動的視差

天文学では、視覚的に見える連星までの距離は、連星の2つの構成要素の質量、軌道の角度、互いの周りの軌道周期から推定することができます。 ^[1] 動的視差は、そのような推定距離から計算される（年間）^[^{説明が必要}^]視差です。

動的視差を計算するには、恒星の軌道の長半径と見かけの明るさを観測します。連星系の総質量に軌道周期の2 乗を掛けたものは、長半径の3乗に比例するというケプラーの第三法則をニュートンが一般化したものを利用すれば、 ^[2]質量と光度の関係とともに、連星までの距離を決定できます。^[3]

この技術では、連星系内の2つの星の質量が、通常は太陽の質量として推定されます。次に、ケプラーの天体力学の法則を使用して、星間の距離が計算されます。この距離がわかれば、天空の弧を介して観測者からの距離がわかり、予備的な距離測定が得られます。この測定値と両方の星の見かけの等級から光度がわかり、質量と光度の関係から各星の質量がわかります。これらの質量を使用して分離距離を再計算し、このプロセスが繰り返されます。このプロセスは何度も繰り返され、5%以内の精度を達成できます。^[4]

参照

参考文献

^ パトリック・ムーア (2002)。フィリップの天文学百科事典（改訂増補版）。ロンドン：フィリップス。p. 120。ISBN 0-540-07863-8。
^ 「dynamical parallax」。天文学知識ベース。2006年7月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年7月18日閲覧。
^ 質量と光度の関係、テネシー大学、天文学 162: 星、銀河、宇宙論、講義ノート。2006 年 7 月 18 日にアクセス。
^ Mullaney, James (2005).二重星と多重星とその観測方法。Springer。p. 27。ISBN 1-85233-751-6。

[1] パトリック・ムーア (2002)。フィリップの天文学百科事典（改訂増補版）。ロンドン：フィリップス。p. 120。ISBN 0-540-07863-8。

[2] 「dynamical parallax」。天文学知識ベース。2006年7月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年7月18日閲覧。

[3] 質量と光度の関係、テネシー大学、天文学 162: 星、銀河、宇宙論、講義ノート。2006 年 7 月 18 日にアクセス。

[double-4] Mullaney, James (2005).二重星と多重星とその観測方法。Springer。p. 27。ISBN 1-85233-751-6。

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