最終更新日: 2022 年 6 月 7 日

宇宙の距離を測るにはどうすればよいでしょうか?

年周視差は星の距離を推定するために使用されます。科学者は、6 か月間隔で天のドーム上の星の位置を測定することで視差角を測定します。これを行うには、地球の軌道上の位置から測定を行い、6 か月後に地球が太陽の反対側にあるときに再度測定します。地球の軌道の直径は約 3 億 km で、単純な三角関数の計算により視差角から距離が求められます。

パララックス方式

観測可能な広大な宇宙の距離を測定することは、観測された物体の固有の特性を推定することが可能になるため、天体物理学の基礎となります。残念ながら、高い精度を得るのは非常に困難です。宇宙の長い宇宙距離を測定するために、天文学者はさらに遠い天体に対していくつかの計算方法を使用しています。近くの物体の測定は、方法が相互にリンクされており、各測定方法で次の測定方法を校正できるため、完全な自信を持って行う必要があります。
私たちの周囲の世界の画像は、2 つの情報セットから私たちの脳によってリアルタイムで再構築されます。
私たちの 2 つの目は数センチメートル離れているため、これらの各受容器が受け取る画像はわずかに異なります。実際、観察される物体について、それぞれの目は、より遠くにある動かない背景との関係で位置を示します。背景に対して同じ位置にないオブジェクトは、視差効果と呼ばれる光学効果を引き起こします。この効果により、私たちの脳は物体の距離を理解するために 3 次元画像を再構築することができます。
天文学において、視差とは、互いに離れた 2 点から観測した物体が見える角度のことです (観測点が離れるほど視差角が大きくなり、測定が容易になります)。
太陽系の星については、地球の赤道半径 (6,378 km) が選択されました。赤道視差は、観察対象の中心に位置する観察者が地球の半径を見る角度です。

この角度は、単純な三角関数の計算によって物体の距離を直接示します。たとえば、月からの平均距離が 384,400 km の場合、月の赤道視差は約 57 フィート、月の見かけの直径は約 31 フィートまたは約 1/2 度になります。
銀河系内の星の距離を測定するには、地球の軌道の長半径 (149,597,870,700 メートルまたは 1 天文単位) が基準となります。この年周視差を測定するには、6 か月間隔で星を 2 回観察するだけです。言い換えれば、天文学者は、最初に星の位置を測定し、6 か月後に地球がその軌道の反対側にあるときに再度測定することによって、年周視差角を測定します。しかし、星が地球から遠くなるほど視差は弱くなるため、測定はそれほど簡単ではありません。
たとえば、太陽に最も近い恒星であるプロキシマケンタウリ (アルファケンタウリ C) の場合、4,244 光年離れたところにあり、視差はわずか 0.7 秒角と非常に小さく、円には 360 度があり、各度に 60 秒角、各分に 60 秒角があります。しかし、地球からの測定精度では、数十光年離れた数個の星しか測定できません。
宇宙からは、ヒッパルコス衛星 (高精度視差収集衛星) のおかげで、120,000 個の星の視差を 2 ～ 4 ミリ秒の精度で測定できます。 2013 年に、ガイア衛星がヒッパルコスの後継となりました。
Gaia (天体物理学のためのグローバル天文干渉計) は、最大 10 マイクロ秒角の精度で 10 億個の星のカタログを編集しました。

標準的なキャンドル法

非常に遠い星の距離を測定する場合、視差法は不正確であるため、もはや不可能です。天文学者は別の方法、「標準的なろうそく」を使用します。
1910 年代、ハーバード大学のヘンリエッタリービット (1868-1921) は、マゼラン雲のセファイド (150 ～ 200 光年の間に位置し、天の川に隣接する 2 つの矮小銀河) を分類しました。セファイドは、明確に定義された期間 (1 ～ 135 日) にわたって明るさが変化する星です。ヘンリエッタ・リービットの直感のおかげで、最初の標準的なキャンドルが予期せず発見されたのは 1908 年のことでした。彼女は、セファイド朝の周期が明るいほど大きくなることに気づきました。したがって、古典的なセファイドの固有の光度は、その周期とともに増加します。言い換えれば、セファイドが大きくて明るいほど、その脈動周波数は遅くなります。彼女は、変動の周期 (2 つの最大値または最小値の間の時間) とこれらの星の見かけの明るさを結び付ける関係を発見しました。

したがって、セファイドの周期と絶対光度を結び付ける一般的な関係を得るには、視差法を使用してこれらのセファイドの 1 つの正確な距離を測定するだけで十分です。
この測定は、1916 年にハーバード大学で初めて、ヘンリエッタリービットの発見を完了したハーローシャプリー (1885 ～ 1972) によって行われました。この日以来、固有の光度が知られているセファイドは、遠くの星と近くの銀河の距離を測定するための「標準的なろうそく」になりました。
したがって、物体の見かけの明るさは、その絶対的な明るさと距離によって決まります。天文学者エドウィンハッブル (1889-1953) が 1923 年にカリフォルニア州パサデナ近くのウィルソン山天文台にある望遠鏡を使用して渦巻銀河 M31 (天の川に最も近いアンドロメダ) の距離を測定したのは、セファイド型変光星の観測によるものでした。

1a型超新星法

遠方の銀河の場合、望遠鏡は星を個々に区別できなくなります。天文学者は、銀河と同じくらい明るい非常に明るい天体に頼らなければなりません。使用された天体は 1a 型超新星です。
超新星は、私たちの天の川銀河では 100 年に 1 ～ 3 回のまれな出来事ですが、宇宙規模では毎日観測されています。
タイプ 1a 超新星は、チャンドラセカールの質量限界を超えた白色矮星の完全な爆発に対応します (星の半径が減少すると、質量は 1.44 太陽質量の限界に近づく傾向があります)。物理的性質により、近い伴星からの物質を動力源とする白色矮星はこの制限を超えることはできません。
1a 型超新星 SN 2014J は、1150 万光年±80 万光年の葉巻銀河 (メシエ 82) にあります。

この宇宙論の標準的なキャンドルを使用すると、銀河系外の距離を決定できるようになります。
1a 型超新星は常に同じ点 (限界質量) で爆発するため、最大光度に達した後は常にほぼ同じ固有光度を持ちます。 1a 型超新星は非常に明るく、非常に遠い距離でも見えるため、標準的なキャンドルとして機能します。
この方法を校正するには、セファイド法で測定できるほど近くで 1a 型超新星を使用する必要があります。科学者は、十分に近いタイプ 1a 超新星が数十個存在することを知っています。
1a 型超新星により、最大数十億光年離れた遠方の銀河までの距離を測定できるようになります。

赤方偏移法

さらに遠い銀河の場合、天文学者は電磁スペクトルの吸収線を赤方偏移する方法を使用します。
この赤へのシフト、つまり赤方偏移は、光の移動時間を測定するために使用されます。光が「古い」ほど、赤方偏移は大きくなります。
各化学元素または分子は、このスペクトル上に異なる痕跡を残します。これらの痕跡は、非常に特定の波長 (吸収線) で現れます。しかし、銀河が私たちから遠ざかると、その光は伸び、これらの化学指紋の波長は赤色にシフトします。この変化は、ハッブルの法則によって銀河からの距離に関連付けられています。この法則は、銀河が遠くにあるほど、宇宙が膨張するにつれてより早く遠ざかることを示しています。赤方偏移を測定することにより、天文学者はビッグバンに近い最初の銀河を見つけることができました。

このように、光は近くの宇宙物体と遠くの宇宙物体の距離を明らかにし、今日の天文学者は、観測可能な宇宙の深さ（約 130 億光年）までの距離を計算する方法を知っています。

注意: 赤方偏移は、スペクトル線および可視領域のスペクトル全体の長波長へのシフトです。距離と銀河の光学スペクトルの赤方偏移の間には相関関係があります。赤方偏移は、銀河系外の物体の距離を測定するために最も広く使用されている方法です。遠くの天体の光で観察されるこの現象は、宇宙の膨張（空間の膨張）やビッグバンの証拠です。

宇宙の距離を測るにはどうすればよいでしょうか?

パララックス方式

標準的なキャンドル法

1a型超新星法

赤方偏移法

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