が切れ目無く演奏される。 第1楽章　アレグロ　変ホ長調　4分の4拍子　自由なロンド形式 第2楽章　アンダンテ　変イ短調→ホ長調→変イ短調　8分の3拍子　三部形式 第3楽章　ロンド　アレグロ　変ホ長調　8分の6拍子　 ホルンと管弦楽のための第2協奏曲変ホ長調（Zweites Konzert Es-Dur für Horn und Orchester ）は、前作から約60年を経た1942年の作品である。作品番号はなく、ミュラー・フォン・アゾフによる整理番号はAV132。シュトラウスは晩年に、管楽器を独奏楽器としたモーツァルト回帰的な協奏曲を3曲手掛けた。この作品とオーボエ協奏曲ニ長調（1945年）、二重小協奏曲（クラリネットとファゴット、1947年）である。 初演は1943年8月11日。ザルツブルク音楽祭で、カール・ベーム指揮のウィーン・フィルハーモニー管弦楽団とその首席ホルン奏者であるゴットフリート・フォン・フライベルク(de)のホルン独奏によって行われた（このライブ録音も発売されている）。ブージー&ホークス社より出版されている。 独奏ホルン、フルート2、オーボエ2、クラリネット2、ファゴット2、ホルン2、トランペット2、弦五部。 約20分。 第1・第2楽章は切れ目無く演奏される。 第1楽章　アレグロ　変ホ長調　4分の4拍子 第2楽章　アンダンテ・コン・モート　変イ長調　8分の6拍子 第3楽章　ロンド　アレグロ・モルト　変ホ長調　8分の6拍子 日本ホルン協会会報第43号（第1番の自筆譜に関する情報） フィルハーモニア版スコア「KONZERT FÜR WALDHORN UND ORCHESTER Es-Dur, op.11」、およびその解説（ドイツ語・英語・フランス語の併記。日本語なし。） ユニバーサルエディション「Hornkonzert op.11 für Horn und Klavier」（ピアノ譜、独奏ホルン譜） 作曲家別名曲解説ライブラリー9　R.シュトラウス（音楽之友社）　 ホルン協奏曲 第1番 作品11, 第2番 TrV 283の楽譜 - 国際楽譜ライブラリープロジェクト。PDFとして無料で入手可能。
短調による12の練習曲

短調による12の練習曲(Douze études dans tous les tons mineurs)作品39は、シャルル＝ヴァランタン・アルカンによって作曲され、1857年に出版されたピアノのための練習曲集。全12曲からなり、フランソワ＝ジョゼフ・フェティスに献呈された。 タイトル通り全12曲が短調で構成され、「長調による12の練習曲」作品35と対を成している（こちらもフェティスに献呈されている）。 イ短調に始まり、下降五度循環によりニ短調、ト短調…変ホ短調、嬰ト短調（＝変イ短調）を経て最後にホ短調となる。 第1番 イ短調 あたかも風のように(Comme le vent)プレスティッシマメンテ 第2番 ニ短調 モロッソのリズムで(En rythme molossique)リゾルート 第3番 ト短調 悪魔のスケルツォ(Scherzo-diabolico)プレスティッシモ 第4番 ハ短調 ピアノ独奏による交響曲(Symphonie pour piano seul)第1楽章 アレグロ・モデラート 第5番 ヘ短調 ピアノ独奏による交響曲 第2楽章 アンダンティーノ 第6番 変ロ短調 ピアノ独奏による交響曲 第3楽章 メヌエットのテンポで 第7番 変ホ短調 ピアノ独奏による交響曲 第4楽章 プレスト 第8番 嬰ト短調 ピアノ独奏による協奏曲(Concerto pour piano seul)第1楽章 アレグロ・アッサイ 第9番 嬰ハ短調 ピアノ独奏による協奏曲 第2楽章 アダージョ 第10番 嬰ヘ短調 ピアノ独奏による協奏曲 第3楽章 蛮族風のアレグレット 第11番 ロ短調 序曲(Ouverture)マエストーゾ―レンテメンテ―アレグロ 第12番 ホ短調 イソップの饗宴(Le festin d'Ésope)アレグレット 『長調による12の練習曲』が全曲で1時間程度（フランツ・リストの『超絶技巧練習曲』などと同等）であったのに対し、この作品は全曲を演奏すると約2時間を要する、破格の規模を持つ巨大な曲集であり、またアルカンの培ってきた音楽語法やピアノ書法の一つの集大成とも言える作品である。森下唯は、「ピアノ表現の限界と、そしてまた自身の音楽表現の限界をも目指した」曲集と形容し、それが『練習曲』と題されていることについて「技巧そのものが音楽となり、音楽そのものが技巧となる、そんな究極の名技性の体現を目指したアルカンの誇りに満ちた宣言」と分析している。 『交響曲』や、『協奏曲』、『序曲』といった題名を見てわかるとおり、この曲集の特徴の一つとなるのが、ピアノによるオーケストラの響きの再現である。オーケストラ作品を思わせる指示もたびたび見られ、例えば第8番から第10番の『協奏曲』では、「ピアノソロ」と「トゥッティ」が書き分けられている。 演奏機会の多いとはいえないアルカン作品の中では、代表作として比較的取り上げられる機会も多く、全曲録音は4種（ロナルド・スミス、ジャック・ギボンズ（英語版）、ミヒャエル・ナナサコフ、ステファニー・マッカラム（英語版））が存在し、エゴン・ペトリ、ジョン・オグドン、レイモンド・レーウェンタール（英語版）、中村攝、マルカンドレ・アムランなどが抜粋を録音している。 森下唯(2005) アルカン、縛られざるプロメテウス―― 同時代性から遠く離れて―― William Alexander Eddie (2007) Charles Valentin Alkan: His Life and His Music Ashgate Publishing 12 Etudes in all the Minor Keys, Op.39の楽譜 - 国際楽譜ライブラリープロジェクト。PDFとして無料で入手可能。 短調による12の練習曲 - ピティナ・ピアノ曲事典 Works for Piano Solo opp. 39-61 - Alkan Society - ディスコグラフィ
ヴァイオリン協奏曲第4番 (ヴュータン)

ヴァイオリン協奏曲第4番ニ短調作品31は、アンリ・ヴュータンが1853年に作曲したヴァイオリン協奏曲。 第5番と共に親しまれている。 従来[いつ?]はスケルツォと終楽章の冒頭数小節を省略して演奏される事が通例だったが、現在ではスケルツォを省略せずに演奏される機会が多い。しかしその場合でもヤッシャ・ハイフェッツやユーディ・メニューイン等の演奏は終楽章の序奏を省いている。 独奏ヴァイオリン、フルート2、オーボエ2、クラリネット2、ファゴット2、ホルン4、トランペット2、トロンボーン3、ティンパニ、ハープ、弦五部 約23分 第1楽章と第2楽章は切れ目なく演奏される。また、第4楽章の冒頭では第1楽章の旋律が再現される。 第1楽章 アンダンテ・モデラート　 ニ短調 4/4拍子。 第2楽章 アダージョ・レリジョーソ 変ホ長調 12/8拍子。 第3楽章 ヴィヴァーチェ　 ニ短調 3/4拍子 スケルツォ楽章。 第4楽章 アンダンテ‐アレグロ ニ長調 4/4拍子 最新名曲解説全集9 協奏曲II（音楽之友社） ヴァイオリン協奏曲第4番の楽譜 - 国際楽譜ライブラリープロジェクト。PDFとして無料で入手可能。
13管楽器のためのセレナード (リヒャルト・シュトラウス)

13管楽器のためのセレナード変ホ長調（Serenade Es-Dur für 13 Blasinstrumente）作品7は、リヒャルト・シュトラウスの初期の作品で、1882年（一説には1881年）に書かれた管楽合奏のための作品である。 初演は1882年11月27日にドレスデンで、フランツ・ヴュルナーの指揮、ドレスデン宮廷管弦楽団の団員の演奏によって行われた。同年のうちに楽譜が出版され、翌1883年1月5日には初演のメンバーによる再演も行われている。なお、初演時にシュトラウスはまだ18歳であった。 指揮者ハンス・フォン・ビューローはこの作品を大いに評価し、1883年12月26日にビューローの指揮で、マイニンゲン宮廷楽団の団員による演奏が行われたのを皮切りに、ドイツ各地でこの作品を紹介した。これによって、若き作曲家リヒャルト・シュトラウスの名はたちまち広まり、この作品はシュトラウスの出世作となった。また、ビューローは同じ編成による新たな作品を所望し、1884年に13管楽器のための組曲変ロ長調作品4が書かれた。 編成は異なるが、モーツァルトの13管楽器のためのセレナード『グラン・パルティータ』を意識して書かれた作品であり、またメンデルスゾーンやブラームスの影響が色濃く反映されていると評される。 フルート2、オーボエ2、クラリネット2、ファゴット2、ホルン4、コントラファゴットまたはテューバ（コントラバスでも可） アンダンテの単一楽章からなる約10分の作品であり、古典的なソナタ形式で書かれている。 管楽器のためのセレナード 作品7の楽譜 - 国際楽譜ライブラリープロジェクト。PDFとして無料で入手可能。
ピアノ協奏曲第3番 (モーツァルト)

ピアノ協奏曲第3番 ニ長調 K.40は、ヴォルフガング・アマデウス・モーツァルトが作曲した3番目のピアノ協奏曲。第1番、第2番と同様、他者の作品の編曲である。 第3番も、第1番から第4番までのピアノ協奏曲と同様、他者のソナタからの編曲で、西方への旅行から帰国した直後に第2番に続いて、1767年の7月にザルツブルクで作曲された。 第1楽章はレオンツィ・ホーナウアーのソナタ（作品2の1）の第1楽章、第2楽章はヨハン・ゴットフリート・エッカルトのソナタ（作品1の4）の第1楽章、第3楽章はカール・フィリップ・エマヌエル・バッハのチェンバロのための小品集の曲「ボヘミア人 "La Boehmer"」（Wq.117の26）の転用であるが、モーツァルトは恐らく、曲想に合わせてトランペットを加えた。 第1楽章のみモーツァルト自作のカデンツァ（K.624(626aII-c)）が残されている（第3楽章は原曲の曲調のためかカデンツァは付けられていない）。 手稿譜は他の3曲と共にクラクフのヤギェウォ大学に所蔵されている。 独奏ピアノ、オーボエ2、ホルン2、トランペット2、ヴァイオリン2部、ヴィオラ、バス 3楽章の構成で、演奏時間は約13分。 第1楽章 アレグロ・マエストーソ、ニ長調、4分の4拍子 第2楽章 アンダンテ、イ長調、4分の2拍子 第3楽章 プレスト、ニ長調、8分の3拍子 『新モーツァルト全集』におけるピアノ協奏曲第3番の楽譜 Piano Concerto No. 3の楽譜 - 国際楽譜ライブラリープロジェクト。PDFとして無料で入手可能。 第1楽章の演奏 - YouTube 第2楽章の演奏 - YouTube 第3楽章の演奏 - YouTube