1. 분광 시차 :
* 작동 방식 : 별의 스펙트럼을 분석함으로써 천문학자는 스펙트럼 유형과 광도 클래스를 결정할 수 있습니다. 이를 통해 별의 절대 크기 (내재적 밝기)를 추정 할 수 있습니다. 이것을 명백한 크기 (지구에서 볼 수있는 밝기)와 비교하면 거리를 계산할 수 있습니다.
* 한계 : 이 방법은 시차보다 정확하지 않으며 별의 고유 특성에 대한 가정에 의존합니다.
2. 표준 양초 :
* 작동 방식 : Cepheid 변수 및 IA 유형과 같은 특정 유형의 별은 광도와 변동성 기간 사이에 알려진 관계를 가지고 있습니다. 명백한 밝기와 기간을 관찰함으로써 천문학자는 거리를 추정 할 수 있습니다.
* 한계 : 이러한 방법은 표준 캔들의 유형을 신중하게 식별해야하며 성간 멸종 (먼지 차단 광)의 영향을받을 수 있습니다.
3. 이동 클러스터 방법 :
* 작동 방식 : 이 방법은 젊은 스타 클러스터에 적용됩니다. 천문학자는 클러스터에서 별의 올바른 움직임을 측정 하고이 정보를 사용하여 클러스터의 거리를 추정합니다.
* 한계 : 이 방법은 잘 정립 된 적절한 동작을 가진 인근 클러스터에만 적용됩니다.
4. 통계 시차 :
* 작동 방식 : 이 방법은 은하수에서 별의 통계적 분포를 사용하여 개별 별까지의 거리를 추정합니다. 그것은 별이 우주에 무작위로 분포되어 있다는 가정에 의존합니다.
* 한계 : 이 방법은 다른 방법보다 정확하지 않으며 거리의 통계적 추정치 만 제공합니다.
5. 은하 회전 곡선 :
* 작동 방식 : 이 방법은 은하수의 회전 곡선을 사용하여 태양계를 넘어서 물체까지의 거리를 추정합니다.
* 한계 : 그것은 은하수에 대한 특정 회전 곡선의 가정에 의존하며 갤럭시의 질량 분포의 불확실성에 영향을받을 수 있습니다.
6. 레드 시프트-거리 관계 :
* 작동 방식 : 은하와 같은 매우 먼 물체의 경우 천문학자는 우주의 확장으로 인한 빛의 적색 편이를 사용하여 거리를 추정 할 수 있습니다. 이 방법은 Hubble의 법칙을 기반으로합니다.
* 한계 : 이 방법은 먼 물체에만 적용 가능하며 Hubble의 상수의 정확도에 의존합니다.
궁극적으로, 별의 거리를 결정하는 가장 좋은 방법은 특정 특성과 얼마나 멀리 떨어져 있는지에 달려 있습니다. 천문학자는 종종 여러 방법을 사용하여 거리 추정치를 확인하고 개선합니다.
