バーデ・ヴェッセリンク法は、1926年にウォルター・バーデが提案し、 1946年にアドリアーン・ヴェッセリンクがさらに発展させた、セファイド変光星までの距離を測定する方法です。[1]元々の方法では、変光期間中のさまざまな時点での星の色を使用して表面輝度を決定します。次に、これらの時点での見かけの等級がわかれば、角直径を計算できます。ドップラー分光法を使用して視線速度も測定されます。これにより、周期のさまざまな時点で星の前面が私たちに近づいたり遠ざかったりする速度を決定できます。この速度と平均速度の差は半径の導関数であるため、半径の変化が得られます。これを角直径の変化と組み合わせると距離が得られます。現在では、光干渉計を使用して脈動星の角直径を直接測定できるため、星までの距離をより正確に測定できます。この新しい技術は、幾何学的バーデ・ヴェッセリンク法として知られています。[2]
これに密接に関連する技術として膨張光球法があり、これを使ってII型超新星までの距離を測定することができる。[3] [4]
参考文献
- ^ エイドリアン・ウェッセリンク(1946)。 「ケファイδの明るさ、色、動径速度の観測と脈動仮説 (正誤表: 10 258, 310)」。オランダ天文学研究所の紀要。10：91–100。ビブコード：1946BAN....10...91W。
- ^ 「バーデ・ウェッセリンク法」.オックスフォード参照。2019 年2 月 4 日に取得。
- ^ キルシュナー, RP; クワン, J. (1974). 「銀河系外超新星までの距離」.アストロフィジカル・ジャーナル. 193 : 27. Bibcode :1974ApJ...193...27K. doi :10.1086/153123.
- ^ Schmidt, BP; Kirshner, RP; Eastman, RG (1992). 「II型超新星の膨張する光球と銀河系外距離スケール」. The Astrophysical Journal . 395 : 366–386 . arXiv : astro-ph/9204004 . Bibcode :1992ApJ...395..366S. doi :10.1086/171659. S2CID 119342854.
