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、セファイドやこと座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 を測定し(
は時間)、
として半径の変化量 を求める。一方で対応する1周期での星の視直径の変化
を求める。星までの距離を
とすると両者の間に
の関係があることを利用して
を求める方法である。視直径の変化
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
として、星の単位表面積から放射されるフラックスを
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と表面輝度の経験則から
を求め、星の明るさ
が
で表されることから、 の時間変化(光度曲線の振幅)から
を求める。もう一つは高分解能の干渉計観測で直接
を求める方法である。
2018年08月16日更新
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