Чтобы сравнить локальные скорости расширения пространства в двух отдаленных точках Вселенной, сначала необходимо выяснить точное расстояние между ними. Это не сложно сделать на Земле или даже в пределах орбиты Луны, направив на объект лазерный луч и посмотрев, сколько времени потребуется свету, чтобы вернуться. В таких масштабах Вселенная ведет себя довольно разумно и в основном проявляется как неизменное пространство, где расстояние от точки А до точки Б легко определить. Когда речь заходит об объектах, находящихся за пределами Солнечной системы, все становится сложнее не только потому, что расстояния до них труднее измерить, но и потому, что в больших масштабах само понятие расстояния начинает меняться из-за расширения пространства.

На протяжении многих лет астрономы старались объединить в систему ряд частично дублирующих друг друга определений и методов измерения космических расстояний. Какой бы запутанной она ни казалась сегодня, эта система является результатом нескольких десятилетий инновационной деятельности в сфере наблюдательной астрономии и анализа данных, и она предоставила нам интуитивно понятную, но сложную для реализации стратегию под названием «лестница расстояний».

Представьте, что вам нужно измерить длину большой комнаты, используя обычную линейку. Если вы готовы ползать по полу, вы можете просто проверить, сколько раз линейка помещается в это расстояние. Применив творческий подход, вы могли бы измерить длину своего шага, а затем просто пройтись по комнате, считая шаги. Выбрав второй метод, вы создали бы лестницу расстояний – систему определения больших расстояний на основе легко измеримых значений.

Лестница космических расстояний состоит из нескольких ступеней, позволяющих добраться до объектов, находящихся в миллиардах световых лет от нас. В пределах Солнечной системы определить расстояния помогают лазерная дальнометрия, расчет орбит и даже затмения. На следующей ступени лестницы расстояний используется параллакс. В основе этого метода лежит тот факт, что при смене точки обзора видимое положение более близких объектов смещается относительно неподвижного фона сильнее, чем видимое положение более удаленных объектов. Именно этим эффектом объясняется то, что палец, находящийся перед вашим лицом, «перепрыгивает» из стороны в сторону, когда вы поочередно закрываете глаза. Если мы посмотрим на расположенную поблизости звезду в июне, а затем проведем повторные наблюдения в декабре, то за счет перемещения Земли по своей орбите вокруг Солнца видимое положение звезды несколько сместится относительно более удаленных объектов. Чем ближе к нам объект, тем сильнее его смещение. К сожалению, для того, что находится за пределами нашей галактики, эти смещения настолько малы, что их просто невозможно заметить, поэтому для измерения расстояния до них нам нужен другой метод, основанный исключительно на свойствах излучаемого ими света.

Ключом к измерению расстояний до всех остальных объектов является концепция стандартной свечи, о которой я упомянула в предыдущей главе. Стандартной свечой называют объект (например, звезду), имеющий некоторое физическое свойство, говорящее о его яркости. По тому, насколько ярким он кажется, можно понять, насколько далеко от нас он находится. В некотором роде это все равно что лампочка с надписью «60 Вт». Мы знаем, насколько яркой она должна быть, однако по мере удаления она будет давать все меньше света.

Разумеется, ни на одном космическом объекте вы не найдете надписи с указанием его яркости. Но у нас есть нечто почти столь же полезное. Открытие, которое позволило применять стандартные свечи в астрономии, было сделано в начале 1900-х годов астрономом Генриеттой Суон Ливитт. Работая в Гарвардской обсерватории, она обнаружила, что яркость определенного класса переменных звезд, известных как «цефеиды», меняется предсказуемым образом. Более яркие цефеиды отличаются более длинным периодом пульсации и меньшей амплитудой блеска. Цефеида, которая по своей природе является более тусклой, имеет более короткий период пульсации, а ее блеск меняется в большем диапазоне.

Это открытие было революционным и, вероятно, одним из самых важных в истории астрономии, поскольку оно наконец позволило нам оценить масштаб окружающей нас Вселенной. Обнаружив в той или иной области космоса цефеиду, мы можем получить представление о расстоянии до нее и приступить к созданию удобной карты. Измеряя период пульсации цефеиды и учитывая, насколько яркой она казалась, Ливитт могла довольно точно определить ее реальную яркость, а значит, и расстояние до звезды.

Как далеко это может нас завести? Мы способны рассмотреть цефеиды Млечного Пути и соседних галактик, поэтому с помощью параллакса можем определить расстояние до ближайших цефеид, тщательно откалибровать соотношение «период – светимость», а затем использовать более отдаленные звезды для определения расстояния до других галактик. Следующая ступень лестницы расстояний является критически важной, но здесь может возникнуть путаница. В предыдущей главе мы говорили, что для измерения расстояний может использоваться определенный вид сверхновых.

Вспышкой сверхновой типа Ia называется мощный взрыв белого карлика, поглотившего часть вещества другой незадачливой звезды. Поскольку все белые карлики являются довольно простыми объектами, а физика их взрыва казалась нам достаточно понятной, сверхновые типа Ia на протяжении некоторого времени считались хорошими стандартными свечами благодаря предсказуемым свойствам их взрывов. Однако позднее выяснилось, что их следовало бы называть не стандартными, а «стандартизируемыми» в том смысле, в котором это понятие применимо к цефеидам. Исследуя динамику изменения блеска, мы можем получить представление об общем количестве энергии, выделяемой при взрыве, а значит, и о его реальной яркости.