Дава Собел – Стеклянный небосвод: Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды (страница 28)

«Могут спросить, – писал Солон Бейли в статье для Popular Science Monthly, – в чем необходимость и даже интерес до бесконечности открывать новые переменные». Помимо «значимости прибавления всякого нового факта о Вселенной к сумме человеческих знаний» он предлагал астрономический аналог поговорки альпинистов «Потому что гора существует». По его словам, только после того, как будет открыто очень много переменных и их изменчивость тщательно изучат, могло начаться исследование причин изменчивости.

На второй год продуктивного поиска новых переменных Пикеринг продолжал добиваться улучшения материально-технической базы, чтобы книги и брошюры из библиотеки, все еще размещавшейся в старом деревянном корпусе обсерватории, получили такую же надежную защиту от пожара, как стеклянные фотопластинки. Недавние усилия Инспекционного комитета не помогли собрать достаточных средств. Словно для того, чтобы продемонстрировать опасность, в полупустой квартире Пикеринга 4 марта 1907 года начался пожар. Пламя грозило уничтожить жилые покои директора и перекинуться на примыкающее восточное крыло обсерватории. К счастью, сотрудники обсерватории, натренированные за годы учебных тревог, услышали сигнализацию и погасили пламя еще до приезда муниципальных пожарных.

В 1907 году Мина Флеминг открыла 19 новых переменных. Она определяла их, как всегда, по особенностям спектров, а не путем наложения снимков областей неба. Лишь позже, после открытия, она обратилась к картирующим снимкам ради подтверждения своих находок. Если звезду удавалось застать в разное время в разных обличьях – то ярче, то тусклее, ее переменный характер надежно подтверждался. Однако для определения точной закономерности ее изменений во времени порой требовался десяток и более соседних постоянных звезд. В идеале самая яркая из этих соседок должна быть чуть ярче, чем переменная на максимуме, самая тусклая – тусклее, чем переменная на минимуме, а различия между промежуточными не должны превышать половины звездной величины. В 1907 году миссис Флеминг опубликовала свои методические рекомендации по отбору и оценке таких последовательностей звездных эталонов. В «Фотографическом изучении переменных звезд» давались координаты и величины свыше 3000 звезд, собранные ею для того, чтобы выловить более 200 переменных.

«Многие астрономы заслуженно гордятся открытием одной переменной и удовольствуются тем, что оставляют приготовления к ее наблюдениям на долю других, – замечал Герберт Холл Тёрнер, заокеанский коллега миссис Флеминг из Королевского астрономического общества, по поводу этой работы. – Открытие целых 222 переменных и забота о будущем в таком масштабе граничат с чудом».

В каждой группе звезд миссис Флеминг измеряла блеск соседок переменной с помощью «мухошлепки», давала им буквенные обозначения, начиная с a для самой яркой, а затем вычисляла разницу блеска между a и b, b и c и так для каждого промежутка в последовательности. Затем она таким же образом оценивала эту же группу звезд на второй, третьей и четвертой фотопластинках. Хотя порядок выборки в ее последовательностях оставался постоянным, этого нельзя было сказать об интервалах яркости. Одни снимки были сделаны через 8-дюймовый телескоп Дрейпера, другие – через «Бейч». Из-за разницы между телескопами, а также между фотоэмульсией на разных пластинках возникали противоречия. Она справлялась с ними, усредняя четыре значения на каждый интервал. Эти усредненные значения давали ей ряд опорных точек с начала до конца каждой последовательности.

Условно приняв величину каждой звезды, помеченной как a, за нулевую, она устанавливала величины b и последующих звезд, последовательно прибавляя интервалы. Затем миссис Флеминг сдвигала эти промежуточные значения с нулевой условной точки отсчета, соотнося их с видимыми звездными величинами. Директор и его сотрудники как в Кеймбридже, так и в Арекипе неоднократно наблюдали многие из ее эталонных звезд и фиксировали их величины. Она брала эти значения из опубликованных отчетов и соотносила со своими. Вычитание для каждой звезды разницы между зрительной и фотографической величиной давало среднюю разность для каждой последовательности, которая на последнем этапе прибавлялась к каждой звезде, чтобы получить ее «общепринятую величину».

На титульном листе своего «Фотографического изучения» миссис Флеминг подписалась как «куратор астрофотографии». Позже в своем заявлении на гражданство США она указала просто «астроном», так как графа для указания профессии в анкете была слишком мала. В другой графе она вычеркнула «жена», вписала туда «муж» и указала в скобках «покойный» рядом с именем Джеймса Орра Флеминга. Миссис Флеминг официально стала американкой 9 сентября 1907 года.

Установив и распространив свои фотографические стандарты, миссис Флеминг приступила к необъятной работе – применению их к 222 переменным. Многие из этих звезд были запечатлены на сотне с лишним фотопластинок, и она намеревалась измерить их величины на всех имеющихся снимках, чтобы достоверно выстроить все 222 кривые блеска. В процессе работы или в дальнейшем, когда станут известными истинные величины ее эталонных звезд, кривые блеска переменных можно будет скорректировать.

В сфере определения величин все было относительно. Фотографические стандарты миссис Флеминг зависели от фотометрии Пикеринга, которая, в свою очередь, опиралась на десятилетия визуального сравнения одних звезд с другими. Чтобы достичь великой цели – определения «истинной», или «абсолютной», величины, – предстояло узнать расстояние до звезд и запыленность космоса: расстояние приглушало любой свет, а звездная пыль, если она и вправду усеивала небеса, могла заслонять свет звезд.

В то время когда Пикеринг одобрил «Фотографическое изучение» миссис Флеминг как «первое крупное собрание последовательностей эталонных звезд для фотографического исследования переменных», сам он был занят разработкой единой звездной последовательности, которая служила бы универсальным стандартом. Существенный вклад в эту работу внесла мисс Ливитт. Пикеринг предполагал, что в будущем все фотографические величины будут опираться на гарвардский «Северный полярный ряд» – длинную цепочку из сорока с лишним звезд.

В 61 год у Пикеринга все еще было достаточно острое зрение для визуальной фотометрии. Он собирался начать новый раунд визуальных оценок тусклых звезд с помощью своего новейшего фотометра и 60-дюймового (1,5 м) телескопа-рефлектора, приобретенного после смерти предыдущего владельца, британского астронома Эндрю Энсли Коммона. «Личностное уравнение» директора – координация его зрения с мозгом и руками, естественно, отличалось от «личностных уравнений» его сотрудников Уэнделла, Бейли и Серла, и тем не менее многолетняя практика повторения измерений «до тошноты» привела к тому, что их результаты удовлетворительно сошлись. Опубликованная в 1908 году «Гарвардская фотометрия в новой редакции» показала это. В ней содержались сводные данные по звездным величинам 9000 ярких звезд. Пикеринг надеялся, что астрономы всего мира будут опираться на этот свод его трудов с 1879 года как на стандартный справочник в своей области.

В знак признания вклада Пикеринга в развитие фотометрии и спектроскопии Тихоокеанское астрономическое общество вручило ему в 1908 году золотую медаль Кэтрин Брюс по совокупности заслуг. Возможно, Пикеринг был бы рад еще больше, если бы эту честь оказали миссис Флеминг, как он неоднократно предлагал, но ее шансы получить награду представлялись маловероятными.

«Гарвардская фотометрия в новой редакции», с которой ознакомились во всем мире, содержала не только усредненные данные, прежде разбросанные по нескольким томам «Анналов», но и сведения о спектральном классе каждой из 9000 звезд, установленном мисс Кэннон по классификационной системе Дрейпера. Это ценное дополнение вскоре вызвало критику со стороны молодого датского астронома Эйнара Герцшпрунга из Копенгагена.

Герцшпрунг разделял приверженность Пикеринга практической фотометрии. Несколько лет он пытался при расчете звездных величин учесть расстояние, чтобы определить истинную яркость звезд. К тому времени геометрическим методом был вычислен ряд расстояний до звезд в пределах 100 световых лет от Солнца. Относительные расстояния до более дальних звезд могли искажаться в силу их постепенного смещения с луча зрения с течением времени, причем у наиболее дальних так называемое собственное движение проявлялось меньше всего. С учетом этого Герцшпрунг обнаружил, что некоторые из наиболее ярких звезд находились дальше всего от Солнца. Он мог только гадать, какие раскаленные гиганты способны излучать столь мощное сияние из самых глубин космоса.

В спектрах самых ярких дальних звезд Герцшпрунг нашел очень узкие, четко выделяющиеся водородные линии. Он опознал их как признаки, которые Антония Мори сочла характерными для категории c в ее сложной двухступенчатой системе классификации. Герцшпрунг стал одним из первых, кто оценил проницательность методов мисс Мори, и его огорчило использование модифицированной классификации мисс Кэннон в «Гарвардской фотометрии в новой редакции». В результате 22 июня 1908 года он написал Пикерингу, что система, принятая в новом издании, чрезмерно упрощена, и сравнил ее с ботанической классификацией, основанной на размере и окраске цветков, а не на морфологии растений. Ради наглядности Герцшпрунг повторил аналогию на примере животных: «Игнорировать c-признаки при классификации звездных спектров, по-моему, то же самое, что зоологу, установившему решительные различия между китом и рыбой, продолжать относить их к одному классу».