А что с третьим пунктом? (В нем говорится про измерение расстояния до ближайшего факела.) Замерить расстояние до ближайшего факела относительно просто. Но вот как быть с ближайшей звездой? Ну, например, воспользоваться методом параллакса: наблюдать, как звезда движется на небе, пока Земля обращается вокруг Солнца.
Таким образом, мы можем измерить расстояние до ближайшей звезды, используя метод параллакса. Затем найти звезду того же типа, которая расположена гораздо дальше, и, сравнивая, сколько света до нас доходит от двух звезд, мы вычислим, на каком расстоянии находится дальняя звезда.
И вот мы добрались до четвертого пункта: откуда мы знаем, что оба факела (или обе звезды) излучают одинаковое количество света? Представим, что последний факел слегка отличается и горит немного слабее первого. Тогда тусклый свет заставит нас поверить, что поместье находится дальше, чем на самом деле. Со звездами проблема становится только серьезнее: звезды бывают всевозможных светимостей. Как же тогда узнать, что обе звезды — как ближняя, так и дальняя — излучают одинаковое количество света?
Нас выручает то, что у большинства нормальных звезд температура поверхности и светимость взаимосвязаны. У больших, излучающих много света звезд, как правило, более низкая температура поверхности, чем у маленьких и излучающих меньше света. В измерении температуры поверхности звезды все относительно просто: горячие звезды излучают больше света на коротких волнах, чем холодные. Та же ситуация, что и с обычным пламенем: синее пламя горячее, чем красное, а у синего света более короткие волны, чем у красного.
Недостаток такого метода заключается в том, что соотношение между яркостью и температурой приблизительно и что ко всем видам звезд его не применить. Но если посмотреть на достаточное количество звезд, то техника для приблизительной оценки расстояний вполне рабочая. Основное условие — это, конечно, рассмотрение относительно коротких расстояний, чтобы можно было наблюдать за обычными одиночными звездами через телескоп.
Но все же подгон звезд по температуре и яркости уж слишком грубый и неточный для того, чтобы стать межгалактической измерительной лентой. Поэтому астрономы почти помешаны на поиске так называемых стандартных свечей (или стандартных источников света). Это источники света, например звезды, светимость которых нам точно известна. А еще стандартные свечи должны быть очень яркими, ведь так они будут видны, несмотря на большие расстояния, и также желательно, чтобы их легко было отличить от других звезд. Но как же найти эти стандартные свечи?
И вот на сцену вступает новый фантастичный класс звезд: цефеиды. На выдающиеся характеристики цефеидов впервые обратила внимание в 1908–1913 годах астроном Генриетта Ливитт (1868–1921). Цефеиды — это класс пульсирующих переменных звезд. Яркость цефеиды то увеличивается, то уменьшается в течение периода, длящегося от нескольких дней до нескольких недель, — это и называют пульсациями. Ливитт обнаружила взаимосвязь между быстротой пульсации цефеиды и ее светимостью: чем медленнее пульсация, тем сильнее светит звезда в «яркий» период. Измеряя, как быстро пульсирует цефеида, мы можем узнать, сколько света она излучает, когда светит наиболее мощно. Ну вот, у нас есть стандартная свеча! Таким образом, мы можем измерить, сколько света доходит до Земли, и вычислить расстояние до цефеиды. Кроме того, наиболее яркие цефеиды — те, что медленно пульсируют, могут сиять в десятки тысяч раз ярче Солнца, а это означает, что за такими звездами можно наблюдать, даже если они находятся за пределами Млечного Пути.
Итак, цефеиды — еще одна ступенька космической лестницы: зная расстояние между Солнцем и Землей, мы измерим расстояние до ближайших звезд, используя параллакс. И если нам удастся измерить расстояние до ближайших цефеид при помощи параллакса, то мы сможем измерить расстояние до более отдаленных цефеид, используя их как стандартные свечи.