恒星の密度

恒星密度は、単位体積内の恒星の平均数です。これは、単位体積内に含まれる太陽の総質量(M _Sun ) である恒星質量密度に似ています。通常、天文学者が恒星密度を表すために使用する体積は、立方パーセク(pc ³ ) です。

太陽近傍では、この値は近くの恒星の調査と、見逃されている可能性のある暗い恒星の数の推定値との組み合わせから決定できます。太陽近くの真の恒星密度は、1立方光年あたり0.004個、または1 pc ^{−3あたり}0.14個と推定されています。恒星の質量の推定値と組み合わせると、質量密度の推定値は4 × 10 ⁻²⁴ g/cm ³または1立方パーセクあたり0.059太陽質量。密度の推定値は空間的に変化し、銀河面から外れる方向に密度は急速に減少します。^[1]

天の川銀河内で最も恒星密度が高い場所は、銀河核と球状星団の中心です。球状星団の典型的な質量密度は70 M _Sun pc ⁻³で、これは太陽近くの質量密度の 500 倍です。^[2]太陽近傍では、潮汐破壊を避けるために、星団の恒星密度は0.08 M _Sun pc ⁻³より大きくなければなりません。^[3]

参考文献

^ グレガーセン、エリック（2010）。『天の川とその先』ローゼン出版グループ。pp. 35–36。ISBN 1-61530-053-8。
^ マルクス、ジークフリート、プファウ、ヴェルナー（1992年）。シュミット望遠鏡による天体写真。ケンブリッジ大学出版局。124ページ。ISBN 0-521-39549-6。
^ マックスプランク天文学研究所 (2002) [2000 年 10 月 9 ～ 13 日]。エヴァ・K・グレベル、ヴォルフガング・ブランドナー (編)。星形成モードとフィールド集団の起源: ワークショップの議事録。太平洋天文学会会議シリーズ。第 285 巻。マックスプランク天文学研究所、ハイデルベルグ、ドイツ: 太平洋天文学会。p. 165。ISBN 1-58381-128-1。

[gregersen-1] グレガーセン、エリック（2010）。『天の川とその先』ローゼン出版グループ。pp. 35–36。ISBN 1-61530-053-8。

[siegfreid_werner1992-2] マルクス、ジークフリート、プファウ、ヴェルナー（1992年）。シュミット望遠鏡による天体写真。ケンブリッジ大学出版局。124ページ。ISBN 0-521-39549-6。

[mpi2002-3] マックスプランク天文学研究所 (2002) [2000 年 10 月 9 ～ 13 日]。エヴァ・K・グレベル、ヴォルフガング・ブランドナー (編)。星形成モードとフィールド集団の起源: ワークショップの議事録。太平洋天文学会会議シリーズ。第 285 巻。マックスプランク天文学研究所、ハイデルベルグ、ドイツ: 太平洋天文学会。p. 165。ISBN 1-58381-128-1。