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画像は、ＮＧＣ１８５。カシオペア座の銀河で、距離は２３０万光年。 アンドロメダ銀河の伴銀河で、お隣の銀河というところです。 銀河の距離と光度等級撮影した銀河の距離を調べていくと、メシエ番号の付いていない暗い銀河などの場合は、不明な場合が多いようです。国立天文台に聞いても、個々の銀河の距離を決定するのは、多くの労力を必要とすることから、距離が決定されているのは、限られているとの返事です。そこで、撮影して銀河の距離と光度等級及び視直径との関係を調べてみました。 ＜図1＞は、銀河の距離と光度等級の関係を示したものですが、かなり良い相関が得られています。 ＜図1＞の近似曲線が直線ではなく、二次曲線となっているのは、観測できる銀河の距離の分布が、正規分布ではないためであると思われます。遠い銀河の距離は、指数的に増加していき、距離の大きいほうに引っ張られ形である対数正規型の分布をしているようです。 このこのとから、＜図2＞は、銀河の距離を対数変換してプロットしたもので、良好な直線関係が得られ、相関係数も、0.73と推計学上は、有意な相関が認められます。 12等級程度のアマチュアが撮影できる銀河については、光度等級で大体の距離が推定できるかと思います。 ただし、この方法は、撮影に適した大型の銀河を対象としているために、小型の銀河（Ｍ31の伴銀河のＭ110など）や、遠い銀河の場合は、不明です。 また、銀河は個性が強く、個々の銀河の光度が大きく異なるために、全ての銀河には、適用できないと思います。 下図は、銀河の距離と視直径の関係を示したものですが、あまり良い相関は得られていません。 http://www.kouka.ne.jp/~w1022077/distance1/clip_image004.jpg （ＮＧＣ１８５の撮影記録） ２００4．１０．１６撮影 ＭＥＡＤ ＬＸ２００−２０（レデューサー使用Ｆ６．３） ＬＸ２００赤道儀 PICTOR ２０１ＸＴによる自動ガイド（D60 mm f700 mm ガイドスコープ使用） BITRAN冷却ＣＣＤカメラ ＢＪ３２Ｌ −２０ Ｌ画像１０分×４フレーム ＲＧＢ画像 各３分×２フレーム（２×ビニング） コンポジット ＬＲＧＢ合成 ステライメージ４、他で画像処理 |
天体の距離の測定
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赤方偏移から距離を求める方法について、もう少し具体的に示しますと以下のようになります。 |
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タリー・フィッシャー法 遠い銀河では、天体の距離の測定５で記載しましたセファイド型変光星を含め、個々の恒星を分解して、観測できないので、銀河そのものの光度が指標となります。 銀河の中で、渦巻き銀河の場合は、デイスク形状になっており、一方は、地球に近づき、他方は、遠ざかっています。したがって、このディスクの回転速度は、銀河が発する電波のドップラー効果を調べることで、容易に測定できます。このディスク（銀河）の回転速度は、銀河の絶対的な明るさと相関関係があることが分りました。速度が早い銀河ほど、明るくなっています。したがって、銀河の速度から絶対的な光度と見かけの光度を測定し、距離の既知の銀河の絶対光度、見かけの光度との係数を用い、銀河の距離が求められます。 超新星を用いる方法 銀河の中には、超新星といわれる、ある種の星が最後に爆発した時に見られる現象があります。この超新星は、銀河と変わらないほどの明るさを持っているものがあり、十分に観測できます。この超新星には、�儀燭鉢況燭�あり、�儀燭蓮△修龍紡膸�の絶対等級は、−19.5程度であることが分っています（超新星が起こるメカニズムから）。 絶対等級がわかっていますので、見かけの等級(ｍ)を観測すれば、距離が算出されることになります。距離（Ｄ）は、以下の式から算出されます。 Ｍ＝ｍ＋5−5LogＤ ここでＭ＝-19.5 （ＮＧＣ２２０７ 撮影記録）
２００４．１２．１８撮影 ＭＥＡＤ ＬＸ２００−２０（レデューサー使用Ｆ６．３） ＬＸ２００赤道儀 PICTOR ２０１ＸＴによる自動ガイド（D60 mm f700 mm ガイドスコープ使用） BITRAN冷却ＣＣＤカメラ ＢＪ３２Ｌ −２０℃ Ｌ画像１０分×６フレーム ＲＧＢ画像 各３分×２フレーム（２×ビニング） コンポジット ＬＲＧＢ合成 ステライメージ４、他で画像処理 |
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系外銀河の場合、その中の太陽のような主系列星の星では、暗くてスペクトルや光度を測定することは不可能です。観測できる明るさの星を調べる必要があります。 マゼラン星雲の中で、太陽の1000倍から10万倍明るく、かつ、周期的に光度が変化している星が多く見つかりました。この星は、セファイド型変光星といわれ、光度が2日から100日程度で周期的に変動しており、かつ周期が長いほど、見かけの明るさが明るいことが発見されました。これらの変光星は、マゼラン星雲内で、地球からの距離が同じであるので、つまり、セファイド型変光星の周期を測定すれば星の絶対的な光度（等級）が分ることになります。 この考え方から、天の川銀河内で距離の分っているセファイド型変光星について、周期と絶対等級の関係を求めておけば、未知の銀河の距離の測定に当てはめることができます。 具体的には、目的とする銀河にあるセファイド型変光星の周期（t）を測定し、次式により 絶対等級（Ｍ）を求めます。 Ｍ＝-1.371-2.986 Log t 次に、観測による実視等級（ｍ）を測定し、次式から、距離（Ｄ：パーセク）が求められます。 LogＤ＝0.2（ｍ−Ｍ）＋1 この方法で多くの銀河の距離が測定されましたが、後に間違いが分って、このセファイド型変光星には、種族�気鉢兇�あり、上記の式は、種族�気紡个靴討里濱�り立つ式です。 種族�兇亮阿蓮◆。諭�0.1＋3.0 Log t となります。 （撮影記録）
２００１．９．２撮影 Ａｉニッコール １８０ｍｍＥＤ Ｆ２．８ ＬＸ２００赤道儀 ノータッチガイド BITRAN 冷却ＣＣＤカメラ ＢＪ３２Ｌ −１５℃ Ｌ画像５分×１０フレーム ＲＧＢ画像 各１分×２フレーム（２×ビニング） コンポジット ＬＲＧＢ合成 ステライメージ２で画像処理 |
