星雲・星団のMって1~から何まで有るのですか。

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A 回答 (3件)

メシエカタログ M 110まであるが、正確な数としてはそれより低いです。


今頃、月明かりのない日を狙ってメシエマラソンというイベントも開催される時期です。一晩ですべて見られる時期なんですね。

 欠番も多いのは勘違いや、無理矢理数を合わせたなどもあり、実在しないものもあります。
 比較的小型の望遠鏡などでも視られる物が多いのでおすすめです。

http://www.astroarts.co.jp/special/mtour/index-j …

 
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この回答へのお礼

有り難うございました。

お礼日時:2011/03/30 18:45

Mとは18世紀の天文学者メシエが星団の分類をしたときに


つけた番号です。100ちょっとまであるらしいです。
ウルトラマンは45年前にM78星雲から来ました。
当時の年齢は2万歳でしたので、今は2万45歳です。

http://www.kahaku.go.jp/exhibitions/vm/resource/ …

同じように、ウィーンのキダ・タローことモーツアルトの楽曲を整理した人に
ケッヘルがいます。そのため、モーツアルトの楽曲はレクイエム=K626
などのようにKが付きます。決してキダ・タローのKではないのです。
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この回答へのお礼

有り難う御座いました。

お礼日時:2011/03/29 23:47

http://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%83%A1%E3%82%B7% …

M109またはM110のようです。
欠番もあるみたいですけど……。
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この回答へのお礼

有り難うございました。

お礼日時:2011/03/29 23:48

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主系列星の誕生における表面温度-光度グラフの解説についてです。

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(1)収縮するとエネルギーが補給されて表面温度が上昇するという論理がわかりません

2)表面積小→光度減少の論理がわかりません。

この2つについて教えていただけないでしょうか。

Aベストアンサー

1)位置エネルギーが熱エネルギーになるから。
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Q天体望遠鏡で、きれいな星雲や星団は見ることは無理?

10万円くらいのビクセンの自動追尾式望遠鏡を購入しようとおもっています。
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天体望遠鏡 単独では、白い煙のようにしか見えないとこと。人間の目が、色を識別できないからだそうです。他社のどんな高い望遠鏡を購入しても同じと言われました。

けれども、赤道儀で一眼レフカメラで露出を高くすると写真として残せるとのこと。それは、後になって確認できることだそうです。

自分がイメージしていたのは、ある程度の望遠鏡を購入して集光率を高いものを買えば、レンズを通して見えるものだと思ってました。写真のような銀河を・・・。
けれど、ガッカリです。やっぱり、性能の良い値段の高い望遠鏡を買っても見れないということなのでしょうか。
回答をよろしくお願い致します。

Aベストアンサー

>人間の目が、色を識別できないからだそうです。

この表現はイマイチ不親切っつーか正確では無いね。

【要因1】
・人間の視細胞には2種類ある
 →色の違いに敏感だが絶対感度が低い細胞(通常はこちらがメイン)
 →色には鈍感だが絶対感度が高い細胞(周囲が暗い場合こちらを使う)

ま、天体見る時にどっちで見てるかなんてのは自明の理だわな。

【要因2】
・人間が視認出来る電磁波は可視光線だけw
 →天体が放つ電磁波が可視光線の範囲だけとは限らんゾ。
 →カメラのセンサーが感知可能な範囲も可視光線だけとは限らんゾ。

ざっくり言うと「バラ星雲」なんかは実はバラ色では無いという真実(笑)
「色」という言葉を「可視光線を任意の波長範囲毎に分割した区分の名称」と定義した場合はね。そもそも人間の目に見えない波長は何色でもありはしないよ。

>他社のどんな高い望遠鏡を購入しても同じと言われました。

これもちょっと不正確。
口径数十センチクラスの大口径になれば一部の明るい星雲の色はうっすらだが見えるんだぜ?
但し、上記理屈により「そもそも視認不可能な波長は見えない」んだがね。

>やっぱり、性能の良い値段の高い望遠鏡を買っても見れないということなのでしょうか。

「波長」の概念をさえ理解すればそれは自明の理として納得出来る筈ですよ。

あと、写真撮りたいんなら最低ラインはミラーレス一眼だぜ?
コンデジで撮れる限界は月・惑星くらい。一般論的にはね。

>人間の目が、色を識別できないからだそうです。

この表現はイマイチ不親切っつーか正確では無いね。

【要因1】
・人間の視細胞には2種類ある
 →色の違いに敏感だが絶対感度が低い細胞(通常はこちらがメイン)
 →色には鈍感だが絶対感度が高い細胞(周囲が暗い場合こちらを使う)

ま、天体見る時にどっちで見てるかなんてのは自明の理だわな。

【要因2】
・人間が視認出来る電磁波は可視光線だけw
 →天体が放つ電磁波が可視光線の範囲だけとは限らんゾ。
 →カメラのセンサーが感知可能な範囲も可視光...続きを読む

Q主系列星から巨星へ

主系列星は長期にわたり安定に水素の核融合反応を続けるが、反応の結果生じるヘリウムが星の中心部に核をつくり、反応を行う部分はしだいに外側へ広がっていく。これとともに中心部は密度と温度が上昇し、核融合反応は活発になる。その結果、星の外層部は膨張し、半径の大きな明るい星へと移行を始め、(赤色)巨星または超巨星へと進化していく。

これに関する補足説明なんで、さっぱりわからなく、困ってます。

星の中心部のヘリウムの核が増大していく途中で、核に急激な収縮が起こるため(1)、星の内部での均衡に変化が生じ、外層部が膨張して表面温度が低下する。(2)しかし、4000Kほどに温度が下がると外層部では対流(3)による熱の運搬が行われる状態になって、再び明るくなり(4)(赤色)巨星へ進化する。

(1)増大していく途中で収縮、この増大と収縮という正反対の現象が同時に起こるという意味がわからないんです。
(2)膨張するのはなぜなんでしょうか。また、なぜ膨張→表面温度の低下なんでしょうか。
(3)温度低下が対流をひきおこすのはなぜなんでしょうか。
(4)対流が起こると明るくなるのはなぜなんでしょうか。

この文章から次から次へと疑問がわいてきます。どうか教えていただけないでしょうか。

主系列星は長期にわたり安定に水素の核融合反応を続けるが、反応の結果生じるヘリウムが星の中心部に核をつくり、反応を行う部分はしだいに外側へ広がっていく。これとともに中心部は密度と温度が上昇し、核融合反応は活発になる。その結果、星の外層部は膨張し、半径の大きな明るい星へと移行を始め、(赤色)巨星または超巨星へと進化していく。

これに関する補足説明なんで、さっぱりわからなく、困ってます。

星の中心部のヘリウムの核が増大していく途中で、核に急激な収縮が起こるため(1)、星の内部で...続きを読む

Aベストアンサー

(1)増大するのは生成したヘリウムの量です。水素より重いので中心部に
たまり収縮します。核反応と収縮の熱で外側の水素の多い層は膨張します。
(2)膨張すると温度は下がり、圧縮すると温度は上がります。熱力学の原理
ですが、熱エネルギーの密度が下がる上がると考えてもいいでしょう。
(3)この場合、温度の高い内側の水素は軽く外側に浮きます。
(4)温度の高いものが表面に出てくるので、より多くの光・熱を放射する。

なお、巨星になると熱の移動が一定でなくなり収縮膨張を繰り返し変光星に
なるものも多いです。

別件「若い散開星団で・・」紹介したページにも同様のことが書かれてます。

また、別件ですが、関連した質問にあった「銀河の腕」補足します。
英語の ARM を訳したものでしょう。
↓チェコのページですが、図は英語です。
上からペルセウス/オリオン/射手の腕 (Perseus/Orion/Sagittarius Arm(s))
太陽(Sun) 北極星(Polaris) 三ツ星(Orion Belt Stars) などあります。
http://astro.pef.zcu.cz/mlhoviny_hvezdokupy_galaxie/galaxie/nase/ramena.html
ついでに ムダ知識ですが、チェコ語では rameno (肩 shoulder) です。

参考URL:http://astro.pef.zcu.cz/mlhoviny_hvezdokupy_galaxie/galaxie/nase/ramena.html

(1)増大するのは生成したヘリウムの量です。水素より重いので中心部に
たまり収縮します。核反応と収縮の熱で外側の水素の多い層は膨張します。
(2)膨張すると温度は下がり、圧縮すると温度は上がります。熱力学の原理
ですが、熱エネルギーの密度が下がる上がると考えてもいいでしょう。
(3)この場合、温度の高い内側の水素は軽く外側に浮きます。
(4)温度の高いものが表面に出てくるので、より多くの光・熱を放射する。

なお、巨星になると熱の移動が一定でなくなり収縮膨張を繰り返し変光星に
なるも...続きを読む

QM87星雲のMって何の省略ですか?

M87星雲のMって何の省略なんでしょうか?
他にS87とかT87とかあるんでしょうか?
知っている方がいたら教えて下さい。

Aベストアンサー

 kawakawaさんのご回答で十分と思いますが、余計な補足をさせてください。m(_ _)m
 パリ天文台で彗星捜索をしていたメシエは、彗星とまぎらわしい星雲・星団の位置を記録し彗星捜索に役立てようとしました。それを星雲・星団カタログとして発表したのが有名なメシエ・カタログで109番まであります。メシエ(Messier)の頭文字をとってM、その87番ということでM87ということになります。メシエ天体は明るいものが多いので、小口径の望遠鏡しか持たないアマチュア天文家にはとても馴染み深いものです。
 メシエ・カタログは登録された天体数が少なく、中にはメシエが観測した天体かどうかわからないものもあるため、もっと詳しい正確な天体カタログがいくつか発表されました。その中でもよく利用されるのがNGCです。これは、ジョン・ハーシェルの作ったGeneral Catalogueにドライヤーが追補したNew General Catalogueの頭文字をとったものです。これには7840個の星雲・星団が登録されています。
 その他、ドライヤーが作ったIndex Catelogueに由来するIC、ハーバード目録のH、メロットが作ったカタログに由来するMelなどがあります。

 kawakawaさんのご回答で十分と思いますが、余計な補足をさせてください。m(_ _)m
 パリ天文台で彗星捜索をしていたメシエは、彗星とまぎらわしい星雲・星団の位置を記録し彗星捜索に役立てようとしました。それを星雲・星団カタログとして発表したのが有名なメシエ・カタログで109番まであります。メシエ(Messier)の頭文字をとってM、その87番ということでM87ということになります。メシエ天体は明るいものが多いので、小口径の望遠鏡しか持たないアマチュア天文家にはとても馴染み深いものです。
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Q主系列星の物理的性質は基本的には同じでしょうか?

主系列上のあるスペクトル型の等しい恒星は宇宙のどこに存在しようが、
その半径・質量・光度・寿命全てほぼ等しいと考えてよいのでしょうか?

Aベストアンサー

そろそろ寝ます。
#2様が明回答をなさっているので引用させて頂きます。

質量と言う物理量は不変です。
万有引力の法則も不変です。
重力定数も変わりません。
臨界量も一定です。

この事から、
水素が集まり自分の重力で核融合が始まる臨界点とは、ほぼ同一になります。

違うのは、恒星のおける環境、
付近に重力の高い恒星がある。
密集した区域である。
水素、その他のガス雲が密集している。

こう言う条件の違いです。

9割方がほぼ同じと言うのは、点火した時が同じだと認識しています。
(物理(宇宙)の法則に従っている)
木星を太陽にしようと考えてみて下さい。
では、おやすみなさい。

Qオリオン座の大星雲は?何倍くらいの望遠鏡で?書物に載っているような大き

オリオン座の大星雲は?何倍くらいの望遠鏡で?書物に載っているような大きさで見えるのでしょうか?
昨晩?息子とオリオン座大星雲を観ようと意気込んだのですが?点状の星はいくつか見えるものの?スクリーンのように見える星雲は確認できませんでした?
肉眼でも見えることが有名ですので?望遠鏡ならきっと大きき見えると思ったのですが?

Aベストアンサー

>そこにあるのに見えていないということでしょうか?

 はい、そういうことになろうかと思います。

 オリオン座の大星雲が小望遠鏡では見られないのは倍率の問題ではないことに関連することをもうひとつ申し上げます。
 それはオリオン座の大星雲は思いもよらないほど大きな(大きく見えている)星雲であるということです。
 オリオン座の大星雲の見かけの大きさ(実際の大きさではなく見た目の大きさ)は角度にして約60×60分なのだそうです。
 いきなり角度の60分と言われても見当がつかないでしょうが、満月の見かけの大きさが角度の30分なのですから、オリオン座の大星雲は満月の倍の大きさがあるのです。
 ですが残念ながら肉眼でその大きさに見えるほど明るくはなく、そのあたりがなんとなくボーッと光っているぐらいにしか見えないのです。
 ここで、少々話が長くなりますが、天体望遠鏡の倍率と見える天体の明るさとの関係を申し上げます。
 倍率を上げると物が大きく見えるようになりますが、いっぽう望遠鏡に入ってくる光は倍率にかかわらず一定です。
 その一定量の光を使って大きな像をつくるということは、一定量の光を広い面積にばら撒くことになり、像は暗くなります。
 つまり、星雲を見るには倍率は低いほうが良いのです。
 星雲には対物レンズが大きくて倍率が低い望遠鏡が向いているのですが、それに適しているのは7×50などの大型の双眼鏡です。
 いっぽう星座をつくっている星つまり恒星については状況が変わります。
 恒星は非常な遠方にあるために、望遠鏡の倍率を上げても大きく見えてくることはありません。
 したがって倍率を上げても見える恒星の明るさは変わらないのです。
 では倍率を上げると見える恒星の何が変わってみえるのでしょうか。
 恒星と恒星との間隔が広がって見えるのです。

>そこにあるのに見えていないということでしょうか?

 はい、そういうことになろうかと思います。

 オリオン座の大星雲が小望遠鏡では見られないのは倍率の問題ではないことに関連することをもうひとつ申し上げます。
 それはオリオン座の大星雲は思いもよらないほど大きな(大きく見えている)星雲であるということです。
 オリオン座の大星雲の見かけの大きさ(実際の大きさではなく見た目の大きさ)は角度にして約60×60分なのだそうです。
 いきなり角度の60分と言われても見当がつかないでしょ...続きを読む

Q若い散開星団のH・R図

若い散開星団のH・R図に関する説明についてです。

プレアデス星団を構成している星によってH・R図を作成してみると、ほぼ主系列に近い分布をしているが、O型星やOに近いB型星(B0型)のような寿命が特に短いものはなく、A型付近の構成が多少主系列より上のほうへずれて分布しているのがわかる。プレアデスと同じおうし座にある、もう1つの散開星団のヒアデス星団になると、A型の恒星さえ見られなくなる。もし、それぞれの散開星団ができたときに、それらに属する恒星がいっせいに誕生したものとすると、A型のような、寿命のやや短い主系列星が残っているプレアデス星団のほうが、それすら残っていないヒアデス星団よりも後に生まれた若い集団だということになる。

このようにプレアデスとヒアデスの新旧関係がわかる理由を教えていただけないでしょうか。

Aベストアンサー

簡単に言うと次の通り。
絶対等級の明るい星は、質量が大きく圧力が高く核融合反応が早く進む。
星団内では星はほぼ同時にできたと考えられ、明るい星から寿命になる。
HR図上では、左上の方の星から外れていく。はずれが少ないほど若い。

詳しくは↓のページを見て。

http://www.s-yamaga.jp/nanimono/uchu/kousei-8.htm

http://www.s-yamaga.jp/nanimono/uchu/kousei-4.htm

参考URL:http://www.s-yamaga.jp/nanimono/uchu/kousei-8.htm

Qアンドロメダ星雲はおよそ1兆個の恒星から成る渦巻銀河で直径22~26万光年と聞いてますが、どうやって

アンドロメダ星雲はおよそ1兆個の恒星から成る渦巻銀河で直径22~26万光年と聞いてますが、どうやって確かめたのか?

Aベストアンサー

アンドロメダ”星雲”ではなく、アンドロメダ”銀河”ですよ。
昔は、銀河と星雲との区別が明確ではなかったのでアンドロメダ星雲やアンドロメダ大星雲などと呼ばれていました。

アンドロメダ銀河の大きさは、まず距離を推定する事からですね。
ケファイド変光星という、変光パターンから明るさを推測できる変光星から距離を見積もってきました。
昔は天の川銀河と200万光年ほどの距離と言われていましたが、近年はその距離の見積が少しづつ大きくなっています。
今後の天文学や物理学、観測技術の進歩でどのように距離が修正されるのか予測は出来ませんが、何倍にも大きく変わることは無いと私は思います。

大きさはアンドロメダ銀河までの距離と、観測した直径で求められるのですが、これも不確定な部分が多いですね。
天の川銀河や大小マゼラン雲(マゼランは何故か未だに雲も多いですね…)等が属する局所銀河群の中では最大の銀河であるのは間違いないのですが、
どこからどこまでが銀河に含まれるのかは、アンドロメダ銀河でも周囲のハローの部分も含むようになり大きさを見積もるようになってきて、
昔よりも直径が大きく見積もられ、今は22-26万光年とされています。

アンドロメダ銀河の大きさも距離も、他の銀河も含めて、色々な観測的な事実や天文学物理学の進歩で、銀河の定義や範囲がどこからどこまでなのか等、
人間の知見が広まり議論が深まると、今とは少し違った見積り方になると思います。
銀河に関することでは、解明されていないダークマターの存在が大きさに影響を与えるかも知れませんね。

アンドロメダ”星雲”ではなく、アンドロメダ”銀河”ですよ。
昔は、銀河と星雲との区別が明確ではなかったのでアンドロメダ星雲やアンドロメダ大星雲などと呼ばれていました。

アンドロメダ銀河の大きさは、まず距離を推定する事からですね。
ケファイド変光星という、変光パターンから明るさを推測できる変光星から距離を見積もってきました。
昔は天の川銀河と200万光年ほどの距離と言われていましたが、近年はその距離の見積が少しづつ大きくなっています。
今後の天文学や物理学、観測技術の進歩でどのように距...続きを読む

Q主系列の恒星はどの星団においても明るさが等しい?

主系列上の、例えばG型星はどの星団でも明るさ(絶対等級?)が
等しいらしいのですがなぜなのでしょうか?

Aベストアンサー

主系列星というのは、星が誕生してから時間がたって
核融合による熱の発生と自重による圧力、熱の輻射
がバランスのとれた状態が長く続いている星です。
このような熱平衡の状態では星の内部構造が数学的
に状態方程式で表現できます。H-R図はその研究
に大変貢献しました。
主系列星というのはほとんどが水素でできているために、
星の明るさ(絶対等級)はその星の質量によって決まって
しまいます。
大きい星は熱の発生が大きく表面温度が高く明るい
星になり、質量の小さい星は表面温度が低く暗い星
になるという相関ができます。
星が年をとって、中心部に重い金属がたまってきたり
すると主系列からはずれてゆくことになります。

お答えとしては、主系列星にあっては内部構造
(組成)がみんな同じだから、でしょう。

Q星雲から新たな恒星が誕生?

ハッブル宇宙望遠鏡が捕らえた映像の解説などで、超新星が爆発してできた星雲の中の一部から、新たな恒星が誕生しつつある

というのをTV番組で観ました(うろ覚えですが)

超新星は、水素がヘリウムに融合し尽くして、更にどんどん重い元素に融合して、最期に大爆発だったと思いますが、重い元素が撒き散らされた中で新たな恒星は、その重い元素が集まって生まれているのでしょうか?

Aベストアンサー

「水素がヘリウムに融合し尽くして」しまうことがないんです.

参考URL:http://oshiete.goo.ne.jp/qa/6672393.html


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