Затем из установленной зависимости между яркостью и периодом вычисляется абсолютная звездная величина цефеиды, а потом и расстояние до нее. Именно таким путем, когда удалось установить присутствие цефеид в туманности Андромеды, было определено, что она удалена от нас почти на миллион парсек. Но это было уже в XX веке, когда мощные телескопы позволили «разрешить» маленькое туманное пятнышко (а именно так мы видим невооруженным глазом туманность Андромеды) на отдельные звезды.

Однако если цефеиды — маяки Вселенной, как их иногда называют, — оказались удобным инструментом для определения расстояний до ближайших галактик, то изображения далеких галактик, полученные даже на самых больших в мире телескопах, слабы и расплывчаты. Их сколь-либо детальная структура неразличима, а о разрешении их на отдельные, даже очень яркие звезды не может быть и речи. Как же можно определить расстояние до таких слабых и далеких объектов?

Галактики тоже делятся на специфические группы. В частности, они различаются по форме. Бывают эллиптические, спиральные галактики и неправильные. Внутри каждого типа также можно выделить отдельные классы галактик. Как правило, галактики одного класса имеют примерно одинаковую светимость. Конечно, на небе они могут сильно отличаться по яркости, так как находятся на разных расстояниях. Но если удастся установить, что класс их одинаков и, следовательно, равны их абсолютные светимости, то далее вступает в игру закон обратных квадратов, так же как и в случае цефеид. Таким способом можно оценивать расстояния до сотен миллионов парсек.

Телескоп-рефлектор Гершеля с диаметром зеркала 122 сантиметра.

Дальше уже становится трудным распознать тип структуры очень далеких галактик. И здесь астрономам помогло одно счастливое обстоятельство. Часто галактики образуют скопления, которые видны намного отчетливее, чем обычные галактики. Так вот, в подавляющем числе скоплений самый яркий компонент — гигантская эллиптическая галактика. Такая галактика светит в 100 раз ярче, чем наша. Именно они и используются как индикаторы расстояний на самых больших масштабах расстояний во Вселенной (до 10¹⁰ парсек).

Ну а дальше уже приходится работать с законом Хаббла, гласящим, что скорость разбегания галактик пропорциональна их расстоянию от нас V = Hr, где H — постоянная Хаббла. Скорость измеряется по величине красного смещения, о котором у нас шел разговор в первой главе. Но для того чтобы измерять красное смещение, астрономы должны были научиться работать в различных диапазонах спектра. Что это значит?

Явление дисперсии — зависимости коэффициента преломления света от длины волны — известно уже давно. Еще Ньютон в 1665 году, используя стеклянную призму, разложил солнечный свет на отдельные цвета — получил первую спектральную картину. Но действительное начало спектроскопических работ в астрономии мы должны связать с именем баварского самоучки И. Фраунгофера, который, тщательно изучая преломление света различных цветов призмами, открыл в спектре Солнца более 500 темных линий, названных впоследствии его именем. Фраунгофер был уверен, «…что причина возникновения этих линий и полос лежит в самой природе солнечного света».

Однако объяснить природу этих линий Фраунгофер не смог. Лишь в 50-х годах XIX века, после смерти Фраунгофера, благодаря работам Кирхгофа и Бунзена были установлены основные законы спектрального анализа. К этому времени число фраунгоферовых линий в спектре Солнца уже исчислялось тысячами. Кирхгофу удалось отождествить часть этих линий с эмиссионными линиями некоторых земных элементов. Поясним, что это такое.

Если вы подойдете к своей газовой плите и в голубое пламя горелки поместите щепотку соли, пламя немедленно окрасится в желтый цвет.