У 1990-ті космічний телескоп «Гіппаркос» (Hipparcos — акронім від High Precision Parallax Collecting Satellite, супутник для збирання високоточних паралаксів — думаю, вони довго гралися з назвою, щоб вона стала співзвучною імені знаменитого давньогрецького астронома Гіппарха) виміряв паралакси понад 100 000 зір — а отже, й відстані до них — із похибкою близько однієї тисячної кутової секунди. Правда, неймовірно? Пам’ятаєте, як далеко має бути монета, щоб її розмір становив одну кутову секунду? Щоб зменшитися до однієї тисячної кутової секунди, монета має бути на відстані 3500 кілометрів від спостерігача.
Серед зір, паралакс яких виміряли за допомогою телескопа «Гіппаркос», був, звісно, й Сіріус, і результат склав 0,37921 ± 0,00158 кутової секунди. Звідси відстань до Сіріуса — 8,601 ± 0,036 світлового року.
Безумовно найточніше в історії вимірювання паралакса здійснили в 1995–1998 роках радіоастрономи для дуже особливої зорі під назвою Скорпіон X-1. Я докладно розповім про це в розділі 10. Вони отримали значення паралакса 0,00036 ± 0,00004 кутової секунди, що відповідає відстані в 9,1 ±0,9 тисячі світлових років.
Крім похибки, зумовленої недосконалістю обладнання, та обмеженого часу, впродовж якого можна вести спостереження, існує також «невідома прихована» похибка — страшний сон астронома. Що, як ви десь припускаєтеся помилки, про яку навіть не підозрюєте, бо щось пропустили або ваші прилади неправильно відкалібровано? Припустімо, ваші підлогові ваги, відколи ви їх придбали, показують на п’ять кілограмів менше. Ви дізнаєтеся про цей огріх тільки на прийомі в лікаря — і у вас ледь не стається серцевий напад. Ми називаємо це явище систематичною помилкою, і вона лякає нас до смерті. Я не прихильник колишнього міністра оборони Дональда Рамсфельда, але все-таки відчув до нього крихту симпатії, коли він у 2002 році під час одного брифінгу сказав: «Існує відоме невідоме, коли ми знаємо, що чогось не знаємо. Але є також невідоме невідоме, коли ми не знаємо, що чогось не знаємо».
Зважаючи на те, як ускладнює нам роботу недосконалість обладнання, досягнення талановитої, але рідко згадуваної жінки-астронома Генрієтти Свон Лівітт здається ще більш дивовижним. У 1908 році, працюючи на незначній посаді в Гарвардській обсерваторії, вона почала дослідження, завдяки якому було зроблено гігантський стрибок у визначенні відстаней до зір.
В історії науки подібні речі стаються так часто, що слід було б також вважати систематичною помилкою — нехтувати талантом, інтелектом і досягненнями жінок-учених4.
Аналізуючи фотопластини із зображеннями Малої Магелланової Хмари, Лівітт помітила, що у певному класі великих пульсуючих зір (які зараз відомі як цефеїди) чітко окреслюється залежність між видимим блиском зорі і часом, за який відбувається одна повна пульсація, тобто так званим періодом зорі. Вона з’ясувала: що довший період, то яскравіша зоря. Як ми побачимо, це відкриття дало можливість точно визначати відстань до зоряних скупчень і галактик.
Щоб оцінити його значення, нам спершу потрібно зрозуміти різницю між блиском і світністю. Видимий блиск — це кількість енергії світла на квадратний метр, яке ми спостерігаємо із Землі за секунду. Його вимірюють за допомогою оптичних телескопів. Тоді як світність у видимих променях — це кількість енергії, яку випромінює астрономічний об’єкт за секунду.
Візьмімо Венеру, зазвичай найяскравіший об’єкт на нічному небі, навіть блискучіший за Сіріус — найяскравішу зорю. Венера розташована дуже близько до Землі й тому дуже яскрава, але в неї практично немає справжньої світності. Вона випромінює відносно мало енергії порівняно із Сіріусом — потужним ядерним горном, удвічі більшим за Сонце, із приблизно у 25 разів більшою світністю. Світність об’єкта може багато розповісти про нього астрономам, але проблема в тому, що надійного способу її виміряти не існувало. Блиск можна виміряти, бо це те, що ми бачимо. Світність виміряти неможливо. Щоб визначити її, потрібно знати як блиск зорі, так і відстань до неї.