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.

Використовуючи метод статистичного паралакса, Ейнар Герц­шпрунг у 1913 році та Гарлоу Шеплі у 1918 році змогли перетворити значення блиску, отримані Лівітт, у світність. І припустивши, що світність цефеїди з певним періодом у Малій Магеллановій Хмарі така само, як і в цефеїди з тим же періодом в іншому місці, вони змогли розрахувати співвідношення світності для всіх цефеїд (навіть тих, що перебувають за межами Малої Магелланової Хмари). Я не зупинятимусь на цьому методі, оскільки він заскладний для нефахівців. Хочу лише наголосити: виявлення взаємозв’язку між періодом і світністю зорі стало важливою віхою у вимірюванні відстаней. Якщо вам відомі світність і блиск зорі, ви можете обчислити відстань до неї.

Діапазон світності, до речі, досить значний. Світність цефеїди з періодом 3 дні приблизно в 1000 разів більша за світність Сонця. Якщо період цефеїди — 30 днів, її світність перевищуватиме світність Сонця в 13 000 разів.

У 1923 році уславлений астроном Едвін Габбл виявив цефеїди в галактиці Андромеди (також відомій як М31) і обчислив, що відстань до неї приблизно 1 мільйон світлових років — чимало астрономів були приголомшені цим результатом. Багато хто, зокрема й Шеплі, доводив, що Чумацький Шлях містив у собі весь Всесвіт, зокрема галактику М31, а Габбл показав, що насправді він надзвичайно далеко від нас. Але стривайте — якщо ви загуглите, яка відстань до галактики Андромеди, то побачите, що 2,5 мільйона світлових років.

Це був яскравий приклад невідомого невідомого. Але геній Габбл також припустився систематичної помилки. Він у своїх розрахунках спирався на світність зір, які пізніше стали називати цефеїдами ІІ типу, хоча насправді спостерігав інший різновид цефеїд з майже в чотири рази більшою світністю (згодом їх назвали цефеїдами І типу). Астрономи виявили цю різницю тільки в ­1950-ті й миттю усвідомили, що всі відстані, обчислені за останні тридцять років, були спотворені удвічі. Щойно побачили цю грубу систематичну помилку, розміри відомого Всесвіту подвоїли.

У 2004 році, усе ще за допомогою методу цефеїд, астрономи обчислили відстань до галактики Андромеди — 2,51 ± 0,13 мільйона світлових років. У 2005 році інша група вчених, використовуючи метод затемнювано-подвійних зір, одержала результат 2,52 ± 0,14 мільйона світлових років, тобто приблизно 24 ∙ 1018 кілометрів. Обидва результати чудово узгоджуються один з одним. Утім похибка становить приблизно 140 000 світлових років (мало не 1,3 ∙ 1018 кілометрів). І ця галактика за астрономічними мірками майже поруч. Уявіть, які похибки під час визначення відстаней до безлічі інших галактик.

Тепер ви розумієте, чому астрономи постійно шукають так звані стандартні свічки — об’єкти з відомою світністю. Завдяки їм ми можемо обчислити відстань, використовуючи низку оригінальних методів на кшталт вимірювальної рулетки для космосу. Вони відіграли важливу роль у створенні так званої шкали космічних відстаней.

На першому щаблі цієї шкали для визначення відстані до об’єкта використовують паралакс. Завдяки надточним результатам, отриманим за допомогою телескопа «Гіппаркос», ми можемо вимірювати відстані до об’єктів, віддалених від Землі на кілька тисяч світлових років. Наступна сходинка — цефеїди, які дають нам достовірні результати для об’єктів, що перебувають на відстані до 100 мільйонів світлових років. На наступних щаблях астрономи застосовують низку химерних складних методів, надто наукових, щоб у них заглиблюватися. Багато із цих методів пов’язані зі «стандартними свічками».

Зі зростанням відстані, яку ми хочемо визначити, обчислення стають дедалі складнішими. Частково це зумовлено неймовірним відкриттям Габбла в 1925 році, згідно з яким усі галактики у Все­світі віддаляються одна від одної. Це відкриття — одне з найважливіших і найприголомшливіших в астрономії і, можливо, в усій науці за минуле століття. Зрівнятися з ним може хіба що еволюційна теорія природного добору, яку висунув Дарвін.