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バーデ-ウェッセリンク法

 

よみ方

ばーでうえっせりんくほう

英 語

Baade-Wesselink method

説 明

星の真の大きさと見かけの大きさ(視直径)から、セファイドこと座RR型変光星のような脈動変光星の距離を求める幾何学的方法。年周視差による方法と同じ幾何学的方法なので、宇宙の距離はしごの最も基本的な方法の一つである。アメリカのバーデ(W.Baade)により1926年に提案され、1946年にオランダのウェッセリンク(A.J.Wesselink)により改訂されたのでこの名前がある。
脈動の1周期にわたる分光観測によって、星の表面の速度変化 v(t) を測定し(t は時間)、
\int_{t_0}^{t}v(t)dt=R(t)-R(t_0)=\Delta{R}
として半径の変化量 \Delta{R} を求める。一方で対応する1周期での星の視直径の変化 \Delta\theta を求める。星までの距離を d とすると両者の間に  2\Delta{R}=d\Delta\theta の関係があることを利用して d を求める方法である。視直径の変化 \Delta\thetaを 求めるには二通りの方法がある。一つは星の有効温度を  T_{\rm eff} として、星の単位表面積から放射されるフラックスを F_\lambda(T_{\rm eff}(t))\equiv{F}_\lambda(t) と書く。モデル大気あるいはG, K, M型の巨星に対する星の色指数表面輝度の経験則から F_\lambda(t) を求め、星の明るさ  S_\lambda(t)
S_\lambda(t)=\frac{\pi{R(t)^2}F_\lambda(t)}{d^2}=\frac{\pi\theta(t)^2F_\lambda(t)}{4}
で表されることから、S_\lambda の時間変化(光度曲線の振幅)から \Delta\theta を求める。もう一つは高分解能の干渉計観測で直接 \Delta\theta を求める方法である。

2018年08月16日更新

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