도전 :
* 작은 각도 : 시차 각도는 엄청나게 작습니다. 가장 가까운 별의 경우조차도, 교대는 ArcSecond (1/3600 학위)의 분획에서 측정됩니다.
* 지구의 움직임 : 우리는 6 개월 간격으로 지구의 궤도에서 두 지점에서 별의 위치를 측정해야합니다. 이를 위해서는 오랜 기간 동안 매우 정확한 측정이 필요합니다.
* 대기 왜곡 : 지구의 대기는 빛을 왜곡하여 정확한 측정을 어렵게 만듭니다.
어떻게 수행되었는지 (단순화) :
1. 두 측정 : 천문학 자들은 지구의 궤도 (보통 6 개월 간격)의 두 가지 지점에서 별의 이미지를 가져옵니다.
2. 기준선 : 이 두 지점 사이의 거리는 "기준선"이라고합니다.
3. 교대 : 별의 명백한 위치는 시차로 인해 두 이미지 사이에서 약간 이동합니다.
4. 삼각법 : 시차 각도 (P)는 삼각법을 사용하여 기준선 (D) 및 명백한 시프트 (들)를 알고 계산됩니다. p =s/d . .
5. 거리 : 마지막으로, 별까지의 거리는 공식을 사용하여 계산됩니다 : 거리 =1/p . , 여기서 p는 아크 초로 측정됩니다.
현대 기술 :
* 우주 망원경 : 허블 우주 망원경과 같은 망원경은 분위기 위에있어 왜곡이 제거됩니다.
* 간섭계 : 이 기술은 여러 망원경의 빛을 결합하여 해상도를 증가시켜 훨씬 작은 각도 측정을 가능하게합니다.
* Gaia Mission : 이 유럽 우주국 임무는 수십억 개의 별의 위치와 거리를 세 심하게 측정하여 은하수에 대한 우리의 이해를 크게 향상 시켰습니다.
단순화 된 비유 :
얼굴 앞에 연필을 들고 한쪽 눈을 감고 상상해보십시오. 이제 다른 눈을 닫으십시오. 연필이 점프하는 것 같습니다. 이것은 별이 매우 멀리 떨어져있는 것을 제외하고 시차의 작동 방식과 유사하므로 변화는 훨씬 작습니다.
천문학 자들은 시차를 측정하기위한 정교한 기술을 개발했지만 여전히 도전적이고 세심한 과정입니다.
