星の数

スターカウントとは、星の数を数える調査^[1]と、対応するデータの偏りを補正するために使用される統計的および幾何学的手法である。 ^{[引用が必要]}調査は、ほとんどの場合、天の川銀河の 近くの星に対して行われる。^{[引用が必要]}

特定の方向で数えられる星の総数は、星の位置と密度、光度関数、吸収に依存します。^[2]したがって、星の数を数えるプログラムは、これらの値を制限または決定するデータを収集できます。^[2]

天文学の興味の 1 つは、星を分類できるいくつかの種類のそれぞれに星がいくつあるか、またこれらの星が宇宙空間でどのように分布しているかを判断することです。

星の数を数えるとき、天文学者は、よく研究されている少数の星を分類するために作成されたさまざまなカテゴリを考慮します。星の数え上げの結果を研究する目的の 1 つは、新しいカテゴリを発見することです。さまざまなカウントでは通常、以下にリストされている特性のうちのいくつかについてのみ星を分類し、検討されている各特性がどの程度一般的であるか、およびその種類の星がどのように分布しているかを判断します。

• 温度: 天文学では、温度は通常、文字コード O BAFGKMを使用して表されます。文字コードは、「青」(  O型、実際は青みがかった白) から白 (  F型)、そして「赤」(  M型、実際は赤みがかったオレンジ) までです。L 型 とT型は、赤外線の「色」を持つ褐色矮星に使用されます。
• サイズ: サイズは通常、ローマ数字のI (超巨星) からV (矮星) までで表されます。
• 年齢: 星は通常、集団 I (若い) と集団 II (古い) に分類されます。
• 位置: 天の川銀河では、これらのグループは薄い円盤、厚い円盤、中心バルジ、ハローとして説明されます。
• 多重星: ほとんどの恒星は二重星、三重星、あるいは二重二重星系に属しています。私たちの太陽は伴星を持たない点で珍しいようです。

上記のすべてのカテゴリには、さらに細かい区分が多数あります。

宇宙の星の分布を正確に把握するために星を数える場合、避けられない問題が数多くあります。銀河系における私たちの視点の影響、銀河系内のガスや塵の雲による遮蔽、そして特に固有の明るさの極端な範囲により、星の見方が偏ってしまいます。

• 星は距離よりも、その固有の明るさのほうがはるかに大きく変化します。
• 天の川銀河の視線は巨大なガスと塵の雲によって遮られ、数千光年以上離れた星々の眺めを妨げています。
• 太陽は天の川銀河の円盤、薄い円盤の北端、オリオン・白鳥座腕と呼ばれる渦巻き腕の内端に位置しています。銀河の薄い円盤の星は、円盤の厚い部分やバルジ、ハローの星とは異なると考えられる十分な理由があります。一部の星は、明らかに腕の間の円盤よりも渦巻き腕に多く見られます。

これらの影響が偏りを生み出すことを知っているため、星の数を分析する天文学者は、各影響がどの程度の偏りを引き起こしたかを調べ、それをできる限り補正しようとします。

星の数を偏らせる最大の問題は、異なるサイズの固有の明るさが極端に異なることです。

重くて明るい恒星（巨星と青色矮星の両方）は、宇宙では平均的に珍しいにもかかわらず、一般的な星表に記載されている最も一般的な恒星です。小さくて暗い恒星（赤色矮星）は、少なくとも局所的には宇宙で最も一般的な恒星のようですが、大型の望遠鏡でしか見ることができず、地球から数十光年以内にある場合にのみ見ることができます。

たとえば、青色超巨星 ζ プピス (ζ Puppis)は、最も近い恒星である赤色矮星プロキシマ( α ケンタウリ C)よりも4 億倍明るいです。プロキシマは地球からわずか 4.2 光年しか離れていませんが、非常に暗いため肉眼では見ることができません (伴星の 1 つであるα ケンタウリ Aは見えます)。ζプピス (ζ Puppis)は、目に見える青色超巨星の中で最も明るい星の 1 つです。非常に明るいため、ζ プピス (ζ Puppis) は 1,399 光年離れているにもかかわらず、2 等星のように見えます。