使用した天文用語

   項　目  説　　明  出　　典
 あ  暗黒星雲  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、他の空域より濃く集まっている領域）のことをいう。
地上から観測した場合、暗黒星雲に含まれる塵やガスによって背景の星や銀河などの光が吸収され、あたかも黒い雲のように見えるため、「暗黒星雲」と名付けられた。散光星雲が馬の頭のように蝕まれたように見えるオリオン座の馬頭星雲が有名。		 ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E6%9A%97%
E9%BB%92%E6%98%9F%E9%9B%B2
 う    渦巻銀河  恒星が円盤状に分布し、その円盤面に渦状腕(かじょうわん)と呼ばれる渦巻状のパターンが見られる銀河 ・http://spaceinfo.jaxa.jp/ja/spiral
_galaxy.html
 宇宙の大規模構造  宇宙の中で銀河の構造が示す巨大な泡のような構造である。宇宙の泡構造と呼ばれることもある。
超銀河団が構成する銀河フィラメントと光を発生する天体が無い大きな空間（超空洞（ボイド））で構成される。		   ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%A
E%87%E5%AE%99%E3%81%AE%E5%A4%A7%E8%A6%8
F%E6%A8%A1%E6%A7%8B%E9%80%A0
 ウォルフ・ライエ星  電離されたヘリウムや高階電離された炭素、酸素、窒素の幅広い輝線を示す特殊なスペクトルを持つ青色巨星  ウォルフ・ライエ星 - Wikipedia
 え  エッジオン渦巻銀河   銀河の自転軸が太陽系と垂直方向に向いているため、渦巻きを厚み方向から観察出来る銀河。
天の川を見るように紡錘状に見える。		  
 き         輝線星雲  さまざまな色の光を放出している電離ガスからなる天体である。ガスを電離するエネルギー源として最も典型的なものは星雲の近くにある高温の恒星から放出される高エネルギーの光子である。光源となる恒星が若い大質量星の場合には星雲はHⅡ領域と呼ばれ、古い白色矮星の場合には惑星状星雲と呼ばれるが、発光の機構はどちらもほぼ同じ。 ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E8%BC%9
D%E7%B7%9A%E6%98%9F%E9%9B%B2
 球状星団  多数の恒星が密集して集まっている星団。
一般に距離は遠く、銀河中心方向と高銀緯のハロー付近まで広く分布し
約150個発見されている。
主なものは 2015理科年表p133参照。		 ・2015理科年表
 局部銀河群  天の川銀河が所属する銀河群のこと。
本銀河群に属する銀河は大小合計50個以上。詳細は2015理科年表p135を参照。
本銀河群の中で最大はアンドロメダ大銀河、質量最大は天の川銀河と言われている。
 ・2015理科年表
・http://www.gregorius.jp/presentation/
page_73.html
 距離（天体までの）  当該天体が過去に発した光が旅してきた距離を表示。距離は時間的に変化している。
現在の当該天体までの距離は宇宙膨張のため大きく異なっていると思われる。
またアンドロメダ大銀河と天の川銀河は接近しており約40億年後には合体し始めると
言われている。		  ・Newton別冊　宇宙図　P58
 銀河 天の川銀河と同等の規模構造を持つ天体。
形状によって楕円(E)、レンズ状（S0）、渦巻（S）、棒渦巻(SB)、不規則（I）型の系列に分類される。
これをハッブル系列と呼ぶ。		 ・2015理科年表
・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%83%8
F%E3%83%83%E3%83%96%E3%83%AB%E5%88%86%E9%A1%9E
・http://www.gregorius.jp/presentati
on/page_72.html
 銀河群  3個以上数十個程度以下の銀河集団のこと。典型的な銀河群はメンバー数5個、
直径150万光年程度。
近距離銀河群の例は2015理科年表p137を参照		 ・2015理科年表
・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E9%8A%8
0%E6%B2%B3%E7%BE%A4
 銀河団  50個以上の銀河が1,000万光年程度の大きさの領域に密集している集団
エイベルは4,100個、ツビッキーらは9,600個のカタログを作っている。
Ⅰ型、Ⅱ型、Ⅲ型、Ⅰ－Ⅱ型、Ⅱ－Ⅲ型に分類される。銀河団の例は
2015理科年表p138を参照。
 ・2015理科年表
・http://www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/
tenmon/tenmon_006_2.html
 銀河フィラメント  超銀河団が連なった大構造  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E8%B6%
85%E9%8A%80%E6%B2%B3
%E5%9B%A3
 さ  散開星団  多数の恒星が散漫に集まっている星団。
一般に距離は近く、銀河面付近に多く約1,500個発見されている。
主なものは 2015理科年表p132参照。		 ・2015理科年表
  散光星雲  近くの励起星によって光る電離領域および照明星よる反射で見える星雲
直径は数十光年に達し、若い散開星団を作っていることが多い。		 ・2015理科年表
 す  スターバースト銀河
  太陽の10倍以上の質量を持つ恒星を短期間（約1000万年程度）で作っている銀河である。このことから、爆発的星生成銀河とも呼ばれる。2つの銀河が衝突したり近接遭遇した場合にこのような爆発的星形成（スターバースト）が引き起こされることが多い。  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%82%B9%E3
%82%BF%E3%83%BC%E3%83%90%E3%83%BC%E3%8
%B9%E3%83%88%E9%8A%80%E6%B2%B3
 せ   正中   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
この時、天体の高度は最大となる。		  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E6%AD%A3%E4%B8%AD
 セファイド変光星 絶対等級が比較的大きく、スペクトル型がF～K型の黄色超巨星に属する周期的脈動変光星である。また、変光範囲は1～2等、周期は2～50日ほどである。この型の変光星には変光周期が長い星ほど絶対等級が明るいという性質があり、これを周期光度関係と呼ぶ。この関係を用いると、その実視等級と変光周期を測定することで距離の測定に用いることができる  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%82%B1%
E3%83%95%E3%82%A7%E3%82%A4%E3%83%89%
E5%A4%89%E5%85%89%E6%98%9F
 そ  創造の柱  M16にある星形成の場。HSTが1995年に詳細撮影したことで有名。
実際には星からの強力風で柱は変化している模様。こちらを参照。		 ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%
82%8F%E3%81%97%E6%98%9F%E9
%9B%B2
 た  楕円銀河  滑らかなおよそ楕円形の形状を持つ。
球形に近い形から非常に扁平なものまであり、内部に1000万から1兆個以上の星を含む。楕円銀河内の星は渦巻銀河のものよりも非常に古いことが知られている		 ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E6
%A5%95%E5%86%86%E9%8A%8
0%E6%B2%B3
 ち   チェレンコフ光  ニュートリノが叩き出した荷電粒子が、水中の光の速度よりも速く水中を走ると、チェレンコフ光が放出される  ・http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/
detector/cherenkov.html
 超銀河団 複数個の銀河団や銀河群が連なり合って、１億光年程度より大きな
構造をつくったもの。
超銀河団の例は2015理科年表p139を参照		  ・2015理科年表
・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E8%
B6%85%E9%8A%80%E6%B2%B3%E5%9B%A3
 て  天文単位   およそ地球と太陽の平均距離。
149,597,870,700 m で定義されている。
SI系における単位はau		  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%A4%A9%
E6%96%87%E5%8D%98%E4%BD%8D
 な  南中  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。特に天体が南方向にある場合を南中と呼ぶ。
この時、天体の高度は最大となる。		  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%8D%9
7%E4%B8%AD
 は     白色矮星 質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体。絶対等級は＋10～＋20等級
と暗い。		  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/
%E7%99%BD%E8%89%B2%E7%9F%AE
%E6%98%9F
 反射星雲  星間物質が近くの恒星の光を反射することで我々の目に見えている天体である。反射星雲を照らしている恒星は、輝線星雲の場合のように星雲のガスを電離するほどには温度が高くないが、ガスに含まれる塵を散乱光で照らし出すのには十分な明るさを持っている。したがって、反射星雲のスペクトルは星雲を照らしている星のスペクトルとほぼ同じである。 ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%8F%
8D%E5%B0%84%E6%98%9F%E9%9B%B2
 伴銀河
  重力の相互作用により、より大きな銀河の周囲を公転する銀河である。銀河は恒星、惑星、星雲等の互いに連絡し合わない多数の天体から構成されているが、それぞれの天体の重力の平均の場所に重心がある。  ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E4%BC%B4%E9%8A%
80%E6%B2%B3
 バルジ
  渦巻銀河の 中心部分にある回転楕円体の膨らみ。一般的に膨らみ部分を指す。  
 ふ   分子雲  星雲で大部分は水素分子である。星形成が行われている場合は、育星場、星のゆりかごとも言う。典型的な分子運の大きさは、直径が100万光年、質量は太陽の10万倍、温度は25K（-248℃）程度、密度は水素分子が10～100万個/cm−3。
 ・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%88%
86%E5%AD%90%E9%9B%B2
 フェイス　オン渦巻銀河　　  銀河の自転軸が太陽系に向いているため、渦巻きを正面から観察出来る銀河  
 わ  惑星状星雲  太陽程度の質量（0.5～8倍程度）の年老いた巨星から放出されたガスが、高温の中心星からの紫外線によって励起されて光るもので直径は１光年くらい。寿命は数万年程度。
円形型、双曲線型、不規則なものが有る。
 ・2015理科年表
・http://www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/
tenmon/tenmon_035.html
・https://ja.wikipedia.org/wiki/%E6%83
%91%E6%98%9F%E7%8A%B6%E6%98%9F%E9%9B%B2
 H
 		  HⅡ領域

電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。
HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。
HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている（天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III…を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子（陽子）を HII (H two) と呼ぶ）。

  https://ja.wikipedia.org/wiki/HII%E9%A0%98
%E5%9F%9F
 Hα  電離した水素原子が発する輝線スペクトルの一。波長は656.3ナノメートル。肉眼では赤っぽく見える。散光星雲などに見られる、この輝線を発する領域はHⅡ領域とよばれる。  https://kotobank.jp/word/H%CE%B1
%E7%B7%9A-445314