大マゼラン雲

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/04/18 02:40 UTC 版)

距離

大マゼラン雲までの距離は様々な標準光源によって計算されており、中でもセファイド型変光星を用いるものが一般的である。セファイド型変光星は、平均光度と変光周期との間に「周期-光度関係」と呼ばれる一定の関係を持つことが知られている^[16]。しかしながら、セファイド型変光星は金属量の影響も受けており、金属量が異なるセファイド型変光星は周期-光度関係も異なる^[16]。残念なことに、周期-光度関係の較正に用いられる天の川銀河内の典型的なセファイド型変光星は、大マゼラン雲に見られるセファイド型変光星よりも金属量に富んでいる^[17]。

2006年には、M106内の様々な金属量のセファイド型変光星を用いて、絶対光度が再較正された^[18]。この改良された較正値を用いた研究では、距離係数 $(m-M)_{0}=$ 18.41、または48kpc（約157,000光年）という結果が出ている。この距離は、他の著者によっても確認されている^[19]^[20]。

異なる測定方法を相互相関させることで距離を限定することができる。現在の残差は、大マゼラン雲の推定サイズよりも小さい。現代の8メートル級光学望遠鏡は、局所銀河群の至る所で食変光星を発見してきた。これらの星系のパラメータは、質量や組成の仮定なしに測定が可能である。また、超新星SN 1987Aの光エコーは、任意の恒星モデルや仮定を必要としない幾何学的測定値である。

2013年3月のネイチャー誌に、距離をより正確に決定するために赤色巨星によって構成される長周期の食変光星を使用した研究の結果が掲載された^[3]。この研究結果では、誤差2.2％の精度で 49.97kpc（163,000光年）という距離が得られている^[3]。

脚注

注釈

^ この「カノープス」は、明るい星の総称であり、りゅうこつ座α星のことではない。当時は明るい星のことを「canopus」と呼んでいた。

出典

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