우주 거리 사다리

우주거리 사다리는 천체와의 거리를 측정하는 여러방법을 사용하여 거리를 계산하는 과정을 말합니다. 천제와의 거리를 직접 측정하는 것은 어려움이 있어서 여러방법을 합하여 넓은 범위의 거리를 측정하는 것이 필요합니다. 이를 위해 거리 척도에 따라 여러가지 방법을 이용하고, 가까운 천체에는 정확하고 차이가 작은 방법을, 먼 천체에는 대략적인 거리를 측정할 수 있는 방법을 도입합니다. 천체의 거리를 측정하는 기술은 약 천 파섹 이내의 가까운 천체에 적용 가능하며, 더 먼 거리에 대한 정보는 주로 가까운 거리에서 작동하는 방법과의 상관 관계를 사용하여 얻습니다. 몇 가지 방법은 표준촉광이라 불리는 알려진 광도를 가진 천체에 의존하며, 초은하적 거리에서는 통계적 방법과 경험적인 법칙을 활용하여 거리를 추정합니다. 이러한 다양한 방법을 결합하여 우주 거리 사다리를 형성하게 되는데, 이는 천문학자들이 우주에 흩어진 다양한 천체의 거리를 효과적으로 측정하고 이해하는 데 도움을 줍니다.

 

직접측정

천체까지의 거리를 측정하는 가장 기본적인 방법은 광학적 관측을 통한 직접 측정입니다. 이미 고대 그리스 시기에는 태양과 달과 같은 천체에 대한 거리를 측정을 했었습니다. 헬리니즘 시기의 아리스타르코스는 지구의 태양, 달이 직각삼각형을 이루는 반달일때 두 천체가 지구와 이루는 각도를 확인하여 지구와 달 사이의 거리보다 태양이 19배 더 멀다고 계산되었습니다. 이는 실제 값과 큰 차이가 있었지만, 기하학을 천체와의 거리 측정에 응용한 중요한 사례가 되었습니다.

태양이 지구를 돈다는 천동설과 지구가 태양을 돈다는 지동설은 고대 그리스 시대에 대립을 보인 문제였습니다. 아리스타르코스는 지동설을 주장하는 대표적인 학자 중 한 명이었습니다. 그러나 이를 증명하려면 연주 시차를 관측해야 했으나, 이 문제는 코페르니쿠스가 태양중심설을 제안하기 전까지 해결되지 못했습니다.

16세기 유럽의 천문학자 튀코 브라헤는 지구가 태양 주위를 돌 때 가까이 있는 별의 겉보기 위치가 변해야 한다는 연주 시차를 발견하지 못했습니다. 이로써 천동설을 지지하게 되었습니다. 그러나 망원경이 표준적인 도구로 사용되기 시작하면서도 오랫동안 연주 시차는 확인되지 못했습니다. 실제로 연주 시차가 확인된 것은 1838년으로, 프리드리히 베셀이 백조자리 61을 관측하여 약 0.31 초라는 작은 값을 발견한 후였습니다.연주시차를 확인하면은 고대의 아리스타르코스가 시도한 직각 삼각형의 닮음에 따른 거리 계산을 바로 활용할수 있습니다. 연주 시차가 0.31초인 백조자리 61은 가장 작은 예각이 0.16초이고 밑변이 1천문 단위인 직각 삼각형의 한 꼭지점에 해당이 됩니다. 천문단위는 지구와 태양 사이 거리의 평균값으로 1천문단위는149,597,870,700 미터에 해당합니다. 이 길이를 천문학의 기본 단위로 삼은 것은 연주 시차를 계산하는 것이 단순화되기 때문입니다.예를 들어, 백조자리 61까지의 거리는 약 100조 킬로미터에 해당하며, 이는 11.4 광년입니다. 이 값은 고대에는 상상하기 어려운 매우 먼 거리로 여겨졌지만, 오늘날에는 알려진 천체들 중에서는 매우 가까운 거리에 해당합니다. 현재까지 알려진 천체 중에서 가장 큰 연주 시차를 보이는 것은 약 0.754 초의 센타우루스자리 알파입니다. 이 거리를 측정하면 약 4.37 광년이 됩니다.

 

초은하적 거리 측정

극소수의 예외를 제외하면, 직접 측정으로 구할수 있는 거리는 우리 은하 내의 극히 일부인 약 천파섹정도까지만 가능합니다. 그이상의 거리를 측정해야 할 때에는 그 천체의 물리적인 고유특성이 거리 측정에 사용할수 있을 정도록 전 우주에서 같다는 가정을 바탕으로 세운 경험 법칙을 이용하여 거리를 추측합니다. 이경험법칙적인 일부 거리 측정 기술에서는 구상 성단, 성운, 은하의 고유 성질을 사용하지만 그 너머의 우주론적 측정에는 은하단이나 초은하단의 통계와 화률적 특성을 기반으로 사용합니다. 

 

은하의 경험법칙

은하 거리를 추정하는 데 이용되는  큰 경험법칙 중 하나는 툴리-피셔 관계입니다. 이 관계는 나선 은하의 질량, 고유광도와 점근회전속도 사이의 관계를 나타냅니다. 중입자 툴리-피셔 관계(BTFR)는 은하의 광도가 회전속도의 약 3.5-4승이라는 관계를 갖고 있습니다. 이를 통해 알아낸 절대광도를 표준촉광과 같이 사용하여 은하의 거리를 추정할 수 있습니다. 이 관계를 이용하면 대략 3-15 Mpc(메가파섹) 정도의 거리에 있는 은하의 거리를 측정할 수 있고, 오차 범위는 대략 0.2-0.4 Mpc입니다. 그리고 1962년에는  페이버-잭슨 관계는 타원 은하의 광도가 중심항성의 속도분산의 대략 4승에 비례한다는 것을 보여줍니다. 이 관계는 은하의 광도에 따라 다르고, 밝은 타원은하에서는 5승으로 올라가며, 어두운 타원은하에서는 2승까지 내려간다는 것이 

또 다른 경험법칙으로는 타원 은하에서 사용되는 시그마-D 관계(Σ-D 관계)가 있습니다. 즉 것은 은하의 각지름(D)과 속도분산이 특정한 관계를 가진다는 것을 나타냅니다. 이런 경험법칙들은 은하의 특성을 사용하여 거리를 추정하는 데 사용됩니다.