1. 시차 :
근처 별의 경우 * : 이 방법은 지구 궤도의 다른 지점에서 볼 때 별 위치의 명백한 변화를 기반으로합니다. 별이 멀어 질수록 변화가 작습니다.
* 작동 방식 : 손가락을 잡고 한 눈을 감고 다른 눈을 바라 보는 것을 생각해보십시오. 손가락이 배경으로 이동하는 것처럼 보입니다. "배경"이 먼 별이라는 점을 제외하고는 별에도 동일한 원칙이 적용됩니다.
* 한계 : 이 방법은 우리와 비교적 가까운 별에 대해서만 최대 수천 광년에 맞습니다.
2. 표준 양초 :
* 더 멀리 물체의 경우 : 이 방법은 알려진 고유 밝기 (광도)를 가진 물체를 "표준 촛불"으로 사용합니다. 그들의 명백한 밝기를 알려진 광도와 비교함으로써, 우리는 그들의 거리를 계산할 수 있습니다.
* 표준 촛불의 유형 :
* cepheid 변수 별 : 이 별들은 광도와 직접 관련된 정기적 인 기간으로 맥동합니다.
* 타입 IA 초신성 : 이들은 일관된 피크 광도를 가진 강력한 폭발입니다.
* 한계 : 이 방법의 정확도는 표준 촛불의 진정한 광도를 아는 데 달려 있습니다.
3. 적색 편이 :
* 매우 먼 물체의 경우 : 이 방법은 도플러 효과를 사용합니다. 도플러 효과는 우리에게서 멀어진 물체의 빛이 스펙트럼의 빨간색 끝으로 이동합니다. 붉은 편이가 클수록 물체가 더 빨리 움직이고 더 멀리 떨어져 있습니다.
* 작동 방식 : 과속 구급차에 사이렌을 상상해보십시오. 음파는 구급차 앞에서 압축되어 (더 높은 피치) 뒤에 뻗어 있습니다 (하단 피치). 먼 은하의 가벼운 파도에서도 마찬가지입니다.
* 한계 : Redshift는 우주의 확장에 의해 영향을 받으므로 거리를 정확하게 측정하려면 확장 속도를 이해해야합니다.
4. 기타 방법 :
* Tully-Fisher 관계 : 은하의 회전 속도를 광도와 관련시킵니다.
* 표면 밝기 변동 : 은하의 표면의 밝기 변화를 측정합니다.
* 초신성 우주론 프로젝트 : 거리를 결정하기 위해 타입 IA 초신성의 빛 곡선을 연구합니다.
요약 :
천문학자는 이러한 방법의 조합을 사용하여 우주 거리를 측정합니다. 사용 된 특정 방법은 연구중인 물체의 거리와 유형에 따라 다릅니다. 각 방법에는 한계와 불확실성이 있으며, 이는 지속적인 연구를 통해 끊임없이 개선되고 있습니다.
