1. 시차 :
* 원리 : 이것은 근처 별과의 거리를 측정하기위한 금 표준입니다. 그것은 지구가 태양을 공전함에 따라 별의 위치에서 명백한 변화에 의존합니다. 손가락을 얼굴 앞에서 잡고 한쪽 눈을 감고 다른 눈을 바라 보면 다른 쪽을보고 있다고 상상해보십시오. 손가락이 배경으로 이동하는 것처럼 보입니다. 마찬가지로, 별은 지구가 궤도에서 움직일 때 먼 별의 배경에 약간 이동하는 것처럼 보입니다.
* 방법 : 천문학 자들은 지구가 궤도의 반대 지점에있을 때 6 개월 동안 먼 별의 배경에 대한 별의 각도 이동 (시차)을 측정합니다. 시차가 클수록 별이 가까워집니다.
* 한계 : 시차는 지구에 비교적 가까운 별에 대해서만 정확하게 측정 할 수 있으며, 일반적으로 수천 광년 이내에.
2. 분광 시차 :
* 원리 : 이 방법은 별의 명백한 밝기와 스펙트럼 유형 (빛을 분석하여 결정) 사이의 관계에 의존합니다.
* 방법 : 천문학자는 별의 명백한 크기 (지구에서 얼마나 밝게 나타나는지)를 측정하고 스펙트럼 유형을 결정합니다. 별의 관찰 된 밝기를 해당 스펙트럼 유형의 별의 이론적 모델과 비교함으로써 별의 절대 크기 (진정한 밝기)를 추정 할 수 있습니다. 명백한 크기와 절대 크기의 차이로 인해 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 이 방법은 시차보다 정확하지 않지만 별에 더 멀리 떨어진 별에 사용할 수 있습니다. 특정 스펙트럼 유형의 별이 비슷한 내재적 밝기를 가지고 있다는 가정에 의존합니다.
3. 이동 클러스터 방법 :
* 원리 : 이 방법은 클러스터에서 별의 적절한 움직임 (하늘을 가로 지르는 별의 명백한 움직임)을 사용하여 거리를 결정합니다.
* 방법 : 천문학 자들은 젊고 열린 별 클러스터에서 별의 적절한 움직임을 측정합니다. 클러스터의 나이와 별의 속도를 알면 클러스터까지의 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 이 방법은 클러스터의 별에 대해서만 작동합니다.
4. 표준 양초 :
* 원리 : 이 방법은 알려진 고유 광도 (밝기)가있는 물체를 사용합니다. 명백한 밝기를 실제 밝기와 비교함으로써 거리를 계산할 수 있습니다.
* 방법 : Cepheid 가변 별 및 IA 초신성 타입과 같은 일부 물체는 광도와 맥동 기간 또는 가벼운 곡선 사이에 잘 정의 된 관계를 갖습니다. 이러한 물체를 관찰함으로써 천문학자는 절대 크기를 결정한 다음 명백한 밝기에 따라 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 이러한 방법은 시차 및 분광 시차보다 정확하지 않지만 훨씬 먼 거리에 사용할 수 있습니다.
이들은 천문학자가 1000 광년 이내에 별까지의 거리를 결정하는 데 사용하는 주요 방법 중 일부입니다. 방법의 선택은 별의 거리, 유형 및 기타 요인에 따라 다릅니다.
