천체와의 거리측정방법<br /> 지구에서 태양까지의 거리는 이미 알고 있으므로 지구와 태양이 관측대상의 별과 이루는 각도만 측정하면 된다. 이 시차효과는 우리가 손가락 하나를 얼굴 앞에 두고 이것을 왼쪽눈과 오른쪽 눈으로 번갈아 바라보면 명확히 알 수 있다. 마치 멀리 바라다 보이는 배경 위에서 손가락이 이리저리 '옮겨 다니는' 것처럼 보일 것이다. 그리고 손가락이 얼굴에 가까울수록 시차의 각도는 커진다. 마찬가지로 지구와 별 사이의 거리가 클수록 시차는 작아지는데, 이 시차가 너무 작으면 아무리 좋은 각도 측정기로도 측정할 수 없다. 최신 광학 측정기를 쓰더라도 이 방법으로 거리를 측정할 수 있는 별은 300광년 이내의 거리에 있어야 한다. 더 먼 거리에 있는 별들은 이런 방법으로는 더 이상 정확하게 거리를 측정할 수 없다. 측정장비가 지상에 있는 한은 말이다. 그러나1989년에서 1993년까지 지구 궤도에서 활동했던 관측위서 히파르코스의 도움으로&nbsp;&nbsp;3000광년 거리에 있는 별들까지도 그 시차를 측정할 수 있었다. 이 측정이 얼마나 정밀했는가 하면 함부르크에 있는 위성이 뉴욕에 있는 골프공 크기만큼의 이동을 감지해 내는 정도였다고 한다. <br /> 더 멀리 있는 천체의 거리는 다른방법으로 알아내야 한다. 이 문제의 해결책은 여성 천문학자인 헨리에타 리비트(1868~1921)가 1912년 이웃은하인 작은 마젤란운에서 유달리 눈에 띄는 별들을 발견함으로써 제시되었다. 이 별들은 1주일 동안 일정한 주기로 밝았다 흐려지고, 다시 밝아지는 식으로 빛의 밝기를 변화시키는 점이 특이했다. 사람들은 이 별들을 '세페이드 변광성' 이라고 이름 붙였다. 그리고 세페이드 변광성의 평균밝기는 밝기가 변하는 전체 시간과 일정한 비례 관계에 있다는 사실이 밝혀졌다. 별의 밝기가 변하는 시간을 측정함으로써 실제 밝기를 계산할 수 있게 된 것이다. 게다가 우리 은하에서 발견된 약 열두 개의 세페이드 변광성의 밝기변화를 이용하면 다른은하에 있는 세페이드 변광성의 거리를 확인할 가능성도 있었다. 다시 말해 먼 거리의 은하에 속하는 어떤 특정 유형의 세페이드 변광성이 우리 운하에 있는 동일한 유형의 세페이드 변광성보다 100배약하게 빛나고 있다면, 우리는 이 사실에서 별이 열배더 멀리 떨어져 있다고 계산할 수 있는 것이다. 이렇게 세페이드 변광성은 다른 은하의 거리를 규정할 수 있는 측정의 척도를 세공했다. 세페이드 변광성의 빛을 현대적인 망원경, 특히 허블 우주 망원경으로 자세히 측정할 수 있다면 그만큼 더 정확하게 별까지의 거리를 측정할 수 있을 것이다. 따라서 앞으로 허블 우주 망원경의 핵심적인 과제는 먼 거리의 은하에 있는 세페이드 변광성을 관측하는 것이다. 오늘날 허블우주 망원경의 영상 해독력이 향상됨에 따라 아주 먼 거리에 잇는 별들도 자세히 측정할 수 있는 것은 물론이고, 이를 통해 천문학에서는 우주의 크기와 속성에 대해 좀더 정확한 정보를 얻게 되었다. <br /> 추가//<br /> 적색편이법<br /> 우주가 팽창하고 있다는 사실은 이제 일반적인 상식입니다.<br /> 모든 은하들은 서로 멀어지고 있다는 것이고, 먼 곳에 있는 은하일수록 우리들로부터 빨리 즉 더 큰 속도로 멀어지고 있다는 것입니다. 그러므로 어떤 은하가 얼마나 빠르게 멀어지고있는가를 알면 그 은하까지의 거리를 추측할 수 있다는 것이다.&nbsp;&nbsp;그런데 멀어져 가고 있는 별은 그 파장이 길어지고, 가까이 다가오는 별은 파장이 짧아진다는 것이 알려져 있습니다.&nbsp;&nbsp;파장이 길어지면 특정 원소의 스펙트럼상에서의 위치가 파장이 긴 쪽 즉 붉은 색 쪽으로 변하는데 이것을 적색편이라고 합니다.&nbsp;&nbsp;먼 곳에 있는 은하일수록 빠르게 도망가니까 적색편이가 크게 나타난다는 것이며, 이 사실을 수식화한 사람은 미국의 천문학자 허블(Hubble, E.P.)입니다. (허블 우주 망원경은 이 사람의 이름을 딴 것이지요...^^) 허블의 법칙에 따르면, 은하 의 적색편이의 정도를 측정하여 허블의 식에 대입하면 그 은하까지의 거리를 산출할 수 있다는 것입니다<br />