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エディントン光度

もともとアーサー・エディントンは、この限界を考える時に電子散乱のみを考慮に入れていた。これは現在では、古典エディントン限界と呼ばれることもある。改良された今日のエディントン限界では、制動放射等の効果も含めて考えられる。 この限界は、外向きの放射圧が内向きの重力の大きさと等しくなる値

Mots Associés

アーサー・エディントン

サー・アーサー・スタンレー・エディントン（英語: Sir Arthur Stanley Eddington、1882年12月28日 - 1944年11月22日）は、イギリスの天文学者。20世紀前半における最も重要な天体物理学者の一人である。コンパクトな天体に降着する物質から放射される光度の上限を与え

エディントン・メダル

エディントン・メダル（Eddington Medal）は、イギリスの王立天文学会が理論天文学の分野で業績のあった研究者に贈る賞である。サー・アーサー・エディントンを記念して設けられた。2013年からは毎年実施されている。 1953年： ジョルジュ・ルメートル 1955年： ヘンドリク・ファン・デ・フルスト

光度

(1)光源の強さを示す量。 点光源からある方向の単位立体角内に出る光束の大きさで表す。 単位はカンデラ（記号 cd）。 (2)天体の明るさの度合。 普通， 数値で表す場合は等級を用いる。 → 等級

光度 (光学)

非可視領域の波長の光に対してヒトは明るさを感じることができない。このヒトの視覚の特性により、光の明暗の感じ方（「明るさ」）は光の強さだけでなく波長にも依存する。 断面 S が点光源の周りに張る立体角を ω とする。断面 S を貫く光束が Φ であるとき、微小立体角 dω

エディントンのイプシロン

レヴィ＝チヴィタ記号(英語: Levi-Civita symbol)、レヴィ＝チヴィタの記号、レヴィ＝チヴィタの完全反対称テンソルなど様々な呼び名がある。 添字を使わないテンソル表記法においてはホッジ双対の概念に置き換えられる。名前はアーサー・エディントンとトゥーリオ・レヴィ＝チヴィタにちなむ。

光度計

(1)光度を測定する装置。 標準電球の光度と測定したい電球の光の強さとを比べて光度を知る。 (2)照度計・光束計など， 測光を行う装置の総称。 測光器。

光速度

⇒ 光速

吸光度

吸光度（きゅうこうど、英: absorbance）とは分光法において、ある物体を光が通った際に強度がどの程度弱まるかを示す無次元量である。光学密度（こうがくみつど、英: optical density）とも呼ばれることがある。吸収・散乱・反射をすべて含むため、吸収のみを表すものではない。 分析化学において、波長λにおける吸光度

光度エネルギー

光度エネルギー（こうどエネルギー、luminous energy）とは光量 （こうりょう、英: quantity of light ）とも言われ、光源からある方向に放射されたすべての光の明るさがどれだけ長く続いたかを表す心理的な物理量である。単位は、国際単位系ではルーメン·秒 (lm·s) であり、ルーメン·時

蛍光光度計

蛍光光度計（けいこうこうどけい）は、分光光度計の一種で、光（励起光）を照射したときに試料から放出される蛍光を測定する装置である。 装置の主要な部分は、光源・回折格子・検出器・チョッパーなどによって構成される。 試料に照射する励起光の光源には、キセノンランプが一般的に用いられる。水銀ランプ、アルカリハライドランプが用いられることもある。

吸光光度法

吸収しているだけであって、その物体を青緑色の光の下で見れば、光は全て吸収されてしまうから、その物体は黒く見えることになる。 また、我々が純粋に見る液体の色は、その液体中の色素によるものであって、例えば何か赤い液体があれば、それは青緑色の波長の光を吸収

光度曲線

光度曲線或いはライトカーブ（light curve）は、天体の明るさを時間の関数として表した図のことである。一般に光度曲線は、縦軸を天体の明るさ（等級など）、横軸を時間としたグラフになる。 光度曲線には、天体の種類によって様々な特徴がみられ、食連星、ケフェイド変光星といった周期性のある変光星や、太

輝度 (光学)

{n}}\cdot {\boldsymbol {k}}} である。 光束や光度と同様に、対応する放射量である放射輝度の波長ごとの重み付けにより表すことができる。 すなわち、波長 λ における分光放射輝度を Le,λ とすれば、分光視感効果度 K、最大視感効果度 Km と比視感度 V により L =

太陽光度

陽全体）×（1/16092）/面積2=1387W（太陽定数） 人類の利用しているエネルギー量の見積もりは、12×1012W それだけのエネルギーをまかなうにはどれほどの地表面積が必要か？ 最高性能の太陽電池は、33%の効率で太陽光のエネルギーを利用できる。 必要地表面積=12×1012/（1387×0

光度距離

光度距離 (こうどきょり、英語: luminosity distance) とは、天体の絶対等級とみかけの等級から定まる距離の指標のひとつ。 ある天体の光度を L {\displaystyle L} 、フラックス（輝度）を ℓ {\displaystyle \ell } とするとき、関係式 ℓ =

質量光度比

質量光度比(Mass-to-light ratio)は、体積当たり（通常は銀河や星団程度）の質量と光度の商である。天体物理学や宇宙物理学においては、 Υ {\displaystyle \Upsilon } の記号で表す。これらの比はしばしば、太陽質量を太陽光度で割った定数 Υ ⊙ {\displaystyle

光束発散度

光束発散度は光源側の指標である。 広がりを持つ光源の微小な表面積 dS から射出される光束が Φsrc であるときの光束発散度は M = d Φ src d S {\displaystyle M={\frac {d\varPhi _{\text{src}}}{dS}}} で定義される。 光束

光度 (天文学)

光度は天体までの距離によらない固有の量である。天体の明るさは普通、対数スケールの見かけの等級を用いて測られる。 恒星の明るさを測定する場合、光度・見かけの等級・距離は互いに関係のある変数である。この3つの変数のうち2つを知ることができれば残りの一つを決めることができる。光度

高光度青色変光星

バリウム星 赤色 巨星 青色 巨星 輝巨星 超巨星 赤色 超巨星 LBV WR型星 極超巨星 絶 対 等 級 高光度青色変光星（こうこうどせいしょくへんこうせい、luminous blue variable, LBV）は、高光度の青色超巨星に見られる変光星。普段は長期に渡ってゆっくりとした変光を