買って銀河までの距離はハッブルによってケフェイド変光星法を使って求められた。
ハッブルが眼をつけたこの方法は女性研究者のヘンリエッタ・スワン・リービットが発見した方法だった。
この方法は頻繁に引用されるがその原理を解説したものはほとんどない。
みな知ったかぶりをしてかケフェイド変光星の言葉をいうのみである。
その説明をしようとするとリービットの名前を引用しなくてはならず
彼女はノーベル賞を獲れれ前になくなってしまったのだ。
私もケフェイド変光星の言葉はよく耳にしたものの原理についてはわからないままに
していた。
今、銀河について考えている最中なのでこのまま掘っておくわけには行かない。
”
ケフェイド変光星（CEP型）はさらに種族Iのケフェウス座δ型（DCEP）と種族IIのII型ケフェイド（CW）に細分類される。絶対等級が比較的大きく、スペクトル型がF～K型の黄色超巨星に属する周期的脈動変光星である。また、変光範囲は1～2等、周期は2～50日ほどである。この型の変光星には変光周期が長い星ほど絶対等級が明るいという性質があり、これを周期光度関係と呼ぶ[4]。この関係を用いると、その実視等級と変光周期を測定することで距離の測定に用いることができる。いわば宇宙の灯台であり、年周視差などで正確に測ることの出来ない数千光年以上の測定が可能である。CEP型の中には非常に明るいものもあり、他の銀河内であっても識別可能であるため、CEP型脈動変光星を用いることで、その銀河系までの距離を精密に求めることができる
”
年周視差という言葉も聞くのは中学生の時以来で忘れていた。
星の年周視差を望遠鏡で測ることによって地球と太陽とターゲットの星の間に
という解説がある。
。
年周視差の図
Image Credit : NAOJ
リービットは観測から以下のような実験式を作った：
20世紀を通じて、アイナー・ヘルツシュプルングを始めとする多くの天文学者によって周期-光度関係の較正が行われてきた。長らく周期-光度関係の較正は不確かなものであったが、2007年のベネディクトらの研究によって、太陽系近傍の古典的セファイドの年周視差をHSTの観測によって求めることで、天の川銀河内での較正が確立された[18]。
HSTによる10個の近傍セファイドの年周視差と、古典的セファイドの周期P（単位は日）と平均絶対等級Mvとの間に、以下のような相関関係が示された。
以下の相関関係が古典的セファイドの距離 d の計算に使われる。
または、
I と V は、それぞれ近赤外と可視光の平均の見かけの等級である。
この実験式の導出がリービットの業績のようだ。
それぞれ興味のある銀河と変光セファイドから銀河までの距離を求められるのだろう。
だがもっと
最近では赤方偏移の波長のスペクトル解析で
銀河の移動速度から銀河の年齢は求められるようだ。
この方法は誰が発見したのだろう？ 発見者はいるのか？
これだってノーベル賞ものだ。