星までの距離を計算する

私はカール・セーガンからの講義を見ていました。彼は星までの距離を計算することについて話しました。このテーマについてもっと知りたいと思いました。

私の知る限り、逆二乗の法則と視差を使用できます。誰でもこれらを拡張できますか？特に、地球からプロキシマケンタウリまでの距離を測定するために私ができることに関して。

現在受け入れられている答えは、プロキシマケンタウリのような星までの距離を見つけることに関係ありません。

視差の仕組みを次に示します。（おそらく）さらに遠くにある星のフィールドで星の位置を測定します。これを6か月ごとに2回行います。次に、星が背景の星に対して移動した角度を計算します。この角度は、太陽の周りの地球の軌道の直径に等しい底辺を持つ大きな三角形の一部を形成します。三角法により、地球から太陽までの距離の倍数として距離がわかります。[実際には、任意の時間間隔で多くの測定を実行し、それらをすべて組み合わせます。]

「視差角」は実際にはこの角度変位の半分であり、視差角が1秒の弧である場合、星は1パーセク離れていると言われます。1pcは1 AU / mです。視差が大きいほど、星は近くなります。$\tan (\theta) = 3.08\times10^{16}$

ガイア衛星は現在、全天をマッピングしての精度と小さな視差を推定しますに秒角（目標輝度に応じて）億約星のために。 10 − $10^{-5}$$10^{-4}$

視差-http ://www.bbc.co.uk/schools/gcsebitesize/science/21c/earth_universe/earth_stars_galaxiesrev4.shtml

現実には、太陽は銀河内での太陽に対する動きのために、星も空を横切って「適切な動き」をしているため、これよりも少し難しいです。これは、空の動きのこのコンポーネントを分離するために、3つ以上の測定を行う必要があることを意味します。プロキシマケンタウリの場合、適切な動きによる背景の星に対する動きは、視差よりも大きくなります。ただし、2つのコンポーネントは明確に表示および分離できます（以下を参照）。視差に対応するのは、下の図の曲線運動の振幅（半分）です。適切な動きは、背景の星に関する一定の線形トレンドです。

背景の星に対するプロキシマケンタウリの軌跡のHST画像。緑色の曲線は、今後数年間の背景フィールドに対する星の測定および予測された経路を示しています。

視差角が大きいため、視差測定は近くの星に最適です。遠方の星や視差測定のない星には、一連のテクニックがあります。孤立した星の場合、最も一般的なのは、その色から、またはできればその温度と重力を明らかにできるスペクトルから、星の種類を確定しようとすることです。これから、物体の絶対光度が何であるかを推定でき、観測された明るさから距離を計算できます。これは、測光視差または分光視差として知られています。

星のコレクションまでの距離を見つける1つの方法は、RRLyrae がたくさんいることを期待することです。RRLyraeは標準のろうそくであるため、逆二乗の法則を使用して距離を抽出できます。

近いオブジェクトの場合、視差法は完全に機能します。より長い距離では、前述の標準キャンドルが使用されます。超新星タイプIaであるRR Lyraeの明るさは計算できるため、これらのオブジェクトから得られる光の量で距離を推定できます。さらに遠くのオブジェクトの場合、距離を計算するために赤方偏移法が使用されます。距離は、特定の周波数（鉄放出など）の特定のライン遷移が測定され、宇宙の膨張によって引き起こされる周波数のシフト（説明されている現象数学的に）オブジェクトの距離のヒントを提供します。