地球から他の星への距離はどうやって測りますか？
地球から、他の星への距離を測る為の最も単純明快な方法は、異なる２地点から対象を観測し、その方向の差と２点間の距離とから、三角形の幾何学を用いて対象迄の距離を決めるという三角測量の方法です。天文学では比較的近い距離にある恒星迄の距離を測る方法としてこの方法を用います。同じ恒星を地球から1年間続けて観測すると、地球の位置が変わるため、より遠方にある背景の天体に対して対象の恒星の位置が動いて見え、これを年周視差といいます。しかし、年周視差から距離を求めることができるのは近距離の天体に限られるため、より遠い距離を測るには様々な別の方法を使うことになります。
おおぐま座運動星団 おおぐま座運動星団(おおぐまざうんどうせいだん、Ursa Major Moving Group)は、地球の最も近くにある運動星団である。主な星は、約80光年の距離にある。明るい星が多く、北斗七星の7つの星のうち、おおぐま座α星とおおぐま座η星を除く5つの星が含まれる。
太陽系外惑星の発見方法 重力マイクロレンズ法の主な短所は、重力マイクロレンズ効果が1度しか起こらない事にある。また、検出出来たとしても、惑星までの距離は数千パーセク離れている事が多いため、他の発見方法による追加観測は不可能である場合が多い。
さらに、判明する物理的特徴は質量のみであり、これは不確定性が大きい。また、直接判明する軌道要素は現在の主星からの距離のみである。この距離は、惑星が楕円軌道を描いている場合は軌道長半径を反映していない可能性が高く、軌道要素が不明瞭になる事もある。この方法で惑星が検出出来るのは、惑星が軌道上において、主星から特に離れている、わずかな領域に限られるので、公転周期を正確に測定するのは難しい状況である。重力マイクロレンズ効果は、主星と惑星の質量比が近いほど大きくなるため、低質量の恒星の方が検出が容易である。
一方、重力マイクロレンズ法の長所は、低質量の惑星でも検出出来る事である。将来、重力マイクロレンズ法を使って探査を行う予定のWFIRSTなどのプロジェクトでは、火星質量ほどの惑星も検出出来ると期待されている。また、ドップラー分光法やトランジット法では検出が困難な、土星から天王星に匹敵するほどの長い公転周期を持つ惑星を発見する事ができ、また、非常に遠方にある惑星でも検出する事が出来る。十分な精度で、背景の天体を観測していれば、地球のような惑星が銀河系にどのように存在しているかも明らかに出来るとされている。
ケフェウス座デルタ星 ケフェウス座δ星は、セファイドの典型であるだけでなく、ポラリスに次いで太陽に距離が近いセファイドである。その変光は、恒星外層の脈動によって起こる。視等級は3.48等から4.37等まで変化し、それに伴ってスペクトル型もF5からG1まで変化する。脈動の周期は5.366341日で、光度極大へ向かって明るくなる方が、極大を過ぎて極小へと暗くなるよりも変化が速く、極小への減光には4日程、極大への増光には1.5日かかる。直径は約6%変動していると推測され、これは太陽の25から30倍に該当する。
セファイド変光星の変光周期は、その星の光度と強い相関があるので、地球からの距離が最も正確に求まっているセファイドの一つであるケフェウス座δ星は、セファイドの周期光度関係の基準としてたいへん重要である。ケフェウス座δ星は、星団の一員であること、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)やヒッパルコスによって年周視差が精度良く観測されていることから、距離が正確に求められている。2002年、HSTを用いた観測では、ケフェウス座δ星の距離が誤差4%以内で273pc(890光年)と求められた。その後、ヒッパルコスのデータを解析しなおしたところ、年周視差は以前に求められた値よりも大きいことがわかり、ケフェウス座δ星の距離は244pc、つまり約800光年へと縮まった。
セファイドは、質量が太陽の3倍から12倍になると考えられており、主系列星時代はB型星として過ごす。核で水素を使い尽くすと、進化の段階が進み、不安定になる。色指数から推定した主星ケフェウス座δ星Aの質量は、太陽質量の4.5倍である。一方で、恒星進化の理論から計算した質量は、太陽質量の5.0倍から5.25倍となる。進化のこの段階では、星の外層は平均して太陽の44.5倍に膨張している。
さそり座イオタ1星 さそり座ι星は、さそり座の恒星で3等星。
地球から観望した際に近くに見えるι星は、実際は、地球からの距離はι星の2倍離れている。
地軸 地軸は、公転の影響を受けないため、常に一定の方向を指す。そのため、天球の北半球と地軸の交点付近の恒星である北極星は、1日のどの時刻であっても、1年のどの季節であっても同じ高度(角度)に見える。この高度は観測者の居る地点の緯度によってだけ決まるので、北極星の高度を測定すれば(もちろん北極星の見える北半球においてであるが)、地球上のどの地点であっても緯度を計算できるのである。GPSなどが発達する以前、数百年にわたって北極星が航海などに役立ってきたのは、こうした地軸の性質による。
ただし、非常に長い期間を想定した場合、地軸自体の指す方向は変化する。これを歳差運動と呼ぶ。歳差運動自体は珍しいものではなく、コマの首振り運動のように日常観察できるものである。地軸の歳差運動の周期は約2万5,800年である。このため、北極星に該当する恒星も相対的に変化しているように観察される。
測光 (天文) 測光観測の結果は、逆二乗則と組み合わせることで、天体までの距離が決まれば天体の光度を決めることができ、逆に天体の光度がわかっていれば天体までの距離を求めることができる。
天体の他の物理的性質、例えば温度や化学組成などは、分光測光で決められる可能性がある。例えば、複数天体を2つのフィルターを通して観測すると、色等級図を作成することができる。これは、恒星の場合には、観測量だけで作成できるヘルツシュプルング・ラッセル図の一種ということになる。
測光は、変光星、小惑星、活動銀河核といった天体の明るさの変化を調べたり、太陽系外惑星のトランジットを検出するのにも有効な手法である。それらの変光の観測は例えば、食連星の公転周期や半径の決定、小惑星や恒星の自転周期の決定、超新星の全放出エネルギーの推定などに用いることができる。
ロバート・フック さらに野心的な取り組みとして、フックは(太陽以外の)恒星の距離を測定しようとした。対象として選んだのはりゅう座γ星で、視差測定で距離を求めようとした。何度かの観測を経て1669年に距離を求めることができた。フックが使っていた器具はあまりにも不正確で、測定結果も正確な値からはほど遠かった。りゅう座γ星は1725年、ジェームズ・ブラッドリーが光行差を発見した恒星としても知られている。
恒星の距離測定以外にも天文学の分野で活動している。『顕微鏡図譜』にはプレアデス星団と月のクレーターのスケッチがある。そのようなクレーターがどうやってできるのかも実験で研究している。
手製の望遠鏡を作成して土星の環を観察し、1664年5月には木星の表面にある渦を発見した(ただし、フックが発見した渦は赤道の北部に位置しており、赤道の南部に存在する現在の大赤斑とは異なると考えられている)。
うしかい座シグマ星 うしかい座σ星は三重星で、4.5等のAから方位角85° 角距離215秒の位置に11等星のBが、Aから方位角101°角距離223秒の位置に12等星のCが見える。これらは、見かけの三重星で力学的な関係はないと考えられる。
うしかい座σ星は黄白色のF型主系列星で、明るさは4.45等級から4.49等級に複雑な周期で変化し、一見するとたて座δ型変光星だが、変光星型は確定していない。
うしかい座σ星の周囲からは赤外線が放射されており、40Kの星周塵が星から88AU離れたところまで広がっており、塵の質量は地球質量の0.6%程度と見積もられている。