Wikipedia

「利用者:Kovayashi/sandbox4」の版間の差分

履歴の双方向閲覧
← 古い編集新しい編集 →
削除された内容 追加された内容
ビジュアルウィキテキスト
編集の要約なし
編集の要約なし
1行目:
{{User sandbox}}
{{天体 基本
| 幅 = 320px
| 色 = 恒星
| 和名 = LB-1{{R|simbad}}
| 英名 =
| 星座 = [[ふたご座]]{{R|simbad}}
| 視等級 = 11.51{{R|simbad}}
| 変光星型 =
| 分類 = [[B型主系列星]]と[[コンパクト天体]]の連星系
}}
{{天体 位置
| 色 = 恒星
| 元期 = [[J2000.0]]{{R|simbad}}
| 赤経 = {{RA|06|11|49.0763076447}}{{R|dr2}}
| 赤緯 = {{DEC|+22|49|32.686276490}}{{R|dr2}}
| 赤方偏移 =
| 視線速度 =
| 固有運動 = 赤経: -0.067 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/[[年]]{{R|dr2}}<br />赤緯: -1.889 ミリ秒/年{{R|dr2}}
| parallax = 0.4403
| p_error = 0.0856
| parallax_footnote = {{R|dr2}}
| 距離 =
| 絶対等級2 =
| 星図位置画像 = Gemini IAU.svg
| 画像サイズ = 300px
| 位置画像left = 64
| 位置画像top = 38
| 画像説明 = LB-1の位置（丸印）
}}
{{天体 軌道
| 色 = 恒星
| 元期 =
| 軌道の種類 =
| 平均距離 =
| 平均距離対象 =
| 平均公転半径 =
| 平均直径 =
| 軌道長半径 =
| 軌道外周 =
| 近点・遠点対象 =
| 近点距離 =
| 遠点距離 =
| 離心率 = 0.03 ± 0.01{{R|LiuZhang2019}}
| 公転周期 = 78.9 ± 0.3日{{R|LiuZhang2019}}
| 会合周期 =
| 軌道周期 =
}}
{{天体 物理
| 色 = 恒星
| 半径 =
| 質量 =
| 平均密度 =
| 表面重力 =
| 自転速度 =
| スペクトル分類 = B{{R|simbad}}
| 光度 =
| 表面温度 =
| 色指数_BV =
| 色指数_UB =
| 金属量 =
| 年齢 =
}}
{{天体 別名称
| 色 = 恒星
| 別名称 = [[ガイア計画|Gaia DR2]] 3425096028968232832{{R|simbad}}
}}
{{天体 終了
| 色 = 恒星
}}
 
'''時間領域天文学'''{{R|astro-dic}}（じかんりょういきてんもんがく、{{lang-en-short|Time-domain astronomy}}）または'''時間軸天文学'''{{R|Oguri2019}}とは、天体が時間とともにどのように変化するかを研究する学問。この研究は、ガリレオの「黒点に関する書簡」から始まったと言われていますが、現在では、特に太陽系外の変動する天体を指すようになっています。これは、天体自体の動きや変化によるものかもしれません。一般的には、[[超新星]]、[[新星]]、[[閃光星]]、[[ブレーザー]]、[[活動銀河核]]などが対象となります。可視光時間領域の研究には、HAT-South、大型シノプティックサーベイ望遠鏡、[[PanSTARRS]]、SkyMapper、WISE、カタリナリアルタイムトランジェントサーベイなどがあります。
'''LB-1''' または'''LS V +22 25'''は、[[太陽系]]から[[ふたご座]]の方向に約7,000 [[光年]]離れたところにある[[連星|連星系]]。21世紀現在、[[恒星進化論]]で想定される恒星質量ブラックホールの上限値を超える約70 [[太陽質量]] ({{solar mass}})の[[ブラックホール]]と[[B型主系列星]]の連星であると考えられている。
 
[[電波天文学]]では、LOFARは電波の過渡現象を探しています。電波時間領域の研究には、古くからパルサーやシンチレーションが含まれています。チェレンコフ望遠鏡アレイ、eROSITA、AGILE、Fermi、HAWC、INTEGRAL、MAXI、Swift Gamma-Ray Burst Mission、およびSpace Variable Objects Monitorは、X線とガンマ線の過渡現象を探します。ガンマ線バーストはよく知られた高エネルギー電磁過渡現象である[1]。
。
 
時間領域天文学では、ロボット望遠鏡、過渡的なイベントの自動分類、興味のある人への迅速な通知などが使用されています。瞬き比較器は、2枚の写真プレートの違いを検出するために古くから使用されてきたが、デジタル写真が画像のペアの正規化を容易にしたときに、画像減算がより多く使用されるようになった[2]。 時間領域の仕事には、膨大な量のデータの保存と転送が含まれる。これには、データマイニング技術、分類、異種データの取り扱いなどが含まれる[3]。
== 観測史 ==
2016年に中国河北省興隆県にあるLAMOST（郭守敬望遠鏡）。
 
歴史的には、彗星の出現やケフェイド変数などの時間領域天文学が行われるようになりました[2] 。 ハーバード大学天文台が所蔵する1880年代から1990年代初頭までの古い天文プレートは、DASCHプロジェクトによってデジタル化が進められています[4]。
== 脚注 ==
{{脚注ヘルプ}}
 
その他の時間変動の原因としては、小惑星、日食、マイクロレンズ、惑星遷移、変動星などがあります。
=== 注釈 ===
{{notelist2}}
 
 
=== 出典 ===
== 出典 ==
{{reflist|refs=
{{Reflist|refs=
<ref name="simbad">{{cite web
<ref name="astro-dic">{{cite web
| title= LS V +22 25 -- Variable Star
|url=https://astro-dic.jp/time-domain-astronomy/
| publisher=[[ストラスブール天文データセンター|CDS]]|work=[[SIMBAD]] Astronomical Database
|title=時間領域天文学
| url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=LS+V+%2B22+25
|work=天文学辞典|publisher=[[日本天文学会]]
| accessdate=2020-07-07}}</ref>
|date=2021-02-15|accessdate=2021-02-16}}</ref>
<ref name=dr2>{{cite DR2|3425096028968232832}}</ref>
 
<ref name="LiuZhang2019">{{cite journal|display-authors=1
<ref name="Oguri2019">{{cite journal|和書
|last1=Liu|first1=Jifeng|last2=Zhang|first2=Haotong|last3=Howard|first3=Andrew W.|last4=Bai|first4=Zhongrui|last5=Lu|first5=Youjun
|author=大栗真宗
|last6=Soria|first6=Roberto|last7=Justham|first7=Stephen|last8=Li|first8=Xiangdong|last9=Zheng|first9=Zheng|last10=Wang|first10=Tinggui
|title=新種の時間変動重力レンズの発見
|last11=Belczynski|first11=Krzysztof|last12=Casares|first12=Jorge|last13=Zhang|first13=Wei|last14=Yuan|first14=Hailong|last15=Dong|first15=Yiqiao
|url=https://www.asj.or.jp/geppou/archive_open/2019_112_11/112-11_758.pdf
|last16=Lei|first16=Yajuan|last17=Isaacson|first17=Howard|last18=Wang|first18=Song|last19=Bai|first19=Yu|last20=Shao|first20=Yong
|journal=[[天文月報]]|year=2019|volume=112|issue=11|pages=758-769|issn=}}</ref>
|last21=Gao|first21=Qing|last22=Wang|first22=Yilun|last23=Niu|first23=Zexi|last24=Cui|first24=Kaiming|last25=Zheng|first25=Chuanjie
|last26=Mu|first26=Xiaoyong|last27=Zhang|first27=Lan|last28=Wang|first28=Wei|last29=Heger|first29=Alexander|last30=Qi|first30=Zhaoxiang
|last31=Liao|first31=Shilong|last32=Lattanzi|first32=Mario|last33=Gu|first33=Wei-Min|last34=Wang|first34=Junfeng|last35=Wu|first35=Jianfeng
|last36=Shao|first36=Lijing|last37=Shen|first37=Rongfeng|last38=Wang|first38=Xiaofeng|last39=Bregman|first39=Joel|last40=Di Stefano|first40=Rosanne
|last41=Liu|first41=Qingzhong|last42=Han|first42=Zhanwen|last43=Zhang|first43=Tianmeng|last44=Wang|first44=Huijuan|last45=Ren|first45=Juanjuan
|last46=Zhang|first46=Junbo|last47=Zhang|first47=Jujia|last48=Wang|first48=Xiaoli|last49=Cabrera-Lavers|first49=Antonio|last50=Corradi|first50=Romano
|last51=Rebolo|first51=Rafael|last52=Zhao|first52=Yongheng|last53=Zhao|first53=Gang|last54=Chu|first54=Yaoquan|last55=Cui|first55=Xiangqun
|title=A wide star-black-hole binary system from radial-velocity measurements
|journal=[[ネイチャー|Nature]]|volume=575|issue=7784|year=2019|pages=618-621|issn=0028-0836
|doi=10.1038/s41586-019-1766-2|arxiv=1911.11989|bibcode=2019Natur.575..618L}}</ref>
 
}}
 
<!-- {{デフォルトソート:LV V +22 25}}
[[Category:天文学に関する記事]]
[[Category:恒星]]
[[Category:ふたご座|]] -->
「https://ja.wikipedia.org/wiki/利用者:Kovayashi/sandbox4」から取得