テクネチウム星

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テクネチウム星 (technetium star) は、スペクトル中にテクネチウム吸収線を持つ恒星である。

最も安定なテクネチウムの同位体98Tcであり、その半減期は420万年であるが、恒星の形成前から恒星の材料となるには短すぎる期間である。そのため、1952年に恒星スペクトル中にテクネチウムが検出されたことは、恒星内元素合成の存在の明確な証拠となった[1]

最も顕著な例としては、ふたご座R星がある[2]

テクネチウム星は、いわゆる漸近巨星分枝に分類され、赤色巨星に似るがわずかに大きな光度を持ち、内殻で水素を燃やしている。テクネチウム星のスペクトル分類はM、MS、S、SC、C-Nとなり、そのほとんどは長周期変光星である。

関連項目[編集]

出典[編集]

  1. ^ S. Paul W. Merrill (1952). “Spectroscopic Observations of Stars of Class S”. The Astrophysical Journal 116: 21. Bibcode 1952ApJ...116...21M. doi:10.1086/145589. 
  2. ^ S. Paul W. Merrill. “"Spectroscopic Observations of Stars of Class S", page 22”. 2011年4月11日閲覧。

外部リンク[編集]