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ジョセフ・ダドリー
マサチューセッツおよびニューハンプシャー総督

ダドリーは1715年まで総督を務めた。就任したての時期には特に、地方集会（General Court）とはいつも衝突していた。それがダドリーの行政の特徴であり、本国 からの命によって、総督として定額報酬をもらっていた。ダドリーとその後の総督たちは、定額報酬について、植民地の立法府からなかなか譲歩を引き出せず、常に本国の名代と植民地の摩擦の元となっていた。ダドリーは、本国政府への手紙で自らの不満を強調した、それはある人物が「イギリス王室も政府も嫌っており、如何なる臣下の礼も取ろうとしない」というものだった。その当時、植民地の法務長官だった、息子のポールに宛てたある手紙の中ではこう書いている「勅許が無効にならない限り、この国は法律家と紳士が住むには値しない」 この手紙の内容は開示されて出版され、彼の統治に反対する植民地住民を煽った。ダドリーはまた、コットン・マザーに代えて、ジョン・レヴェレットをハーバード大学の総長に任命したことで、勢力のあるマザー一族をも怒らせた。加えて、1689年当時に彼に刃向かった評議会議員と、地方集会の議長の選挙に一貫して拒否権をつきつけ、マサチューセッツ中で不人気を買うことになった。反対に、ニューハンプシャーの総督としての任期の間は好感をもたれた。ニューハンプシャーの立法府は、ダドリーがマサチューセッツの政敵から不満を浴びせられているのを知り、女王の名において特に彼を誉めたたえた。
マサチューセッツおよびニューハンプシャー総督 > アン女王戦争

アン女王戦争中、ダドリーは率先して植民地の防御に当たった。1703年6月、カスコ湾で複数のインディアンに出くわしたことにより、フランスが組織化したインディアンの戦闘行為に先んじるつもりだったが、フランスは、既に自らの大義のためにインディアンを召集しており、この1703年の8月に、メイン南部の植民地で奇襲による彼らの戦争が始まった 。ダドリーは民兵を召集し、マサチューセッツとニューハンプシャーの辺境地帯、コネチカット川からメイン南部までにわたる地域を守らせた。フランスとインディアンは1704年に仕掛けたディアフィールド奇襲への報復が急がれた。ダドリーは、ベテランの猟兵（レンジャー）であるベンジャミン・チャーチに、報復のための遠征隊長の権限を与え、アカディアに向かわせた。また、ディアフィールドから連行された捕虜の奪還同意にも携わった。この同意は、フランスにより、更に適用範囲が広げられようとしていた。
ダドリーは、チャーチに、アカディアの首都であり、経済の中心地であるポートロワイヤルの攻撃をはっきり否定したことから、ボストンの商人や、フランスの商人や密輸業者とグルになって、違法な取引をしていたマザー家の者に告発され。1707年、これらの批判の先手を打って、ポートロワイヤルに民兵を派遣した。翌1708年、彼の行政を辛辣に攻撃する本がロンドンで出版された。その題名は「強欲で陰険な総督と、弱気な側近によるニューイングランドの惨めな有様」といい、ダドリーの解任運動の一環だった。1709年、ダドリーはまたも民兵を召集し、ケベックへの遠征を計画したが、援軍のイギリス兵が本国に呼び戻されて中止となった 。1710年、イギリスからの援軍が到着し、ポートロワイヤルの戦いにより、ポートロワイヤルが陥落し、ノバスコシア植民地が誕生した。1711年、ボストンはまたもケベック遠征の拠点となった。イギリス軍と民兵の混成軍によるこの遠征は悲惨なものに終わった、輸送船がセントローレンス川の岸で浸水、沈没したのである。アン女王戦争中、ダドリーはニューイングランド北西部のアベナキ族相手の遠征を組織したが、ほとんど功を奏しなかった 。ポートロワイヤルの戦いの後、辺境地帯での小規模な奇襲もあったが、戦争はおさまり、1713年のユトレヒト条約で平和が訪れた。
1713年、ダドリーはニューハンプシャーのポーツマスでアベナキ族と独自の和平交渉を行った。最低でもケネベック西部は、フランスの影響下から切り離すべく努力し、かなりの強硬策を用いて、アベナキ族の生活基盤である交易の権利を差し止め、イギリス本国からの度重なる要請であると脅しをかけた。ポーツマス条約では、これらの交渉は、本国からの何度もの要請によるものではあったが、この要請が暗に意味するものが、アベナキ族の交渉者に説明されていなかったという証拠もあり、アベナキ族は両植民地の境界が、交渉の妨げになるのをはっきり拒否していた。ダドリーの主張に対するヌーベルフランスの返答によれば、フランスはアベナキ族に、アカディアの一部とされていた土地を譲渡した。とあるアルゴンキン語族の族長はこれに答えて「フランスはこのことに関して我々に何も言わなかった、なぜ何も問わずに土地をくれたのか不思議だ」 それにもかかわらず、ダドリーやその後の総督たちは、アベナキ族はイギリス国民として扱い、イギリスが、植民地がメインへと拡大したため衝突が続くようになり、1720年代のダマー戦争へと突入した。
マサチューセッツおよびニューハンプシャー総督 > その他の出来事と晩年

1713年、マサチューセッツとコネチカット両植民地の境界が実地調査により決定された。これは17世紀に定められた位置が正しくなかったためで、そのためマサチューセッツは、本来コネチカットのものだった領土を割り当てることになった。ダドリーとコネチカット総督のガードン・サルトンストールは、その土地はマサチューセッツが引き続き所有するが、その土地の価値と同等の分配をコネチカットに与えることで合意に達した。この土地は10万エーカー（404.7平方キロ）の面積で、コネチカット川の両側に広がっており、現在のマサチューセッツ北部とバーモント南東部、ニューハンプシャー南西部に相当する。1716年4月に競売にかけられたことで、コネチカットはその金額をイェール・カレッジの資金に充てた。
マサチューセッツでは、アン女王戦争による通貨と財政の問題が悪化していた。1690年代から、マサチューセッツでは紙幣（マサチューセッツポンド）を発行し続けていたが、あまりに多くの通貨を発行したため市場価値が下落し、貴金属が他通貨で買い取られるようになった 。これにどう対応するかで、住民自身も、総督に関しても植民地の意見が割れ、1760年代まで解決の目を見なかった。負債をかかえた実業家たちは、下落した通貨で嬉々として借金を返し、一方で債権者は通貨安定のための改革に努めた。1714年、ダドリーの政敵による大規模な改革が浮上した。土地抵当銀行が、株主たちの財産で株を保証することで最大限5万ポンドを発行できるというものだった。ダドリーはこれに反対の立場をとり、立法府による信用証書で5万ポンドを発行するよう納得させた。財政面での強い利権にダドリーは狼狽しており、結果的に、これが彼の凋落の原因となった。
1714年のアン女王崩御にともない、ダドリーと副総督の任期は、歴代の総督同様にその半年後で終了となった。総督の評議会は、ダドリーの政敵に牛耳られており、任期終了時に自分たちの権限を強く主張した。1715年の2月14日に、評議会は植民地憲章の規定に基づき、総督と副総督不在時の統治についた。それからちょうど6週間後、イギリスからの知らせで、ジョージ1世によりダドリーの任期が一時的に認められた。そして彼は3月21日に復帰した。
しかしダドリーの政敵たち、特に土地抵当銀行の提案に関わった者たちはロンドンで運動を始め、国王に、1715年の終わりには、大佐のエリゼウス・バージェスを総督に就任させるよう働きかけた。バージェスの就任は、ボストンで1715年の11月9日に公表され、ダドリーの任期がこれで終わった 。バージェスは植民地にいなかったため、任期が更新された副総督テイラーが、統治を引き受けることになった。バージェスは、ジョナサン・ベルチャーと、ダドリーの義理の息子ウィリアム・ダマーの兄弟であるジェレミア・ダマーから買収され、イギリスを離れなくていいから1716年4月に辞任するように言われていた。新しい総督はサミュエル・シュートで、土地抵当銀行の導入には反対の立場をとると約束した。1716年の10月、シュートは植民地に到着して総督に就任した。副総督はウィリアム・ダマーだった。
ダドリーは引退して家族の住むロクスベリーへ戻った。シュートの総督に就任してからは、非公式な顧問役を務め、公的または私的な行事に出席していた。彼は1720年の4月2日にロクスベリーで死去し、総督の地位にふさわしく厳かな葬儀が行われ、ロクスベリーのエリオット墓地の、父トマスの隣に埋葬された。
家族と伝説

1668年、ダドリーはレベッカ・ティングと結婚した。レベッカはダドリーの死から2年後に世を去った。彼らの間には12人の子供が生まれ、10人が成人した。息子のポールは、マサチューセッツの司法長官および首席裁判官を務めた 。マサチューセッツの地名ダドリーは、彼の息子ポールとウィリアムにちなんで名づけられた、この2人がこの地の最初の地主だったからである。
ダドリーは死去の際、マサチューセッツ、主にロクスベリーに広大な土地を所有していた。これは今のウースター郡に当たる。ロクスベリーの土地は、ウィリアム・ストウトンと協力関係にあったニプマク族（アルゴンキン諸族の一部族）から購入したもので、フランスのユグノーの入植地を作る目的で下賜され、マサチューセッツ州オックスフォードの一部となっている。ダドリーはしばしば彼の地位を利用し、特にニューイングランドの評議会議長や、植民地総督の地位を利用して、関心を持った土地の権利（これは司法上の承認を得た）を得、この慣行は友人や親類や、職務上の協力者をも利することになった。エドワード・ランドルフはこう書いている「土地の権利を手に入れるなど不可能だ、これは国王陛下の土地である以上、まず裁判がなされるべきなのに、裁判官たちも皆グルだった」
19世紀の歴史家、ジョン・パルフレイはダドリーに就いてこう述べている。「裕福であり、知的な物腰で、ものごとに従順な人物である」彼が若いころに政治的なつてや関係を作りだしたのは、彼自身のさらなる成長のためとしている。また、血縁関係を都合よく利用して、マサチューセッツのピューリタンの頂点に立ち、イギリス本国につてを作った。しかし、権力へのあくなき追求が必要になると、植民地での人間関係を裏切った。トマス・ハッチンソンはのちにやはり総督となったが、広範囲にわたるマサチューセッツの歴史書を物し、その中でダドリーをこう描写している。「彼は、名誉や権力への大いなる欲望と、人徳とを併せ持つことができた」博物学者のエベレット・キムボールはこう書いている。「気性の面で弱点があったにもかかわらず、かなり如才がなく、また、人間的魅力があり、他のすべてに失敗しても、時に敵を友人へと変える能力があった」
家族と伝説 > 肖像画

ダドリーの肖像画（上記インフォボックス）は1704年に描かれたものと言われる.。この肖像画が描かれてから、20世紀までは直系の子孫が保管していた。2006年にエルドレッドの競売にかけられ、多くのインターネットのサイトが、19世紀に撮影されたこの肖像画の白黒反転写真を、誤って、ダドリーの父親のトマスであると掲載した。
関連書籍

Cutts, John (1886), Letters of John, Lord Cutts, to Colonel Joseph Dudley, then Lieutenant-Governor of the Isle of Wight, Afterwards Governor of Massachusetts, 1693–1700, Cambridge, MA: University Press, OCLC 18216806, https://books.google.co.jp/books?id=Wy8OAAAAQAAJ&printsec=frontcover&source=gbs_ge_summary_r&redir_esc=y&hl=ja
ウィリアム・ストートン
ジェームズ2世
サー・エドマンド・アンドロスの逮捕（1876年）
ウィリアム・ブラスワイト
サー・ウィリアム・フィップス
アン女王
ディアフィールド奇襲
ジョナサン・ベルチャー
エリオット墓地のダドリー家の墓標
皇道宣揚会

| 皇道宣揚会> 各種表記 |
| --- | --- |
ハングル：:  황도선양회
漢字：:  皇道宣揚會
発音：:  ホヮンドソニャンホェ
日本語読み：:  こうどうせんようかい
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皇道宣揚会は日本統治時代の朝鮮で神棚普及運動を広げた神道団体である。
概要

1940年10月に日本人たちが主導して創立し、1943年に慶尚北道地域の富豪で日本軍に飛行機を献納して「愛国翁」として広く知られた朝鮮総督府中枢院参議文明琦（문명기）が会長に就任した.
団体の目的は戦時体制の中で皇道思想を普及することで、「神国日本が発展するには維新指導を徹底しなければならない点に照らして宣揚会を組職」したと明らかにした。発会式には南次郎総督が直接参加して皇道宣揚会の位相を見せてくれた。式が終わった後に飛行機2機で模擬爆弾投下を試演して見せたりもした。
皇道宣揚会の主要活動では日本軍慰問活動があった。1942年に中国北部と中部の日本軍を慰問して帰って来たのに続き、翌年には文明琦会長を含め皇道宣揚会幹部4名が朝鮮人参と印刷物を携帯して約1ヶ月間北中国前線慰問を行って来た。
文明琦はこの団体を中心に愛国機献納運動をしながら「1郡1台献納運動」という名前で国防献金納付を慫慂したし、神棚を家ごとに備えて朝夕拝礼をあげようという運動も展開した。
参考資料

친일인명사전편찬위원회 （2004年12月27日）. 《일제협력단체사전 - 국내 중앙편》. 서울: 민족문제연구소. ISBN 8995330724
海老名市立柏ケ谷中学校

| 海老名市立柏ケ谷中学校 |
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 ja北緯35度28分9.5秒 東経139度25分1.1秒﻿ / ﻿北緯35.469306度 東経139.416972度﻿ / 35.469306; 139.416972座標: 北緯35度28分9.5秒 東経139度25分1.1秒﻿ / ﻿北緯35.469306度 東経139.416972度﻿ / 35.469306; 139.416972
国公私立の別:  公立学校
設置者:  海老名市
設立年月日:  1976年（昭和51年）4月1日
開校記念日:  9月30日
共学・別学:  男女共学
学期:  3学期制
学校コード:  C114221520046 
所在地:  〒243-0402
 神奈川県海老名市柏ケ谷一丁目13番1号
外部リンク:  公式サイト
 ウィキポータル 教育  ウィキプロジェクト 学校
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海老名市立柏ケ谷中学校（えびなしりつ かしわがやちゅうがっこう）は、神奈川県海老名市柏ケ谷にある公立中学校。
沿革

1976年
4月1日 -  海老名市立海老名中学校より分離独立
4月6日 -  開校式 第1回入学式
8月28日 -  新校舎落成式
1977年9月9日 -  開校記念日の制定(9月30日)
通学区域

海老名市
上今泉6丁目
国分北3丁目15番〜22番・24番1号〜2番・21号・23号
国分北4丁目1番〜16番
柏ヶ谷小学校学区
東柏ヶ谷小学校学区
進学前小学校

海老名市
海老名市立柏ケ谷小学校
海老名市立東柏ケ谷小学校
海老名市立杉本小学校（一部は海老名市立海老名中学校へ）
海老名市立上星小学校（一部は海老名市立海老名中学校へ）
主系列星

HR図
スペクトル型
YSO
T Tauri型星
Herbig Ae/Be型星
褐色矮星
準褐色矮星
白色矮星
赤色矮星
準矮星
B
主系列星
O
B
A
F
G
K
準巨星
巨星
バリウム星
赤色巨星
青色巨星
輝巨星
超巨星
赤色超巨星
LBV
WR型星
極超巨星
絶対等級
主系列星 (しゅけいれつせい、英: main sequence star) とは、恒星の有効温度と明るさを示した図であるヘルツシュプルング・ラッセル図 (HR図) 上で、左上（明るく高温）から図の右下（暗く低温）に延びる線である主系列 (英: main sequence) に位置する恒星をいう。矮星ともいう。
星間物質が集まって形成された恒星では、高密度の核で水素からヘリウムを合成する核融合が始まり、熱エネルギーが生成される。恒星の一生におけるこの段階では、恒星はHR図上の主系列に位置することになる。主系列内での位置は主に恒星の質量で決まるが、化学組成と年齢にも依存する。主系列星の核は静水圧平衡の状態にあり、高温の核による外向きの熱的な圧力 (正確には圧力勾配力) と、外層の内向きの重力が釣り合っている。核融合によるエネルギー生成率は温度と圧力に強く依存しており、これがこの釣り合いを維持するのを助けている。核で生成されたエネルギーは表面へと伝達し、光球から放射される。主系列星内部でのエネルギーは放射もしくは対流によって伝達され、後者は温度勾配が急な領域か不透明度が高い領域、もしくはその両方が満たされている領域で発生する。
主系列は、恒星がエネルギーを生成する主要な過程の違いに基づいて上部と下部に分けられることもある。太陽質量の1.5倍 (1.5 M☉) より軽い恒星の中心部では、水素からヘリウムが合成される過程は主に陽子-陽子連鎖反応が占めている。この質量を超えると、水素からヘリウムを合成する過程の中間に炭素、窒素、酸素原子が関与するCNOサイクルが主となる。2太陽質量より重い主系列星では核で対流が発生し、生成されたヘリウムを撹拌し、水素核融合が発生するために必要な燃料を供給する働きを果たす。これよりも軽い主系列星では、核の外側には放射でエネルギーが運ばれる放射層が広がり、表面付近に対流層が発達する。恒星の質量が小さくなるにつれ、対流エンベロープを形成する恒星の割合は着実に増加する。0.4 M☉ 未満の主系列星は、内部全体が対流領域となる。核での対流が発生しない場合、水素の外層に囲まれたヘリウム豊富な核が発達することになる。
一般に、重い恒星ほど主系列に留まる時間は短くなる。つまり主系列星としての寿命が短くなる。恒星の核における核融合に使用可能な水素が枯渇した後、恒星はHR図上で主系列から離れ、超巨星や赤色巨星へ、あるいは直接白色矮星へと進化する。
歴史

20世紀初頭になると、恒星の型と距離に関する情報がより容易に分かるようになった。恒星のスペクトルは独特の特徴を持つことが示され、それに基づいて恒星を分類することが可能になった。ハーバード大学天文台のアニー・ジャンプ・キャノンとエドワード・ピッカリングは、現在ではハーバード型として知られるスペクトルに基づく恒星の分類法を確立し、これは『Harvard Annals』において1901年に出版された。
ポツダムでは1906年に、デンマーク人天文学者のアイナー・ヘルツシュプルングが、最も赤い部類の恒星 (ハーバード型の分類では K と M 型に分類されるもの) は2つの異なるグループに分割できることに気が付いた。これらの恒星は太陽よりずっと明るいか、あるいはずっと暗いかのどちらかであった。これらのグループを区別するため、ヘルツシュプルングは「巨星」(giant stars) と「矮星」(dwarf stars) と呼んだ。翌年、彼は星団の研究を開始した。星団では、ほぼ同じ距離に多数の恒星が集まって存在している。彼は星団内の恒星の色指数と光度を表した最初の図を発表した。その図では恒星は顕著で連続的な系列を形成しており、彼はこれを「主系列」と命名した。
プリンストン大学では、ヘンリー・ノリス・ラッセルが同様の研究を継続していた。彼は恒星のスペクトル分類と、恒星までの距離の補正をかけた実際の明るさ、つまり絶対等級との間に見られる関係について研究を行っていた。この研究のため、彼は信頼できる精度で視差が測定されており、その多くがハーバード型の分類が行われていた恒星を用いた。彼はこれらの恒星のスペクトル型と絶対等級をグラフに表した際、矮星が明確な関係に従うことを発見した。これにより、矮星の真の明るさを妥当な精度で予測することが可能となった。
ヘルツシュプルングによって観測された赤い恒星のうち、矮星はラッセルによって発見されたスペクトルと光度の関係に従う。しかし巨星は矮星よりも遥かに明るく、同じ関係には従わなかった。ラッセルは「巨星は低密度であるか大きな表面輝度を持っているかであるはずであり、矮星にはその逆が当てはまる」と提唱した。またHR図上の曲線は、暗い白色矮星は非常にわずかしか存在していないことも示した。
恒星の光度とスペクトル型を示した図をヘルツシュプルング・ラッセル図と呼んだのはベンクト・ストレームグレンであり、1933年のことであった。この名称は、20世紀初頭にヘルツシュプルングとラッセルの両名がそれぞれ独立にこの技術を生み出したことを反映している。
1930年代に恒星の進化モデルが発展するにつれ、一様な化学組成を持つ恒星の場合、恒星の質量とその光度、および半径の間に関係があることが分かってきた。これはすなわち、質量と組成が分かっていれば、恒星の半径と光度を一意に定める解が存在するということを意味する。この関係は、ハインリヒ・フォークトとラッセルにちなんで命名されたラッセル・フォクト定理（英語版）として知られている。この定理により、恒星の化学組成とその主系列上での位置が分かっている場合、その恒星の質量と半径も分かることになる。ただし後年になって、一様ではない組成を持つ恒星の場合はこの定理が幾分か破れることが判明している。
恒星のスペクトル分類の改定されたスキームはウィリアム・ウィルソン・モーガンと Philip Childs Keenan によって1943年に発表され、これは両者のイニシャルを取って「MK分類」と呼ばれている。MK分類では、それぞれの恒星に対してハーバード型に基づくスペクトル型と、光度階級を割り当てる。ハーバード型の分類では、スペクトルと温度の関係が知られるより前に、水素のスペクトル線の強度に基づいて異なる文字が割り当てられていた。これを恒星の温度順に並べ替え、さらに重複した型を除いた結果、温度が高い青から赤の順番は、O、B、A、F、G、K、M となった。またMK型での光度階級は明るい順にローマ数字で I から V までが割り振られた。光度階級で V に属するものが主系列に属する恒星である。
形成と進化

→詳細は「星形成」、「原始星」、「前主系列星」、および「恒星進化論」を参照
局所的な星間物質中の巨大分子雲の崩壊によって原始星が形成される際、初期の組成は全体で一様であり、含まれている物質は質量比でおよそ 70% が水素、28% がヘリウム、その他の元素は残りの微量を占めている。恒星の初期質量は、分子雲中の局所的な条件に依存する。新しく形成される恒星の質量分布は、初期質量関数によって経験的に記述される。初期の分子雲の崩壊の最中、この前主系列星は重力収縮によってエネルギーを解放する。星の中心部が適切な密度に達すると、水素をヘリウムに変換する核融合反応によって核でのエネルギー生成が始まる。
水素核融合が主要なエネルギー生成過程となり、重力収縮によって解放されるエネルギーの超過がなくなると、星はHR図上で主系列と呼ばれる曲線の上に来る。天文学者はこの段階の事をしばしば「零年齢主系列」や「零歳主系列」 (英: zero age main sequence, ZAMS) と呼び、ZAMS 上にある恒星は「零年齢主系列星」や「零歳主系列星」と呼ばれる。ZAMS は、恒星の核での水素核融合反応と放射によるエネルギーの収支が初めて釣り合った段階に相当する。HR図上での ZAMS の曲線は、水素核融合が始まった段階での恒星の特性の数値モデルを用いて計算することができる。この時点から、恒星の明るさと表面温度は典型的には年齢が増加するに連れて上昇する。
恒星は水素核融合により核にある水素の大部分を使い果たすまでは、HR図上で主系列の初期位置付近に留まり、その後より明るい恒星へと進化する。HR図上では、進化する恒星は主系列の右上方向に移動する。従って、主系列は恒星の寿命のうち主要な水素燃焼の段階を表していることになる。
特徴

典型的なHR図上にある恒星の大多数は、主系列の曲線に沿った位置にある。恒星のスペクトル分類と光度は、核で水素核融合を起こしている限りは、少なくとも第ゼロ近似的にはその恒星の質量のみに依存する。またその状態はほとんど全ての恒星がその「活発な」活動を行う期間で継続する。そのため、HR図上では主系列の曲線は顕著なものとなる。
恒星の温度は、恒星の光球でのプラズマの物理的特徴への効果を介してスペクトル型を決定する。波長の関数としての恒星のエネルギー放射は、温度と組成の両方に影響される。このエネルギー分布の重要な指標となるのは色指数の B-V であり、これは青いフィルター (B) と緑〜黄色のフィルター (V) を通して測定された恒星の等級の差分から計算される。この等級における違いから恒星の温度が測定される。
矮星という用語

主系列星は矮星と呼ばれるが、この用語には歴史的な側面があり、またいくらか紛らわしいものである。赤色矮星、橙色矮星、黄色矮星といったより低温な恒星は、たしかにこれらの色を持つ他の恒星よりも小さく暗い。しかし、より高温な青色や白色の恒星では、いわゆる「矮星」と呼ばれる主系列にある恒星と、「巨星」と呼ばれる主系列から外れた恒星との間にあるサイズや明るさの違いは小さいものになる。最も高温な部類の恒星ではこの違いは直接的には観測できないものとなる。このような恒星の場合、矮星か巨星かの判断は、恒星が主系列にあるかどうかを示すスペクトル線の違いから判断される。このように非常に高温な主系列星は同程度の温度を持つ「巨星」と同程度のサイズと明るさを持ってはいるものの、しばしば「矮星」と称される。
主系列星を指して「矮星」という用語を用いることは別種の紛らわしさも含んでいる。なぜなら、主系列に位置していない矮星も存在するからである。例えば白色矮星は恒星がその外層を放出した後に残される核の残骸であり、大きさはおおよそ地球程度で、主系列星よりもずっと小さい。白色矮星は多くの主系列星の進化の最終段階である。
パラメータ

恒星を黒体と呼ばれる理想化されたエネルギー放射体として扱った場合、光度  L と半径  R はシュテファン＝ボルツマンの法則によって有効温度  T_{\rm {eff}} と以下の関係式で結び付けられる。
ここで、 \sigma  はシュテファン=ボルツマン定数である。HR図上での恒星の位置はその恒星のおおよその光度を示しているため、この関係式から恒星の半径を推定することができる。
恒星の質量、半径と光度は密接に関連しており、それぞれの値は3つの関係で近似することができる。1つ目はシュテファン＝ボルツマンの法則であり、これは恒星の光度と半径、および有効温度を結び付ける。2つ目は質量光度関係で、恒星の光度と質量を結び付ける。3つ目は、恒星の質量と半径の関係は比例関係に近いというものである。恒星の質量に対する半径の比率は、桁にして2.5桁にわたる質量の範囲でわずか3倍しか増加しない、つまりほぼ比例関係であるということが分かっている。この関係は恒星の内部温度  T_{\rm {I}} におおむね比例しており、またそのゆっくりとした増加は、恒星中心部でのエネルギー生成速度が内部温度に強く依存するという事実を反映している一方で、質量光度関係を満たしている必要もある。そのため、温度が非常に高いか、あるいは非常に低い場合は、恒星の不安定性を引き起こす。
より良い近似としては、単位質量あたりのエネルギー生成率  \epsilon  の関係式として  \epsilon =L/M を使用するものがあり、ここでは  \epsilon  は  T_{\rm {I}}^{15} に比例する ( T_{\rm {I}} は核での温度である)。これは少なくとも太陽と同程度に重くCNOサイクルを示す恒星に適した関係式であり、半径と質量に対して  R\propto M^{0.78} という関係を与える。
パラメータ > パラメータの参考値

以下の表は主系列にある恒星の典型的な値を示したものである。光度、半径、質量の値は、スペクトル型が G2V の主系列星である太陽の値で規格化したものである。それぞれの恒星での実際の値は、以下に示した値から最大で 20-30% の変動がある。
| スペクトル型 | 半径> R/R☉ | 質量> M/M☉ | 光度> L/L☉ | 温度> K | 例 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| O6 | 18 | 40 | 500,000 | 38,000 | オリオン座θ1星C（英語版） |
| B0 | 07.4 | 18 | 020,000 | 30,000 | オリオン座φ1星（英語版） |
| B5 | 03.8 | 06.5 | 000,800 | 16,400 | アンドロメダ座π星 |
| A0 | 02.5 | 03.2 | 000,080 | 10,800 | かんむり座α星 |
| A5 | 01.7 | 02.1 | 000,020 | 08,620 | がか座β星 |
| F0 | 01.3 | 01.7 | 000,006 | 07,240 | おとめ座γ星 |
| F5 | 01.2 | 01.3 | 000,002.5 | 06,540 | おひつじ座η星 |
| G0 | 01.05 | 01.10 | 000,001.26 | 05,920 | かみのけ座β星 |
| G2 | 01.00 | 01.00 | 000,001.00 | 05,780 | 太陽 |
| G5 | 00.93 | 00.93 | 000,000.79 | 05,610 | テーブルさん座α星 |
| K0 | 00.85 | 00.78 | 000,000.40 | 05,240 | へびつかい座70番星 |
| K5 | 00.74 | 00.69 | 000,000.16 | 04,410 | はくちょう座61番星 |
| M0 | 00.63 | 00.47 | 000,000.063 | 03,920 | グリーゼ185（英語版） |
| M5 | 00.32 | 00.21 | 000,000.0079 | 03,120 | みずがめ座EZ星 |
| M8 | 00.13 | 00.10 | 000,000.0008 | 02,660 | VB 10 |
エネルギー生成

→「恒星内元素合成」も参照
全ての主系列星は、核融合によってエネルギーを生み出している核の領域を持つ。この核の温度と密度は、核より外側の部分を支えるためのエネルギー生成を維持するのに充分な水準になっている。エネルギー生成が減少した場合、核の外側にある質量によって核が圧縮されて核の温度と密度が上昇するため、結果として核融合によるエネルギー生成率は上昇する。同様にエネルギー生成が上昇した場合は恒星が膨張するため核での温度と圧力は低下し、エネルギー生成率は減少する。従って、恒星はその主系列の寿命の間にわたって安定な、静水圧平衡の自己調節系として成立している。
主系列星では2種類の水素核融合過程が発生し、それぞれの過程のエネルギー生成率は核領域の温度に依存する。天文学者はこの2つの核融合過程のどちらが支配的であるかによって、主系列を上部と下部の2つに分割している。主系列の下部にあたる恒星内部では、エネルギーは主に陽子-陽子連鎖反応によって生成されており、この過程では連鎖的な反応によって直接水素からヘリウムが合成される。主系列の上部に当たる恒星内部では、核の温度がCNOサイクルを起こすのに十分な温度となる。この過程では水素からヘリウムを合成する反応の中間段階において、炭素、窒素、酸素原子が使われる。
核の温度が1800万Kになると、陽子-陽子連鎖反応とCNOサイクルのエネルギー生成率が等しくなり、両方の過程は恒星の全体の光度のそれぞれ半分のエネルギーを生成するようになる。この核の温度が実現されるのは恒星の質量が1.5太陽質量程度の時であり、主系列の上部はこの質量より大きい恒星から成っている。従って大まかに分類すると、スペクトル分類が F かそれよりも低温な恒星は主系列の下部に属し、A かそれよりも高温な恒星は上部に属する。エネルギー生成過程が遷移する恒星質量の幅は、1太陽質量よりも狭い範囲である。太陽の場合、CNOサイクルによって生成されるエネルギーはわずか 1.5% である。対照的に、1.8太陽質量以上の質量を持つ恒星では生成されるエネルギーのほとんど全てがCNOサイクルによって生成される。
主系列星の質量の観測的な上限値は 120〜200太陽質量である。この上限質量に対する理論的な説明は、この質量より大きい恒星は安定を保つための急速なエネルギー放射を行うことが出来ず、安定な限界質量に到達するまでの一連の脈動の最中に質量を外部に放出してしまうというものである。一方、陽子-陽子連鎖反応を維持するための下限質量は0.08太陽質量 (木星質量のおよそ80倍) である。この質量の閾値を下回る天体は水素核融合を維持することが出来ない亜恒星天体であり、褐色矮星として知られている。
構造

→詳細は「恒星の構造」を参照
恒星の核と表面 (もしくは光球) の間には温度差があるため、エネルギーは外側に向かって輸送される。エネルギーを輸送する手段としては放射と対流の2種類がある。エネルギーが放射によって輸送される領域である放射層は対流に対して安定であり、プラズマの混合はほとんど発生しない。対照的にエネルギーがプラズマ自身の移動によって輸送される対流層では、高温の物質が上昇し低温の物質が下降する。対流は放射よりもエネルギーを効率的に輸送することが出来るが、急な温度勾配を作り出すような条件下でしか発生しない。
10太陽質量を超える重い恒星では、CNOサイクルによるエネルギー生成率は核の温度に非常に敏感であるため、核融合は核の極めて集中した領域で発生する。その結果として核の領域で大きな温度勾配が発生するため、より効率的なエネルギー輸送手段である対流層が核の領域で発達する。この核の領域での対流による物質の混合により、水素燃焼が起きている領域からヘリウムが取り除かれ、主系列星の寿命の間により多くの水素が核融合の燃料となることが出来る。重い恒星のさらに外側の領域ではエネルギー輸送は放射によって行われ、対流はわずかか、あるいは発生しない。
シリウスのような中間質量の恒星では、エネルギー輸送は主に放射によって行われ、核に小さい対流層が形成されると考えられる。太陽のような中間的な大きさで低質量の恒星の場合、核領域は対流に対して安定であり、表面付近に形成される対流層によって外層が混合される。そのため中心部にはヘリウム豊富な核が生成され、その周りを水素が豊富な外層が取り囲む構造となる。対照的に、0.4太陽質量未満の低温で非常に低質量の恒星では、恒星全体にわたって対流層が発達する。そのため恒星の核で生成されたヘリウムは対流によって恒星全体に分配され、比較的均一な恒星大気となる。それに伴ってより多くの水素が核での核融合反応に関与できるため、より長い主系列の寿命が実現される。
光度と色の変動

主系列星の核に核融合を起こさないヘリウムが蓄積していくのに従って単位質量あたりの水素の存在度が低下し、その結果として単位質量あたりの核融合の効率が徐々に低下する。恒星の外層を支えているのは核融合によって供給されるエネルギーの外向きの流出であるため、核での核融合効率の低下にともなって核は圧縮され、結果として温度と密度が上昇する。これによって核融合の効率が上昇し、核は小さく高密度で高温な状態で平衡となり、外向きのエネルギーが増えることによって恒星の外層を膨張させる。そのため恒星の光度と半径は時間の経過に従って着実に増加する。例えば、初期の太陽は現在の 70% の光度に過ぎなかった。恒星が年老いていくにつれて光度が上昇し、HR図上での位置が変化する。観測される恒星の年代は様々であるため、HR図上での主系列の帯は幅広いものとなる。HR図上での主系列が単なる細い線にならないのはこのためである。
HR図上での主系列の帯を広くする別の要因としては、恒星までの距離の不定性や、観測された恒星の物理量に影響を及ぼす分解されていない連星がある。しかし恒星の色と光度に影響を及ぼすパラメータは質量のみではないため、観測が完全であったとしても主系列の帯は広がったものとなる。いくつか例を挙げると、初期の存在度に起因する化学組成の違い、恒星の進化状態、近接する伴星との相互作用、恒星の高速な自転、恒星磁場は全てHR図上での位置にわずかに影響を与える。例えば金属量が少ない金属欠乏星はHR図上では主系列よりも下に位置し、準矮星として知られている。これらの恒星は核での水素核融合を行っており、化学組成の違いによって引き起こされる主系列のばらつきの下端に位置している。
HR図のほぼ垂直な領域は不安定帯として知られており、ケフェイド変光星と呼ばれる脈動する変光星で占められている。これらの恒星は一定の間隔で等級が変化し、脈動しているように観測される。この不安定帯は A 型と F 型の領域の主系列の上部と交差し、交差部分に相当する質量は 1〜2太陽質量である。この交差領域にある変光星はたて座δ型変光星と呼ばれる。この領域内にある主系列星の等級の変化は小さいため、検出するのが難しい。なおケフェウス座β型変光星などの不安定な主系列星からなるその他の分類は、この不安定帯とは無関係である。
寿命

恒星が水素の核融合を通じて生成することが出来るエネルギーの総量は、核で消費することが出来る水素の量によって制限される。平衡状態にある恒星の場合、核で生成されるエネルギーは少なくとも表面から放射されるエネルギーと等しくなっている必要がある。光度は単位時間あたりに放射されるエネルギーの総量であるため、恒星の寿命は、第一近似としては、生成される総エネルギーを恒星の光度で割ったものとして推定できる。
0.5太陽質量より大きい質量を持つ恒星の場合、核での水素が枯渇して赤色巨星へと膨張する段階で、ヘリウム原子から炭素原子を合成する核融合が始まる。ヘリウム核融合による単位質量あたりのエネルギー生成率は水素核融合の10分の1に過ぎず、また恒星の光度は増加する。そのため主系列の寿命に比べると、この段階にいる長さはずっと短くなる。例えば、太陽は水素核融合は120億年程度続くのに対し、ヘリウム核融合の期間は1億3000万年しか継続しないと考えられる。従って、観測される0.5太陽質量より重い恒星のうちおよそ 90% は主系列に位置している。平均的には、主系列星は経験的な質量光度関係に従うことが知られている。恒星の光度  L は、恒星の質量  M に対しておおむね以下の冪乗則に従う。
この関係式は、質量が 0.1-50太陽質量の主系列星に対して成り立つ。
核融合に使用することが出来る燃料の量は恒星の質量に比例する。従って、主系列にある恒星の寿命は太陽の進化モデルと比較することで推定することが出来る。太陽は主系列におよそ45億年とどまっており、65億年後に赤色巨星になると考えられており、主系列の全寿命はおおよそ 1010 年 (100億年) である。そのため、主系列の寿命  \tau _{\rm {MS}} は以下のように書ける。
ここで  M と  L はそれぞれ恒星の質量と光度、 {\rm {M_{\odot }}} と  {\rm {L_{\odot }}} は太陽質量と太陽光度である。
大質量の恒星ほど核融合の燃料を多く持っており寿命も長くなることが期待されるかもしれないが、恒星からの放射も質量が大きくなるに連れて増加する。これは恒星の状態方程式から要請される。大きな質量を持つ恒星が平衡状態を保つためには、外層からの巨大な重力的な圧力と釣り合うために核で生成されるエネルギーの外向き放射は大きくなる必要がある。そのため最も重い部類の大質量星は主系列での寿命はわずか数百万年に過ぎない一方、太陽質量の10分の1の恒星は主系列に数兆年にわたってとどまり続ける。
厳密な質量光度関係は、核から表面までのエネルギー輸送の効率に依存する。恒星内部の不透明度が大きい場合は核により多くのエネルギーを保持することが出来るため、恒星は静水圧平衡を維持するだけのエネルギーを生成する必要はない。対照的に、不透明度が小さい場合はエネルギーは急速に散逸するため、恒星は静水圧平衡を維持するためにより多くの燃料を消費する必要がある。しかし不透明度が十分に大きい場合は対流によるエネルギー輸送へと移行し、平衡を保つための条件は変化することに注意する必要がある。
大質量の主系列星では、不透明度は主に電子散乱によって決まり、この値は温度の上昇に対してほぼ一定である。そのため光度は恒星質量の3乗のみに比例して増加する。10太陽質量未満の恒星では不透明度は温度に依存し、その結果として光度は恒星質量のおよそ4乗に比例して変化する。非常に小質量の恒星の場合、恒星大気中の分子も不透明度に寄与する。およそ0.5太陽質量未満の恒星では、恒星の光度は恒星質量の2.3乗に比例し、質量光度関係のグラフにおいて傾きの鈍化として現れる。ただしこれらの不透明度を考慮した場合でもあくまで近似に過ぎず、質量光度関係は恒星の組成によっても変化する。
進化トラック

→詳細は「恒星進化論」を参照
主系列星が核での水素を消費したとき、エネルギー生成の喪失によって重力崩壊が再び発生し、恒星は主系列から進化する。恒星がHR図上で描く経路は進化トラックと呼ばれる。
0.23太陽質量よりも軽い恒星は、核での水素核融合によるエネルギー生成が止まると直接白色矮星になると予測されているが、この進化を起こすほど年老いた恒星は存在しない。
0.23太陽質量よりも重い恒星では、ヘリウム核を取り巻く水素が核融合を起こすのに十分な温度と圧力になるため、ヘリウムの核周りでの水素燃焼殻が形成され、恒星の外層は膨張して低温になる。主系列から外れているこれらの恒星は準巨星分枝 (英: subgiant branch) として知られている。この段階は比較的短いため観測される恒星数が少なく、進化トラック上でヘルツシュプルングの間隙と呼ばれるギャップを作る。
低質量星のヘリウム核が縮退すると、あるいは中質量星の外層が不透明になるほど低温になると、水素燃焼殻の温度は上昇し恒星はより明るくなり始める。この段階は赤色巨星分枝と呼ばれる。この段階は比較的寿命が長いため、HR図上でも明確に現れる。これらの恒星はいずれ白色矮星となって恒星としての生涯を終える。
最も重い部類の恒星は赤色巨星にならず、核が急速にヘリウムやその他の重元素の核融合を起こす温度へと到達して超巨星へと進化する。これらの恒星はHR図の上部で主系列からほぼ水平な進化トラックを進む。超巨星は比較的希少であり、大部分のHR図上で目立った存在とはならない。超巨星の核はいずれ崩壊し、通常は超新星爆発を引き起こして中性子星かブラックホールを残す。
O2型のスペクトルを持つような高温で大質量の恒星は、主系列を経ず、青色巨星や青色超巨星として誕生し、150万年以内にWN型のウォルフ・ライエ星へと進化するものと考えられている。例として、大マゼラン雲に存在するmelnick42（英語版）が挙げられる。
星団の恒星がおおむね同時期に形成されたとき、これらの恒星の主系列の寿命はそれぞれの恒星の質量に依存すると考えられる。最も重い恒星が最初に主系列を離れ、その後低質量の恒星がそれに続く。HR図上で星団内の恒星が主系列から離れる場所を転向点（英語版）と呼ぶ。転向点に位置している恒星の主系列の寿命が分かれば、その星団の年令を推定することが出来る。
星形成領域における高温で明るいO型主系列星。これらは全て、スペクトル型が O の複数の明るい恒星を含む、多数の高温で若い恒星からなる星形成が起きている領域である。
縦軸に恒星の実際の明るさ (あるいは絶対等級)、横軸に色指数 (ここでは B-V) を取ったヘルツシュプルング・ラッセル図。主系列は図の左上から右下へ対角線上に走る帯として現れている。このHR図は、ヒッパルコスの観測による 22,000 個の恒星と、グリーゼ近傍恒星カタログに収録されている 1,000 個の暗い恒星 (赤色矮星と白色矮星) を図示したものである。
各スペクトル分類の主系列星の比較。
温度によるエネルギー生成率を示したグラフ。横軸が恒星の核での温度、縦軸がエネルギー生成率の相対値を示しており、両軸は共に対数スケールである。緑色は陽子-陽子連鎖反応、青色がCNOサイクル、赤色がトリプルアルファ反応を表している。緑と青をつなぐ破線は、恒星内部での陽子-陽子連鎖反応とCNOサイクル両方を合わせた場合のエネルギー生成率を示す。太陽の核温度 (オレンジ色の縦線で示されている) では、陽子-陽子連鎖反応がより効率的であることが分かる。
太陽に類似した恒星の断面図。
太陽は主系列星の最も身近な例である。
零年齢主系列星の質量光度関係の例を図示したもの。質量と光度は現在の太陽の値に対する値を示してある。
太陽のような恒星の進化トラック
2つの散開星団NGC 188とM67のHR図。青で示された NGC 188 の方が年老いており、黄色で示された若い M67 よりも主系列の転回点の位置が低い。2つの主系列から外れた位置にある点のほとんどは、星団とは無関係な前景か背景にある恒星である。
マリー・フォン・ヴァルデック＝ピルモント

| マリー・フォン・ヴァルデック＝ピルモント Marie von Waldeck-Pyrmont |
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出生:   (1857-05-23) 1857年5月23日  ヴァルデック侯国、アーロルゼン
死去:   (1882-04-30) 1882年4月30日（24歳没）  ドイツ帝国  ヴュルテンベルク王国、ルートヴィヒスブルク
埋葬:   ドイツ帝国  ヴュルテンベルク王国、ルートヴィヒスブルク
配偶者:  ヴュルテンベルク王子ヴィルヘルム
子女:  パウリーネ ウルリヒ
家名:  ヴァルデック家
父親:  ヴァルデック侯ゲオルク・ヴィクトル
母親:  ヘレーネ・フォン・ナッサウ
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マリー・フォン・ヴァルデック＝ピルモント（Marie von Waldeck-Pyrmont, 1857年5月23日 - 1882年4月30日）は、ヴュルテンベルク王ヴィルヘルム2世の最初の妻。夫が王位を継承する9年前に死んだため、ヴュルテンベルク王妃にはなれなかった。
生涯

ヴァルデック侯ゲオルク・ヴィクトルとその最初の妻でナッサウ公ヴィルヘルムの娘であるヘレーネの間に三女として生まれた。1歳年下の妹エンマはオランダ王ウィレム3世の妃である。
1877年2月15日、マリーはヴュルテンベルクの王位継承者ヴィルヘルム王子（のちのヴィルヘルム2世王）と結婚し、一男一女をもうけた。
パウリーネ（1877年 - 1965年） - ヴィート侯フリードリヒと結婚
ウルリヒ（1880年）
マリーは1882年に3番目の子供を死産した際に亡くなった。男子の後継者を必要とするヴィルヘルムは1886年にシャルロッテ・ツー・シャウムブルク＝リッペと再婚したが、結局男子には恵まれなかった。
| 典拠管理データベース  |
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全般:  VIAF  WorldCat 
国立図書館:  ドイツ 
人物:  ドイッチェ・ビオグラフィー
千歳アウトレットモール・レラ

| 千歳アウトレットモール・レラ CHITOSE OUTLET MALL Rera |
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 ゲート1外観（2009年4月）
店舗概要
所在地:  〒066-8765 北海道千歳市柏台南1丁目2-1
座標:  北緯42度48分43秒 東経141度40分36秒﻿ / ﻿北緯42.81194度 東経141.67667度﻿ / 42.81194; 141.67667﻿ (千歳アウトレットモール・レラ)座標: 北緯42度48分43秒 東経141度40分36秒﻿ / ﻿北緯42.81194度 東経141.67667度﻿ / 42.81194; 141.67667﻿ (千歳アウトレットモール・レラ)
開業日:  2005年4月29日 2007年4月20日（第2期拡張）
土地所有者:  中小企業基盤整備機構
施設所有者:  三菱UFJ信託銀行
施設管理者:  ジョーンズ ラング ラサール
設計者:  清水建設（第1期） 山下設計（第2期）
施工者:  清水建設（第1期） 戸田建設（第2期）
敷地面積:  227,000 m²
延床面積:  40,000 m² 
商業施設面積:  28,000 m²
中核店舗:  サムソナイト・ジャパン
店舗数:  4店舗（2024年11月1日現在）
営業時間:  10:00 - 19:00
駐車台数:  4,800台
最寄駅:  南千歳駅
最寄IC:  日の出ランプ 千歳IC 千歳東IC
外部リンク:  千歳アウトレットモール・レラ
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千歳アウトレットモール・レラ（ちとせアウトレットモール・レラ）は、北海道千歳市にあるアウトレットモール。「レラ」（Rera）とは、アイヌ語で「風」の意味。
概要

開業当時、屋外型アウトレットモールとして、北海道で最大規模だった。
アメリカ合衆国の不動産投資顧問会社「ラサール・インベストメント・マネージメント・インク」がアジア不動産向けの投資ファンド「ラサール・アジア・リカバリーファンド」に組み入れて開発した。
千歳市工業団地の「千歳オフィス・アルカディア」に立地しており、道央自動車道のインターチェンジ、南千歳駅や新千歳空港までのアクセスが良いこと、支笏湖などへの観光が楽しめるエリアであることによって進出を決めた。周辺には「千歳オフィスアルカディアレンタカー施設」やレンタカー会社の営業所が集積。
開業翌年の2006年（平成18年）から、アジア各国で海外営業を展開した。
2010年（平成22年）に、ライバルとなる屋内型「三井アウトレットパーク 札幌北広島」が開業した後は、ファミリー層や海外からの観光客を囲い込む差別化戦略を図った。しかし、この頃から20区画以上が空き区画、あるいは、ガチャポンルーム、休憩ルーム、サテライトインフォメーションといった「事実上の空き区画」となった。
2024年1月15日、既存のテナントとの契約更新を行わず、運営を終了する方針を運営会社が固めたと報道された。
2024年11月1日、大規模商業施設としての営業を終了、契約期間が残っている飲食店など4店のみの営業となった。
帝国データバンクは、雨や風、雪がしのげない屋外型施設であることが、営業衰退の原因とみる。
沿革

2004年（平成16年）：ラサール・インベストメント・マネジメント・インクが千歳でのアウトレットモール開発計画を発表。
2005年（平成17年）4月29日：「千歳アウトレットモール・レラ」オープン、当初95店舗が出店。
2006年（平成18年）：第2期拡張工事着手。
2007年（平成19年）4月19日：第2期拡張プレオープン
4月20日 第2期拡張オープン、新店舗50店が出店。
2010年（平成22年）：第3期拡張で千歳マッスルパークがオープン。新たなテナントが一度に30店舗以上出店。
2010年（平成22年）：千歳市の隣の北広島市に、屋内型施設の三井アウトレットパーク札幌北広島がオープンし、集客合戦が激化した。以後、徐々に海外からの旅行客によるインバウンド消費目的へとシフトする。
2011年（平成23年）8月28日：千歳マッスルパークが閉鎖。
2013年（平成25年）：千歳市と「官民協働による産業活性化のための連携と協力に関する包括協定」を締結。
2017年（平成29年）9月29日：フードコートをリニューアル。
2018年（平成30年）8月30日：セリア千歳アウトレットモールレラ店がオープン。
2019年（令和元年）11月23日：キッズUSランドレラ店オープン。
2020年（令和2年）8月16日：ラオックス千歳アウトレットモールレラ店閉店。
2024年（令和6年）1月15日：管理会社などが今後既存テナントとの契約更新を行わず、運営を終了する方針との報道がされる。
2024年（令和6年）11月1日：同日付けで、北海道に大規模商業施設としての廃止を届け出。
施設

→店舗詳細についてはショップガイドを参照
モール内はペット同伴で入場することができ、一部の店舗はペット同伴が可能。「アトリウム前広場」や「レラアトリウム」、「レラスクエア」、「キッズプロムナード」、「レラドーム」はイベント・スペースになっていた。
フードコート「HOKKAIDOソラキッチン」（旧フードフォレスト）やラーメン店が集結した「ラーメン博覧会」、カフェ、道産品を取り揃えた「北海道新発見ファクトリー」、道産ショップ「HOKKAIDO ソラマルシェ」、セリアなどが入った。
開業当初は全体が洋風でカラフルなデザインになっており、乗馬体験などもすることができ、テーマパークのような雰囲気だった。後に外壁が白と茶色のシンプルな色合いになり、乗馬体験も廃止され、華やかさが薄れた。フードコートには正午になると動き出す熊の装飾が3つあるが、後期には稼働停止された。
アクセス

新千歳空港から無料のシャトルバスを運行している。
北海道旅客鉄道（JR北海道）南千歳駅から徒歩約3分
北海道中央バス・北都交通「南千歳駅」バス停から徒歩約5分
道央自動車道千歳ICから車で約10分
道東自動車道千歳東ICから車で約15分
シャトルバス（2012年10月）
全日本大学女子野球選手権大会

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開始年:  1987年
主催:  全日本大学女子野球連盟
会場:  魚津桃山運動公園野球場、魚津市天神山野球場（2024年）
チーム数:  13（2024年）チーム
前回優勝:  日本体育大学（22回目, 2024年）
最多優勝:  日本体育大学（22回）
公式サイト
 全日本大学女子野球選手権大会 全日本大学女子野球選手権大会 - YouTubeチャンネル
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全日本大学女子野球選手権大会（ぜんにほんだいがくじょしやきゅうせんしゅけんたいかい）は、全日本大学女子野球連盟の主催で、毎年8月に富山県魚津市の魚津桃山運動公園野球場・天神山野球場で行われる大学女子の軟式野球の全国大会（文部科学大臣杯をかけた大会）である。
概要

「全国大学女子軟式野球大会」として1987年に第1回大会が開催された。大学女子野球（インカレ）においては伝統のある大会のひとつである。「マドンナ達の甲子園」の愛称で親しまれている。2011年の第25回大会に文部科学大臣賞を新設した。