Стеклянный небосвод: Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды

Ближайшую предшественницу Новой Наугольника, новую 1891 года, обнаружил путем прямого наблюдения в телескоп любитель из Эдинбурга, который уведомил об этом Королевского астронома Шотландии, послав анонимную открытку. Своевременное информирование позволило обсерваториям Оксфорда и Потсдама сфотографировать новую в первые несколько дней после ее открытия. Пикеринг сравнил снимок спектра той вспышки с Новой Наугольника. Они практически совпадали. Вместе они давали идеальную иллюстрацию к сообщению об открытии «миссис М. Флеминг», которое Пикеринг отправил в начале ноября в журнал Astronomy and Astro-Physics. «Сходство этих двух новых звезд любопытно, – отмечал он, – так как, если оно подтвердится в случае других новых, это укажет на их принадлежность к особому классу со сходным составом или физическим состоянием». Еще важнее было то, что именно сходство помогло миссис Флеминг сделать открытие и давало простор для других находок при просеивании архива спектров, собранных для Мемориала Генри Дрейпера.

Пикеринг рассматривал новые – причем любые – как экстремальную разновидность переменных звезд. В ряду выделенных им пяти типов переменных звезд новые стояли на первом месте. Если астрономы в беспрестанных попытках понять природу звезд классифицировали их по цвету, яркости или спектральным признакам, то более редкие переменные звезды можно было сгруппировать по их поведению. «Новая», или «временная», звезда вспыхивала и гасла всего единожды в жизни. Краткость сияния отличала, таким образом, тип I от «долгопериодических» переменных типа II, демонстрировавших медленные, циклические изменения продолжительностью в один-два года, которые наблюдали рекрутированные Пикерингом добровольцы-любители. Тип III переживал еле заметные изменения, которые было непросто отследить в маленький телескоп; тип IV характеризовался непрерывной изменчивостью с короткими интервалами, а звезды V типа оказались «затменно-двойными», то есть парами звезд, периодически заслонявших друг друга.

Непонятной оставалась лишь причина быстрого нарастания яркости новых. Что-то – возможно, столкновение звезд? – заставляло звезду выделять и воспламенять огромные массы водорода. Спектры двух недавних новых представляли собой идеальные портреты водородного горения. Если бы Пикеринг узнал о вспышке раньше, а не через 15 недель после события, он мог бы проследить, как Новая Наугольника медленно угасает, как светлые линии темнеют и спектр вновь обретает нормальный звездный облик.

Солон Бейли ничуть не жалел, что сам не заметил Новую Наугольника. Его заботой было руководство текущей работой филиала в Арекипе, организация ночных сеансов фотосъемки и своевременной отправки фотопластинок в Гарвард. Хотя он и просматривал каждый снимок, чтобы убедиться в его пригодности, подробное изучение, как всегда, оставалось на долю кеймбриджского штата научных сотрудников и расчетчиц. Он охотно присоединился к хору поздравлений, сыпавшихся на миссис Флеминг.

После возвращения в Арекипу в конце февраля 1893 года Бейли влюбился в большие шаровые скопления звезд, видимые в ясном южном небе. Эти объекты, каждый из которых для невооруженного глаза казался просто расплывчатым пятнышком или мерцающей звездочкой, в бинокль выглядели как шарики туманного света, плотного в середине и постепенно рассеивающегося ближе к границам. При взгляде через 13-дюймовый бойденовский телескоп эти скопления рассыпались роями звездных пчел. Изобилие составляющих заставило Бейли произвести их перепись. Он начал со съемки одного скопления с двухчасовой выдержкой ночью 19 мая 1893 года. На отдельной стеклянной пластинке Бейли прочертил линии, так что получилась решетка из 400 миниатюрных ячеек. Наложив эту решетку на стеклянный негатив и поместив обе пластинки под микроскоп, он сосчитал звезды в каждой ячейке. «Перекрестье окуляра разделяло каждую ячейку еще на четыре подсекции, – сообщал Бейли в июне журналу Astronomy and Astro-Physics, – что помогло предотвратить путаницу в счете».

Тем не менее он попросил Рут Бейли произвести подсчет еще раз для независимого подтверждения результатов. Увидев, что жена насчитала больше объектов, чем он сам, Бейли усреднил свои и ее результаты, и получилось, что в скоплении Омега Центавра не менее 6389 звезд. «Нет сомнений, однако, – прибавлял он, с учетом сложности подсчетов для густонаселенного центра, – что полная численность звезд, составляющих это великолепное скопление, намного выше». Затем он принялся измерять блеск отдельных звезд в скоплении по рядам, последовательно сравнивая каждую звезду с соседними – 8,7; 9,5; 8,8; 8,5; 9, 8,8; 9,2 и т. д.