다른 부류의 과학과는 달리 천문학은 관측을 행하게 된다. 왜냐하면 천문학에서 다루는 물체는 우리가 실험실에서 다룰 수 없는 우주의 천체이기 때문이다. 먼저 우리는 지구에서 볼 수 있는 천체들을 비교분석하기 위해 그들과의 거리를 측정할 필요가 있을 것이다. 하지만 우리는 곧은 자로 그곳까지 거리를 측정한다든가 우주선을 보내서 거리를 측정할 수는 없다는 것이 자명하다. 또한 레이더를 이용해서 반사되는 신호를 보내어 천체의 거리를 측정할 수 도 없다. 왜냐하면 레이더는 고체의 표면에서만 반사되지 별과 같이 뜨거운 가스로 둘러싸인 표면에선 반사되지 않기 때문이고 또 레이더 신호가 가장 가까운 별조차도 도착하는 데만 수년이 걸리기 때문이다.

  먼 거리를 측정하는데 수천년동안 사용되어진 기술이었던 한가지 좋은 방법이 있는데 그것은 어떤 물체를 다른 위치에서 바라볼 때 생기는 위치 차이를 삼각법을 사용해 거리를 측정하는 방법이다. 물체는 두 다른 시점에서 볼 때 꼭 다른 위치에 있는 것 마냥 보이게 된다. 간단한 실험을 하자면 눈앞에 연필을 들고 보면서 왼쪽눈을 감고 연필을 볼 때와 오른쪽눈을 감고 연필을 볼 때의 위치가 서로 다르다는 것을 쉽게 알 수 있을 것이다. 이 때 생기는 편이된 각도를 시차(parallax)라 하며 이것은 삼각형의 한 각이기도 하다. 또 두 시점사이의 거리는 삼각형의 한 변이기도 하다. 삼각형에서 두 시점의 거리와 그에 따른 각도를 삼각법을 이용하여 물체의 거리를 쉽게 계산해 낼 수 있다. 이 방법이 바로 삼각시차(trigonometric parallax)에 의한 것이다. 현대 측량기사들은 먼거리를 측정하기 위해 이 방법을 사용하고 있고 밑에 그림은 그 방법을 그림으로 나타낸 것이다.

관측자 사이에 삼각형의 한면을 "B"라 놓고 이것을 기초선(baseline)이라 부르자. 시차각인 "p"의 크기는 이 기초선의 길이에 비례한다. 만약 물체가 너무 멀면 이 시차각은 너무 작아서 측정하기가 힘들다. 그때 관측자는 이 시차각을 크게 하기 위해 기초선 B의 길이를 더 길게 해야만 한다.
 보통, 우리는 이 관계를 tan나 sine과 같은 삼각함수를 이용하여 나타낼 수 있다. 별과의 거리 d로 하고 기초선 B, 시차각 p로 나타내어 tan(p) = B/d로 나타낼 수 있고 만약 p가 아주 작다면 이 식을 다음과 같이 나타낼 수 있다.

p = 206,265 × B/d

앞에 숫자는 p가 1"(1초)이고 B가 1일 때 d의 값으로 기초선 1에 1"에 해당하는 거리d는 약 206,265 정도의 값을 갖는다. 한번 직접 계산해 보길 바란다. 참고로 1"(1초=1 arc second)의 값은 1/3600도 값으로 축구운동장을 가로질러 바라보는 볼펜끝이 약 1"정도 된다.

 삼각시차(Trigonometric parallox)는 또한 가까운 별의 거리를 측정하는데 사용되어진다. 다 아는 것이겠지만 아까 연필끝을 보듯이 좌우눈을 감아 별의 위치가 변하는 걸 알아내기에 불가능하다는 것을 알 것이다. 또 지구 지름이 이용해서 지구의 끝과 끝(이때 기초선은 지구중심에서 지표면까지이다-일주시차,지심시차)을 이용하더라도 별이 위치가 변하는 것을 감지해낼 수 없다. 즉 좋은 관측장비를 가지고도 이런식으로는 별의 시차를 측정하는 것은 불가능하다. 그래서 우리는 더 큰 기초선에서 측정해야만 한다. 그것은 다름아닌 지구의 공전궤도에서 찾을 수 있다. 즉, 태양과 지구까지의 거리가 바로 이 기초선이 되는 것이다. 참고로 지구에서 태양까지 거리를 1천문단위(an astronomical unit(AU) - 1억 4960만 km)로 나타낸다. 별의 거리를 측정하기 위해 최초 지구의 공전 지름을 기초선으로 잡으면 다음 기초선 위에 오는데 6개월이 걸린다. 이때 생기는 시차 p는 전체 편이된 각의 반이다. 이 삼각시차를 특별히 천문학에서 연주시차(일심시차)라 불리운다.

그러나 이 커다란 기초선 즉, 1AU의 거리에 해당하는 별의 거리는 실로 너무 커서 천문학자들은 파섹(parsec)이라는 단위를 쓰게 되었다. 줄여서 pc라고 표기하며 1 pc은 1 AU의 기초선을 사용할 때 1"(second)에 해당하는 시차(parallax)이다. 눈치챈 분도 있겠지만 위의 식에서 바로 1pc = 206,265AU 이라는 것을 알 수 있다. 가장 가까운 별은 태양계로부터 약 1.3 pc 떨어져 있다. 여러분은 이 새로운 거리 단위인 parsecs를 km나 m로 바꾸고 싶을 것이다. 참고로 1pc은 3.26 광년(light years)이며 이는 약 3.09×10¹³ km에 해당거리이다.

그럼 과연 광년(light year)과 파섹(parsec)중 어느 것이 별의 거리를 측정하는데 좋을까. 답변은 둘다 좋다. ^^; 어떤 이들은 feet나 yards와 같은 단위를 쓰면 더 좋지 않냐고 하는데 위의 글을 잘 보면 알겠지만 그런 단위를 쓰게 되면 10¹³과 같은 단위를 써야하기 때문에 이를 쓰는 천문학자들은 정말 곤욕일 것이다. 광년은 직감적으로 빛이 1년동안 가는 거리이기 때문에 쓰기 편리하다.  파섹 역시 직감적으로 별의 거리를 알아내는데 용이하다. 그것은 파섹을 나타낼 때 식을 통해서 알 수 있다. 앞에서도 말했지만 1 파섹은  206,265AU라고 했기에 이미 위에 주어진 식은 다음과 같이 쓸 수 있을 것이다.

p = 1 / d

연습문제 : Review Questions

가장 가까운 별까지 거리를 알아내는데 어떤 방법이 쓰이는지 설명해 보아라.

별사이의 거리를 측정하는데 있어서 km나 m의 단위로 측정하는 것이 타당한가 말해보아라.

만약 별과 태양사이의 거리가 30pc이라면 지구와 별까지는 얼마나 떨어져 있다고 할 수 있는가?

지구에서 0.1초각으로 별의 시차를 측정했을 시에 화성에서 이 별의 시차는 무엇인가?(태양-화성의 거리는 1.5AU)

지구에서 별의 시차가 0.5초 일 때 태양주위를 도는 우주정거장이 이 별의 시차를 1초로 관측했을시 태양과 우주정거장의 거리는  무엇인가?

우리가 1/50초의 작은 각으로 별을 측정할 시에 삼각시차를 이용하여 얼마나 먼 거리의 별을 측정할 수 있는가? 이것을 측정해 내는데 최소한 얼마의 기간을 두어야 하는가?

우리가 1/50초의 작은 각으로 측정할 수 있다면 삼각시차를 이용해서 목성에서는 얼마나 먼거리의 별을 측정할 수 있는가?(태양-목성의 거리 : 5.2 A.U.) 관측하는데 최소한 얼마의 기간을 가져야 하는가? (케플러 제 3법칙 거리의 세제곱은 주기의 제곱에 비례한다는 사실을 기억해라.)