1. 시차 :
* 원리 : 두 개의 다른 위치에서 볼 때 물체의 위치에서 명백한 이동. 손가락을 잡고 한 눈을 감고 다른 눈을보고 다른 한쪽을보고 있다고 상상해보십시오. 당신의 손가락은 배경에 비해 이동하는 것 같습니다.
* 작동 방식 : 천문학 자들은 지구의 태양 궤도로서 별의 위치의 명백한 변화를 측정합니다. 교대 (시차)가 클수록 별이 가까워집니다.
* 한계 : 비교적 근처의 별 (최대 수천 광년)에만 효과가 있습니다.
2. 표준 양초 :
* 원리 : 우주의 특정 물체는 알려진 고유 밝기 (광도)를 가지고 있습니다. 그들의 명백한 밝기를 알려진 광도와 비교함으로써, 우리는 그들의 거리를 추정 할 수 있습니다.
* 유형 :
* cepheid 변수 : 맥동 기간과 광도 사이의 직접적인 관계를 가진 맥동 별.
* 타입 IA 초신성 : 일관된 피크 밝기를 가진 흰색 난쟁이 별 폭발.
* 한계 : 먼지 흡수와 같은 요인의 영향을받을 수있는 대상의 진정한 광도를 알아야합니다.
3. 적색 편이 :
* 원리 : 빛이 넓어지는 우주를 통과함에 따라 파장이 늘어나서 스펙트럼의 빨간색 끝을 향해 이동합니다 (적색 편이). 적색 편이 양은 물체의 거리에 비례합니다.
* 작동 방식 : 은하의 빛의 적색 편이를 측정함으로써 우리는 그 거리를 추정 할 수 있습니다.
* 한계 : 우주의 균일 한 확장에 대한 가정에 근거합니다.
4. Tully-Fisher 관계 :
* 원리 : 나선형 은하의 회전 속도와 광도 사이의 관계.
* 작동 방식 : 갤럭시의 회전 속도를 측정함으로써 우리는 광도와 거리를 추정 할 수 있습니다.
* 한계 : 나선형 은하에서만 작동합니다.
5. 표면 밝기 변동 (SBF) :
* 원리 : 은하계의 개별 별의 밝기의 변동은 거리를 결정하는 데 사용될 수 있습니다.
* 작동 방식 : 밝기 변동을 측정하고 통계 분석을 적용함으로써 은하의 거리를 추정 할 수 있습니다.
* 한계 : 고해상도 이미징이 필요하며 인근 은하에 가장 적합합니다.
6. 중력 렌즈 :
* 원리 : 거대한 물체 주위의 빛의 굽힘으로 소스 객체의 왜곡 된 이미지가 발생합니다.
* 작동 방식 : 왜곡의 양은 렌즈 물체의 질량과 렌즈 및 소스 물체와의 거리에 따라 다릅니다.
* 한계 : 거대한 렌즈 객체와 질량에 대한 정확한 지식이 필요합니다.
이러한 각 기술에는 강점과 약점이 있으며 천문학자는 종종 거리 측정을 교차 확인하고 개선하기 위해 방법의 조합을 사용합니다. 정확한 거리에 대한 탐구는 진행 중이며, 새로운 기술이 지속적으로 개발되어 광대 한 공간에 더 나아가고 있습니다.
