測光標準星

測光標準星は、天文学において他の天体の明るさ（等級）を正確に測定するために不可欠な基準となる恒星の一群です。これらの星は、特定の測光システムで定められた複数の波長帯において、放射される電磁波の強度が非常に精密に測定されており、また、時間の経過とともに明るさが変化しない（変光しない）という重要な特性を持っています。

天体望遠鏡に検出器を装着し、目標天体の測光観測を行う際、望遠鏡や観測装置自体の効率、波長ごとの感度の違いに加え、観測時の地球の大気による光の吸収が測定値に影響を与えます。特に大気による吸収は、観測方向や時間帯によって変化するため、正確な測定の妨げとなります。測光標準星は、これらの系統的な誤差や大気の影響を補正するために不可欠です。目標天体観測の前後で測光標準星を観測し、その既知の光束と目標天体から受け取る光束を比較することで、機器や大気による減光・歪みを差し引き、目標天体の正確な明るさを決定することができます。測光標準星は、他の天体の「絶対的な明るさ」を知るための信頼できる基準点となります。

測光標準星は、様々な測光システムと共に整備されてきました。最も広く使われているのが「ジョンソンシステム」です。これは、UBVバンドから始まり、後にRIバンドを加えたジョンソン-カズンズUBVRI測光システム、さらに近赤外線のJHKバンドへと拡張されました。初期のUBV標準星リストは1954年にジョンソンが提示し、RIバンドの標準星は1976年にカズンズが提示しました。しかし、これらの初期リストには、明るい星が多く、特にRIバンドの標準星は南天に偏っているという課題がありました。このため、暗い星や北天でも観測できる標準星が追加されていき、中でも1992年にランドルトが発表した赤道帯標準星リストは、その網羅性から広く利用されています。ジョンソンシステムが近赤外線のJHKバンドに拡張されると、可視光とは異なる原理の検出器が使われることから、JHK専用の標準星が必要となりました。例えば、1998年にハッブル宇宙望遠鏡の近赤外線カメラ用に提示された標準星などが用いられています。JHKバンドは、2MASS（Two Micron All-Sky Survey）全天掃天観測でも採用されました。2MASSは、統一手法で較正された膨大な数の変光しない恒星データを提供しており、これらの星は「二次標準星」として利用され、測光標準星の利便性を高めています。

ジョンソンシステムには、バンド間の波長重複や、街灯りや大気光に由来する特定の輝線を含む波長帯があるといった短所が指摘されていました。これらの課題を解決することを目指して開発されたのが「ガンシステム」です。このシステムは1976年にガンらが提案し、同時に基礎的な標準星のリストも発表しました。ガンシステムにおける代表的な標準星ネットワークとしては、スミスらによって整備されたものが知られています。ガンシステムは、スローン・デジタル・スカイサーベイ（SDSS）で採用されています。SDSSもまた、広大な領域にわたる大量の恒星の精密な測光データを統一手法で提供しており、ここにリストアップされた変光しない星々も、二次標準星として重要な役割を果たしています。

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