アメリカ航空宇宙局 (日本語)
画像について
私たちは天の川銀河の中に住んでいるので、外からその螺旋構造の写真を撮ることはできません。 しかし、私たちの天の川は、私たちの銀河内からの観測から螺旋状の性質を持っていることを知っています（それが禁止された螺旋であるかどうかはまだ議論されていますが）。, これを表現するために、美しい渦巻銀河メシエ74が使用されました。
以下は、衛星COBEによって撮影された実際の天の川の写真です。 私たちの銀河のディスクと中心領域は容易に認識できます。 この画像は、天の川がはるかに銀河のように見えるようにし、私たちが夜空を横切って伸びて見る星の汚れのようにはあまり見えません。 私たちの天の川が外から見下ろしているように見えるかもしれないと想像することができます。,
距離情報
光年は一般的に使用される単位ですが、天文学者はパーセク（pc）と呼ばれる別の単位を好みます。 3.26光年に等しいパーセクは、1天文単位が弧の1秒（度の1/3600）の角度をサブテンダーする距離として定義され、本当に大きな距離にパーセクを使用する場合、1000パーセクに等しいキロパーセク（kpc）またはメガパーセク（Mpc）のように、その前に接頭辞を付けることがよくあります。,
天の川は、全体で約1,000,000,000,000,000km（約100,000光年または約30kpc）です。 太陽は私たちの銀河の中心の近くにはありません。 それは天の川のオリオンの腕として知られているものの中心からの約8kpcあります。
この大きさの距離をどのように計算するのですか
平行線は、おそらく数千光年までの星までの距離を与えます。 その距離を超えて、平行軸は現代の楽器では測定できないほど小さいです。 天文学者は数千光年を超えてより間接的な方法を使用します。,
数千光年を超える恒星の距離を測定する方法は次のとおりです。
固有運動：すべての星は空を横切って移動しますが、近くの星に対してのみこれらの動きが知覚でき、それでも測定には数十年または何世紀もかかります。 統計的には、星はほぼ同じ速度で移動するので、より大きな動きをしているように見える星はより近くなります。 与えられたクラスの多数の星の運動を測定することによって、それらの平均運動からそれらの平均距離を推定することができる。,
動く星団：プレアデス星団やヒアデス星団などの星団が一緒に移動します。 クラスタの見かけの動きを分析すると、クラスタまでの距離がわかります。
星間線：星間の空間は空ではなく、ガスのまばらな分布を含んでいます。 時には、これは星間ガスを超えている星から観測されるスペクトルの吸収線を残すことがあります。 （吸収線は、原子またはイオンによる吸収のために連続的なスペクトルに欠けている色です。, スペクトルは、光が分散されたときに得られる色または波長の配列である。）さらに星があるほど、光がより多くの星間媒体を通過したので、より多くの吸収が観察される。
逆二乗法則：星の見かけの明るさまたは大きさは、その固有の明るさまたは光度（星が実際にどれほど明るく見えるかではなく、どれほど明るいか）および私たちからの距離の両方に依存する。 逆二乗法則は、発光物体からの磁束がその距離の二乗として減少することを示している。, 星の光度を知っていれば（例えば、同じタイプのある星の視差が測定され、同じタイプの他の星が同様の光度を持つことがわかっていれば）、その見かけの明るさを測定してからその距離を解くことができます。 これにはいくつかのバリエーションがあり、その多くは他の銀河の星までの距離を測定するために使用され
周期-光度の関係：いくつかの星は規則的なパルセーターであり、その強度は周期的に変化することを意味します。 それらの脈動の物理学は、一つの振動の周期が星の光度に関連するようなものである。, そのような星の周期を測定すれば、その光度を計算することができます。 これとその見かけの大きさから、その距離を計算することができます。 周期と光度の関係は、ヘンリエッタ-スワン-レヴィットが1908年にマゼラン雲の中のセフェイド変光星を研究していたときに発見された。 デルタCephei、識別されるべきクラスの最初そして最も明るいの後で示されるCepheidsは周期性および異常な明るさのために優秀な間隔の表示器を、作ります。, それらは私たちの銀河の遠い範囲で見つけることができるだけでなく、私たち自身の外の銀河でも解決することができます。 最も明るいケフェイドは、12,000,000光年離れた物体までの距離を推定するために使用することができます。
周期-光度の関係を使用することには合併症があります。 まず、関係自体は星の化学組成に依存します。 第二に、星間媒体による特定の波長の光の吸収は、星の見かけの明るさに影響を与える可能性があり、したがって考慮する必要があります。, これらの（および他の）合併症があっても、セフェイド変数は相対距離を測定する優れた方法を提供します。 絶対距離に変換するには、理想的には、より直接的な別の方法で近くのケフェイドまでの距離を測定する必要があります。 この地域では、特に近くのケフェイドまでの距離のヒッパルコスの測定に関して、現在多くの議論があります。 （最寄りの星のページの詳Hipparcosを測定します。）
興味深いことに、私たち自身の銀河の大きさは長い間議論されていました。, ハーロー-シャプレーは、私たちの銀河の大きさを推定するためにRR Lyrae変光星の観測を使用したのは20世紀初頭までではありませんでした。 RR Lyrae星は、ケフェイド変光星に似ています。 彼らは比較的短い周期を持っています,典型的には約一日以下の,そしてすべてのRR Lyrae星はほぼ同じ光度を持っています. 典型的には、RR Lyrae星はケフェイド星よりも明るさが低いが、はるかに一般的である。 星の球状星団-重力によってしっかりと結合し、銀河の郊外を周回する古い星の群れは、RR Lyraesを含む多くの変光星を含んでいます。,
Shapleyはこれらを使って、私たちの銀河系を取り囲む球状星団までの距離を見つけることができました。 球状星団は遠く離れていただけでなく、太陽がその分布の中心に位置していなかったため、太陽は銀河の中心から遠く離れていました。 シャプレーの天の川銀河の半径の最初の見積もりは2倍でしたが、彼は私たちの銀河の性質を理解する上で重要な最初のステップを作りました。
銀河系をより正確にマッピングするために、より現代的な方法がいくつか使用されています。, 私たちの銀河系の中性水素ガスは、波長21cmの光を発していますが、この光は私たちの目には見えませんが、電波望遠鏡では観測できます。 一酸化炭素のような他の分子はまた電波を出します。 これは私たちの銀河のディスク部分のマッピングに非常に役立ちます。
なぜ天文学者にとってこれらの距離が重要なのですか？
距離は銀河スケールの便利なツールです。 銀河中心の周りを移動する星の平均速度と銀河中心からの距離を測定できれば、”回転曲線”と呼ばれるプロットを作ることができます。, 銀河の動きを記述する回転曲線は、中心から与えられた半径内の質量の量を決定するために使用することができます。 多くの銀河（特に天の川銀河のような渦巻銀河）の回転曲線が観測されたものと一致しないため、この不一致の説明として暗黒物質が発見されました。 これらの銀河は、大きく丸い暗黒物質のハローで構成されており、目に見える物質はその中心の円盤に集中していると考えられています。
移動時間
ボイジャー宇宙船は17の割合で太陽から離れて移動しています。,3km/s.ボイジャーが私たちの銀河の中心に移動する場合、450,000,000kpcを移動するのに8年以上かかります。 特殊相対性理論のために不可能である光の速度で移動することができれば、それはまだ到着するのに26,000年以上かかるでしょう！
17.3km/sで、ボイジャーは天の川の全長を横断するのに1,700,000,000年以上かかるでしょう。 光の速度で移動しても、それはほぼ十万年かかるでしょう！
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