🔭 ASTRO OBSERVER

天体観測に役立つ計算ツール集 — 等級・望遠鏡・赤方偏移・視直径・星の温度

✨ 明るさ比較（等級差→明るさ比）
2つの天体の見かけの等級から、明るさの比を計算します
F₁/F₂ = 10^((m₂ - m₁) / 2.5)
2つの等級を入力して比較してください
📏 見かけの等級 ↔ 絶対等級 変換
見かけの等級と距離から絶対等級を計算、またはその逆を行います
M = m - 5 × log₁₀(d/10)　　（d: パーセク）
等級と距離を入力してください
🏆 有名な天体の等級一覧
🔭 望遠鏡性能計算
口径から集光力、分解能、極限等級、適正倍率を計算します
口径と焦点距離を入力してください
🔍 アイピース倍率計算
望遠鏡の焦点距離とアイピースの焦点距離から、倍率と射出瞳径を算出します
パラメータを入力してください
📊 口径別 望遠鏡性能比較
🔴 赤方偏移 → 後退速度・距離
天体の赤方偏移(z)から後退速度と概算距離を計算します。ハッブル・ルメートルの法則を使用。
v = c × ((1+z)² - 1) / ((1+z)² + 1)　　d ≈ v / H₀
赤方偏移値を入力してください
🌈 波長のシフト計算
特定の波長が赤方偏移でどの波長に変化するかを計算します
λ_obs = λ_emit × (1 + z)
波長と赤方偏移を入力してください
📐 天体の視直径（角度サイズ）
天体の実直径と距離から、地球から見た見かけの角度サイズを計算します
θ = 2 × arctan(D / 2d)　≈ D / d（ラジアン）
直径と距離を入力してください
📏 角度の単位変換
度・分・秒・ラジアン・ミリ秒角の相互変換
角度を入力して変換してください
🌌 主要天体の視直径一覧
🌟 星の表面温度 → 色・スペクトル型
ウィーンの変位則で表面温度からピーク波長と色を求め、スペクトル型を推定します
λ_max = 2,897,771.955 / T　（nm）
温度を入力してください
☀️ 星の光度計算
表面温度と半径から、星の総光度（全放射エネルギー）を求めます
L = 4π R² σ T⁴　（シュテファン・ボルツマンの法則）
温度と半径を入力してください
🌈 スペクトル型一覧
O-B-A-F-G-K-M（覚え方：Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me）
📷 天体写真の露出計算
焦点距離から星が点像を保てる最大露出時間を計算します（500ルール/NPFルール）
パラメータを入力してください
🌙 月齢と観測条件
月の明るさは天体観測の大敵。月齢から夜空の明るさへの影響を概算します。
月齢を入力してください
📚 等級スケールの解説
見かけの等級（apparent magnitude, m）は、地球から見た天体の明るさ。数値が小さいほど明るく、1等級差 = 約2.512倍の明るさの違いがあります（5等級差で100倍）。

絶対等級（absolute magnitude, M）は、天体を10パーセクの距離に置いたときの明るさ。天体固有の明るさ（光度）を比較するのに使います。

肉眼の限界は約6等級（都市部では3〜4等級）。双眼鏡で約8〜10等級、口径200mmの望遠鏡で約14等級まで観測可能。ハッブル宇宙望遠鏡は約31等級。
📐 角度サイズの直感的な目安
360° = 全天球 ／ 180° = 地平線から地平線 ／ 90° = 地平線から天頂
10° = 握りこぶし（腕を伸ばして） ／ 1° = 小指の幅（腕を伸ばして）
0.5° = 満月・太陽の視直径 ／ 1″ = 3.6km先の1円玉
0.05″ = ハッブル宇宙望遠鏡の分解能 ／ 0.005″ = ELTの理論分解能
🔭 天体写真の基本パラメータ
F値（焦点距離/口径）: 小さいほど集光力が高く、露出時間を短くできる
画角: センサーサイズ÷焦点距離で決まる。広角=広い天域、望遠=狭い天域
500ルール: 最大露出秒数 ≈ 500÷焦点距離(mm)。これ以上で星が線に流れる
NPFルール: ピクセルサイズを考慮したより正確なルール。高解像度センサーで重要