地球から他の星への距離はどうやって測りますか？
天文単位 距離を測るための最も単純明快な方法は、異なる2地点から対象を観測し、その方向の差（視差）と2点間の距離とから、三角形の幾何学を用いて対象までの距離を決めるという三角測量の方法である。天文学では比較的近い距離にある恒星までの距離を測る方法としてこの方法を用いる。同じ恒星を地球から1年間続けて観測すると、地球の位置が変わるため、より遠方にある背景の天体に対して対象の恒星の位置が動いて見える（年周視差）。しかし、年周視差から距離を求めることができるのは近距離の天体に限られるため、より遠い距離を測るには様々な別の方法を使うことになる。
うみへび座TW星 うみへび座TW星は誕生から800万年とかなり若い天体である。そのため、うみへび座TW星の周辺には木星の約50倍の質量に相当する原始惑星系円盤がある。これは年齢を考えるとかなり大量に惑星の材料となりうる塵が残っている事になる。最低でも約60億km (40au) の距離から広がり、その半径は約330億km (220au) に達する。2013年のハッブル宇宙望遠鏡による0.5から2.22μmの波長領域における観測では、中心から約120億km (80au) の距離に幅約30億km (20au) の隙間がある事が分かった。これは、この軌道において形成されつつある惑星の重力的影響によるものと考えられている。軽い恒星でこれほど離れた距離においての円盤の隙間が発見されたのは初めてである。
しかし、この観測結果は従来の惑星形成理論とは矛盾が生ずる事になる。典型的な理論では惑星の形成に1000万年がかかり、これは恒星から距離が離れるほどより長くなる。この事は、うみへび座TW星の年齢に対して矛盾が生ずる。またアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計の観測によれば、恒星から約88億km (59au) の距離までは砂粒より大きな粒子が存在するが、それより外側では見つかっていない。特に外縁は円盤の隙間の内縁に程近く、惑星が形成されつつあるのにその外側の領域では砂粒より大きな粒子が無い事は、従来の理論と相容れない事になっている。なお、これとは別に円盤の一部における重力的不安定から一気に収縮が進む事によって惑星が形成されるという理論がある。この場合、惑星形成には数千年しかかからないが、これで誕生するのは地球の数百倍の質量を持つ惑星であり、これは太陽系の惑星で言えば木星や土星に相当する木星型惑星である。しかし、隙間から推定される惑星の質量は地球の6倍から28倍であり、これは地球型惑星から天王星型惑星に相当する質量であり、これについても矛盾が生じている。現在のところ、この矛盾を解消する説明や観測結果は存在しない。
なお、2007年にはマックスプランク研究所のチームが、約610万km (0.041au) のところを3.56日の公転周期で公転する、木星の1.2倍の質量を持つ惑星が視線速度法によって発見したと発表された。しかし、2008年にスペインの研究チームは、視線速度の変化は惑星の公転によるものではなく、うみへび座TW星の自転とおうし座T
月レーザー測距実験 月までの距離は、次の式を用いて概算値を求めることができる。
実際は、往復で約2.5秒は、地球と月の相対運動、地球の自転、月の秤動、気象、極運動、地球の大気による伝播遅延、地殻運動や潮汐作用による観測局の運動、大気中の経路による光速の差、相対性理論による効果等の影響を受ける。それにも拘らず、地球と月の間の距離は、過去35年間で最も高い精度で求められた。様々な理由により、観測毎の距離は異なるが、平均値は約38万4,467kmであった。
月の表面では、ビームはわずか約6.5kmの幅であり、これは3km離れたところから動く10セント硬貨をライフル銃で撃つようなものだと喩えられる。反射光は裸眼では見えないほど弱く、数秒毎に反射器に向けて発射される10個の光子のうち地球に戻ってくるのは、良い条件の時でわずか1個である。レーザーは高い単色性をもつため、この光子はレーザーを反射したものだと判断できる。これは、史上最も正確な距離測定の1つであり、ロサンゼルスとニューヨークの間の距離を100分の1インチ精度で測定することに匹敵する。2002年時点で、反射器の性能は年を経る事に悪くなっているが、月と地球の間の距離をmm単位の精確さで測定するための研究が続けられている。
スタートラッカー スタートラッカー(英語: Star tracker)は、光検出器またはカメラを使用して恒星の位置を測定する光学デバイス。多くの星の位置は天文学者によって高精度で測定されており、衛星または宇宙船のスタートラッカーを使用して、星に対する宇宙船の向き(または姿勢(英語版))を決定することができる。これを行うには、スタートラッカーは星の画像を取得し、宇宙船の参照フレームでの見かけの位置を測定し、星を特定して、星表からの既知の絶対位置と比較できるようにする必要がある。スタートラッカーは、観測された星のパターンを空の既知の星のパターンと比較することによって星を識別するプロセッサが含まれている場合がある。
天体物理学 電磁波の放射以外では、宇宙の遠方からやってくるもので地球から観測できる対象は限られている。重力波天文台がいくつか作られているが、重力波で観測するというよりは、検出が極端に困難な重力波を検出するのが当面の目標である。ニュートリノ天文台も主に太陽を研究する目的で建設されている。非常に高エネルギーの粒子からなる宇宙線が地球の大気と衝突する現象も観測可能である。
天文観測では、その時間スケールにおいても様々な違いがある。ほとんどの光学観測には数分から数時間単位の時間がかかるため、これよりも短い時間で変化する現象は容易には観測できない。しかしいくつかの天体については数百年、あるいは千年以上にわたって歴史上の記録に残されているデータを見ることができる。一方で、電波観測では数ミリ秒の時間スケールのイベント(ミリ秒パルサーなど)を見たり、数年にわたるデータを重ね合わせて調べたりする(パルサーの減速の研究など)ことができる。こういった異なる時間スケールの観測から得られる情報は非常に異なった様相を見せる。
太陽の研究は観測天体物理学の中で特別な位置にある。太陽以外の恒星は全て非常に遠距離にあるので、太陽は他の星とは比べ物にならないほど詳細に観測できる唯一の恒星である。太陽の性質を理解することは、他の恒星を理解する助けとなる。
ロス508b 主星の視線速度の変動から得られた観測データの分析から、ロス508bは少なくとも地球の約4倍の質量を持つとされ、その質量の大きさからスーパーアースであると推測されている。太陽から水星までの距離の1割余りに相当する、主星から約 0.054 au(約800万 km)離れた軌道を10日余りの公転周期で公転している。
主星の視線速度の変化の具合から、ロス508bは軌道離心率が0.33程度の楕円軌道で公転しているとみられ、近点付近以外を除く、軌道の半分以上が表面に液体の水が存在できるハビタブルゾーン内にあるとみられている。
他の主星に近い軌道を公転しているスーパーアースと同様に、ロス508bは主星から約 0.16 au 離れたところにある雪線(スノーライン)よりも外側で形成され、タイプI移動により現在の軌道にまで変化した可能性があるとみられている。
ジェロニモ (キン肉マン) その後、実体を持たない幽霊超人となり、キン肉アタル、ロビンマスク、ネプチューンマンとともに邪悪大神殿の番人を倒して、邪悪大神殿に封じ込められたキン肉マンの火事場のクソ力を解放させ、キン肉マンを勝利に導く。試合後にキン肉マンのフェイス・フラッシュにより、他の正義超人たちと共に蘇った。
ゆでたまごの嶋田はジェロニモをキン肉星王位争奪編に再登場させた際に、読者に単なるやられ役だと思われないように逞しく成長した姿を意識して描いたと述べている。
キン肉マンが第58代キン肉星大王に即位し、平和を取り戻した地球を見届けた後、キン肉星に帰還。正義超人・悪魔超人・完璧超人の間に三属性不可侵条約が締結される。その数日後、宇宙超人タッグ・トーナメントで撃退した完璧超人の本隊である真・完璧超人軍率いる完璧・無量大数軍が条約の撤回のために地球に襲来。テリーマンに代わり戦いを挑むも、連携攻撃を受けて負傷する。その後、現れた無量大数軍第二陣の闘いにも参戦しようとしたが、再び連携攻撃を受けて負傷し、ピークア・ブーと共に入院する。
星座 天文学的には恒星同士の見かけの並びに特段の意味はない。プレアデス(すばる)などの散開星団を除き、星座を構成する星は互いに天体力学的な関連をもって並んでいるわけではなく、地球からの距離もまちまちで、太陽系の位置からたまたま同じ方向に見えるだけである。しかし、古来星座にまつわるさまざまな伝説・神話が伝承されているため、これらの物語が宇宙や天体観測に興味を持つきっかけとなる人も多く、天文学の入門として広く話題に取り上げられ、親しまれている。
星座以外に、特定の星の並びに対してつけられた非公式な呼び名としてアステリズム(英: asterism、星群)もある。たとえば、「北斗七星」はおおぐま座の一部で、くまのしっぽにあたる目立った7個の星がひしゃく状をなすことからつけられた名前である。
国際天文学連合(IAU)が定めた88の星座には、境界線は定められている。しかし、星のつなぎ方(星座線)は定められていない。
うしかい座シグマ星 うしかい座σ星は三重星で、4.5等のAから方位角85° 角距離215秒の位置に11等星のBが、Aから方位角101°角距離223秒の位置に12等星のCが見える。これらは、見かけの三重星で力学的な関係はないと考えられる。
うしかい座σ星は黄白色のF型主系列星で、明るさは4.45等級から4.49等級に複雑な周期で変化し、一見するとたて座δ型変光星だが、変光星型は確定していない。
うしかい座σ星の周囲からは赤外線が放射されており、40Kの星周塵が星から88AU離れたところまで広がっており、塵の質量は地球質量の0.6%程度と見積もられている。