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[1][2](Sirius[3][4])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[5]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[6]。
文章: ケプラー37b ケプラー37bはトランジット法で発見された太陽系外惑星であり、ケプラー37の手前を通過する際の減光度で惑星の大きさが推定できる。ケプラー37bの通過により、ケプラー37の明るさは0.0119%減少する。このことから、ケプラー37bの直径は、わずか地球の0.303倍しかない天体であることが分かった。これは発見されている中で最小の太陽系外惑星である。これまでの記録は、ケプラー42dの0.57倍であった。ケプラー37bの直径はメートル法にして3870kmであり、太陽系の中で最も小さな惑星である水星の4879.4kmよりも小さく、月の3474.3kmより若干大きい程度である。この程度の明るさの変動は恒星そのものの明るさの変動でも説明されることがあるが、ケプラー37は変光のほとんどない恒星であるため、検出が可能であった。 文章: とも座ゼータ星 とも座ζ星は、とも座で一番明るい恒星で2等星。肉眼で色を識別できる程度に明るい恒星の中では最も青く見える。 文章: へびつかい座アルファ星 へびつかい座α星は、へびつかい座で最も明るい恒星で2等星。 文章: 恒星 20世紀初めに、アメリカのヘンリー・ノリス・ラッセルが恒星のスペクトルと絶対等級の相関関係を図に並べたところ、多くの星が左上と右下を結ぶ帯を成す事が示された。また、デンマークのアイナー・ヘルツシュプルングも独立に恒星の色と明るさの関係に偏りがあることを示した。この相関はヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)として纏められ、恒星の進化を示したものを認識されるようになった[23]。HR図の横軸はスペクトルの型で表す場合と色指数で表す場合があるが、どちらも基本的に恒星の表面温度の指標である。なお後者は色-等級図と呼ばれる場合もある[23]。 文章: X線天文学 宇宙には、銀河団や活動銀河中心核(AGN と呼ばれる)のブラックホールから、超新星残骸や恒星、白色矮星を含む連星系(激変星)、中性子星やブラックホールを含む連星系(X線連星)などの銀河系内の天体まで、X線を放出する様々な種類の天体が存在する。太陽系天体の中にもX線を放射するものがある。その中でも注目すべき天体は月である。X線で月を撮影すると、月の明るい側は太陽からのX線を反射して明るいのに対し、月の暗い側はその周りの宇宙よりもさらに暗い。これは一見何もないように見える背景宇宙からもX線が放射されているということであり、このX線背景放射は分解されていないX線源からの放射の重ね合わせであると考えられている。 文章: がか座アルファ星 がか座α星(がかざアルファせい、α Pic, α Pictoris)は、がか座で最も明るい恒星で3等星。 文章: コスモス・レッドシフト7 コスモス・レッドシフト7は宇宙誕生から約8億年後に存在した銀河であるが、この時代の典型的な銀河よりもはるかに明るいことが大きな特徴である。それまでに発見されていた、距離が同程度の銀河で最も明るい原始銀河、ヒミコの3倍もの明るさを持つ。コスモス・レッドシフト7を発見した研究チームが詳しく観測した結果、コスモス・レッドシフト7からは宇宙初期に存在していた水素とヘリウムしか検出されず、その他の重い元素は検出されなかった。これはこの銀河を構成している天体が水素とヘリウムからでしか形成されていないことを表す。これは宇宙の初期に存在したとされている種族IIIの恒星(ファーストスターとも言われる)の特徴と一致する。この観測結果によってコスモス・レッドシフト7に史上初めての種族IIIの恒星が発見された。 文章: WISE J224607.57-052635.0 WISE J224607.57-052635.0 は、ELIRGに分類される銀河である。2015年に、全宇宙で最も明るい銀河であると発表された。この銀河の明るさは太陽の300兆倍 (349×10) ほどある。この光はクエーサーによって生み出されており、太陽の100億倍の質量を持つ。クエーサーの超大質量ブラックホールから放出される光は、宇宙塵によって赤外線となる。この銀河は、銀河系よりも大きさが小さいにもかかわらず、銀河系の1万倍にあたるエネルギーを放出している。WISE J224607.57-052635.0 は、地球から125億光年の距離にある。この銀河は、広域赤外線探査衛星 (WISE) を使って発見された。 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: ULAS J1120+0641 ULAS J1120+0641は、2011年6月29日に発見が公表されたクエーサーである。発見時点で、 288.5億光年と既知の最も遠いクエーサーであり、赤方偏移が7に達する最初のクエーサーである。AP通信を含むいくつかのニュースで、このクエーサーは、これまで観測された宇宙で最も明るい天体だと報じられたが、これは誤報であり、これより少なくとも100倍明るいクエーサーも知られている。 文章: 高光度青色変光星 高光度青色変光星(以降LBVと略す)は、青く非常に明るく輝いている恒星である。LBVの中には、光度が太陽の数百万倍に達するものもある。これは宇宙全体で見ても最も明るい部類に入る恒星と考えられている。また、これだけのエネルギーを放射するためには、核融合反応が活発である必要があり、そのためには大きな質量を持っている必要がある。LBVの中には、質量が太陽の150倍に達するものもある。この質量は、2006年現在考えられている理論上の恒星質量の上限に近い値である。ちなみに、この上限より大きい星は、激し過ぎる核融合により自重では抑制不可能な放射圧が発生するため、自らの恒星風で吹き飛んでしまうと考えられている。なお、LBVでも質量の流失は起きており、放出された物質が星の周囲に星雲として観測されることが多い。LBVに分類されるような巨大な恒星では、激しい核融合によって水素が速やかに失われるため、寿命は100万年から300万年程度と非常に短い。 文章: ケプラー76b ケプラー76bは、2013年にテルアビブ大学の Simchon Faigler らの研究チームによって発見された太陽系外惑星である。彼らはNASAのケプラー宇宙望遠鏡が観測したデータから、10年前に提案された手法であるビール・アルゴリズムを用いて、はくちょう座にある約13等級の恒星のデータからケプラー69bを発見した。ビール・アルゴリズムは、以下の3つの効果の頭文字である。これらの効果による恒星の同時に起こる明るさの変化を計測することで惑星を発見する。この方法は、地球よりずっと質量の大きい惑星にしか適用できないという弱点がある。しかし、ドップラー分光法とは異なり、高精度のスペクトルを必要としない。また、ケプラー宇宙望遠鏡が行っているトランジット法は、地球から見て惑星が恒星面を通過するという、有用だが稀な現象が必要ではない。このため、ドップラー分光法とトランジット法という、太陽系外惑星の主な発見手法であるこの2手法で発見できなかった太陽系外惑星を発見できる可能性があり、ケプラー76bはその最初の例となった。 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: 閃光星 最初に発見された閃光星は、1924年のはくちょう座V1396星やけんびきょう座AT星であるが、1948年に発見されたくじら座UV星(ルイテン726-8B)がよく知られている。くじら座UV型変光星という別名はこの星に由来している。他の閃光星としては、太陽系に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリやウォルフ359などがある。現在確認されている閃光星は太陽系から約60光年以内の近距離にある恒星ばかりであるが、これは閃光星の性質上近距離でないとフレアによる増光が観測できないこと、閃光星に分類されるような暗い赤色矮星は距離が離れると発見自体が困難になることが原因だと考えられる。 文章: NGC 3201 NGC 3201(Caldwell 79、Melotte 99は、ほ座にある球状星団である。中心部の恒星の集中度は非常に低い。この星団は、1826年5月28日にジェームズ・ダンロップによって発見され、彼の1827年の天体カタログに収録された。彼はこの星団を「かなり大きく、かなり明るい、直径4′または5′の丸い星雲。中心に向って非常に少しずつ集中し、それぞれの恒星を簡単に見分けられる。形はいくらか不規則で、恒星はかなり南寄りに散らばっている」と記した。