天体の距離の測定のソースを表示

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'''天体の距離の測定'''では、さまざまな天体の距離を測定する方法について解説する。

== 恒星の距離測定 ==
恒星の距離を測定する際には、分光視差法や年周視差が用いられる。分光視差法については[[星団#距離の測定法]]、年周視差については[[恒星#恒星の明るさと距離]]を参照。

また、変光星を用いて距離を測定することもある。変光星には変光周期を持つものがあり、この変光周期と光度には一定の関係が存在する。この関係を'''周期光度関係'''という。周期光度関係に基づいて、変光星のおおよその光度がわかるため、分光視差法を用いて距離を求めることが可能である。代表的な変光星には、'''ケフェイド型変光星'''や'''ミラ型変光星'''がある。

さらに、'''Ia型超新星'''も距離測定に利用できる。Ia型超新星はその絶対等級がほぼ一定であるため、光度を基にした距離測定が可能である。このような天体を'''標準光源'''という。これについても[[星団]]の記事で紹介している。

== 赤方偏移による距離測定 ==
[[ファイル:Spectral lines emission.png|thumb|right|250px]]
恒星は、その発する光のスペクトルで分類できることが[[恒星の分類]]で説明されている。太陽光線は虹のような'''連続スペクトル'''だが、元素が放射する光は、右上図のように途切れた線が特徴的である。これを'''輝線'''といい、このスペクトルを'''輝線スペクトル'''という。

[[File:Redshift.svg|thumb|right|250px|左: 近い銀河の連続スペクトル、右: 遠方の銀河の連続スペクトル]]
恒星が光を放つ際、その天体が地球から遠ざかっている場合、光の波長が赤方にずれる現象が生じる。これを'''赤方偏移'''という。特に、水素原子が放射する'''Hα線'''では、輝線スペクトルが赤方にずれる様子が顕著である。逆に、天体が近づいているときは'''青方偏移'''が見られる。

赤方偏移は、天体が自ら遠ざかっていなくても、宇宙の膨張により遠方の天体では見られる現象である。これにより、赤方偏移を基に天体の距離を測定することが可能となる。

スペクトルの波長をλ、観測時のズレをΔλとすると、赤方偏移zは

<math>z = \frac{\Delta\lambda}{\lambda}</math>

で表される。また、銀河の後退速度vは、光速c<ref>c = 3.0&times;10<sup>8</sup> m/s</ref>を用いて

<math>v = cz</math>

と表せる。

== ハッブル-ルメートルの法則 ==
詳細は[[宇宙の膨張とビッグバン]]で解説しているが、宇宙は膨張しているため、地球から見て遠方の銀河は後退している。この速度を'''後退速度'''という。さらに、遠方の銀河ほど後退速度は速く、両者は比例関係にあることが確認されている。これを'''ハッブル-ルメートルの法則'''という。以前は「ハッブルの法則」と呼ばれていたが、現在はこの呼び名は推奨されない<ref>[http://www.scj.go.jp/ja/info/kohyo/pdf/kohyo-24-t273-1.pdf 日本学術会議 ｢ハッブルの法則の改名を推奨するIAU決議への対応｣]</ref>。

ハッブル-ルメートルの法則は次の式で表される。

<math>v = H_0 \times d</math>

ここで、vは後退速度、H<sub>0</sub>はハッブル定数、dは距離を表す。ハッブル定数は比例定数で、現在の観測値では約73である。

== 宇宙の距離はしご ==
天体の距離を測定するためには、上述のようにさまざまな方法が存在する。しかし、年周視差は遠方の銀河には使えず、ハッブル-ルメートルの法則は近辺の恒星には適用できない。それぞれの距離測定法には適用範囲があり、距離が増すごとに異なる方法が使用される。この概念を'''宇宙の距離はしご'''という。

== 脚注 ==
{{reflist}}

{{DEFAULTSORT:てんたいのきよりのそくてい}}
[[Category:銀河と大宇宙]]