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質量-光度比

 

よみ方

しつりょうこうどひ

英 語

mass-to-luminosity ratio

説 明

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なく、 通常は太陽の質量-光度比M_{\odot}/L_{\odot}で割った無次元量 (M/M_{\odot})/(L/L_{\odot}) が用いられる。 M/L という表記は、ほとんどの場合はこの無次元量を意味する。 太陽は定義によってM/L=1、太陽より軽い主系列星M/L1、 重い主系列星はM/L1である。 星団の質量-光度比は、所属する星の全質量をそれらが放射する全光度で割った値となる。 軽い星の割合が高い星団ほど質量-光度比が大きい。 銀河銀河団は光度に寄与しないダークマターも含んでいるので、 それだけ質量-光度比は大きくなる。 たとえば銀河団の質量-光度比は100を超える。 なお、光度はバンド(測光システムを参照)によって異なるので、正確を期すために、使用したバンドパスを M/L_{\rm B} のように明示することもある。

2018年08月20日更新

関連画像

銀河の質量-光度比と形態の関係。光度はBバンド、質量、光度ともに太陽の値で規格化。横軸左から楕円銀河―渦巻銀河ー不規則銀河。
( Faber, S. M. & Gallagher, J. S., 1979, ARA&A 17, 135より引用)