1. 스텔라 시차 :
* 이것은 근처 별과의 거리를 측정하기위한 가장 직접적인 방법입니다.
* 지구가 태양을 공전함에 따라 근처의 별은 더 먼 별의 배경에 약간 움직이는 것처럼 보입니다.
* 시차라고하는이 변화의 양은 별의 거리와 직접 관련이 있습니다.
* 별이 더 멀어 질수록 시차가 작습니다.
2. 표준 양초 :
* 특정 유형의 초신성 (폭발 별) 또는 cepheid 변수 별과 같은 일부 천상의 물체는 알려진 예측 가능한 밝기를 가지고 있습니다.
* 하늘의 명백한 밝기를 알려진 절대 밝기와 비교함으로써 천문학자는 거리를 계산할 수 있습니다.
*이 방법은 별과 은하 모두에서 작동합니다.
3. 분광 시차 :
*이 방법은 별의 스펙트럼 유형 (색상 및 온도)과 절대 크기 (고유 밝기)의 관계를 사용합니다.
* 별의 스펙트럼을 알려진 스펙트럼 유형의 별과 비교함으로써 천문학자는 절대 크기를 추정 할 수 있습니다.
* 그런 다음 별의 명백한 크기를 사용하여 거리를 결정할 수 있습니다 (우리에게 얼마나 밝은 지).
4. 상대 운동 비교 :
* 행성은 별보다 하늘을 가로 질러 훨씬 빠르게 움직입니다.
* 이것은 그들이 우리에게 훨씬 더 가깝고 태양을 공전하기 때문입니다.
* 시간이 지남에 따라 천상의 대상의 움직임을 추적함으로써 과학자들은 행성과 별을 구별 할 수 있습니다.
5. 밝기가 변하는 :
* 행성은 햇빛을 반영하며 궤도를 통해 움직일 때 밝기가 바뀝니다.
* 반면에 별은 자신의 빛을 방출하며, 초신성과 같은 주요 사건을 경험하지 않는 한 밝기는 비교적 일정하게 유지됩니다.
6. 물리적 특성 관찰 :
* 행성에는 별에는 존재하지 않는 대기, 고리 및 달과 같은 물리적 특성이 있습니다.
* 이러한 특성은 망원경으로 쉽게 관찰 할 수 있으며 행성을 별과 구별하는 데 도움이됩니다.
요약하면, 과학자들은 이러한 기술의 조합과 다른 관찰 및 계산을 사용하여 행성과 별의 상대 거리를 결정합니다. 이 방법들은 우리에게 우주의 크기와 규모에 대한 방대한 이해를 제공했습니다.
