К 1866 году Хаггинсу удалось собрать достаточно данных для прорывного доклада на ежегодном собрании Британской ассоциации содействия развитию науки, проводившемся в тот год в Ноттингеме. Он сообщил, что многие туманности, включая планетарные, состоят из газа, хотя в центре некоторых из них и может находиться одиночная звезда. Но все объекты, изначально определенные как туманности и впоследствии благодаря современным телескопам оказавшиеся звездами (в частности, шаровые скопления), имеют, как легко догадаться, спектр, аналогичный спектру звезды. Важно, что многие из туманностей, которые не удается рассмотреть в телескоп как скопления звезд, в том числе спиральные туманности Росса, имеют спектр, аналогичный спектру шаровых скоплений. Все данные указывают на то, что такие туманности – тоже агломерации звезд, просто находящиеся слишком далеко, чтобы разглядеть в них отдельные светила. Хаггинс не утверждал это прямо, но почти дошел до этого вывода.

Пока астрономы привыкали к мысли, что вне Млечного Пути могут существовать другие галактики – «иные вселенные», технологии продолжали подталкивать их в нужном направлении. Во второй половине XIX века к зрительным наблюдениям за звездным небом добавилась фотография. Вместо того чтобы зарисовывать увиденное, астрономы могли теперь сделать снимок – более точное изображение, которое можно было рассмотреть в удобных условиях. У фото было и другое преимущество. Привыкнув к темноте, глаз может долго следить за объектом, но так и не увидит ничего, кроме того, что сумел разглядеть в первые несколько минут. А фотопластинка продолжает накапливать свет и создавать изображение на протяжении очень долгого времени. Это позволяет замечать больше деталей, чем может различить человеческий глаз, и даже фотографировать то, что мы увидеть вовсе не способны. Если прикрепить к телескопу спектроскопическую камеру, то можно запечатлеть на будущее точные спектры тусклых объектов и изучить их под микроскопом, чтобы исследовать самые мелкие детали линий спектра.

Одним из пионеров этой техники был Юлиус Шейнер[130], работавший в Потсдамской обсерватории. Он выяснил спектр туманности Андромеды, экспонируя фотопластинку в такой камере в течение семи с половиной часов, и его данные полностью подтвердили открытие Хаггинса. В 1899 году Шейнер сообщил, что поскольку «предыдущие соображения о том, что спиральные туманности, или звездные скопления, теперь нашли подтверждение, сама собой напрашивается идея о сопоставлении этих систем с нашей звездной системой, особенно учитывая ее удивительную схожесть с туманностью Андромеды». Иначе говоря, Млечный Путь и туманность Андромеды оказались спиральными галактиками. Полигон для науки XX века был подготовлен. Следующий ключевой шаг был сделан уже после строительства 2,5-метрового телескопа Хукера на горе Маунт-Вилсон, но даже до этого, в первые два десятилетия нового века, фотография и спектроскопия вызвали новый всплеск интереса к туманностям, особенно спиральным. Астрономы вступили на новый путь открытий – долгий и довольно запутанный.

По словам Конфуция[131], путешествие длиной в тысячу миль начинается с первого шага. Этот шаг по дороге от Земли к Вселенной в целом был сделан в 1761 году, когда астрономы использовали наблюдения редкого явления – прохождения Венеры по диску Солнца – и геометрические измерения, чтобы рассчитать расстояние до светила. Для этого надо было точно зафиксировать время наблюдения, в частности моменты, когда Венера будет «касаться» края Солнца, в значительно удаленных друг от друга точках на Земле. Зная расстояние от Земли до Солнца (современные измерения оценивают его в 149,6 млн км), диаметр орбиты Земли (чуть меньше 300 млн км) можно использовать как основу для измерения расстояний до ближайших звезд. Дело в том, что ближайшие светила несколько «сдвигаются» относительно «неподвижных», то есть более далеких, по мере того как Земля движется вокруг Солнца. Этот эффект параллакса можно наблюдать прямо сейчас, вытяните руку и посмотрите на палец то одним, то другим глазом: вам покажется, что он движется. Но сдвиги, измеряемые астрономами, менее заметны. Для сравнения можно взять угловой диаметр Луны, равный 30 угловым минутам или 1800 секундам. Даже для самых близких к нам звезд эффект параллакса намного меньше. Расстояние до звезды, которая сдвинется на одну угловую секунду на фотографиях, снятых с разницей в шесть месяцев, называется парсек (от «параллакс» и «секунда»), оно равно примерно 3,26 световых года. Ближайшая к нам звезда находится в 1,32 парсека (4,29 световых лет), то есть все исследования звезд предполагают наблюдения за их перемещениями менее чем на одну угловую секунду, если округлить, менее чем на одну двухтысячную часть видимой Луны. До появления астрофотографии это, конечно, было невозможно.

Есть и другие, менее точные приемы для определения расстояний до открытых звездных скоплений на основе наблюдений за их движением по небу или интерпретаций описанной ранее диаграммы Герцшпрунга – Расселла. Ключевой шаг на пути к масштабу Вселенной был предпринят в Гарварде в 1912 году Генриеттой Суон-Ливитт[132] – опытной ассистенткой астронома Эдварда Пикеринга[133]. Она окончила учебу в Обществе преподавания наук женщинам (впоследствии колледж Рэдклифф, ныне в составе Гарвардского университета) в 1892 году, накануне своего двадцатичетырехлетия, и через год стала работать в Гарвардской обсерватории под руководством Пикеринга поначалу как волонтер. Она занималась анализом фотопластинок в целях определения величины (яркости) звезд и стала настоящим экспертом в интерпретации поведения неодинаковых по яркости светил и оценке разницы между ними. В 1896 году Суон-Ливитт отправилась на два года в поездку по Европе, а по возвращении Пикеринг предложил ей оплачиваемую работу и она стала полноценным профессиональным астрономом (с зарплатой 30 центов в час), членом специально нанятого «гарема Пикеринга» – коллектива женщин, занимающихся кропотливыми расчетами и систематизацией данных.

Исследуемые Суон-Ливитт переменные звезды изначально считались двойными, а изменения в их яркости объяснялись прохождением одного светила перед другим. Становилось очевидно, что это одинарные звезды, которые действительно со временем изменяют яркость, причем иногда эти периоды длятся много месяцев. Хотя ее работа часто прерывалась из-за болезней, в 1904 году Суон-Ливитт оказалась в нужное время в нужном месте: ей попалась коробка фотопластинок, доставленных в Гарвард из южной наблюдательной станции обсерватории, расположенной в городе Арекипа в Перу. На пластинках были запечатлены две туманности, видимые лишь из Южного полушария и известные как Магеллановы облака; первым европейцем, описавшим их, был Фернан Магеллан. В одной из этих туманностей – Малом Магеллановом облаке – исследовательница быстро обнаружила десятки переменных звезд, а когда в том же году из Перу прибыли новые пластинки, их стало еще больше, и вскоре они исчислялись уже сотнями. В 1908 году Генриетта опубликовала статью, в которой подводила итог проделанной работе, с характерным заголовком «1777 переменных в Магеллановых облаках». Ключевое открытие, прославившее ее, находится в самом конце этой чуть более чем двадцатистраничной статьи: «Стоит отметить, что более яркие переменные имеют больший период».