強ヘリウム星とは? - 日本語辞典 Mazii

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強ヘリウム星

強ヘリウム星 (helium-strong star) は、異常に強いヘリウムの吸収線を持ち、太陽に比べてヘリウムの組成比が2 - 10倍高い恒星。ヘリウム過剰星、ヘリウム超過星ともいう。 1956年に、B型主系列星オリオン座σ星E (HD 37479) のスペクトルに、異常に強いヘリウム吸収線が発見されたことから研究が始まった。B1

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ヘリウム星

ヘリウム星(helium star)は、O型またはB型の青い恒星である。ヘリウムのフラウンホーファー線が非常に強く、通常の水素の線が弱い。これは、恒星風が強くて外層の質量が失われていることを意味する。強ヘリウム星は、スペクトル中に水素が全くない恒星である。以前は、ヘリウム星はB型星

ヘリウム惑星

りょうけん座AM星は、ヘリウム核にヘリウムの降着円盤を持つ白色矮星で、軽い方から重い方へ質量転移が行われている共生連星の系になっているとされる。質量のほとんどを失った後は、軽い方の白色矮星は惑星質量に近くなる。ヘリウム惑星は、同じ程度の質量の通常のガス惑星と同じくらい

ヘリウム

〖helium〗

ヘリウム3

\end{array}}} ヘリウム3は中性子を検出するためにしばしば用いられる。これは3Heの中性子吸収断面積が大きいためであり、測定は反応により生成した三重水素や反跳陽子を計測することにより行われる。 n 1 + He 3 ⟶ H 3 + p 1 + 0.764 M e V {\displaystyle

ヘリウム原子

{r}}_{2})=-{\boldsymbol {\psi }}_{ji}({\vec {r}}_{2},\,{\vec {r}}_{1})} . パラヘリウムは「対称」関数 ϕ 0 ( r → 1 , r → 2 ) = ϕ 0 ( r → 2 , r → 1 ) {\displaystyle \phi

液体ヘリウム

ヘリウムの分子間力は非常に弱いため、この元素は、大気圧下では、液化温度から絶対零度までずっと液体のままである。液体ヘリウムを固化させるためには、極低温と超高圧が必要である。液化温度より十分に低い温度では、ヘリウム4もヘリウム3も超流動の状態に転移する。液体のヘリウム4とヘリウム3は、飽和蒸気圧下、0