* 시차 : 이것은 가장 직접적인 방법입니다. 지구가 태양을 공전함에 따라 근처의 별에 대한 우리의 관점은 약간 이동합니다. 이 작은 변화 (시차)를 측정함으로써 천문학자는 삼각법을 사용하여 별의 거리를 계산할 수 있습니다. 이 방법은 수백 광년 이내에 별에 적합합니다.
* 적절한 움직임 : 우리와 더 가까운 별은 하늘을 가로 질러 멀리 떨어진 것보다 더 빨리 움직이는 것처럼 보입니다. 이것은 더 큰 각도 속도를 가지고 있기 때문입니다. 시간이 지남에 따라이 움직임을 측정함으로써 천문학자는 거리를 추정 할 수 있습니다.
* 밝기 및 스펙트럼 유형 : 우리는 별이 얼마나 밝은 지 *가 스펙트럼 유형 (온도와 크기를 알려주는)을 기반으로해야합니다. 이 이론적 밝기를 별의 관찰 된 밝기 (명백한 크기)와 비교함으로써 우리는 그 거리를 결정할 수 있습니다. 이것을 "분광 시차"방법이라고합니다.
* 이동 클러스터 : 하늘을 가로 질러 함께 움직이는 클러스터의 별은 거리를 결정하는 데 사용될 수 있습니다. 클러스터의 움직임은 천문학자가 개별 구성원의 거리를 추정하는 데 도움이됩니다.
* 가변 별 : cepheid 변수와 같은 특정 유형의 별은 절대적인 밝기와 직접 관련된 예측 가능한 기간으로 맥동합니다. 관찰 된 밝기를 알려진 광도와 비교하여 거리를 계산할 수 있습니다.
중요한 참고 : 이러한 방법은 별까지의 거리를 알려줄 수 있지만 "비교적 가까운"이라는 용어는 여전히 주관적입니다. 가장 가까운 스타 시스템 인 Alpha Centauri조차도 약 4.3 광년 떨어져 있습니다! 관련된 광범위한 거리는 대부분의 별, 특히 우리 태양계를 넘어서는 별의 정확한 거리를 결정하기가 어렵습니다.
