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光度階級　luminosity class

星の光度の違いを区別するための分類。1940年代にヤーキス天文台のモルガン（William Morgan）とキーナン（Phillip Keenan）によって導入された。ローマ数字を用いて明るい方から、Ia, Iab,[…]

渦巻腕の発達の度合いと渦巻銀河の光度（絶対等級）に相関があることを利用して、渦巻腕の見え方に基づいて銀河を5段階の光度階級に分類したもの。ヴァンデンバーグ（S. van den Bergh）によって考案された。光度階級は[…]

特定の種類の天体に対して、単位体積あたりに存在する数を明るさ（光度あるいは絶対等級）の関数として表したもの。さまざまな天体の基本的な観測量である。あるバンドにおける光度 L - L+dL（または絶対等級 M - M+dM[…]

どの明るさの銀河がどれだけの頻度で存在するかを表す関数。光度 L から L+dL の範囲にある銀河の単位体積当たりの数密度 φ(L)dL で定義される。光度には、（観測者が指定する）あるバンドにおける光度（正確には単[…]

見かけの光度に基づいて遠方天体の距離を表す量。宇宙膨張や空間の曲率の効果が無視できないほど遠方では光度距離と角径距離という2つの異なる距離を使い分ける必要が出てくる。光度距離 $d_{\rm L}$は、$d_{\rm […]

宇宙の単位体積当たりの光度のこと。いわば宇宙空間の明るさである。光度には、（観測者が指定する）あるバンドにおける光度（正確には単位周波数当たりの光度）が用いられ、体積には共動体積が用いられる。ある赤方偏移における光度密度[…]

星の質量と光度の間に見られる関係。星の内部で発生したエネルギーが放射によって運ばれる場合には、光度L、質量M の間の関係は大ざっぱには L∝μ4M3/κ となる（μ はガスの平均分子量、κ は不透明度）。不透明度が電子散[…]

天体の質量 M を光度 L で割った量で、単位光度を放射するのに必要な質量を意味する。これが大きい天体は放射の効率が低い。天文学固有の量であり、主に恒星以上の階層の天体に適用される。生の値が扱われることはほとんど[…]

主に、変光星について、その変光周期と平均光度の間で成り立つ法則。セファイドやミラ型変光星での法則が有名。脈動変光星では、恒星の内部構造の不安定性が変光の原因となっているため、このような関係が成り立つ。周期-光度関係を用い[…]

天体の光度を表す際によく使われる単位。太陽の光度であり、記号 $L_{\odot}$ で表す。である。

地球大気の上層で、気体を構成する原子や分子が、太陽放射や宇宙線などにより電離している層のこと。電離層とも呼ぶ。地表からの高さはおよそ60 kmから1000 kmくらいまで。地表に近い方からさらにD領域（90 km程度まで[…]

電離圏を参照。

プラズマの放射する可視-紫外域やX線帯域のスペクトル中の輝線強度から、電子や窒素、酸素、ネオン、マグネシウム、シリコン、鉄などのさまざまなイオンの存在量や温度、電離状態、運動の視線速度を調べることをプラズマ診断と呼ぶ。 […]

主系列星には真の明るさ（絶対等級）とスペクトル型（あるいは色指数）との間に密接な関係がある（HR図を参照）。この性質を利用し、スペクトル型あるいは色指数を観測することによって、星の真の明るさ（絶対等級 $M$）を推定し、[…]