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分光視差は、恒星までの距離を測定するための天文学的な手法である。
その名前とは裏腹に、幾何学的視差効果に依存しているわけではない。分光視差法は、スペクトルを記録できるあらゆる恒星に適用できる。この方法は、測定可能なスペクトルが得られるほど恒星が十分に明るいことを前提としており、2013年時点ではその範囲は約10,000パーセクに制限されている。[ 1 ]
この方法を適用するには、星の見かけの等級を測定し、星のスペクトル型を知る必要があります。スペクトル型は、星のスペクトルを観測することで決定できます。星が光度階級によって決定される主系列星である場合、星のスペクトル型は星の絶対等級の良い推定値となります。星の見かけの等級 (m) と絶対等級 (M) が分かれば、次の式を使用して星までの距離 (d、パーセク単位) を計算できます。 （距離係数を参照）。恒星までの実際の距離は、星間減光のため計算された距離と異なる場合がある。[ 2 ]
この方法は、最終的には1914年にウォルター・シドニー・アダムスとエルンスト・アーノルド・コールシュッターが行った太陽黒点と恒星の分光学的研究に由来する。[ 3 ] [ 4 ]
この方法は、宇宙の距離を測る上で重要な一歩となる。
