백과

최초의 시차측정은 가장 가까운 천체인 달에 대한 것이었다. 히파르코스(BC 150)는 달의 시차를 달까지의 거리가 지구 적도반지름의 약 59배에 해당하는 58´으로 측정했으며, 이와 비교할 때 오늘날 값은 57´02.6˝로서 평균거리가 60.2배 정도 된다. 달의 시차는 잉글랜드 그리니치 G와 희망봉 C와 같이 거의 같은 자오선(子午線)상에 있는 두 지점에서 관측(그림2)하여 직접 결정한다.

각 z₁과 z₂는 관측으로 얻으며, 다른 자료는 천문대의 위도와 지구의 알려진 크기와 모양으로부터 얻는다. 실제로는 굴절 및 계기 오차를 보정하기 위해 달 근처의 별도 관측한다.

다른 방법으로는 지구 표면과 달 표면에서의 인력을 비교하여 구하는 것이 있다. 만일 M을 지구 질량, m을 달의 질량, r를 평균거리, P를 지구를 중심으로 공전하는 달의 공전 항성주기, 그리고 k를 중력상수라고 하면, k(M＋m)=4π²r³/P²(π=3.1416)이 된다.

또한 지구 표면에서의 중력가속도 g는 진자 관측으로부터 결정되며, kM/a²과 같다. 따라서

가 된다. 우변의 양은 매우 정확하게 알려져 있으므로 a/r는 57´2.7˝로 정확하게 구해진다.

지구에서 달까지의 레이더 거리측정으로 달의 시차에 대한 최근값을 얻었다.

레이더 거리측정법은 직접적인 거리 측정에 유용하다. 그러나 이 방법은 달 표면의 지형에 영향을 받기 때문에 달의 반지름과 질량중심에 대한 가정이 필요하다(→ 레이더 천문학). 1964년 국제천문학연합(IAU)에서는 평균거리 38만 4,400㎞에 해당하는 57´02.608˝를 달의 시차로 채택했다.