별까지의 거리는 한 가지 방법으로 다 잴 수 없다. 가까운 거리에서만 쓸 수 있는 방법으로 조금 먼 대상을 보정하고, 그것으로 더 먼 방법을 보정하는 식으로 이어 붙인다. 이 구조를 우주 거리 사다리(cosmic distance ladder) 라 한다.
한 단 아래의 오차가 위로 그대로 전달되므로, 가장 아래 칸의 정확도가 전체를 좌우한다.
지구가 태양을 한 바퀴 도는 것을 밑변으로 삼는 삼각측량이다. 6개월 간격으로 별의 겉보기 위치를 재면 배경 별들에 대해 조금 움직인다. 그 각도의 절반이 연주시차 p 다.
d (parsec) = 1 / p (arcsec)
1 파섹은 연주시차가 1초각인 거리이고 약 3.26 광년이다. 파섹이라는 단위 자체가 이 방법에서 나왔다.
기하학만 쓰므로 가정이 거의 없다. 사다리에서 유일하게 직접 측정인 칸이고, 그래서 가장 신뢰할 수 있다. 한계는 각도가 너무 작아진다는 점이다. 히파르코스 위성이 수백 광년 규모였고, 가이아(Gaia) 위성이 이 범위를 은하 규모까지 넓혔다.
밝기를 알고 있는 천체를 찾아, 겉보기 밝기와 비교해 거리를 얻는다. 빛은 거리의 제곱에 반비례해 어두워진다.
m - M = 5 log10(d / 10pc)
m 은 겉보기 등급, M 은 절대등급(10 파섹에 뒀을 때의 밝기)이다. M 을 알면 d 가 나온다.
| 표준촛불 | 원리 | 쓰는 범위 |
|---|---|---|
| 세페이드 변광성 | 밝기가 변하는 주기와 실제 밝기가 정비례한다. 주기를 재면 M 을 안다 |
수천만 광년 |
| RR 라이레 변광성 | 절대등급이 거의 일정하다. 구상성단과 은하 헤일로에 흔하다 | 비교적 가까운 범위 |
| Ia형 초신성 | 백색왜성이 한계질량에서 터진다. 최대 밝기가 거의 같다 | 수십억 광년 |
세페이드의 주기-광도 관계는 헨리에타 스완 레빗이 발견했다. 이 관계 자체는 연주시차로 거리를 아는 가까운 세페이드로 보정한다. 사다리가 이어지는 지점이다.
아주 먼 은하는 우주 팽창 때문에 스펙트럼선이 붉은 쪽으로 밀린다. 밀린 정도 z 로 후퇴 속도를 얻고, 허블-르메트르 법칙으로 거리를 얻는다.
v = H0 × d
H0 는 허블 상수다. 이 상수 자체를 정하려면 아래 칸(표준촛불)의 거리가 필요하므로, 여기서도 사다리가 이어진다.
먼 거리에서는 팽창의 역사에 따라 관계가 단순 비례에서 벗어나므로 우주론 모형이 들어간다. "거리" 라는 말도 여러 뜻(광행거리, 공변거리, 광도거리)으로 갈라지기 시작한다.
| 방법 | 내용 |
|---|---|
| 분광시차 | 스펙트럼형과 광도계급으로 절대등급을 추정한다. 정확도는 낮지만 개별 별에 널리 쓴다 |
| 툴리-피셔 관계 | 나선은하의 회전 속도와 밝기의 관계 |
| 표면 밝기 요동 | 타원은하의 얼룩짐 정도로 거리를 잰다 |
| 중력파 표준사이렌 | 병합 신호 파형에서 광도거리를 직접 얻는다. 사다리를 거치지 않는 독립적인 경로다 |
사다리를 타고 올라가 구한 H0 와, 우주배경복사에서 우주론 모형으로 구한 H0 가 서로 맞지 않는다. 오차 범위를 고려해도 어긋난다. 측정 오류인지 표준 우주론 모형에 빠진 것이 있는지가 현재 진행 중인 문제다.
거리 측정과는 별개로, 맨눈으로 별을 보려면 광공해가 문제다. 수도권에서는 도심을 벗어나도 하늘 밝기가 쉽게 떨어지지 않는다.
광공해 정도는 보틀 등급(Bortle scale) 으로 나타내고, 광공해 지도로 후보지를 미리 고를 수 있다.