クエリ: 発見された中で一番明るい恒星は何?
文章: シリウス シリウス(Sirius)は、おおいぬ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つで、太陽を除けば地球上から見える最も明るい恒星である。視等級は-1.46等で、シリウスに次いで明るいカノープスのほぼ2倍の明るさである。バイエル符号における名称は「おおいぬ座α星」である。オリオン座のベテルギウス、こいぬ座のプロキオンともに、冬の大三角を形成している。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。肉眼では1つの恒星に見えるが、実際には、シリウスAと呼ばれるA型主系列星と、シリウスBと呼ばれる白色矮星から成る連星である。シリウスBのシリウスAからの距離は8.2~31.5auの間で変化する。
文章: おおかみ座アルファ星 おおかみ座α星は、おおかみ座で最も明るい恒星で2等星。 文章: NGC 6302 既知の恒星の中で最も温度が高いものの1つであるこの星雲の中央の恒星は、その高い温度により主に紫外線を放射しており、また塵のトーラスが特に紫外線域の大部分の放射を遮蔽していたため、さらに明るい背景放射のために、かつては検出されなかった。ハッブル宇宙望遠鏡による最初の撮影では見つからなかったが、改良されて解像度が向上した広視野カメラ3によって、暗い恒星の存在が明らかとなった。温度は約20万K、質量は約0.64太陽質量であることが示された。恒星の元の質量はもっと大きかったが、大部分は惑星状星雲が形成された際に放出された。恒星の温度と光度は、この恒星が既に核融合を停止しており、1年に1%ずつ暗くなりながら白色矮星になりつつある途上にあることを示している。 文章: ぼうえんきょう座アルファ星 ぼうえんきょう座α星(ぼうえんきょうざアルファせい、α Tel / α Telescopii)は、ぼうえんきょう座で最も明るい恒星で3等星。 文章: しし座I しし座Iは、しし座で最も明るい恒星レグルスからわずか12′しか離れていない。恒星からの散乱光は、この銀河の研究を難しくし、そのため1990年代まで検出されなかった。 文章: 太陽系外惑星の発見方法 地球から見て、連星系の恒星が互いの前を通過するように整列しているものを、「Eclipsing binary」(食連星)と呼ぶ。一番明るい恒星が、他の恒星、あるいは塵円盤によって部分的に覆われている時、これを「Primary eclipse」という。また、Primary eclipseの半周期後、他の恒星が一番明るい恒星によって覆われた状態となる。これを、上記と同様に「Secondary eclipse」と呼ぶ。この時、パルサーのパルスと同様に周期的な、減光が認められる。恒星は、常に互いの共通重心を中心に公転しているが、周囲に惑星がある場合、共通重心にズレが生じ、恒星の軌道が移動して、Primary eclipseとSecondary eclipseの周期にもズレが生じる。この方法は、連星系の周りを公転する惑星を発見する最も有力な方法である可能性がある。この方法では、大質量の惑星で、連星系からの距離が比較的短い場合や、恒星が低質量の場合に有効である。 文章: 青色はぐれ星 青色はぐれ星(あおいろはぐれぼし、英:blue straggler)は、散開星団や球状星団中にある主系列星で、通常の星団中に見られるようなヘルツシュプルング・ラッセル図の折れ曲がりの位置にある恒星から離れたところにある、より明るく青い恒星である。青色はぐれ星は1953年にアラン・サンデージが球状星団M3の測光をしている際に発見された。恒星の進化の標準理論では、ヘルツシュプルング・ラッセル図上の位置は、おおよそ恒星の元の質量と年齢によって決まるとされている。星団では、全ての恒星はほぼ同時に生成するため、ヘルツシュプルング・ラッセル図では、全ての恒星が星団の年齢の曲線上にそれぞれの当初の質量のみに従って並ぶはずである。青色はぐれ星は星団の他の恒星と比べて質量が2倍から3倍もあり、このルールを逸脱しているように見える。この問題は、青色はぐれ星が観測される星団中の密度の濃い領域で起こる、二つないし複数の恒星同士の相互作用が関係しているものと考えられている。 文章: DEN 1048-3956 2003年に発見され、質量は太陽質量の8%、明るさは太陽に比較して0.00015%。スペクトル型はM9VまたはL0、絶対等級は17.39と、主系列星と褐色矮星のほぼボーダーライン上にある恒星といえ、どちらに属するか確定していない。肉眼で観測することは不可能である。 文章: SN 1000+0216 SN 1000+0216は、非常に遠方においても発見されるその明るさと光度曲線のカーブから、太陽の100倍から250倍もの質量を持つ極めて重い恒星が爆発した対不安定型超新星爆発ではないかと推定されている。 文章: テーブルさん座アルファ星 テーブルさん座α星(テーブルさんざアルファせい、Alpha Mensae, α Men)は、テーブルさん座で最も明るい恒星である。 文章: 太陽系外惑星の発見方法 主星が赤色巨星の場合、別の問題が生じる。仮に惑星がこのような恒星の恒星面を通過しても、赤色巨星の表面は常に大きく脈動しているため、恒星の光度曲線が一定ではなく、惑星による減光を見つけ出す事は困難となる。特に準巨星の場合は光度曲線の変化が著しい。また、これらの恒星は半径が大きく非常に明るいため、惑星がトランジットしている際の減光率は小さくなり、検出を難しくする。逆に小型な白色矮星、中性子星は検出しやすい。しかし、これらの天体は死を迎えた恒星の残骸のため、惑星が生き残って公転し続けている可能性は低い。 文章: 多胡昭彦 2006年、はくちょう座の観測中に重力マイクロレンズ現象により天体が一時的に明るく見える現象を、初めて観測した。恒星GSC 3656-1328が2週間の周期で突然4等級ほど明るくなりその後元の明るさになるのを確認した。赤色矮星か褐色矮星がGSC 3656-1328の前面を通過したことによって、重力マイクロレンズ現象が起きたと考えられている。 文章: わし座V1302星 光度が太陽のおよそ50万倍という最も明るい恒星の一つであるが、視等級は肉眼等級よりかなり暗く、観測には望遠鏡が必要である。わし座V1302星は、非常に明るい超巨星というのが天文学者の共通認識だが、恒星の周囲に星雲状の構造が見えることから、原始惑星状星雲に分類されることもある。黄色極超巨星と原始惑星状星雲には、いくつか共通する特徴があるが、元の恒星の質量が異なる。惑星状星雲へ進化する恒星は、質量が中程度だが、黄色極超巨星は、超新星の前駆天体とされる質量のとても大きい星である。わし座V1302星の場合、一酸化炭素を目印として測定した、星から放出される物質の膨張速度がとても高いことからみて、質量が大きく放射エネルギーも高い星であると考えられる。 文章: HII領域 1774年にウィリアム・ハーシェルはオリオン大星雲を観測し、「形のない火のような霞で、いずれ太陽となるような混沌とした物質からなる」と記述している。この仮説が確かなものとなるには、約100年後にウィリアム・ハギンスが(妻のマリー・ハギンスとともに)様々な星雲を分光器で観測するのを待たねばならなかった。彼が観測した星雲のうちのいくつか(例えばアンドロメダ星雲)は、恒星と非常に似たスペクトルを持っていた。後にこれらは何千億個もの恒星が集まった銀河であることが明らかになった。これに対し、別のいくつかの星雲は全く違う様相を示していた。銀河のスペクトルは強い連続スペクトルの中に吸収線が含まれるというものだったが、オリオン大星雲やこれに似た他の星雲には数本の輝線しか見られなかった。これらの輝線のうち最も明るいものは 500.7nm の波長にあり、当時知られていたどんな元素のスペクトル線とも一致しなかった。初めのうち、これらのスペクトル線は未知の元素によるものではないかという仮説が出され、この元素にはネビュリウム nebulium という名前が付けられた。同様の考え方によって、1868年に太陽のスペクトルの分析からヘリウムが発見された。 文章: うさぎ座アルファ星 うさぎ座α星 (うさぎざアルファせい、α Lep / α Leporis) は、うさぎ座で最も明るい恒星で3等星。 文章: NGC 300 しかし2008年、かつてのスピッツァー宇宙望遠鏡の画像から、明るい中赤外線を発する恒星がこの可視光突発天体の位置に発見された。この恒星は塵に隠され、R 300天文単位、T 300 K、L ×10 Lの黒体のアナログであった。これは、この可視光突発天体は、10太陽質量以下の低質量の恒星のエネルギー爆発と関係していることを意味する。可視光突発天体のII型超新星と比べた光度の小ささ、スペクトルの性質、塵に覆われている点等から、NGG 6946のSN 2008Sに近いものだと考えられている。