Астрономы измеряют расстояния до различных небесных тел, используя различные методы. Для ближайших звёзд астрономы применяют самый простой метод триангуляционной параллакса. Это метод, с помощью которого люди оценивают расстояние до объектов. Если мы вытянем палец и будем поочередно закрывать правый и левый глаз, то увидим, что палец изменит своё положение (направление) относительно далёкого фона. Если знать величину этого изменения и расстояние между глазами, то можно вычислить расстояние от пальца до глаз с помощью простых геометрических соотношений. Астрономы используют этот метод для измерения расстояний до ближайших звёзд. Они берут в качестве базовой линии большую ось орбиты Земли вокруг Солнца и наблюдают одну и ту же звезду на противоположных концах этой оси с интервалом в полгода. Угол, который звезда образует с диаметром орбиты Земли, называется её годовой параллаксом. Половина этого угла называется годичной параллаксой звезды. Зная, что средняя длина орбиты Земли составляет около 150 миллионов километров, мы можем вычислить расстояние до звезды с помощью параллакса, что называется геометрическим расстоянием.
Метод триангуляционной параллакса может измерять расстояния только до звёзд, находящихся рядом с Солнцем. Самая близкая звезда находится на расстоянии 4,22 световых года от нас, а соответствующая ей годичная параллакса меньше 1". Чем дальше звезда, тем меньше её годичная параллакса, и измерить её становится сложнее. В настоящее время максимальное расстояние, на которое можно измерить звёзды с помощью триангуляционной параллакса, составляет примерно 500 световых лет. Размеры Галактики составляют около 82 000 световых лет, и большинство звёзд в ней находятся за пределами применимости этого метода; что касается объектов за пределами Галактики, то триангуляционная параллакса здесь совершенно бесполезна, и необходимо искать другие подходы.
Астрономы придумали другой метод измерения расстояний, называемый "фотометрическим методом". Принцип этого метода очень прост: если наблюдать одинаковые лампочки, то мы увидим, что близкие лампочки яркие, а далёкие — тусклые. Если измерить, насколько яркими являются лампочки, мы сможем узнать, насколько далеко они находятся от нас. Поскольку яркость лампочки может быть выражена в единицах "свечей", этот метод измерения расстояний также называют "стандартной свечей". Ключевой вопрос заключается в том, какие небесные объекты являются "одинаковыми лампочками", или какова их реальная яркость?
В ходе долгосрочного мониторинга звёзд учёные обнаружили некоторые звёзды, изменения яркости которых происходят по очень регулярному графику, и назвали их "цефеидами". В 1912 году американская астроном Левитт обнаружила, что существует связь между периодом изменения яркости цефеиды и её реальной яркостью: чем длиннее период изменения яркости, тем больше энергии выделяется; чем короче период изменения яркости, тем меньше энергии выделяется. Это означает, что мы можем использовать период изменения яркости цефеиды для определения её реальной яркости. Таким образом, если вычислить реальную яркость цефеиды по её периоду изменения яркости, мы сможем вычислить её расстояние до нас. Поэтому цефеиды называют "мерами неба". Американский астроном Хаббл впервые подтвердил, что Туманность Андромеды не является объектом Млечного Пути, а представляет собой огромную галактику, состоящую из миллиардов звёзд, подобных нашему Солнцу. Сфера применения "метода стандартных свечей" достигает 50 с лишним миллионов световых лет, что намного превышает возможности триангуляционной параллакса. Помимо цефеид, расстояния до соседних галактик измеряют в основном с помощью поиска в них цефеид.
В ещё более далёких галактиках многие звёзды уже нельзя различить, и только вспышки сверхновых, которые в момент своего взрыва выделяют столько энергии, что затмевают собой всю галактику, могут быть нами увидены. Сверхновые — это продукт поздних этапов эволюции звёзд, и в момент своего взрыва они становятся в тысячи раз или даже миллионы раз ярче, чем до взрыва. Максимальная яркость сверхновых типа Ia может достигать 10^7–10^10 раз яркости Солнца, а выделяемая ими энергия — 10^40–10^45 джоулей. Среди сверхновых наиболее пригодными для измерения расстояний являются сверхновые типа Ia, поскольку их яркость тесно связана с их реальной яркостью.Новая звезда. Такие сверхновые очень яркие во время вспышки, и их максимальная яркость очень стабильна. Они являются хорошими стандартными свечами, и измеренная ими яркость может достигать более 10 миллиардов световых лет. Благодаря своей впечатляющей смерти сверхновые стали новыми мерилами расстояний, предоставив ценные сведения об истории Вселенной. Американские астрономы Переллман и Рисс, а также австралийский астроном Шмидт получили Нобелевскую премию по физике в 2011 году за наблюдения сверхновых, которые позволили им обнаружить, что Вселенная расширяется ускоренными темпами.
Но на этом история не заканчивается. Учёные обнаружили закон Хаббла, с помощью которого можно вычислить расстояние по красному смещению (скорости удаления) галактик. Однако в более ранней и более далёкой Вселенной галактик вообще не было. Учёные всё ещё пытаются найти новые способы раскрыть тайны ранней Вселенной.