Астроном фотографирует какой-либо участок неба, на котором заметно покраснение звезд, а затем терпеливо подсчитывает, сколько звезд отпечаталось на пластинке. Звезды каждой звездной величины подсчитывают отдельно.
Затем астроном фотографирует другой участок поблизости от первого, но такой, на котором не заметно покраснения света звезд. И опять подсчитывает звезды.
Фотографирование повторяется несколько раз, чтобы избежать ошибок. И в итоге этой кропотливой работы у астронома получается табличка:
Число звезд 5, 6, 7 и 8 величин на обеих фотографиях совпадает. Очевидно, эти более яркие звезды находятся ближе к нам, чем туманность, и их лучам по пути ничто не мешает.
У звезд девятой величины совпадения нет. В нижней строке — 23, а в верхней — 62. На участке неба, где предполагается присутствие туманности, звезд девятой величины явно не хватает. Сравниваем дальше — число звезд каждой следующей величины в нижней строке как бы сдвинулось вправо на одну графу. Звезды девятой величины ослабели до десятой величины, а звезды десятой величины ослабели до одиннадцатой и так далее.
Это показывает, что на среднем расстоянии звезд девятой величины расположилось облако космической пыли. Оно ослабило свет звезд, которые находятся позади нее, часть этих звезд стала невидимой, и блеск звезд уменьшился на одну звездную величину.
Это, разумеется, очень приблизительный и грубый способ определения расстояний до темных туманностей. Он основан на неправильном предположении, что все звезды одинаково яркие, как уличные фонари.
Конечно, звезды не одинаковы — есть среди них и яркие и тусклые.
Советские астрономы не пользуются этим способом. Он приведен нами только для примера, как самый простой и наглядный.