Измерение космических расстояний на масштабах галактик и выше — ключевая задача астрофизики. Знание расстояний до удалённых галактик, квазаров и галактических скоплений критично для исследования ранних этапов существования Вселенной, но на «лестнице космических расстояний» это и самая сложная её ступень. Мы можем уверенно определять расстояния до ближних объектов в Солнечной системе, а также на следующем уровне — до окружающих звёзд, причём расстояния до пары сотен световых лет можно даже измерить напрямую (методом параллакса). Но удалённость объектов следующих уровней — дальние звёзды в Галактике, соседние галактики Местного скопления и, наконец, галактики на космологических расстояниях исследуют только косвенными методами. Таких методов накопилось достаточно, и один из популярных — исследование вспышек Сверхновых, но только определённого типа (Ia). Телескоп Hubble благодаря специализации своих камер может справиться с такой задачей.
В галактике NGC 3810 в 2022 году астрономы зафиксировали вспышку Сверхновой типа Ia. NGC 3810 — спиральная галактика в созвездии Льва. Её можно разглядеть в любительский телескоп или, возможно, в хороший бинокль (её видимая звёздная величина +10m). В начале 2023 года телескоп Hubble вплотную занялся наблюдением этой и нескольких других галактик, анализируя остатки недавних взрывов Сверхновых именно этого типа. Сверхновые Ia — результат взрыва звёзд класса белых карликов. Эти звёзды, в отличие от разнообразных звёздных гигантов, в меру единообразны, поэтому при взрыве белого карлика как Сверхновой типа Ia их яркость на пике должна быть, разумеется, не строго одинаковой, но сопоставимой. В этом отличие типа Ia от других видов Сверхновых, в которых яркость изменяется от случая к случаю на много порядков. Итак, тип Ia помогает измерять расстояния до галактик: мы знаем, какой яркой должна быть вспышка этого типа, мы измеряем её видимую яркость, и сопоставляя эти две величины, узнаём расстояние до звезды, а следовательно — до содержащей её галактики.
Сверхновые обозначают по году открытия, например, видимые с Земли в историческое время вспышки называются SN 1181, SN 1604 («Сверхновая Кеплера») и т. д. Когда их начали открывать более одной в год (разумеется, в удалённых галактиках), к году стали прибавлять буквы: SN 1987a — Сверхновая в Большом Магеллановом облаке. Но теперь открытием разнообразных космических объектов занимаются автоматизированные обзоры неба, и Сверхновых каждый год открывают тысячи. К сожалению, ни одной из них полюбоваться невооружённым глазом не получается — последняя видимая человечеством была как раз упомянутая Сверхновая Кеплера 400 лет назад. Поэтому нумерация усложняется: когда заканчивается латинский алфавит, астрономы переходят в следующий разряд и начинают счёт сначала, то есть фактически нумеруют вспышки в 26-ричной системе счисления (26 букв латинского алфавита). Итак, Сверхновая в этой галактике в созвездии Льва получила обозначение SN 2022zut. Можно подсчитать, что она была в этом году 18142-й обнаруженной вспышкой.
В методе, к сожалению, есть существенный недостаток: на пути от удалённой галактики к нам находятся скопления межгалактической пыли, которые блокируют часть света от звезды. Несложно догадаться, что если не учесть это обстоятельство, мы получим сильно завышенные значения расстояния: поглощение света на пути сделает вспышку более тусклой, и можно будет подумать, что она произошла ощутимо дальше, чем на самом деле. Поэтому следующая задача астрономов — определить, насколько пыль ослабляет сигнал. Но чем дальше галактика — тем больше пыли на пути, и тем больше суммарное поглощение света. Задача становится уравнением с несколькими неизвестными, поскольку яркость уменьшается и из-за расстояния, и из-за увеличивающегося «столба» космической пыли, который должен преодолеть свет. Для разделения эффектов поглощения пылью и собственно расстояния нужно использовать другие независимые методы калибровки. Особенности аппаратуры телескопа «Хаббл» как раз позволяют использовать один из таких альтернативных методов в дополнение к обычным.
На снимках «Хаббла» имеются изображения одной и той же Сверхновой Ia на разных длинах волн. Телескоп работает в основном в видимом и ультрафиолетовом диапазоне, но захватывает и ближнюю инфракрасную область. На ультрафиолетовых снимках межзвёздная пыль практически полностью блокирует свет от вспышки, тогда как инфракрасные лучи проходят сквозь слои пыли с гораздо меньшим рассеянием. Такое явление легко понять, наблюдая за светофором в тумане: его красный сигнал виден на гораздо большем расстоянии по сравнению с зелёным (это одна из причин, почему предупреждающие огни чаще всего красного цвета). Можно тщательно замерить поток света от взорвавшейся звезды на разных длинах волн, и по разности рассеяния определить, какой слой космической пыли приходится преодолевать лучу света. Таким образом, у нас появляется в распоряжении способ калибровки, который позволяет определить соотношение между яркостью Сверхновой в зависимости от длины волны и расстоянием до неё. Hubble в этом отношении обладает уникальной возможностью рассматривать объект в инфракрасном и ультрафиолетовом свете при помощи одного и того же инструмента, поэтому для такой калибровки из подобных космических телескопов он просто идеальный.
Для измерения космических расстояний существует множество других методов. Способ определения расстояний по Сверхновым типа Ia — один из наиболее точных и полезных. Прочие методы используют для независимой проверки, а также для измерения расстояний на более мелких или крупных масштабах. Например, один из способов измерения расстояний до галактик — сопоставление их скоростей вращения и яркостей (эмпирическое соотношение Талли-Фишера, которое можно встретить во многих вариантах). Скорость вращения вещества в галактике указывает на её массу: очевидно, чем она больше, тем материал вращается быстрее. Так, например, можно грубо оценить массу вещества Млечного Пути, располагая данными о скорости звёзд. Во вставке к этой статье приводится такое упражнение для читателя исходя из известных данных по скорости движения Солнечной системы. Зная массу (фактически — количество звёзд), можно судить об истинной яркости галактики, и сопоставляя с видимой яркостью, определить расстояние до неё. Таким методом расстояние до NGC 3810 оценивают в 50 миллионов световых лет. Определение методом «по яркости и по пыли» можно использовать как само по себе в научных целях, или как дополнительный метод калибровки существующих способов определения расстояний.
