いくつかの異なる方法がありますが、最も一般的な方法の 1 つは「標準キャンドル」方法です。これは、宇宙の物体が実際にどれほど明るいか (その「固有の」明るさ) を知っていれば、地球から私たちに見える明るさ (その「見かけの」明るさ) からその距離を推定できるという事実に依存しています。
「Cepheid variable」は、標準ローソクの一種です。セファイド変光星は、固有の明るさと脈動の速さとの間に一貫した関係がある星の一種です。そのため、1 つを見ることができます。x の速度で脈動している場合、その固有の明るさは y であることがわかります。
セファイド変光星、または超新星などの他の種類の標準ローソクの固有の明るさを測定することで、天文学者は標準ローソクのホーム銀河までの距離を計算できます。
最も遠い銀河の場合、標準のろうそくは微弱すぎて役に立たないため、天文学者はしばしば「ハッブル・ルメートル」の法則を使用します。これは、銀河が地球から遠く離れているほど、銀河が私たちから遠ざかる速度が速いことを示しています。これは、宇宙が膨張しているという事実の結果です。
天文学者はまず、銀河の光がその光スペクトルの赤色端に向かうシフト (「赤方偏移」) を分析することによって銀河の速度を測定し、その速度がわかると、その距離を割り出すことができます。
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