Ответ:
Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всего это можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период — светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около -8m,5, а у шаровых скоплений в среднем -8m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объекта и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света.
О расстояниях до удаленных галактик, в которых перечисленные объекты не видны, судят по их видимым угловым размерам или по видимой звездной величине. Для этого необходимо, очевидно, знать размеры или светимости галактик данного типа.
Наконец, еще один способ основан на определении величины красного смещения. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу. Как мы увидим в последнем параграфе настоящей главы, это смещение линий нужно интерпретировать как увеличение средних расстояний между галактиками во Вселенной. В результате нам кажется, что галактики как бы убегают от нас. Из наблюдений следует, что скорость удаления галактик от нас Vr , соответствующая красному смещению Dl , увеличивается с расстоянием, так что между lg Vr и видимой звездной величиной галактик одинаковой светимости обнаруживается линейная зависимость. Она показана на рис. 239, на котором каждая точка соответствует среднему значению видимой звездной величины нескольких наиболее ярких галактик, принадлежащих соответствующему скоплению галактик (см. § 175). Средние светимости наиболее ярких членов скоплений значительно меньше должны различаться между собою, чем светимости отдельных галактик вообще, для которых разброс точек получился бы значительно больше, чем на рис. 240.