―1ェ― 白色矮星 観測
星 々
終 末
姿
平
白 色 矮 星
観 測
西 村 昌 能
京 都 府 立 洛 東 高 等 学 校
1．さ 前回 引 続 …… 片 前回 白色矮星 発見 い 述
白色矮星 発見 置 文学 体力学
体 学 相対論 量子力学 各方面
当時 最 端 術や理論 駆使 れ い
わ 思い 言い換えれ
白色矮星 発見や 理解 新 い理論 証
ン証明 れら
発見 偶然 結果 多 わ り
れ 偶然 いう 発
見 いう 学問 発展 周辺 学 膳立
あ ある いえる ょう
片 回 白色矮星研究 後 い
観測面 研究 歴 を見 い 思
い
平 高速 星 発見
片 学 類 始 る いわれ い
ん 例 必要
1930 白色矮星 3 星
知られ い せん クモゞケ伴星
゠モジツケ 40 番星 B れ ネ゙ルンブ ヴヅル星 ネ゙ルンブヴヅル 2 番星
クモゞケ伴星 ゠モジツケ 40 番星 B
発見 い 前回詳 書
片 3 番目 発見 れ 白色矮星 ネ゙
ルンブヴヅル星 発見者 ネ゙ルンブヴ
ヅル ィハシ゜ル 弟子 ィハシ゜ル
宇 当時 銀河系 形や大 を調
る研究を い 余談 り
頃 研究 を調 い アメルジ人
前 よ 師匠 弟子
アメルジ人
片 ネ゙ルンブヴヅル ィハシ゜ル 研
究 一環 ゞ゜ャサル山 文 撮影 れ
乾朋を調 る作業を い 1917
メメルタ 1299 いう固暼運動 大 恒星 1 間 1.4 角 高速移動 る伴
星を探査 よう 文 撮影 れ 2
組 乾朋を見 高速 移動 る暗い恒
星を見 偶然
片 星 1 間 3 角 大 角
移動 い 異常 大 固暼
運動 星 い ん近 ある を
意 味 い ろ 写 真 等 級
12.91 等 非常 暗い 観測
行われ ゚ジヘケ 見立 よる ケヒェ
ダャ型 F0 いう り [1]
片 1926 ゚ジヘケ グョ゜ 図 1 よ
視線速 測 行われ 238km/s
速 遠 いる 明ら り
[2] 視線速 50km/s 以 59 星
観測結果をモケダ゚セハ 彼ら 論文
星 van Maanen No.2 dF3 あり ネ゙ルンブヴヅルモケダ 2 番星 ケヒェ
ダャ型 F3 矮星 dF3 ｄ dwarf 意
味 い 視線速 文字
通り宇 記録 速 写真
等級 暗 ら ネ゙ルンブヴヅル星 白色
矮星 仲間 認 られるよう
片 よう 高速 星 固暼運動 大 い
いう意味 見 暗い恒星 近
ある表面温 高い白色矮星 ある 能性
示 れ
■ 連載 星々 終末 姿 平 ■ ―1エ―
片 4 番目 発見 れ 白色矮星 ネ゙ルン
ブヴヅル 1166 番星 星 メ゜
タル 文 アメルジ アヴケシビセネ
よ ヒャコゞケ χ星団 中 発
見 れ [4]
片 彼 観測 結果 暼効波長 ら色指数
を見積 り 暼効波長 20 世紀
初期 用いられ 恒星 色 わ 表面温
を推 るゾェッセェ 望遠鏡 対
物ヤルゲ 前 回折格子を置 写真を撮る
次数 回折像 写り
間隔 一番感 寄 波長
関係 あり 波長を暼効波長 いい
詳 大沢 生 著書[5]を 覧
い バャゼケハャルエ HR 図 用い 色
指数 暼効波長 ら得られ い
恒星 色指数 0.1 等 見積 られ
固暼運動 大 0.173 角
写真等級 13.44等
片 A 型星 絶対等級を 1 等 る 空間
運動 大 2070km/s いう高速
り れ 星 遠 ある 仮
見積 られ 値 常識的 あり得
い速 星 近い 暗い
り半径 小 恒星 あり れ 白色
矮星 違い い 断 れ
片 アヴケシビセネ 観測 よ 白色矮
星 い 指摘 れ ネ゙ルンブヴヅル
1166 番星 ゠ヴブル よ 詳
れ [6] 彼 ケダセェビャヘ 文
40cm 体写真儀 対物ハモゲヘを り付 散 写 真 乾 朋 撮 影 ら
100cm 射望遠鏡を用い ケモセダヤケ
写真乾朋 撮影 れ れ 乾
朋 ブ゜ェュネァダベヴシヴ られ
世界 初 白色矮星 ケヒェダャダ
ヤヴケ 得られ ブ゜ェュネァダベ
ヴシヴ いう 写真濃 を 強 変換
る装置 白色矮星ケヒェ
ダャ 量解析 始 を意味
片 彼 H H 水素 トャブヴ系列
番目 番目 吸 線 線輪郭 広
浅い 報告 星 A 型星 ある
後 彼 トャブヴ線 輪郭 広
ゞルゴャダら 研究 らクポシャェ効果
よる ある 報告 [7]
片 原子 ある強 電界 れる
吸 線 い 線成
れをクポシャェ効果 いい 恒星 球
よう 力 高い ろ を放射ン
吸 る原子 わり い 原子 ゜
アル 電子 電気的影響 電界 を
ん 線成 重 り合
線幅 る り や 見える
水素 よう 質量 小 原子 クポシ
ャェ効果 影響 い ん顕著 吸 線
輪郭 大 翼を よう り 富
士山を逆 よう 形 る 密
大 い クポシャェ効果 効 具合
大 り 白色矮星 恒星 中
高重力 高密 水素 線幅
い ん広 い 主系列星 巨星 超
巨星 いう順 線幅 狭 鋭 り
れ を 水 素 線 絶 対 等 級 効 果 絶 対 効
果 いい 水素 トャブヴ線 輪郭を
調 る 恒星 階級 わ る
片 モ ル チ ノ メ セ チ 図 2 1921 ゠モジツケ 40 番星 B 指摘
水素 吸 線 形 物理的解釈 れ
[9]を参照
―平0― 白色矮星 観測
図 年 ゠ヴブン よっ 得られた白色矮星 ケペェダャダヤヴケ[6ヌ
ネァンンブヴヅン 1166 番星 ゠モジ ツケ ィ0 番星 B も 横軸 波長 縦軸 写 真濃 を光 強 変 換した も 緩や
山形 曲線 連続輻射 コンゾ゛ッュヴヘ そ 中 へこ み 水 素 トャブ ヴ線 ある 原図 見 くい 白黒を 転した
図 ィ グ0 型星 絶対等級効果[ェヌ
強 い吸 線 水素 トャ ブヴ線 あ る 段 ら シチ10ィ0 グ0ジバ ηLeマ グ0ジパ αDメバ グ0ジジジ γGem グ0ジV αLyメ グ0V 一番 白色矮星゠ モジツケ ィ0 番星 B 見える トャブヴ線
やけ クュ シャェ 効果 よる も 表 面 重力加速 大 い星 良く効く
年．白色矮星 ケペェダャ分類
片 現 陽系外縁 ある 体群 研究
暼 ィ゜ドヴ 図 5 1930 代
半 高速 星 研究を い
ろ アメルジ人ィ゜ドヴ バャゼケハ
ャルエ門 学 を モセェ 文
36 ゜ルス望遠鏡を使 大 視差を
恒星 観測を行 い
後 彼 ブェチヂャチ 文 82 ゜ルス
望遠鏡 0.3 角 大 固暼運動を
を含 暗い恒星 研究を始
片 最初 成果 1934 行 白
色矮星 発見 後 1941
38 個 白 色 矮 星 モ ケ ダ を 作 成
[10] れら 星々 等級 15 等程
暗 クモゞケ伴星以外
自前 観測 クモゞケ伴星 い
観 測 困 あ 前 回 図 2
文教育 2007 1 暻号 2 頁 クモゞ
ケ 軌道を引用 ょう 1930
代後半 ら 1940 頃 主星 伴星 角
い ん小 時期 [9]
片 38 個 標本 あれ 誰
ケヒェダャ 様子 違い 目をやり 類を
試 る ょう ィ゜ドヴ 類を行い 次
よう ケヒェダャ 類
Con continuous 略 ： 散 ケヒェダ
ャ 吸 線 見 ら い
ｗA：ケヒェダャ ゠モジツケ 40 番星 B い ん 良 似 い る 水 素 ト
ャブヴ線 Hα ら H 見え い
吸 線 見 え い ト ャ ブ ヴ 線 ク ポ シ ャ ェ 効 果 幅 広 い る
通 常 ト ャ ブ ヴ 端 ら 始 る 水 素 連
吸 H を超え ろ ら始 り
強 B3 B 中期 B 型星 対応 る 大 多 数 白 色 矮 星 れ 属 る
■ 連載 星々 終末 姿 平 ■ ―平1―
い ｓ sharp 略
ｗA5： い状況 観測 れ 思われる
クモゞケ伴星 ｗAs 思
われる
ｗF：1 回 電 ィ ャ ク ゞ ヘ CaII
H,K 線 見え いる 通常
F型星より弱い
ｗF5：CaII H,K 線 通常 F 型星 ら い 強 付 加 え 波 長 3835Å 強 い 線 ら MgI 重
線 見える 吸 線 見え い
ｗG：CaII H,K 線 強い 一方 紫外域 幅 広 い ノ ヤ ル チ 吸 線 重
り G型星 似る
片 覧 わ り よう ｗ 白色
矮星を表 AFG トャブヴ線や CaII
H,K 線 ら考え 表面温 系列 ケヒ
ェダャ型 を 次 添え字 吸 線 鋭 や 中間型を示
片 ィ゜ドヴ 類 Con 星 wA
22星 wAs 4星 wA5 1星 クモゞケ
伴星 wF 星 wF5 1 星 wG 星 ネ゙ルンブヴヅル 2 番星 明 1 星
ハュキアル B り 一 恒星
一 ィゾガモヴを作 いる 著
星 ハュダシ゜ハ い 早 ら研
究 れ い ら 思い ハュ
キアル B 仮説的 白色矮星 ある
い 星 い ゠タ゛ルダル
1924 白色矮星 い 推 い
[11]
片 後 ィ゜ドヴ自身 1944 観測 木星 衛星シ゜シル 大気を発見
を報告 る論文を書い 以来 研究 ん を 陽系 文学 傾倒 せ い
ィ．白色矮星 大規模サンハモンエ アメルジ出身 ュ゜ゾル 図 5
図 イ ィ゜ドヴ[1平ヌ ュ゜ゾン[16ヌ
最初 モセェ 文 星 学的研
究を始 銀河系 研究 暼 デ
ヴュヴンクホハヤヴ 共 研究 よ 高
速 星 キヴパ゜ 着手 るよう り
れ ノャヴケ固暼運動キヴパ゜
れ る ゚ ネ モ ィ 設 置 れ 径
24 ゜ルス ノャヴケ 射望遠鏡を利用 る
1928 始 り
1937 られ
片 白色を示 高速 星 探査結果 1940
ら出 れ 1949 100 個 新
い白色矮星 報告 1960 400 個 白 色 矮 星 報 告 れ る よ う り
1963 ら始 られ ドュブヴ 文 ク
ポプセダィベメ 図 6 を用い キヴ
パ゜ 1970 2934 個 白色矮星
思われる恒星 モケダ゚セハ れ 中
高 速 星 中 間 物 準 矮
星 れ る 恒 星 含 れ う る
白色矮星 発見 や 一番 観
測 る 手強い いうュ゜ゾル 言葉
注目 [13]
片 ュ゜ゾル 82 ゜ルス ブェチヂャチ望遠
鏡 観測を行い 1952
新 い白色矮星 学的 類を提案
[15] 1945 当時ブェチヂャチ
文 巨大望遠鏡 管理運営 ブェチヂャ
―平平― 白色矮星 観測
図 6 ドュブヴ天文台 クュプッダィベメ 手前 人物 ゠チゞ゛ン･デッノャ[14]
図 ウ 口径 ェ平 ゜ンス アッダヴンケダャヴ ネゟ望遠鏡[17]
ャヴネゟ 行 い ュ゜ゾル ケダ
ャヴネゟ 長 ブェチヂャチ 文 望遠鏡
を利用 せ ら ブェチヂャチ
文 建設当時世界第 2 径 82
゜ ル ス 2.1m 望 遠 鏡 い わ ゆ る ア セ ダ ヴンケダャヴネゟ望遠鏡 図 7 あり
望遠鏡 1933～1939 建設 れ
現 現役 望遠鏡 [17]
望遠鏡 器 暗い白色矮星 観測を
後 82 ゜ルス望遠鏡を利用 白色矮星 観測を行い 1950
図 ェ 100 ゜ンス ネヴィヴ望遠鏡[18]
図 エ アッダヴンケダャヴネゟ[3]
1948 世界最大 あ ゞ゜ャサル
山 文 ネヴィ ヴ100 ゜ル ス望 遠鏡 図
8 利用 合計 150 個 白色矮星 観
測を行
片 アセダヴンケダャヴネゟ 図 9 チ゜
ゼ系ュク゚人 文学者 家系 生 れ
ュク゚革 ゚ベモィ 亡 体
物理学者 恒星 学 始祖 一人
IAU 恒星ケヒェダャ委員会 委員長 後
IAU 会長 あり
ュ゜ゾル 白色矮星 観測研究 い
ん理解を示 い ょう
片 ュ゜ゾル 類 基本的 ィ゜ドヴ
差 あ り せ ん 類 記 号 縮 退 星 degenerate star を意味 る 思われる D A,B,C, よびFを
■ 連載 星々 終末 姿 平 ■ ―平年―
DB：バモゞヘ線 見える
DC：カルゾ゛ッポヴヘ 見え いる
DF：CaII線 見え いる
片 ら DA ら DB
添え数字を 細 い
彼 流 儀 い ネ ゙ ル ン ブ ヴ ヅ ル 星 DF ゠モジツケ 40 番星 B DA-4
り 白色矮星より明るい 中間物
準 矮 星 半 縮 退 星 semi-degenerate stars いう意味を SD を
ケヒェダャ型 前 るよう 仮 提案を
い 彼 論文 D を縮退 D
ら 書 れ い せん SD
半縮退 いう意味を 書 れ 部 あ
る D dwarf D
degenerate D 断 い
イ．ドュブヴ 巨人望遠鏡 こび を相手 し
片 エモヴルクポシ゜ル 図 10
1958 新 い 類を提案 ら
1960 少 改訂 い [19] 彼
ドュブヴ山 200 ゜ルスバヴャ望遠鏡
図 11 を使 白色矮星 質量
表面重力加速 学組成 磁場 重力赤方
変 固暼運動 研究を い
片 彼 類 以 よう 基
本 ュ゜ゾル 変わり せん
図 10 エモヴンクュシ゜ン[3]
図 11 ドュブヴ平00 ゜ンスバヴャ望遠鏡[平1ヌ
DC：連 ケヒェダャ 深 10％以 吸 線 見え い
例：W1516 L1363
DC,K：CaII H,K線 弱 見え いる 例：W489
DO：HeII 吸 線 強い HeI H トャ
ブヴ線 両方 方 見える
例：H Z21
DB：HeI 強い トャブヴ線 見え い 例：L 1573-31
DA：トャブヴ線 あり HeI 見え い 例：゠モジツケ 40番星B
DA,F：トャブヴ線 鋭 弱い CaII 弱い 例：R627
DF：CaII あり トャブヴ線 見え い 例：L745-46A
DG：CaII FeI あり トャブヴ線 見え い
例：ネ゙ルンブヴヅル2番星
λ4135： 幅 広 い プ ル カ ネ ケ キ ヴ 帯 未 見える
例：AC＋70°8247
λ4670：波長 4670Å 5140Å C2 思わ れる吸 帯 見える
例：L879-14
片 添え字 ｐ：特異型 wk：弱
い e：輝線 s：鋭い ケヒェダャ線
―平ィ― 白色矮星 観測
星 L Luyten W Wolf R
Ross HZ Humason-Zwicky れ
れ モケダを表 記号
片 彼 類 DO 型 ネブヴサル ゼビ
セキヴ 観測 1947 見
λ4135 いうィゾガモヴ 1938 プルカネケキヴ AC＋70°8247 ケヒェ ダャ 発見 波長 4315Å 4475Å 見 られる い ん幅広 浅い吸 領域[20]を特
徴 る
図 1平 エモヴンクュシ゜ン 白色矮星分類 ケペェダャ[平平ヌ
6．白色矮星 分類最新版
片 後 1983 キ゜アル エモヴルク
ポシ゜ル メルチケダモヴダ ゞゟエヂヴら
ケヒェダャ 白色矮星 れ自
体 類 る方法を提案 [23]
(1)縮退星 大文字 Dを使う
(2)次 視域 見える主 ケヒェダャ型 を大文字 表
(3)第 次的 学的特徴
あ れ 紫 外 域 学 的 特 徴 よ
う 電磁気学的 様子を利用 る
(4)温 ゜ルタセェケ： 次的 特徴 次
＝5040/T T 恒星 表面温
義 れ る 温 尺 メ セ コ ャ 提 案
詳 例え 文献[24] を参照 を
10倍 を 0～9 る り
10 ＝50400/T 値 を利用 る 表面温
無限 ら 6000K らい を想
いる る
片 彼ら 類 次 よう あり 現 利
用 れ い え [25] 彼ら
類 基本的
DA：トャブヴ線 見える HeI や金属線 見え い
DB：HeI 線 見える 水素線や金属線 見 え い
DC： 連 ケ ヒ ェ ダ ャ 電 磁 気 的 5％より深い線 見え い
DO：HeII 強い HeI 水素線 あり
DZ：金属線 HeIや水素線
DQ：電磁気的 炭素 線や 子線 見
える
片 振り返 見 White dwarf ｗを
使う Degenerate stars Ｄを使う
研究者 り や思想 時代背景
類記号 見え隠れ 1941 ィ
゜ドヴ 最初 行 白色矮星 類 ィゾ
ガモヴ 後 再 類 れ い
わ り 何 最初 肝心
いう ょう
ウ．クモゞケ伴星 物理観測
片 類 一段落 ろ 白色矮
星 観測 らわ る物理量 研究 目を向 ょう
片 興味深い 最初 白色矮星
■ 連載 星々 終末 姿 平 ■ ―平イ―
私 近い白色矮星 数多 研究
者 目を い れら 研究 よ
時代 り表面温 見積 り
変 い
片 前回 紹 よう 1915 クモゞ
ケ伴星 ケヒェダャ 撮影 れ [9]
れ よる ケヒェダャ型 A0 型 あり
10000K 程 暼効温 考えられ い
い よい ょう 一方 1924 ゠
タ゛ルダル 論文 F0 書 れ い
温 8000K 以 り 後
ら 物理観測 白色矮星 振り え
られ クモゞケ 伴星 主星 近 い
ら 重力赤方偏移 1924 ゚ジヘケ 観測 1928 ヘヴ゚ 観測以
来 途絶え い 1935 ら 1950
伴星 主星 接近 い
間 伴星 見え せん 徐々
伴星 再び現れ
片 日本 白色矮星 物理観測 行われる
よう り 1967 後 国立 文
長 る小 桂一氏 現 総合研究大学院大
学学長 図 13 東京 文
岡 山 体 物 理 観 測 所 74 ゜ ル ス 射 望 遠 鏡
図 14 ェヴタ高 散 器を利用
クモゞケ伴星 ケヒェダャを撮影
片 ケモセダ 伴星 2mm 主星 ら れ
い ら 主星をケモセダ ら遠
副鏡 支持棒 回折 間 伴星を置 2
時間露 得られ ケヒェダャ
主星 ら 散乱 挟 れる形 写 い
主星 散乱 を除去 伴星
ケヒェダャ ら H 線輪郭 等価幅を
求 ら色指数を知る いう手
寺 ン朊島 1966 ペタャ大気 ら暼効 温 17000Ｋ 表面重力加速 log =7.2 ト゜タブル 1963 ペタャ大気 ら れ
れ 14800Ｋ 8.0 いう値を ペタャ
比較 ら見積 る [26]
図 1年 小 桂一[平ウヌ
図 1ィ 岡山天体物理観測所 ウィ ゜ンス 射望 遠鏡[平ェヌ 極軸 南側 写真 ェ ヴタ分光器室 あった 現在 シジDES いう゠クゟャ分光器 れ 活躍し い る
片 1963 アヴェ ドュブヴ山 200 ゜ル
スバヴャ望遠鏡 クモゞケ伴星 ケヒェダ
ャを撮影 1971 エモヴルクポ
シ ゜ ル ら ケ ヒ ェ ダ ャ ら 得 ら れ
Hα H 線輪郭を理論ペタャ線輪郭 比
較 る よ クモゞケ伴星 暼効温
を 32000K±1000K 表面重力加速 log ＝8.65 重力赤方変 値を 89±16km/s
求 [29] 表面温 一気 2 倍
り れ 大発見 余談
表面重力加速 cgs 系 表 対
―平6― 白色矮星 観測
系 cgs 系を利用 い
いや 文学全体 cgs 系
片 1970 頃 クモゞケ伴星 主星 ら
れるよう [9]
ら ろ ん 論文 生 れ
1975 ベヴレゟら クモゞケ ら
サネダ X 線 出 いる を発見
[30] ANS いう X 線衛星 観測 ら
1977 ォケシヴ UBV3 色測
uvby 測 ら表面温 22500±600K 表面 重力加速 log ＝8.85±0.27 いう値を推
い [31]
片 1978 オ゜ダゞセチら クモゞケ
研究 いう論文を書 [32] 彼ら
クモゞケ 主星 伴星 物理量を
自 研究 含 表面
温 い 地 観測 得られ 測 タ
ヴシ 線輪郭 人 衛星 よる遠紫外域 観
測 ら 29500±4000K 表面重力加速
log ＝8.73±0.15 時期
求 ら れ ク モ ゞ ケ 伴 星 表 面 温
22500～32000Ｋ ら あり
1980 代後半 26000±2000K
束 い れ DA型星 表
面温 1％以内 精 求 いる
対 誤差 大 主星 明る
る 散乱 観測や整約を邪
魔 い 原因 れを
り除 ケヒヴケ 宇 空間 出
い い い せん
片 1985 ろ 再びクモゞケ伴星 主星
近 1998 ビャトヴエ
主星 伴星 最接近 いる期間を挟ん
1978～1984 IUE 国際紫外線観測 衛星 1996 EUVE 極紫外線観測衛
星 紫外域 ケヒェダャ観測 ら クモゞ
ケ伴星 表面温 を 24790±100K 表面重 力 加 速 log ＝8.51±0.06 求
[33] IUEケヒェダャ 紫外域 ある水
素 メ゜ブルα Lyα 線輪郭や連 輻
射ケヒェダャ 形 EUVE 連 輻射ケ
ヒェダャ 形 ら求 彼ら
Hipparcos 高精 深宇 観測衛星
周視差測 を利用 クモゞケ伴星 質
量を 1.034±0.026 陽質量 半径を 0.0084 ±0.00025 陽半径 求
片 2005 トヴケダゞら デセノャ宇 望遠鏡 STIS 宇 望遠鏡画像 器 を
利用 表面温 25193K 表面重力加速
log ＝8.556 重 力赤方変 を 80.42±
4.83km/s ナ34ヌ 重力赤方変
ら求 クモゞケ伴星 質量＝0.978 陽質
量 値 表面温 重力加速 測 を理
論的 進 質量 半径関係 合わ 求
値＝1.02 陽質量 よ あ いる
いえ 表面温 暼効温 い
ようや 一 値 いえ ょう
片 ろ 理 表 載 いる 恒
星 物理諸量(2) クモゞケ伴星 表
面温 14800Ｋ 出 い [35] 文献
記載 十 誰 研究 ら 引用
り せん り い 思
い
片 クモゞケ伴星 質量 陽
れ スホルチメコィヴャ限界
近い大 知られ 値 最大級
現 主星 近 観測 適
クモゞケ伴星 2010 ろ 再び
私 前 姿を現 白色矮星 代表例
興味深い研究対象を提供 れる
ょう 片
引用文献
[1]van Maanen,A., 1917, PASP, 29,258. [2]Adams, W. S. & Joy, A. H., 1926, PASP,
38, 121.
■ 連載 星々 終末 姿 平 ■ ―平ウ―
[4]Oosterhuff, P. Th., 1930, Bull. Atsr. Inst.vi., No.206.
[5]大沢清輝 1984 地人選書 星 色
地人書館 p.26.
[6]Öhman, Ph. D., 1931, MNRAS, 92, 710. [7]Öhman, Ph. D., 1935, STOCKHOLMS
OBSERVATORIUMS ANNALER, 12, 10.
[8]Yamashita, Y., Nariai, K. & Norimoto, Y. 1976, “An Atlas of Representative
Stellar Spectra”, University of Tokyo
Press, p.51.
[9]西村昌能 2007 文教育 1暻号 p.2. [10]Kuipar, Gerard P. 1941, PASP, 53, 248. [11]Eddington, A. S., 1924, MNRAS, 84,
308.
[12]http://www.windows.ucar.edu/tour/ link=/people/today/kuiper.html&edu =high
[13]Hearnshaw, J. B., 1986, "The analysis of starlight, one hundred and fifty years
of astronomical spectroscopy",
Cam-bridge University Press, p.358. [14]http://www.astro.caltech.edu/
observatories/palomar/
[15]Luyten, W., J. 1952, ApJ, 160, 283. [16]http://bob.nap.edu/html/biomems/
wluyten.html
[17]http://mcdonaldobservatory.org/news/ facts/about.html
[18]http://www.mtwilson.edu/vir/100/
[19]Greenstein, Jesse L., 1960, “Stars and Stellar Systems, vol.6 (Stellar
Atmospheres)” edited J. L.
Greenstein , chapter 19, p.689.
[20]Adams, W. S. & Sears, F. K., 1938, Annual. Report of the Director of Mt. Wilson Observatory, p.28.
[21]http://www.astro.caltech.edu/palomar/ images/p200.fisheye.jpg
[22]Greenstein, Jesse L., 1960, ibid, plate II
[23]Sion, E. M., Greenstein, J. L., Landstreet, J. D., Liebert, J., Shipman, H. L. and Wegner, G.A., 1983, ApJ, 269, 612.
[24]A. ゞ ル ゴ ャ ダ 小 桂 一 訳 1978
現代 文学片第2 岩波書店 p.162.
[25]http://heasarc.gsfc.nasa.gov/W3Browse /star-catalog/mcksion.html
[26]Kodaira, K., 1967, PASJ, 19, 172. [27]http://wwwsoc.nii.ac.jp/arf/
10kondankai.htm
[28]http://www.oao.nao.ac.jp/public/ telescope/
[29]Greenstein, J. L., Oke, B. and Shipmabn, H. L., 1971, ApJ, 169, 563. [30]Mewe et al. 1975 ApJ, 202, L67. [31]Koester, D., 1979, ApJ, 72, 376.
[32]Gatewood, G. D. and Gatewood C. V., 1978, ApJ, 225, 191.
[33]Holberg et al., 1998, ApJ, 497, 935. [34]Barstow et al., 2005, MNRAS, 362,
1134.
[35] 国立 文 編 2006 理 表 成
19 丸善 p.121.
