周期-光度関係
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/07 03:19 UTC 版)
周期-光度関係[1][2][3]（しゅうき-こうどかんけい、英: period-luminosity relation）は、脈動変光星の変光周期と平均光度との間で成り立つ関係のこと[1]。古典的セファイド変光星に成立する正比例則が最も良く知られており、1908年にこの関係を発見したヘンリエッタ・スワン・リービットの名前を取って「Leavitt's law（リービットの法則）」と呼ばれることもある[4]。周期-光度関係によって、セファイド変光星は天の川銀河と系外銀河の距離を測るための宇宙の距離梯子の基礎的な指標として確立された[5][6][7][8][9][10]。古典的セファイドに対するリービットの法則を説明する物理モデルはκ機構（かっぱきこう）と呼ばれている[11]。
- ^ a b “周期-光度関係”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2020年7月23日). 2021年3月28日閲覧。
- ^ 神戸栄治「1.4 星の振動の観測」『恒星』第7巻、日本評論社〈シリーズ現代の天文学〉、2010年5月30日、第1版第2刷、30頁。ISBN 978-4-535-60727-9。
- ^ 中田好一「1.5 星からの質量放出と星周空間」『恒星』第7巻、日本評論社〈シリーズ現代の天文学〉、2010年5月30日、第1版第2刷、45頁。ISBN 978-4-535-60727-9。
- ^ “A century of cepheids: Two astronomers, a hundred years apart, use stars to measure the Universe” (プレスリリース), Sloan Digital Sky Survey, (2018年1月9日)
- ^ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M. et al. (1999). “The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud”. Acta Astronomica 49: 223-317. arXiv:astro-ph/9908317. Bibcode: 1999AcA....49..223U. ISSN 0001-5237.
- ^ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A. et al. (2008). “The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud”. Acta Astronomica 58 (3): 163-185. arXiv:0808.2210. Bibcode: 2008AcA....58..163S. ISSN 0001-5237.
- ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K. et al. (2001). “Final Results from theHubble Space TelescopeKey Project to Measure the Hubble Constant”. The Astrophysical Journal 553 (1): 47–72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode: 2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638. ISSN 0004-637X.
- ^ Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). “The expansion field: the value of H 0”. The Astronomy and Astrophysics Review 15 (4): 289-331. arXiv:0806.3018. Bibcode: 2008A&ARv..15..289T. doi:10.1007/s00159-008-0012-y. ISSN 0935-4956.
- ^ Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). “Characteristics of the Galaxy according to Cepheids”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 398 (1): 263-270. arXiv:0903.4206. Bibcode: 2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. ISSN 0035-8711.
- ^ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). “The Hubble Constant”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48 (1): 673-710. arXiv:1004.1856. Bibcode: 2010ARA&A..48..673F. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. ISSN 0066-4146.
- ^ “脈動変光星”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2019年9月17日). 2021年3月28日閲覧。
- ^ a b c Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). “Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud”. Harvard College Observatory Circular 173: 1. Bibcode: 1912HarCi.173....1L.
- ^ Kerri Malatesta (2010年7月16日). “Delta Cephei”. American Association of Variable Star Observers. 2021年3月28日閲覧。
- ^ Leavitt, Henrietta S. (1908). “1777 variables in the Magellanic Clouds”. Annals of Harvard College Observatory 60: 87. Bibcode: 1908AnHar..60...87L.
- ^ a b Fernie, J. D. (1969). “The Period-Luminosity Relation: A Historical Review”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 81: 707. Bibcode: 1969PASP...81..707F. doi:10.1086/128847. ISSN 0004-6280.
- ^ Baade, W. (1956). “The Period-Luminosity Relation of the Cepheids”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 68: 5. Bibcode: 1956PASP...68....5B. doi:10.1086/126870. ISSN 0004-6280.
- ^ Sesar, Branimir; Fouesneau, Morgan; Price-Whelan, Adrian M.; Bailer-Jones, Coryn A. L.; Gould, Andy; Rix, Hans-Walter (2017). “A Probabilistic Approach to Fitting Period-luminosity Relations and Validating Gaia Parallaxes”. The Astrophysical Journal 838 (2): 107. arXiv:1611.07035. Bibcode: 2017ApJ...838..107S. doi:10.3847/1538-4357/aa643b. ISSN 1538-4357.
- ^ a b c Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W. et al. (2007). “Hubble Space TelescopeFine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations”. The Astronomical Journal 133 (4): 1810-1827. arXiv:astro-ph/0612465. Bibcode: 2007AJ....133.1810B. doi:10.1086/511980. ISSN 0004-6256.
- ^ Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W. et al. (2002). “Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei”. The Astronomical Journal 124 (3): 1695-1705. arXiv:astro-ph/0206214. Bibcode: 2002AJ....124.1695B. doi:10.1086/342014. ISSN 0004-6256.
- ^ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, Christian et al. (2011). “New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm”. The Astrophysical Journal 741 (2): L27. arXiv:1110.0830. Bibcode: 2011ApJ...741L..27M. doi:10.1088/2041-8205/741/2/L27. ISSN 2041-8205.
- ^ "1912: Henrietta Leavitt Discovers the Distance Key." Everyday Cosmology. N.p., n.d. Web. 20 Oct. 2014. “1912: Henrietta Leavitt Discovers the Distance Key | Everyday Cosmology”. 2016年10月5日閲覧。
- ^ Ventrudo, Brian (2009年11月19日). “Mile Markers to the Galaxies”. One-Minute Astronomer. 2019年9月24日閲覧。
- ^ Singh, Simon (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. Bibcode: 2004biba.book.....S. ISBN 978-0-00-715252-0
- ^ Johnson, George (2005). Miss Leavitt's Stars : The Untold Story of the Woman Who Discovered How To Measure the Universe (1st ed.). New York: Norton. ISBN 978-0-393-05128-5
- ^ 二間瀬敏史『宇宙を見た人たち - 現代天文学入門』海鳴社、2017年10月12日、初版第1刷、17頁。ISBN 978-4-87525-335-8。
- 1 周期-光度関係とは
- 2 周期-光度関係の概要
- 3 影響
周期-光度関係
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/30 08:27 UTC 版)
脈動変光星のうち、古典的セファイド、II型セファイド、こと座RR型変光星、ミラ型変光星などの変光星では、変光周期と平均光度との間に「周期-光度関係」と呼ばれる正比例則が成り立つ。数時間から約100日までの一定の周期で明るさを変える古典的セファイドは古くから周期-光度関係があることが知られている。半径1キロパーセク程度までのケフェイドや、地球からほぼ同距離と考えられる小マゼラン雲内の複数の古典的セファイドについて光度と変光周期の関係を調べた結果、古典的セファイドが持つ本来の最大光度は変光周期の0.9乗に比例することが判明した。この規則性を用いて、さらに遠くの古典的セファイドについても距離が決定できる。古典的セファイドはかなり明るいため、現在20メガパーセク程度までこの方法で測ることができる。
※この「周期-光度関係」の解説は、「宇宙の距離梯子」の解説の一部です。
「周期-光度関係」を含む「宇宙の距離梯子」の記事については、「宇宙の距離梯子」の概要を参照ください。
周期-光度関係
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/08/14 21:44 UTC 版)
「古典的セファイド変光星」の記事における「周期-光度関係」の解説
古典的セファイドの光度は、その変光周期に直接関係している。周期が長ければ長いほど、星の光度は大きくなる。古典的セファイドの周期-光度関係は、1908年にヘンリエッタ・スワン・リービットが大小マゼラン雲にある数千個の変光星の調査から発見したもので、さらに証拠を加えて1912年に発表された。周期-光度関係が較正されると、周期がわかっているセファイドの光度が確定される。光度が確定されれば、その見かけの明るさから距離が求められる。20世紀を通じて、アイナー・ヘルツシュプルングを始めとする多くの天文学者によって周期-光度関係の較正が行われてきた。長らく周期-光度関係の較正は不確かなものであったが、2007年のベネディクトらの研究によって、太陽系近傍の古典的セファイドの年周視差をHSTの観測によって求めることで、天の川銀河内での較正が確立された。また2008年には、とも座RS星までの距離を誤差1％以内の精度で推定したとする研究結果がヨーロッパ南天天文台 (ESO) の研究者によって発表された。ただし、ESOのこの発見については論文上で盛んに議論されている。 HSTによる10個の近傍セファイドの年周視差と、古典的セファイドの周期P（単位は日）と平均絶対等級Mvとの間に、以下のような相関関係が示された。 M v = ( − 2.43 ± 0.12 ) ( log 10 P − 1 ) − ( 4.05 ± 0.02 ) {\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,} 以下の相関関係が古典的セファイドの距離 d の計算に使われる。 5 log 10 d = V + 3.34 log 10 P − 2.45 ( V − I ) + 7.52 . {\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(V-I)+7.52\,.} または、 5 log 10 d = V + 3.37 log 10 P − 2.55 ( V − I ) + 7.48 . {\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(V-I)+7.48\,.} I と V は、それぞれ近赤外と可視光の平均の見かけの等級である。
※この「周期-光度関係」の解説は、「古典的セファイド変光星」の解説の一部です。
「周期-光度関係」を含む「古典的セファイド変光星」の記事については、「古典的セファイド変光星」の概要を参照ください。
周期-光度関係
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/09 00:10 UTC 版)
「II型ケフェイド変光星」の記事における「周期-光度関係」の解説
II型セファイドは、同じ変光周期の古典的セファイドと比べて約1.6等級ほど暗い。セファイド変光星は、銀河中心や球状星団、他の銀河との距離を確立するために用いられる。
※この「周期-光度関係」の解説は、「II型ケフェイド変光星」の解説の一部です。
「周期-光度関係」を含む「II型ケフェイド変光星」の記事については、「II型ケフェイド変光星」の概要を参照ください。
周期-光度関係と同じ種類の言葉
- 周期-光度関係のページへのリンク
