1. 시차 :
* 작동 방식 : 이것은 근처 별과의 거리를 측정하기위한 가장 직접적인 방법입니다. 그것은 태양 주위의 지구의 움직임을 사용하여 기준선을 만듭니다. 천문학 자들은 지구가 태양을 공전함에 따라 먼 배경 별에 대한 별의 위치에서 명백한 변화를 측정합니다. 시차라고하는 이러한 변화는 별까지의 거리와 직접 관련이 있습니다.
* 한계 : 이 방법은 비교적 근처의 별, 일반적으로 수천 광년 내에 효과적입니다. 그 외에도 시차는 너무 작아서 정확하게 측정 할 수 없습니다.
2. 표준 양초 :
* 작동 방식 : Cepheid 가변 별 및 IA 초신성과 같은 특정 유형의 천문 대상은 알려진 광도 (내재적 밝기)를 가지고 있습니다. 지구의 명백한 밝기를 측정함으로써 천문학자는 역의 광장 조명 법칙을 사용하여 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 이러한 방법은 물체의 본질적인 광도를 정확하게 아는 데 의존합니다. 이 값에는 불확실성이있을 수있어 거리 추정의 오류가 발생합니다.
3. 적색 편이 :
* 작동 방식 : 이 방법은 도플러 효과를 사용하여 은하까지의 거리를 측정합니다. 은하가 우리에게서 멀어지면서 방출되는 빛이 뻗어 더 긴 파장으로 이동합니다 (적색 편이). 적색 편이의 양은 갤럭시의 거리에 직접 비례합니다.
* 한계 : 우주의 확장이 먼 은하에서 빛의 왜곡을 유발할 수 있기 때문에 적색 편이 측정은 항상 신뢰할 수있는 것은 아닙니다.
4. Tully-Fisher 관계 :
* 작동 방식 : 이 방법은 나선형 은하에 적용되며 고유의 광도를 회전 속도와 관련시킵니다. 은하의 회전 속도를 측정함으로써 천문학자는 광도를 추정 한 다음 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 이 방법은 나선형 은하의 경우에만 정확하며 은하의 먼지와 가스의 영향을받을 수 있습니다.
5. 표면 밝기 변동 :
* 작동 방식 : 이 기술은 은하에서 개별 별의 밝기의 변동을 사용하여 거리를 측정합니다. 이러한 변동이 거리에 반비례한다는 사실에 의존합니다.
* 한계 : 이 방법은 타원형 은하에 가장 적합하며 너무 희미하거나 너무 가까운 은하에 덜 정확합니다.
6. 기타 방법 :
* Trigonometric 시차 : 시차와 유사하지만 궤도 대신 지구 직경을 기준으로 사용합니다.
* 통계 시차 : 하늘의 별 분포를 사용하여 거리를 추정합니다.
* 주요 시퀀스 피팅 : 클러스터의 명백한 별의 별 크기를 알려진 절대 크기와 비교하여 클러스터의 거리를 추정합니다.
결합 방법 :
천문학자는 종종 여러 가지 방법을 결합하여 가장 정확한 거리 측정을 보장합니다. 예를 들어, 시차를 사용하여 표준 캔들을 보정 한 다음 더 먼 물체와의 거리를 측정하는 데 사용할 수 있습니다.
이러한 다양한 기술을 적용함으로써 천문학자는 우주의 광대 한 태피스트리를 함께 모아 별, 은하, 심지어 가장 먼 공간에 도달 할 수있는 거리를 측정 할 수 있습니다.
