Принстонский университет, но в то время женщин туда не принимали – вопиющая гендерная дискриминация, которая продолжалась до 1975 года. Поэтому ей пришлось пойти в Корнеллский университет, после чего в 1954-м она защитила докторскую диссертацию в Джорджтаунском университете, где в 1962 году получила должность преподавателя астрономии. И даже тогда ей было нелегко добиваться выделения наблюдательного времени на больших телескопах Паломарской обсерватории в Южной Калифорнии. Просто до нее вообще не было женщин-наблюдателей.

После перехода в отдел земного магнетизма, куда она могла добраться из дома пешком, что было очень удачно, поскольку ее младшей дочери в 1965 году было всего пять лет, Рубин должна была решить, с кем она будет работать в одном кабинете – с Берни Берком или с Фордом. Ее заворожили разбросанные по столу детали фордовского спектрографа с электронно-оптическим преобразователем. «И поэтому она выбрала спектрограф», – сказал, улыбаясь, Форд. Они проработали в одном кабинете 15 лет.

Именно благодаря этому спектрографу с электронно-оптическим преобразователем – теперь это один из экспонатов в Национальном музее воздухоплавания и аэронавтики на Национальной аллее – Рубин с Фордом смогли выполнить свои эпохальные наблюдения. Для изучения движений звезд и туманностей астрономы используют спектрограф – устройство с призмой или дифракционной решеткой, служащее для разложения света на цвета радуги. Темные линии в полученном спектре – следы различных химических элементов – смещаются в красную или голубую стороны в зависимости от того, удаляется или приближается исследуемый объект, при этом величина сдвига длины волны зависит от скорости объекта. Это тот же самый метод, основанный на эффекте Доплера, который Весто Слайфер использовал в 1912 году для измерения скоростей разбегания галактик, вызванного расширением Вселенной (см. главу 3).

Но чтобы получить на фотопластинке изображение спектра тусклой туманности, нужны очень большие экспозиции, иногда длительностью до двух ночей. Сконструированный Фордом и изготовленный компанией RCA электронно-оптический преобразователь Карнеги служит усилителем изображения, позволяя снимать объекты малой яркости с более короткими экспозициями. Если не вдаваться в технические подробности, то принцип его работы состоит в том, что, попадая на катодный конец устройства, фотон выбивает электрон. После чего каскадный процесс внутри электронно-лучевой трубки порождает целую лавину электронов. В результате пучок электронов вызывает на фосфорном экране свечение пиксела, которое намного ярче исходного фотона. Эта же самая технология используется в военных приборах ночного видения.

Благодаря новому устройству спектры тусклых объектов стало возможным получать всего за пару часов – это был огромный прогресс. Слайфер первым получил спектры – и измерил скорости – для целых галактик. Теперь с помощью спектрографа Форда стало возможным сделать то же самое для отдельных объектов в исследуемой галактике, во всяком случае, если она не слишком удалена от нас. Такие спектры стали источником важной информации о зависимости скорости вращения спиральной галактики от расстояния до ее центра, что, в свою очередь, позволило определить массу галактики и характер распределения этой массы.

С такого рода соотношением между скоростью вращения и массой приходится иметь дело при изучении многих других плоских вращающихся структур во Вселенной – от колец Сатурна и всей нашей Солнечной системы в целом до протопланетных дисков вокруг новорожденных звезд. Во всех этих случаях, так же как и для дисковых галактик вроде нашей собственной или галактики Андромеды, характер движений определяется в первую очередь гравитацией, и измерения скоростей дают представление о распределении массы во вращающейся системе.

Возьмем, например, нашу Солнечную систему. Если мы знаем скорость движения планеты по орбите и радиус орбиты (среднее расстояние планеты от Солнца), то нетрудно рассчитать массу Солнца. То есть, даже если бы не имели ни малейшего представления о размере и составе Солнца – и даже если бы мы вообще никогда не видели Солнца, – его масса легко определяется просто из наблюдений движения планет.

Около 99 % массы Солнечной системы сосредоточено в самом Солнце. Но в случае дискообразной галактики вроде туманности Андромеды дело обстоит немного иначе: масса там оказывается гораздо сильнее «размазана» по системе. Из-за этого скорость движения звезды на определенном расстоянии от центра определяется не только массой центрального объекта (как и в нашей галактике Млечный Путь, в центре галактики Андромеды тоже есть сверхмассивная черная дыра), но также и массой всей – видимой и темной – материи, заключенной внутри орбиты звезды. Аналогичным образом, если бы внутри орбиты Юпитера вокруг Солнца обращались миллионы других планет-гигантов, то Юпитер двигался бы быстрее из-за вызванного их совокупной массой дополнительного притяжения.

Конечно, естественно ожидать, что начиная с некоторого места должно начаться снижение орбитальной скорости с удалением от центра галактики. В конце концов, звездная плотность на внешней границе галактического диска намного ниже плотности вблизи ядра – из-за этого внешние области галактики видны только на снимках с длительной экспозицией. Поэтому на кривой зависимости орбитальной скорости от расстояния до центра – этот график называется кривой вращения – с некоторого расстояния должно начаться медленное снижение. В форме кривой вращения галактики содержится информация о ее массе и распределении массы – именно то, что хотели определить Рубин с Фордом для галактики Андромеды.

Хотя галактика Андромеды, возможно, и ближайший сосед нашей собственной галактики Млечный Путь [9], но она все же удалена от нас на 2,5 миллиона световых лет. На таких расстояниях было невозможно получить спектры отдельных звезд – даже с помощью чувствительного прибора Форда. Вместо этого Рубин с Фордом обратили внимание на так называемые области HII – облака горячего ионизованного водорода с высокой светимостью – вроде знаменитой туманности Ориона, только гораздо крупнее. Эти облака тоже обращаются вокруг центра галактики со скоростями, которые определяются суммарной массой, заключенной внутри орбиты.

Начиная с декабря 1966 года громоздкий спектрограф с электронно-оптическим преобразователем устанавливался на 72-дюймовый телескоп обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе (штат Аризона) для проведения наблюдений в течение нескольких ночей. Надо было точно наводить телескоп на каждую область HII так, чтобы слабый свет туманности попадал в инструмент и его можно было разложить в спектр. Для съемки спектра на фосфорном экране использовалась специальная кассетная камера – в то время не было такой вещи, как автоматическое электронное считывание. Несмотря на обеспечиваемое электронно-оптическим преобразователем невероятное усиление, пластинки размером 2×2 дюйма (5×5 см) приходилось экспонировать в течение двух-трех часов. Все это время надо было вручную «вести» телескоп, чтобы точно отслеживать медленное перемещение галактики Андромеды по небу, вызванное суточным вращением Земли. И все это в подкупольном помещении, где так же холодно, как и снаружи, да к тому же еще и в полной темноте, чтобы лишняя засветка не подпортила