Kosmiliste kauguste redel

Keegi ei ole kunagi otseselt mõõtnud kaugust mõne teise galaktikani — redeli iga pulk on kalibreeritud alloleva pulga järgi. Parallaks, mis põhineb puhtal geomeetrial, määrab lähedaste tsefeiidide skaala; need tsefeiidid kalibreerivad omakorda Ia tüüpi supernoovade maksimaalse heleduse nende peremeesgalaktikates; ning piisavalt kauged supernoovad, mis näitavad kosmilist paisumist, kalibreerivad Hubble'i konstandi enda. Kuna iga samm pärib eelmiste vead, levib väike kalibreerimisviga parallaksi pulgal kuni vaadeldava universumi mõõtme mõjutamiseni — ja just seepärast on tänapäeva lahkarvamus redelipõhiste ja varajase universumi H0 mõõtmiste vahel, nn 'Hubble'i pinge', kosmoloogias nii suur küsimus.

Küünal paistab seda tuhmimana, mida kaugemal ta on — heledus kahaneb võrdeliselt kauguse ruuduga. Kui teame, kui palju valgust objekt tegelikult kiirgab, siis selle võrdlemine näiva heledusega ütleb täpselt, kui kaugel objekt asub. Sellist objekti nimetatakse standardküünlaks: tsefeiid reedab oma tegeliku heleduse pulseerimise kiirusega, Ia tüüpi supernoova aga oma valguskõvera kujuga. Parallaks, esimene pulk, on seevastu puhas geomeetria — nagu pöial, mis tausta suhtes nihkub, kui silma vahetada.

Tsefeiid ei sära ühtlaselt — ta paisub ja tõmbub kokku nagu aeglane südamelöök, mida käivitab tähe sees peituv kahekordselt ioniseeritud heeliumi kiht. Kui täht kokku surutakse, muutub see kiht läbipaistmatumaks ja peab soojust kinni, rõhk kasvab ja lükkab kihi väljapoole; paisudes ja jahtudes heelium rekombineerub, kinnipeetud valgus pääseb välja ja kiht vajub tagasi. See 'Eddingtoni ventiil' määrab pulseerimisperioodi — ja just see periood reedab tähe tegeliku heleduse, tehes teise pulga võimalikuks.