周期-光度関係
よみ方
しゅうきこうどかんけい
英 語
period-luminosity relation
説 明
主に、変光星について、その変光周期と平均光度の間で成り立つ法則。脈動変光星であるセファイドやミラ型変光星での法則が有名。脈動変光星では、恒星の内部構造の不安定性が変光の原因となっていることを考えると、このような関係が説明できる。周期-光度関係を用いると変光周期から光度(したがって絶対等級)を求めることができるので、それと見かけの等級を比較することで、変光星までの距離を求めることができる。
マゼラン銀河中のセファイドに対してリービットにより発見されたセファイドの周期-光度関係(図1)は、銀河までの距離、ひいてはハッブル定数、を決める最も基礎となる距離指標である。それは宇宙の距離はしごの主要な構成要素なので、その精度を高める観測的研究は現在まで活発に継続されている。
マドア(B.Madore)とフリードマン(W. Freedman)は1991年に、マゼラン銀河中のセファイドに対して、可視光から近赤外線に渡る多波長観測をまとめて、当時の集大成とも言える周期-光度関係を導いた(図2)。波長が長くなるにつれ、周期-光度関係の振幅は小さくなり、傾きは急になり、関係式の周りのばらつきは小さくなる。高精度の距離決定には近赤外線での観測が有利であるが、振幅が小さいので発見は短波長の方が有利である。図3は大マゼラン銀河中で、1999年時点で10回以上の観測がある33個のセファイドの周期-光度関係である。
マドアとフリードマンらは2017年には、ヒッパルコス衛星のデータ等から高精度の距離が求まっている59個の銀河系(天の川銀河)中のセファイドに対して可視光から近赤外線の6バンドで周期-光度関係をまとめた(図4)。関係式の周りのばらつき(σ)が図2より小さくなっている。図2、図3、図4から求まる周期-光度関係の式とその周りの分散(σ)を図5に掲げてある。周期-光度関係の式に色指数を含めて、周期-光度-色指数関係を作るとばらつきが小さくなることが知られている。2017年のVバンドの周期-光度-色指数関係ではばらつきがわずかに0.06等級となるものもある。2024年には、スピッツァー宇宙望遠鏡による中間赤外線データを用いた周期-光度関係も報告されている(図6)。
2025年01月23日更新
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