Стеклянный небосвод: Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды

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.