最も遠い天体のリスト

NASAのジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡からNIRCamによって撮影されたMoM-z14の赤外線画像
MoM-z14は赤方偏移14.44であると判定されており、 2025年5月時点で最も遠い既知の銀河の記録保持者となっている。[ 1 ]これはビッグバン から2億8000万年未満の時期に相当します。

この記事では、これまでに発見され検証された最も遠方の天体と、それらがそのように分類された期間を列挙します。

以下に挙げる天体のビッグバン後の年数と比較すると、宇宙の年齢は現在137億8700万年±0.020億年と推定されています。[ 2 ]しかし、観測技術の進歩に伴い、宇宙の推定年齢は年々増加しています。 2006年にIOK-1が発見された際には、宇宙の年齢は136億6000万年と推定されました。[ 3 ]

近傍銀河を除く遠方天体までの距離は、ほとんどの場合、その光の宇宙論的赤方偏移を測定することによって推定されます。非常に遠方の天体はその性質上、非常に暗い傾向があるため、距離の測定は困難で誤差が生じやすいです。重要な区別は、距離の測定に分光法を用いるか、測光赤方偏移法を用いるかです。前者は一般的に精度が高く、また信頼性も高いとされています。これは、測光赤方偏移法は、通常とは異なるスペクトルを持つ低赤方偏移の天体との混同により、誤差が生じやすいためです。そのため、分光赤方偏移法は、天体までの距離が確実にわかっているとみなされるために必要であると慣習的に考えられています。一方、測光赤方偏移法では、非常に遠方の天体の「候補」を特定します。この区別は、測光赤方偏移法に「p」という添え字を付けることで示されます。高赤方偏移天体に対する最も一般的な距離測定法とは別に、ビッグバンからの天体の年齢を計算する方法もあり、「ビッグバン後の年数」の列には、その値が表示されています。[ 4 ]

分光学的に確認された最も遠い天体

分光赤方偏移が測定された最も遠い天体
画像 名前 赤方偏移 （z） ビッグバン後の年数（百万） タイプ 注記
MoM-z14z =14.44+0.02 −0.02280 [ 5 ]銀河 明るいライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出。[ 1 ]
ジェイド-GS-z14-0z =14.1796+0.0007 −0.0007290 [ 6 ]銀河 ALMAを用いて、[OIII]88μmの輝線放射を有意差6.67σ、周波数223.524GHzで検出した。これは赤方偏移14.1796±0.0007に相当する。[ 7 ]
ジェイド-GS-z14-1 z =13.90+0.17 −0.17300 [ 8 ]銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出。[ 9 ]
PAN-z14-1 z =13.53+0.05 −0.06銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出。[ 10 ]
ジェイド-GS-z13-0z =13.20+0.04 −0.07330 [ 11 ]銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出。[ 12 ]
アンカバー-z13z =13.079+0.014 −0.001330 [ 13 ]銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出。[ 14 ]
ジェイド-GS-z13-1z = 13.0 330 [ 15 ]銀河 2025年にJWSTによって発見されたライマンアルファ放射体。[ 16 ]
ジェイド-GS-z12-0 z =12.63+0.24 −0.08350 [ 17 ]銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRCam [ 12 ]とJWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出[ 18 ] 、およびJWST/NIRSpecによるCIII]線の放射[ 18 ] 。
アンカバー-z12z =12.393+0.004 −0.001350 [ 19 ]銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出。[ 14 ]
GLASS-z12 (GHZ2) z =12.3327+0.0035 −0.0035367 [ 20 ]銀河 ALMAを用いた二重電離酸素からの静止フレーム88μm原子遷移の検出。[ 21 ]
UDFj-39546284z =11.58+0.05 −0.05380 [ 22 ]銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出。[ 12 ]
CEERS J141946.36+525632.8 (メイジーの銀河) z =11時44分+0.09 −0.08390 [ 23 ]銀河 JWSTによって発見されたライマンブレーク銀河。[ 24 ]
CEERS2-588z =11.04410 [ 25 ]銀河 JWSTによって発見されたライマンブレーク銀河。[ 26 ]
GN-z11z = 10.6034 ± 0.0013 430 [ 27 ]銀河 ライマンブレイク銀河。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）による5.5σでのライマンブレイクの検出[ 28 ]、ケック望遠鏡/MOSFIREによる5.3σでの炭素輝線検出[ 29 ] 。 2023年2月にJWSTによる決定的な赤方偏移[ 18 ]
JADES-GS-z10-0 (UDFj-38116243) [ 30 ]z =10.38+0.07 −0.06450 [ 31 ]銀河 ライマンブレーク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレークの検出[ 12 ]
JD1 z =9.793 ± 0.002480 [ 32 ]銀河 ライマンブレイク銀河、JWST/NIRSpecによるライマンブレイクの検出[ 33 ]
Gz9p3z = 9.3127 ± 0.0002 510 [ 34 ]銀河 JWSTで検出された[OII]、Ne、H輝線から推定された赤方偏移を持つ銀河合体。[ 34 ]
MACS1149-JD1z =9.1096 ± 0.0006500 [ 35 ]銀河 VLTによる水素輝線とALMAによる酸素輝線の検出[ 36 ]
EGSY8p7 (CEERS_1019) z =8.683+0.001 −0.004570 [ 37 ]銀河 ライマンアルファ放射源；ケック/MOSFIREによるライマンアルファの検出は7.5σの信頼度で行われた[ 38 ]
SMACS-4590 z = 8.496 銀河 JWST/NIRSpecによる水素、酸素、ネオン輝線の検出[ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]
A2744 YD4z = 8.38 600 [ 43 ]銀河 ALMAでライマンアルファと[O III]放射を4.0σの信頼度で検出[ 44 ]
MACS0416 Y1z =8.3118 ± 0.0003600 [ 45 ]銀河 ALMAで6.3σの信頼度で検出された[O III]放射[ 46 ]
GRB 090423z =8.23+0.06 −0.07630 [ 47 ]ガンマ線バーストライマンα切断を検出[ 48 ]
RXJ2129-11002 z =8.16 ± 0.01613 [ 49 ]銀河 JWST/NIRSpecプリズムで検出された[O III]ダブレット、Hβ、[O II]ダブレット、およびライマンアルファブレーク。[ 50 ]
RXJ2129-11022 z =8.15 ± 0.01銀河 JWST/NIRSpecプリズムで検出された[O III]二重線とHβ、およびライマンアルファブレーク。[ 50 ]
EGS-zs8-1z =7.7302 ± 0.0006670 [ 51 ]銀河 ライマンブレーク銀河[ 52 ]
SMACS-0723-6355 z = 7.665 銀河 JWST/NIRSpecによる水素、酸素、ネオン輝線の検出[ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]
z7_GSD_3811 z =7.6637 ± 0.0011銀河 ライマンアルファ放射体[ 53 ]
SMACS-0723-10612 z = 7.658 銀河 JWST/NIRSpecによる水素、酸素、ネオン輝線の検出[ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]
QSO J0313–1806z =7.6423 ± 0.0013670 [ 54 ]クエーサーライマンα切断を検出[ 55 ]
ULAS J1342+0928z =7.5413 ± 0.0007690 [ 56 ]クエーサー [CII]放射から推定された赤方偏移[ 57 ]
z8_GND_5296z = 7.51 700 [ 58 ]銀河 ライマンアルファ放射体[ 59 ]
A1689-zD1z =7.5 ± 0.2700 [ 60 ]銀河 ライマンブレーク銀河[ 61 ]
GS2_1406 z =7.452 ± 0.003銀河 ライマンアルファ放射体[ 62 ]
GN-108036z = 7.213 750 [ 63 ]銀河 ライマンα放射体[ 64 ]
SXDF-NB1006-2z =7.2120 ± 0.0003800 [ 65 ]銀河 [O III]放出を検出[ 66 ]
BDF-3299z =7.109 ± 0.002800 [ 67 ]銀河 ライマンブレーク銀河[ 68 ]
ULAS J1120+0641z =7.085 ± 0.003770 [ 69 ]クエーサー Si III]+C III]とMg II輝線から推定された赤方偏移[ 70 ]
A1703 zD6z =7.045 ± 0.004銀河 重力レンズ効果を受けたライマンアルファ放射体[ 71 ]
BDF-521z =7.008 ± 0.002銀河 ライマンブレーク銀河[ 68 ]
IOK-1z = 6.965 780 [ 72 ]銀河 ライマンアルファ放射体[ 64 ]
GDS_1408 (G2_1408) z =6.82 ± 0.1銀河 ライマンアルファ放射体とVLT分光法。[ 73 ]

最も遠い候補天体

2022年6月にジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の科学運用が開始されて以来、ハッブル宇宙望遠鏡（z = 11）で観測できる範囲をはるかに超える数多くの遠方銀河が、 JWSTの赤外線観測能力のおかげで発見されています。[ 74 ] [ 75 ]

2012年には、ハッブル・エクストリーム・ディープ・フィールド（XDF）プロジェクトが2002年半ばから2012年12月の間に行われた観測から発表した測光赤方偏移の推定値に基づいて、z = 8かそれより遠い場所に約50個の候補天体、z = 7にさらに100個の候補天体があった。[ 76 ]

ここに含まれるいくつかの天体は分光学的に観測されているが、暫定的に検出された輝線は1本だけであり、そのため研究者によってはまだ候補と考えられている。[ 77 ]

最も遠い天体の注目すべき候補
名前 赤方偏移 （z） タイプ 注記
H-アトラス J143740.9+021731 z = 33.79 銀河 2019年のSHALOS調査で発見されたこの銀河は、サブミリ波銀河の可能性がある。[ 78 ] [ 79 ]
カポタウロ（CEERS U-100588） z ~32銀河 JWST/NIRCam、MIRI、NIRSpec/MSAデータとHST/ACSおよびWFC3観測データの分光光度計による解析。[ 80 ]
MIDIS-z25-3 z p =25.6+1.5 −1.6銀河 MIRIディープイメージングサーベイ（MIDIS）によって提供されたJWST/NIRCamデータに基づいて、測光、測光赤方偏移確率分布、および目視検査に基づいて選択されました。[ 81 ]
F200DB-045z p =20.4+0.3 −0.3[ 75 ]または0.70+0.19 −0.55[ 74 ]または0.40+0.15 −0.26[ 82 ]銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ]注：ある研究[ 74 ]の手順によって提示された銀河の赤方偏移値は、異なる手順を用いた他の研究で提示された値と異なる場合があります。[ 75 ] [ 83 ] [ 82 ]
垣間見る 70467 z p =16.4+1.8 −1.8銀河 ライマンブレイク選択と測光法[ 84 ]
F200DB-175 z p =16.2+0.3 −0.0銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ]
S5-z17-1 z =16.0089 ± 0.0004または4.6108 ± 0.0001銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河。ALMAによる暫定的な（5.1σ）単一輝線検出は[CII]（z =4.6108 ± 0.0001）または[O III]（z =16.0089 ± 0.0004）。[ 77 ] [ 85 ]
F150DB-041 z p =16.0+0.2 −0.2[ 75 ]または3.70+0.02 −0.59[ 74 ]銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ] [ 74 ]
SMACS-z16a z p =15.92+0.17 −0.15[ 86 ]または2.96+0.73 −0.21[ 74 ]銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 86 ] [ 74 ]
F200DB-015 z p =15.8+3.4 −0.1銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ]
F200DB-181 z p =15.8+0.5 −0.3銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ]
F200DB-159 z p =15.8+4.0 −15.2銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ]
垣間見る 72839 z p =15.8+0.8 −0.8銀河 ライマンブレイク選択と測光法[ 84 ]
F200DB-086 z p =15.4+0.6 −14.6[ 75 ]または3.53+10.28 −1.84[ 74 ]銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ] [ 74 ]
SMACS-z16b z p =15.32+0.16 −0.13[ 86 ]または15.39+0.18 −0.26[ 74 ]銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 86 ] [ 74 ]
F150DB-048 z p =15.0+0.2 −0.8銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ]
F150DB-007 z p =14.6+0.4 −0.4銀河 JWSTによって発見されたライマンブレイク銀河[ 75 ]

種類別に見た最も遠い天体のリスト

種類別で最も遠い天体
タイプ 物体 赤方偏移（距離） 注記
あらゆる天体、種類を問わず MoM-z14z = 14.4これはJWSTベースの「ミラージュまたはミラクル」（MoM）調査によって発見された銀河です。[ 87 ] [ 88 ]
銀河団CL J1001+0220z ≅ 2.5062016年現在[ 89 ]
銀河超団ハイペリオン原始超銀河団z = 2.45この超銀河団は2018年に発見された時点では、これまでに発見された最も古く、最大の原始超銀河団であった。[ 90 ]
銀河原始銀河団A2744z7p9ODz = 7.88この原始銀河団は2023年に発見された時点では、これまでに発見され分光学的に確認された最も遠い原始銀河団であった。[ 91 ]
銀河または原始銀河MoM-z14z = 14.4[ 87 ]
クエーサーUHZ1z ≅ 10.0[ 92 ]
ブラックホールGN-z11z =10.6034 ± 0.0013 [ 93 ][ 94 ] [ 95 ] [ 96 ]
恒星または原始星または恒星の死体 （イベントによって検出）GRB 090423の祖先z =8.26+0.07 −0.08[ 97 ] [ 48 ]なお、GRB 090429Bの測光赤方偏移はzp≅9.4であり、 [ 98 ] GRB 090423よりも遠い可能性が高いが、分光分析による確認はない。地球からのおおよその距離は130億光年と推定されている。
恒星または原始星または恒星の死体 （恒星として検出）WHL0137-LS（アレンデル）z = 6.2 ± 0.1 (12.9 G ly ) 2022年3月に発見された最も遠い単独の星。[ 99 ] [ 100 ]

これまでの記録にはSDSS J1229+1122 [ 101 ]とMACS J1149 Lensed Star 1 [ 102 ]がある。

星団スパークラーz = 1.378 (13.9 G ly ) SMACS J0723.3-7327における重力レンズ効果を受けた球状星団を持つ銀河[ 103 ]
星団系
X線ジェット PJ352–15クエーサージェット z = 5.831 ( 12.7 Gly ) [ 104 ]以前の記録は12.4グリシンでした。[ 105 ] [ 106 ]
マイクロクエーサーXMMU J004243.6+412519（2.5百万マイル） 最初の銀河系外マイクロクエーサーの発見[ 107 ] [ 108 ] [ 109 ]
星雲のような天体 卑弥呼z = 6.595初期宇宙で最大の天体の一つである可能性がある。[ 110 ] [ 111 ]
磁場9io9z = 2.554 (11.1 グリシン) ALMA の観測により、レンズ銀河 9io9 には磁場が存在することが示されました。
惑星スイープス-11 /スイープス-04（27,710光年） [ 112 ]
種類別で最も遠いイベント
タイプ イベント 赤方偏移 注記
ガンマ線バーストGRB 090423z =8.26+0.07 −0.08[ 97 ] [ 48 ] GRB 090429Bの測光赤方偏移zpは≅9.4であり、 [ 98 ] GRB 090423よりも遠い可能性が高いが、分光学的確認がされていない。
超新星（あらゆる種類） SN エオスz =5.133 ± 0.001[ 116 ]強い重力レンズ効果を受けた多重結像型II型超新星
コア崩壊型超新星SN 1000+0216z = 3.8993 [ 117 ]
Ia型超新星SN UDS10ウィルz = 1.914 [ 118 ]

最も遠い天体記録保持者のタイムライン

このリストに掲載されている天体は、距離が測定された時点で最も遠い天体と判明しています。これは、発見された日付とは必ずしも一致しません。

天体までの距離は、視差測定、セファイド変光星やIa型超新星などの標準天体の使用、あるいは赤方偏移測定によって決定できます。分光赤方偏移測定が推奨されますが、高赤方偏移天体の候補を特定するには測光赤方偏移測定も用いられます。記号zは赤方偏移を表します。

最も遠い天体のタイトル保持者（測光赤方偏移に基づく候補を除く）
物体 タイプ 日付 距離 （z =赤方偏移）注記
MoM-z14銀河 2025年～現在 z = 14.44 [ 87 ] [ 88 ]
ジェイド-GS-z14-0銀河 2024～2025年 z = 14.32 [ 119 ] [ 87 ]
ジェイド-GS-z13-0銀河 2022～2024年 z = 13.20 [ 12 ] [ 119 ]
GN-z11銀河 2016～2022年 z = 10.6 [ 28 ] [ 29 ] [ 87 ]
EGSY8p7銀河 2015−2016 z = 8.68 [ 120 ] [ 121 ] [ 122 ] [ 123 ]
GRB 090423の祖先/ GRB 090423の残骸ガンマ線バースト前駆物質/ガンマ線バースト残骸2009～2015年 z = 8.2 [ 48 ] [ 124 ]
IOK-1銀河2006年 − 2009年 z = 6.96 [ 124 ] [ 125 ] [ 126 ] [ 127 ]
自衛隊 J132522.3+273520銀河 2005年 − 2006年 z = 6.597 [ 127 ] [ 128 ]
自衛隊 J132418.3+271455銀河 2003年 − 2005年 z = 6.578 [ 128 ] [ 129 ] [ 130 ] [ 131 ]
HCM-6A銀河 2002年 − 2003年 z = 6.56 この銀河は銀河団アベル370によって重力レンズ効果を受けている。これはクエーサー以外の銀河で初めて赤方偏移6を超えることが発見された。これはクエーサーSDSSp J103027.10+052455.0（z = 6.28）の赤方偏移を上回った[ 129 ] [ 130 ] [ 132 ] [ 133 ] [ 134 ] [ 135 ]
SDSS J1030+0524 ( SDSSp J103027.10+052455.0 ) クエーサー2001年 − 2002年 z = 6.28 [ 136 ] [ 137 ] [ 138 ] [ 139 ] [ 140 ] [ 141 ]
SDSS 1044–0125 ( SDSSp J104433.04–012502.2 ) クエーサー 2000年 − 2001年 z = 5.82 [ 142 ] [ 143 ] [ 140 ] [ 141 ] [ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]
SSA22-HCM1銀河 1999～2000年 z>=5.74 [ 143 ] [ 147 ]
HDF 4-473.0銀河 1998～1999年 z = 5.60 [ 147 ]
RD1 ( 0140+326 RD1 ) 銀河 1998 z = 5.34 [ 148 ] [ 149 ] [ 150 ] [ 147 ] [ 151 ]
CL 1358+62 G1とCL 1358+62 G2銀河 1997年 − 1998年 z = 4.92 これらは当時発見された最も遠い天体でした。この一対の銀河は、銀河団CL1358+62（z = 0.33）によって重力レンズ効果を受けて発見されました。これは、1964年以来初めて、クエーサー以外の天体が宇宙で最も遠い天体という記録を保持していたケースでした。[ 149 ] [ 152 ] [ 153 ] [ 150 ] [ 147 ] [ 154 ]
PC 1247–3406クエーサー 1991年 − 1997年 z = 4.897 [ 155 ] [ 142 ] [ 156 ] [ 157 ] [ 158 ] [ 159 ]
PC 1158+4635クエーサー 1989年 − 1991年 z = 4.73 [ 142 ] [ 159 ] [ 160 ] [ 161 ] [ 162 ] [ 163 ]
Q0051–279クエーサー 1987年 − 1989年 z = 4.43 [ 164 ] [ 160 ] [ 163 ] [ 165 ] [ 166 ] [ 167 ]
Q0000–26 ( QSO B0000–26 ) クエーサー 1987 z = 4.11 [ 164 ] [ 160 ] [ 168 ]
PC 0910+5625 ( QSO B0910+5625 ) クエーサー 1987 z = 4.04 これは赤方偏移が4を超える2番目のクエーサーとして発見された。[ 142 ] [ 160 ] [ 169 ] [ 170 ]
Q0046–293 ( QSO J0048–2903 ) クエーサー 1987 z = 4.01 [ 164 ] [ 160 ] [ 169 ] [ 171 ] [ 172 ]
Q1208+1011 ( QSO B1208+1011 ) クエーサー 1986年 − 1987年 z = 3.80 これは重力レンズ効果を受けた二重像クエーサーであり、1991年の発見当時は像間の角度の差が最小の0.45秒でした。[ 169 ] [ 173 ] [ 174 ]
PKS 2000-330 ( QSO J2003–3251 , Q2000–330 ) クエーサー 1982年 − 1986年 z = 3.78 [ 169 ] [ 175 ] [ 176 ]
OQ172 ( QSO B1442+101 ) クエーサー 1974年 − 1982年 z = 3.53 [ 177 ] [ 178 ] [ 179 ]
OH471 ( QSO B0642+449 ) クエーサー 1973年 − 1974年 z = 3.408 ニックネームは「宇宙の果てを示す炎」。[ 177 ] [ 179 ] [ 180 ] [ 181 ] [ 182 ]
4C 05.34クエーサー 1970年 − 1973年 z = 2.877 その赤方偏移は以前の記録よりもはるかに大きかったため、誤り、あるいは偽造であると信じられていました。[ 179 ] [ 183 ]​​ [ 184 ] [ 185 ]
5C 02.56 ( 7C 105517.75+495540.95 ) クエーサー 1968年 − 1970年 z = 2.399 [ 154 ] [ 185 ] [ 186 ]
4C 25.05 ( 4C 25.5 ) クエーサー 1968 z = 2.358 [ 154 ] [ 185 ] [ 187 ]
PKS 0237–23 ( QSO B0237–2321 ) クエーサー 1967年 − 1968年 z = 2.225 [ 183 ] [ 187 ] [ 188 ] [ 189 ] [ 190 ]
4C 12.39 ( Q1116+12 , PKS 1116+12 ) クエーサー 1966年 − 1967年 z = 2.1291 [ 154 ] [ 190 ] [ 191 ] [ 192 ]
4C 01.02 ( Q0106+01 , PKS 0106+1 ) クエーサー 1965年 − 1966年 z = 2.0990 [ 154 ] [ 190 ] [ 191 ] [ 193 ]
3C 9クエーサー 1965 z = 2.018 [ 190 ] [ 194 ] [ 195 ] [ 196 ] [ 197 ] [ 198 ]
3C 147クエーサー 1964年 − 1965年 z = 0.545 [ 199 ] [ 200 ] [ 201 ] [ 202 ]
3C 295電波銀河1960年 − 1964年 z = 0.461 [ 147 ] [ 154 ] [ 203 ] [ 204 ] [ 205 ]
LEDA 25177 ( MCG+01-23-008 ) 最も明るい銀河団1951年 − 1960年 z = 0.2 (V = 61000 km/s) この銀河はうみへび座超銀河団に属し、 B1950.0 08時55分4秒+03° 21′に位置し、より暗いうみへび座超銀河団Cl 0855+0321 (ACO 732)のBCGである。[ 147 ] [ 205 ] [ 206 ] [ 207 ] [ 208 ] [ 209 ] [ 210 ]
LEDA 51975 ( MCG+05-34-069 ) 最も明るい銀河団 1936年 – z = 0.13 (V = 39000 km/s) うしかい座銀河団（ACO 1930）の最も明るい銀河団銀河は、 B1950.0 14時30分6秒+31°46′の見かけの等級17.8の楕円銀河であり、1936年にミルトン・L・ヒューメイソンによって40,000 km/sの後退赤方偏移速度を持つことが発見されました。[ 209 ] [ 211 ] [ 212 ]
LEDA 20221 ( MCG+06-16-021 ) 最も明るい銀河団 1932年 – z = 0.075 (V = 23000 km/s) これはふたご座銀河団（ACO 568）のBCGであり、 B1950.0 07 h 05 m 0 s +35° 04′に位置していた[ 211 ] [ 213 ]。
WMHクリスティーズレオクラスターのBCG 最も明るい銀河団 1931年 − 1932年 z = (V = 19700 km/s) [ 213 ] [ 214 ] [ 215 ] [ 216 ]
ベーデのおおぐま座銀河団のBCG 最も明るい銀河団 1930年 − 1931年 z = (V = 11700 km/s) [ 216 ] [ 217 ]
NGC 4860銀河 1929年 − 1930年 z = 0.026 (V = 7800 km/s) [ 217 ] [ 218 ] [ 219 ]
NGC 7619銀河 1929 z = 0.012 (V = 3779 km/s) 赤方偏移測定の結果、NGC 7619は測定時点で最も高かった。発表当時はまだ距離の一般的な指標として認められていなかったが、その年の後半にエドウィン・ハッブルが距離と赤方偏移の関係を記述し、それが推定距離として広く受け入れられるようになった。[ 218 ] [ 220 ] [ 221 ]
NGC 584 （ドライヤー星雲584） 銀河 1921年 − 1929年 z = 0.006 (V = 1800 km/s) 当時、星雲はまだ独立した​​銀河として認められていませんでした。しかし、1923年には、銀河は天の川銀河の外部にあると一般的に認識されました。[ 209 ] [ 218 ] [ 220 ] [ 222 ] [ 223 ] [ 224 ] [ 225 ]
M104 ( NGC 4594 ) 銀河 1913年 − 1921年 z = 0.004 (V = 1180 km/s) これは赤方偏移が決定された2番目の銀河である。最初の銀河はアンドロメダである。アンドロメダは地球に近づいているため、赤方偏移を用いて距離を推定することはできない。どちらの銀河も、ヴェスト・メルビン・スリファーによって測定された。当時、星雲はまだ独立した​​銀河として認められていなかった。NGC 4594の赤方偏移は当初1000 km/sと測定されたが、その後1100 km/sに修正され、1916年には1180 km/sに修正された。[ 218 ] [ 222 ] [ 225 ]
アークトゥルス （うしかい座アルファ座） 星1891年 − 1910年 160光年 （18ミリ秒） （これは非常に不正確です。実際は37光年です）この数字は誤りです。1891年に発表された後、1910年に40光年（60ミリ秒）に修正されました。1891年から1910年にかけて、この星は既知の視差が最も小さい星、つまり距離が判明している最も遠い星であると考えられていました。1891年以前には、アークトゥルスの視差は127ミリ秒と記録されていました。[ 226 ] [ 227 ] [ 228 ] [ 229 ]
カペラ （ぎょしゃ座アルファ星） 星1849–1891 72光年（46ミリ秒） [ 230 ] [ 231 ] [ 232 ]
ポラリス (こぐま座α星) 星 1847年～1849年 50光年（80ミリ秒） （これは非常に不正確ですが、実際は約440光年です）[ 233 ] [ 234 ]
ベガ （こと座α星） 星（二重星の一部） 1839年～1847年 7.77 pc (125 mas) [ 233 ]
はくちょう座61番星連星1838年 − 1839年 3.48 pc (313.6 mas) これは太陽以外で距離が測定された最初の星でした。[ 233 ] [ 235 ] [ 236 ]
天王星太陽系の 惑星1781年 − 1838年 18 AUこれは、恒星の視差の測定が初めて成功する以前に発見された最後の惑星でした。恒星は惑星よりもはるかに遠くにあることが判明していました。
土星太陽系の惑星 1619年 − 1781年 10 AU ケプラーの第三法則に基づき、土星が古典惑星の中で最も外側にあることが最終的に決定され、その距離も導き出されました。これまでは、土星の公転周期が最も長く、公転速度が最も遅いことから、最も外側にあると推測されていました。恒星は惑星よりもはるかに遠くにあることが判明していました。
火星太陽系の惑星 1609年 − 1619年 火星が地球と正反対に位置するとき、2.6 AU ケプラーは、著書『新星』の中で、火星と地球の軌道を正確に記述しました。それまでは、恒星は惑星よりもはるかに遠くにあると推測されていました。
太陽星 紀元前3世紀 - 1609年 地球の半径380倍（非常に不正確、実際は地球の半径16000倍）サモス島のアリスタルコスは、地球から太陽までの距離と、地球から月までの距離との関係を測定しました。月までの距離は地球の半径（20、これも不正確）で表されていました。地球の直径は既に計算されていました。当時、いくつかの惑星は地球よりも遠くにあると想定されていましたが、その距離を測定することはできませんでした。惑星の順序は、ケプラーが地球以外の既知の5つの惑星の太陽からの距離を決定するまで、推測の域を出ませんでした。恒星は惑星よりもはるかに遠くにあると推測されていました。
月惑星の 衛星紀元前3世紀 地球の半径20倍（非常に不正確、実際は地球の半径64倍）サモス島のアリスタルコスは地球と月の間の距離を測定しました。地球の直径は既に計算されていました。
  • zは赤方偏移を表し、宇宙の膨張による遠ざかる速度と推定距離の尺度である。
  • マスは視差を表し、三角法によって角度と距離の尺度を決定することができる。

参照

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