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宇宙の距離梯子

距離梯子の各段階では異なる手法を使います。方法を選び、観測データを入力してください。

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どの段も、その一つ下の段を基準に較正されている

他の銀河までの距離を直接測定した人は誰もいません — 梯子の各段階は、その一段下で較正されています。純粋な幾何学によって決まる年周視差は近くのケフェイド変光星の基準を定め、それらのケフェイドが母銀河内のIa型超新星の最大光度を較正し、宇宙膨張を示せるほど遠い超新星がハッブル定数そのものを較正します。各段階は下の段階の誤差を引き継ぐため、年周視差の段階でのわずかな較正のずれが、観測可能な宇宙の大きさにまで波及します — これこそまさに、梯子に基づく測定と初期宇宙に基づく測定とのH0の不一致、いわゆる「ハッブル・テンション」が、宇宙論において非常に重要な問題である理由です。

明るさから距離を読む

ろうそくは遠いほど暗く見え、見かけの明るさは距離の2乗に反比例して弱まります。だから天体が実際に放つ光の量がわかれば、それを見かけの明るさと比べるだけで、正確な距離が求められます。こうした天体を標準光源と呼びます。セファイドは脈動の速さから、Ia型超新星は光度曲線の形から、それぞれ本来の明るさが読み取れます。最初の段である年周視差は、これとは違って純粋な幾何学です。片目ずつで見ると親指が背景に対してずれる、あの原理と同じです。

セファイドが明滅する理由

セファイドは一定の明るさで輝いているのではなく、ゆっくりとした鼓動のように膨張と収縮を繰り返します。その原動力は、星の内部にある二階電離ヘリウムの層です。星が縮むとこの層は不透明になって熱を閉じ込め、圧力が高まって層を外へ押し出します。膨張して冷えるとヘリウムは再結合し、閉じ込められた光が逃げ、層は再び沈みます。この「エディントンの弁」が脈動の周期を決め、その周期こそが星本来の光度を教えてくれる——第2の段が成り立つ理由です。

全プロセスの詳細解説

  1. 100ミリ秒角の視差からのパーセクの導出 6 ステップ

    年周視差が 100 milliarcseconds。パーセクを調べずにその定義から導出し、距離を求めよ。さらに、距離指数が厳密にゼロとなる理由を説明せよ。

    1. 視差角は六か月間の見かけの変位の半分であり、それが作る三角形の短辺は地球の軌道半径である。このような角度では、正接と角度自体が同じ数値となる。

      tan⁡p=1 aud≈p (radians) ⟹ d=1 aup\tan p=\frac{1\ \mathrm{au}}{d}\approx p\ \text{(radians)}\ \Longrightarrow\ d=\frac{1\ \mathrm{au}}{p}

    2. 公式が単純になる単位を選択する。一秒角をラジアンで表すと 1/206,265 であり、したがって一秒角の視差を持つ星は 206,265 au 離れた場所に位置する。アンドその距離に名前が与えられている。

      p=1′′=1206 265 rad ⟹ 1 pc=206 265 au=3.086×1016 mp=1''=\frac{1}{206\,265}\ \mathrm{rad}\ \Longrightarrow\ 1\ \mathrm{pc}=206\,265\ \mathrm{au}=3.086\times10^{16}\ \mathrm{m}

    3. パーセクが定義されれば、距離は単なる逆数となる。このページの入力欄の単位は milliarcseconds であるため、分子に千の係数がかかる。

      d (pc)=1p (′′)=1000p (mas)=1000100=10.00 pcd\ (\mathrm{pc})=\frac{1}{p\ ('')}=\frac{1000}{p\ (\mathrm{mas})}=\frac{1000}{100}=10.00\ \mathrm{pc}

    4. 距離指数は十パーセクで正規化された逆二乗の法則の対数形式である。ちょうどその距離では対数の中身が 1 になるため、距離指数は消失する。

      μ=m−M=5log⁡10d10 pc=5log⁡101=0.00\mu=m-M=5\log_{10}\frac{d}{10\ \mathrm{pc}}=5\log_{10}1=0.00

    5. 最も近い星でこの公式を確かめてみる。プロキシマの 768.5 mas から 1.301 pc が得られ、これは 4.24 光年 —— 誰もがすでに知っている数値である。

      Proxima: p=768.5 mas ⟹ d=1.301 pc=4.24 light years\text{Proxima}:\ p=768.5\ \mathrm{mas}\ \Longrightarrow\ d=1.301\ \mathrm{pc}=4.24\ \text{light years}

    6. 最後に、この手法が限界を迎える点に注意されたい。ガイアが利用可能な最小の視差は非常に遠い距離に対応するが、その角度における不確かさは角度そのものと同等であるため、限界は幾何学ではなく精度によって定められる。

      Gaia floor 0.02 mas ⟹ d=50 000 pc — but the ERROR is 100% there, not the distance\text{Gaia floor }0.02\ \mathrm{mas}\ \Longrightarrow\ d=50\,000\ \mathrm{pc}\ \text{— but the ERROR is 100\% there, not the distance}

    解答

    10.00 pc、そして μ = 0 である。なぜなら 10 pc こそが絶対等級の定義される場所だからである。 絶対等級は独立して測定される物理量ではない。それは星がちょうど十パーセクの距離にある場合に持つであろう見かけの等級であり、したがって偶々その距離に位置する星は構成上 m − M = 0 となる。パーセクもまた測定値ではなく定義である。それは一天文単位が一秒角の張角を持つ距離であり、一ラジアンに含まれる秒角の数から 206,265 au となる。これら両方の規定が存在することで、距離のはしごの第一段階は一切の較正を必要としない。年周視差は、すでに分かっている基線に基づく純粋な三角測量である。それより上のすべての段階、すなわちセフェイド変光星、超新星、ハッブル流は、この段階を基準として較正されており、その誤差を引き継ぐ。

    d=1000pmas=10.00 pc,μ=0 by the definition of Md=\frac{1000}{p_{\mathrm{mas}}}=10.00\ \mathrm{pc},\qquad \mu=0\ \text{by the definition of }M

学習の道すじ

どれくらい遠くにあるのか？

参考文献 (1)
  • Insight block 1 — the rung everything above it is calibrated against: H. S. Leavitt and E. C. Pickering, "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud." Harvard College Observatory Circular 173, 1–3, 1912 — the period–luminosity relation, published under Pickering's name over Leavitt's work.

· 公表された資料と照合しています。訂正のご指摘を歓迎します。