1. 시차 :
* 원리 : 이것은 가장 근본적인 방법이며 지구가 태양을 공전함에 따라 더 먼 별의 배경에 대한 별의 위치에서 명백한 변화를 측정하는 데 의존합니다.
* 한계 : 이 방법은 시차 각도가 너무 작아서 특정 거리 (약 10,000 광년)를 넘어 별을 정확하게 측정하기 때문에 근처 별에 가장 적합합니다.
* 정확도 : 근처 별의 높은 정확도.
2. 분광 시차 :
* 원리 : 이 방법은 별의 스펙트럼 유형과 광도 클래스를 사용하여 절대 크기 (고유 밝기)를 추정합니다. 이것을 명백한 크기 (지구에서 얼마나 밝게 나타나는지)와 비교하면 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 그것은 별의 본질적인 특성에 대한 가정에 의존하여 잠재적 불확실성을 초래합니다.
* 정확도 : 시차보다 정확하지만 여전히 별에 유용합니다.
3. 클러스터 시차 이동 :
* 원리 : 이 방법은 공간을 통해 함께 움직이는 개방형 클러스터의 별에 적용됩니다. 클러스터 멤버의 적절한 동작을 측정하고 방사 속도를 알면 클러스터까지의 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 정확하게 정의 된 모션이있는 클러스터와 정확한 분석을 위해 충분한 수의 별이 필요합니다.
* 정확도 : 클러스터의 속성에 따라 보통 정확도.
4. 표준 양초 :
* 원리 : Cepheid 변수 및 IA 유형과 같은 특정 유형의 별은 광도와 맥동 기간 또는 광 곡선 모양 사이에 알려진 관계를 갖습니다. 이러한 특성을 측정함으로써 절대 크기를 결정하여 거리 계산이 가능합니다.
* 한계 : 이러한 표준 촛불을 정확하게 식별해야하며 해당 속성이 다른 위치에서 일관성이 있다고 가정합니다.
* 정확도 : 상대적으로 먼 거리에 사용될 수 있지만 정확도는 사용 된 표준 양초와 고유 특성에 따라 다릅니다.
5. 기타 방법 :
* 통계 시차 : 통계적 방법은 은하수의 별 분포에 기초하여 거리를 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
* 중력 렌즈 : 전경의 거대한 물체에 의한 먼 물체로부터의 빛의 왜곡을 사용하여 거리를 추정 할 수 있습니다.
방법의 선택은 별까지의 거리와 사용 가능한 데이터에 따라 다릅니다. 인근 별의 경우 시차가 가장 정확한 방법입니다. 더 먼 별의 경우 분광 시차 또는 표준 양초와 같은 다른 방법이 더욱 중요해집니다.
