幾何学的バーデ-ウェッセリンク法
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/14 15:15 UTC 版)
「バーデ-ウェッセリンク法」の記事における「幾何学的バーデ-ウェッセリンク法」の解説
バーデ-ウェッセリンク法は、素直な距離決定方法であるが、視直径の測定を理論模型や経験則に拠るよりも、直接測定できたほうが良い。しかし、恒星の視直径を直接測定するのは容易ではない。 例えばケフェイドは、見かけの明るさが明るいものが多いが、距離は遠い。特殊な性質のポラリスを除いて最も近いケフェイドのケフェウス座δ星であっても、太陽からの距離はおよそ800光年もある。最も大きく見えるケフェイドでも、視直径は3ミリ秒程度で、しかも実際に測定したいのは視直径の「変化」であるので、もう1桁以上小さい。 これを達成する手段として、主なものが長基線の干渉法であり、可視光／近赤外線の干渉計が稼働しはじめた20世紀末以降に、幾何学的バーデ-ウェッセリンク法は本格化した。
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