宇宙の距離はしごとハッブル定数

天文学者は、視差から標準光源まで、重複する手法を連鎖的に用いて宇宙の距離を測定し、ハッブル定数として知られる宇宙の膨張率を較正します。

Definition

宇宙の距離はしごとは、漸進的に大きなスケールで天文学的距離を測定するために使用される、相互に較正された技術の連鎖であり、これから赤方偏移と組み合わせて、ハッブル定数、すなわち宇宙の現在の膨張率が導き出されます。

Scope

このトピックでは、三角視差、ケフェイド変光星の周期-光度関係、標準光源としてのIa型超新星を含む距離はしごの段、各段間の相互較正、得られた距離と赤方偏移からのハッブル定数の決定、および各段階に影響を与える系統誤差について扱います。

Core questions

• 数桁にわたるスケールで距離はどのように測定されますか？
• ケフェイド変光星とIa型超新星が標準光源として有用なのはなぜですか？
• ハッブル定数はどのように導出され、その主な不確実性は何ですか？

Key concepts

• 三角視差
• ケフェイド変光星
• 周期-光度関係
• Ia型超新星
• 標準光源
• ハッブル定数
• 距離モジュラス

Key theories

周期-光度関係

ケフェイド変光星は、その固有の光度と密接に相関する周期で脈動するため、ケフェイド変光星の周期を測定することでその真の明るさ、ひいてはその距離が分かり、距離はしごの重要な段となります。

標準光源

Ia型超新星は、標準化後にほぼ均一なピーク光度を持つため、見かけの明るさからその距離を推測でき、ハッブル流の奥深くまで距離はしごを拡張します。

Mechanisms

視差は近傍の星までの幾何学的距離を与え、これがケフェイド変光星を較正し、ケフェイド変光星が超新星の宿主銀河を較正し、それがさらに滑らかなハッブル流にある遠方の超新星を較正します。後退速度を距離で割るとハッブル定数が得られます。

Clinical relevance

正確な距離測定は観測的宇宙論の基礎です。較正されたハッブル定数は、宇宙の絶対的なスケール、年齢、エネルギー収支を設定し、局所的な値と初期宇宙の値を比較することは、標準宇宙論モデルの主要な探査手段となっています。

History

1912年頃のリービットによるケフェイド変光星の周期-光度関係の発見により、銀河系外の距離が測定可能になりました。ハッブル宇宙望遠鏡とIa型超新星を用いた数十年にわたる改良により、ハッブル定数は数パーセントの精度に絞り込まれ、初期宇宙から推測される値との間の緊張関係が明確になりました。

Debates

ハッブルの緊張

距離はしごによるハッブル定数の決定値は、宇宙マイクロ波背景放射から推測される値よりも数標準偏差大きく、その原因が未認識の系統誤差にあるのか、あるいは真に新しい物理学にあるのかについて議論が巻き起こっています。

Key figures

• Henrietta Swan Leavitt
• Edwin Hubble
• Allan Sandage
• Adam Riess
• Wendy Freedman

Seminal works

• leavitt1912
• riess2022

Frequently asked questions

なぜ「はしご」と呼ばれるのですか？

各手法は限られた範囲で機能し、その下の方法を使用して較正されるため、距離は一段ずつ構築されます。視差がケフェイド変光星を較正し、ケフェイド変光星が超新星を較正し、超新星が遠方の宇宙に到達します。これははしごを登るようなものです。

ハッブル定数の測定値が一致しないのはなぜですか？

局所的な距離はしごは、標準モデルを仮定した宇宙マイクロ波背景放射の分析よりも高い値を示します。これが微妙な測定誤差を反映しているのか、それとも私たちの宇宙論的理論のギャップを反映しているのかは、未解決で活発に研究されている問題です。