1. 시차 :
* 원리 : 이 방법은 두 개의 다른 위치에서 볼 때 객체 위치의 명백한 이동을 기반으로합니다. 얼굴 앞에 손가락을 잡고 각 눈으로 따로 따로 보는 것을 상상해보십시오. 손가락이 배경으로 이동하는 것처럼 보입니다. 마찬가지로, 천문학 자들은 지구의 궤도에서 6 개월 간격으로 (지구가 태양의 반대편에있을 때) 두 지점에서 별을 관찰하고 명백한 위치에서 작은 변화를 측정합니다.
* 범위 : 이 방법은 비교적 근처의 별에 가장 잘 작동하며 최대 수천 광년이 걸립니다.
* 한계 : 더 먼 별의 경우 시차 각도가 너무 작아 정확하게 측정됩니다.
2. 표준 양초 :
* 원리 : Cepheid 가변 별과 같은 특정 유형의 별은 IA 초신성을 유형적으로 사용합니다. 천문학자는 이러한 물체의 명백한 밝기를 측정하고 고유 한 밝기를 알면 거리를 계산할 수 있습니다.
* 범위 : 이 방법은 시차보다 훨씬 먼 거리에 사용될 수 있으며 수백만 광년에 도달 할 수 있습니다.
* 한계 : 그것은 이들 물체의 고유 밝기가 일정하고 잘 이해된다는 가정에 의존한다. 이러한 가정에는 불확실성이있을 수 있습니다.
3. 적색 편이 :
* 원리 : 먼 은하의 빛은 우주의 확장으로 인해 스펙트럼의 붉은 끝으로 뻗어 있거나 이동됩니다. 적색 편이의 양은 은하의 거리에 비례합니다.
* 범위 : 이 방법은 매우 먼 거리, 수십억 광년에 적합합니다.
* 한계 : 그것은 시간과 공간에 따라 달라질 수있는 우주의 일관된 확장 속도를 가정합니다.
4. Tully-Fisher 관계 :
* 원리 : 이 방법은 나선형 은하의 회전 속도를 광도 (내재적 밝기)와 관련시킵니다. 천문학자는 회전 속도 (도플러 시프트를 통해)를 측정함으로써 은하의 광도를 추정 한 다음 그 거리를 결정할 수 있습니다.
* 범위 : 이 방법은 수억 광년 이내에 나선형 은하에 효과적입니다.
* 한계 : 그것은 회전 속도와 광도 사이의 관계가 모든 나선형 은하에서 일정하다는 가정에 의존합니다.
5. 표면 밝기 변동 :
* 원리 : 이 방법은 개별 별에 의해 야기 된 은하의 표면 밝기의 변화를 분석합니다. 변동의 양은 은하의 거리에 따라 다릅니다.
* 범위 : 최대 수억 광년 떨어진 은하에 유용합니다.
* 한계 : 은하의 고해상도 이미지가 필요하며 은하의 내부 구조에 민감 할 수 있습니다.
6. 중력 렌즈 :
* 원리 : 은하계 또는 은하계 클러스터와 같은 거대한 물체는 근처에 지나가는 빛의 경로를 구부려 더 먼 물체의 이미지를 확대하고 왜곡합니다. 왜곡 패턴을 분석함으로써 천문학자는 배경 물체까지의 거리를 추정 할 수 있습니다.
* 범위 : 이 방법은 수십억 광년 떨어진 매우 먼 물체에 사용될 수 있습니다.
* 한계 : 렌즈 효과에 대한 신중한 분석이 필요하며 해석하기가 복잡 할 수 있습니다.
이 방법들은 우주의 광대 한 거리에 대한 포괄적 인 그림을 그리기 위해 함께 작동합니다. 천문학 자들은 이러한 기술을 끊임없이 개선하고 새로운 기술을 탐구하며, 우주에 대한 우리의 이해의 경계를 끊임없이 밀어냅니다.
