天体の距離の測定

Main Page > 自然科学 > 天文学 > 天体の距離の測定

天体の距離の測定ではさまざな天体の距離を測定する方法について述べる。

恒星

恒星を測定する時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ることもある。変光星には変光周期を持つものがあるがこの変光周期と光度の間には関係がある。この関係を周期光度関係という。周期光度関係により変光星はだいたいの光度が分かるので、分光視差法を使って距離を求められる。このような変光星にはケフェイド型変光星やミラ型変光星などがある。

また、この他にも超新星のうち、Ia型超新星と言われるものは光度は見つかっているものの絶対等級がほとんど同じなので同じ方法が使える。この方法が使える天体は標準光源という。なお、これは星団の記事でも紹介した。

赤方偏移

恒星はその発する光のスペクトルで分類できることは恒星の分類で紹介した。太陽光線は虹色のような連続スペクトルだが元素の発する光は右上図のように途切れ途切れに線があるだけである。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。

左は近い銀河の連続スペクトル、右は遠方の銀河の連続スペクトル。

恒星は光を発するがその天体が地球から遠ざかっているとき、光の波長は赤い方にずれる。赤方偏移は連続スペクトルでは気付くのが難しいが水素原子が放射するHα線は輝線スペクトルなので赤い方にずれるのが顕著に現れる。この現象を赤方偏移という。また、逆に近づいているときは青い方にずれるので青方偏移という。

赤方偏移は自らが遠ざかっていなくても宇宙が膨張していると考えると遠くにある天体は赤方偏移を示す。つまり赤方偏移を使えば天体のおおよその距離が測定できる。

スペクトルの波長λ、観測時のズレをΔλとすると赤方偏移zは

$z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda }}$

で表される。また、銀河の後退速度vは光速cを使って

$v=cz$

で表される。

ハッブル-ルメートルの法則

宇宙の膨張とビッグバンで詳しく解説するが、宇宙は膨張している。そして地球から見ると遠方の銀河はだんだん遠ざかっており、この速度を後退速度という。そして遠い銀河ほどその後退速度は速くなり、比例することが分かっている。これをハッブル-ルメートルの法則という。昔はハッブルの法則という呼び名が常用されていたが現在は推奨されない。ハッブル-ルメートルの法則を式にすると

$v=H_{0}\times d$

となる(v:後退速度、H₀:ハッブル定数、d:距離)。ハッブル定数は比例定数で現在は73ぐらいに決定されている。

宇宙の距離はしご

以上のように天体の距離を測定するためには様々な方法がある。しかし、年周視差を遠方の銀河には使うことができないし、ハッブル-ルメートルの法則を近辺の恒星に使うことも出来ない。距離の測定法が使える範囲を図に表すとだんだんはしごが伸びるようになるのが分かる。これを宇宙の距離はしごという。