ヘルツシュプルングギャップ

ヘルツシュプルングギャップは、星団のヘルツシュプルング・ラッセル図の特徴です。この図は、星の集団の有効温度と光度をプロットしたものです。このギャップは、ヘルツシュプルング・ラッセル図^[1]のスペクトル型がA5からG0の間、絶対等級が+1から-3の間の領域に星が存在しないことに最初に気づいたアイナー・ヘルツシュプルングにちなんで名付けられました。このギャップは、およそ太陽の1.5倍以上の質量を持つ星の主系列の頂点と赤色巨星の底の間にあります。進化の過程で星がヘルツシュプルングギャップを通過すると、中心核の水素燃焼が完了したことを意味します。

ヘルツシュプルングギャップ領域には星が存在するが、星の寿命（星の寿命が数百万年または数十億年であるのに対し、ヘルツシュプルング・ラッセル図のこの部分を星が通過するのは数千年）に比べて非常に速いため^、図のこの部分は星の密度が低い。ヒッパルコス計画の11,000個のターゲットの完全なヘルツシュプルング・ラッセル図では、その領域にほんの一握りの星しか示されていない。^[3]^{[検証失敗]}

ヘルツシュプルングギャップの内側または端近くにある有名な星には以下のものがある: ^[4]

カノープス座、イオタ・カリーナ、ウプシロン・カリーナもこの隙間に入り始めている。^[4]

参照

準巨星

参考文献

^ Hoyle, F (1959年5月7日). 「主系列バンドとヘルツシュプルングギャップについて」.王立天文学会月報. 120 :22. Bibcode :1960MNRAS.120...22H. doi : 10.1093/mnras/120.1.22 .
^ ビニー、ジェームズ; メリフィールド、マイケル (1998-09-06).銀河天文学. プリンストン、ニュージャージー: プリンストン大学出版局. pp. 266–271. ISBN 978-0-691-02565-0。表5.2、図5.2。
^ Binney, J. および Merrifield, M.、「銀河天文学」、図 3.5、pp. 102–103、p. 265。
^ ab Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, DL; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (2022-07-29). 「歴史的記録から導き出された2千年にわたるベテルギウスとアンタレスの色の進化、質量と年齢に関する新たな制約として」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (1): 693–719. arXiv : 2207.04702 . Bibcode :2022MNRAS.516..693N. doi : 10.1093/mnras/stac1969 . ISSN 0035-8711.

[1] Hoyle, F (1959年5月7日). 「主系列バンドとヘルツシュプルングギャップについて」.王立天文学会月報. 120 :22. Bibcode :1960MNRAS.120...22H. doi : 10.1093/mnras/120.1.22 .

[e090-2] ビニー、ジェームズ; メリフィールド、マイケル (1998-09-06).銀河天文学. プリンストン、ニュージャージー: プリンストン大学出版局. pp. 266–271. ISBN 978-0-691-02565-0。表5.2、図5.2。

[3] Binney, J. および Merrifield, M.、「銀河天文学」、図 3.5、pp. 102–103、p. 265。

[:0-4] Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, DL; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (2022-07-29). 「歴史的記録から導き出された2千年にわたるベテルギウスとアンタレスの色の進化、質量と年齢に関する新たな制約として」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (1): 693–719. arXiv : 2207.04702 . Bibcode :2022MNRAS.516..693N. doi : 10.1093/mnras/stac1969 . ISSN 0035-8711.