宇宙の距離をどのように測るのか？

宇宙の距離計算方法の比較

各方法は異なる距離範囲をカバーし、次の方法を較正する役割を果たすため、宇宙距離はしごを形成します。

視差法

視差の原理

私たちの広大な観測可能な宇宙における距離の測定は、天体物理学の基礎です。それによって、観測対象の真の性質を見積もることが可能になるからです。残念ながら、高い精度を得ることは非常に困難です。宇宙の大きな距離を測るために、天文学者はますます遠い天体に対して複数の計算方法を連鎖させます。近い天体の測定は、方法が互いに関連しており、各測定方法が次を較正するため、完全に信頼して行う必要があります。

私たちの周りの世界の像は、脳が二系列の情報からリアルタイムで再構成しています。私たちの両目は数センチ離れているため、それぞれの受容体が受ける像はわずかに異なります。実際、観測対象に対して、各目はより遠く動かない背景に対する位置を与えます。背景に対して同じ位置を占めない天体は、視差効果と呼ばれる光学効果を引き起こします。この効果によって、脳は対象までの距離を把握するために三次元像を再構成できます。

天文学では、視差とは、互いに離れた2点から観測対象を見たときの角度です（観測点が離れているほど視差角は大きくなり、測定しやすくなります）。

赤道視差

太陽系の天体では、地球の赤道半径（6,378 km）が選ばれました。赤道視差とは、観測対象の中心にいる観測者が地球半径を見る角度です。

この角度は、簡単な三角計算によって対象までの距離を直接与えます。たとえば、月までの平均距離384,400 kmの場合、月の赤道視差は約57'、月の見かけの直径は約31'、つまり約½度です。

年周視差

私たちの銀河の恒星までの距離を測る基準は、地球軌道の半長軸（149,597,870,700メートル、または1天文単位）です。この年周視差を測るには、恒星を6か月間隔で2回観測すれば十分です。言い換えれば、天文学者は、まず恒星の位置を測定し、6か月後に地球が軌道の反対側に来たときに再び測定することで、年周視差角を測ります。しかし、恒星が地球から遠いほど視差が弱くなるため、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プロキシマ・ケンタウリ（Alpha Centauri C）は4.244光年の距離にあり、視差はわずか0.7秒角です。これは極めて小さく、円には360度あり、各度には60分角、各分には60秒角があります。しかし、地球からの測定精度では、数十光年にある少数の恒星しか測れません。

アストロメトリ衛星ヒッパルコスとガイア

宇宙からは、ヒッパルコス衛星（HIgh Precision PARallax COllecting Satellite）のおかげで、120,000個の恒星の視差を2〜4ミリ秒角の精度で測定できます。2013年、ガイア衛星がヒッパルコスを引き継ぎました。

ガイア（Global Astrometric Interferometer for Astrophysics）は、最大10マイクロ秒角の精度で10億個の恒星のカタログを作成しました。

標準光源法

ヘンリエッタ・リービットの発見

非常に遠い恒星の距離を測るには、視差法は不正確なため使えません。天文学者は別の方法、すなわち「標準光源」を用います。
1910年代、ハーバード大学でヘンリエッタ・リービット（1868-1921）は、マゼラン雲（銀河系に隣接する2つの矮小銀河で、150〜200光年の距離にある）のケフェイドを分類しました。ケフェイドとは、明るさが明確に定義された周期（1〜135日）で変化する恒星です。1908年、ヘンリエッタ・リービットの直感により、最初の標準光源が予期せず発見されました。彼女は、ケフェイドの周期が明るいものほど大きいことに気づきました。古典的ケフェイドの真の光度は、周期とともに増大します。言い換えれば、ケフェイドが大きく明るいほど、脈動頻度は遅くなります。彼女は、変光周期（2つの極大または極小の間の時間）とこれらの恒星の見かけの光度を結びつける関係を見出しました。

ケフェイドから遠方銀河へ

したがって、これらのケフェイドの1つの正確な距離を視差法で測れば、ケフェイドの周期と絶対光度を結ぶ一般的な関係が得られます。
この測定は1916年、ハーバード大学でハーロー・シャプレー（1885-1972）によって初めて行われ、ヘンリエッタ・リービットの発見を完成させました。この日から、真の光度が知られているケフェイドは、遠方の恒星や近くの銀河までの距離を測る「標準光源」となりました。
天体の見かけの光度は、その絶対光度と距離に依存します。天文学者エドウィン・ハッブル（1889-1953）は、ケフェイド型変光星を観測することで、1923年にカリフォルニア州パサデナ近郊のウィルソン山天文台の望遠鏡を用いて、渦巻銀河M31（アンドロメダ、銀河系に最も近い）の距離を測定しました。

Ia型超新星法

白色矮星の爆発

遠方銀河では、望遠鏡は個々の恒星を区別できません。天文学者は、銀河に匹敵する極めて明るい天体に頼らなければなりません。用いられる天体はIa型超新星です。
超新星は私たちの銀河系では稀な現象で、1世紀に1〜3回程度ですが、宇宙規模では毎日観測されます。
Ia型超新星は、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相当します（恒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きます）。その物理的性質により、近くの伴星から物質を供給される白色矮星はこの限界を超えられません。
Ia型超新星SN 2014Jは、葉巻銀河（Messier 82）にあり、11.5 ± 0.8百万光年の距離に位置します。

宇宙論の標準光源

この宇宙論の標準光源により、銀河系外距離を決定できるようになります。
常に同じ点（質量限界）で爆発するため、Ia型超新星は最大光度に達した後、ほぼ同じ真の光度を持ちます。Ia型超新星は非常に明るく、非常に遠方まで見えるため、標準光源として機能します。
方法を較正するには、ケフェイド法で測定できるほど近いIa型超新星を使う必要があります。科学者たちは、十分に近いIa型超新星を数十個知っています。
Ia型超新星により、数十億光年までの遠方銀河の距離を測ることができます。

赤方偏移法

赤方偏移

さらに遠方の銀河には、天文学者は電磁スペクトルの吸収線の赤方偏移を用います。
この赤方偏移またはredshiftは、光の旅の時間を測るのに使われます。光が「古い」ほど、赤方偏移は大きくなります。
各化学元素や分子は、このスペクトル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）に現れます。しかし銀河が私たちから遠ざかると、その光は引き伸ばされ、これらの化学的指紋の波長は赤い方へずれます。このずれは、ハッブルの法則によって銀河の距離と結びついています。この法則は、銀河が遠いほど、宇宙の膨張に伴って私たちから速く遠ざかると述べています。赤方偏移を測定することで、天文学者はビッグバンに近い最初の銀河を特定できました。

ハッブルの法則と宇宙の膨張

こうして光は、近くも遠くも宇宙天体の距離を明らかにし、天文学者は今日、観測可能な宇宙の最深部（約130億光年）まで距離を計算できます。
ハッブルの法則は、銀河の見かけの後退速度を距離と結びつけ、今日の宇宙の膨張の柱の一つを構成しています。単純なスペクトル偏移をメガパーセクで表される距離に変換することを可能にします。

N.B.:
赤方偏移（redshift）は、スペクトル線および可視スペクトル全体が長波長側へずれることです。銀河の光学スペクトルの赤方偏移と距離の間には相関があります。赤方偏移は、銀河系外天体の距離を測る最も一般的な方法です。遠方の天文天体の光で観測されるこの現象は、宇宙の膨張（空間の膨張）とビッグバンの証拠です。