если таковые в ней имеются. Теперь Хаббл на серии снимков с длительной выдержкой, сделанных в течение нескольких ночей подряд через 100-дюймовый телескоп, обнаружил в туманности Андромеды целые скопища звезд.

«В этом сезоне я наблюдал за туманностью настолько неотрывно, насколько позволяла погода, – говорилось в письме Хаббла, – и за последние пять месяцев отловил девять новых и две переменные». Кривая блеска, составленная им для одной из переменных, демонстрировала медленный спад и быстрый подъем до максимальной яркости, характерные для цефеид мисс Ливитт. Пик блеска новооткрытой цефеиды Хаббла приходился на очень малую 18-ю величину, хотя длительная периодичность – 31 день – говорила о том, что она должна быть в тысячи раз ярче Солнца. Звезда казалась тусклой только из-за большого расстояния. Опираясь на разработанную самим Шепли калибровку для цефеид, Хаббл рассчитал, что спираль Андромеды удалена более чем на миллион световых лет. Чтобы туманность выглядела настолько заметной на таком огромном расстоянии, она должна по размеру быть не меньше Млечного Пути. Следовательно, туманность Андромеды – галактика, самостоятельная островная вселенная.

Прочитав весть от Хаббла и взглянув на кривую блеска, Шепли протянул листочки мисс Пейн со словами: «Вот письмо, которое разрушило мою вселенную».

В ответном письме «Дорогой Хаббл…» от 27 февраля Шепли все еще выказывал признаки неготовности признать поражение: «Ваше письмо об урожае новых и о двух переменных звездах в направлении туманности Андромеды – самое занимательное, что мне доводилось читать за долгое время». Вопреки Хабблу, помещавшему переменные внутрь туманности, Шепли допускал лишь, что они находятся приблизительно в ее направлении.

Шепли никогда не симпатизировал Хабблу. Оба родились в Миссури, но Хаббл, проучившись три года в Оксфорде по стипендии Родса, сменил свой выговор Среднего Запада на утрированный британский акцент. Кроме того, он цеплялся за свое воинское звание, полученное на службе в годы Первой мировой, и продолжал в гражданской жизни представляться как «майор Хаббл». Когда в сентябре 1919 года майор по приглашению Хейла выступал с докладом в Маунт-Вилсон, он явился туда в галифе и плаще-накидке. Во время кратковременного периода совместных наблюдений Шепли и Хаббла на одной горе первый кривился всякий раз, когда второй говорил: «Юпитером клянусь!»[25] При всем при том Шепли находил кропотливую работу Хаббла безупречной: «Расстояние от вашей переменной до ядра и изобилие снимков, которыми вы теперь располагаете, – признавал Шепли в своем письме, – безусловно убеждают вас в истинной переменности этих звезд».

Новость о цефеиде предназначалась только для Шепли, так как перед ее обнародованием Хаббл собирался подкрепить вывод о расстоянии до туманности Андромеды дальнейшими наблюдениями. Однако неделю спустя после своей «бомбы» Хаббл ушел в отпуск, чтобы сыграть свадьбу с выпускницей Стэнфордского университета Грейс Бёрк Лейб, богатой вдовой из Лос-Анджелеса, и отправиться с ней в трехмесячное свадебное путешествие по Европе. Вернувшись к работе, он открыл в туманности Андромеды еще 11 цефеид. Когда-то Шепли переживал, что «жалкие» 11 цефеид Млечного Пути – недостаточное доказательство его теории Большой галактики. Теперь 12 открытых Хабблом в Андромеде нанесли идее одинокой галактики решающий удар. Хаббловы цефеиды опровергли данные ван Манена, по которым спирали вращались быстро. Несомненно, цефеиды Хаббла населяли космос со множеством островных вселенных.

«После открытия Хабблом цефеид, – писал Шепли ван Манен, – я снова поиграл с движениями и с интерпретацией измерений». Он продолжал доверять им, хотя остальные больше не доверяли.

Гебер Кёртис, былой оппонент Шепли на «дискуссии», упивался доказанной реальностью островных вселенных. В статье для журнала Scientia в 1924 году Кёртис восторгался перспективами новых знаний: «Среди великих идей, когда-либо сформировавшихся в умах мыслителей, немногие превосходят ту, что мы – микроскопические обитатели малозначительного спутника одного из миллионов солнц, образующих нашу галактику, способны заглянуть за ее пределы и узреть другие такие же галактики, диаметром в десятки тысяч световых лет, каждая из которых, как и наша, состоит из тысяч миллионов солнц, и что, таким образом, мы проникаем в дальний космос на расстояния от полумиллиона до сотни миллионов световых лет».

Пусть человек и не «такая важная птица», как иронизировал в 1918 году Шепли, отодвинувший Солнце от центра Млечного Пути, но его ум смог преодолеть пространство и время.

Сесилия Пейн терпеливо просеивала те же снимки, сделанные через объектив с призмой, что прошли через руки Нетти Фаррар, Вильямины Флеминг, Антонии Мори и Энни Кэннон. В таинственных сочетаниях линий, которые помогли ее предшественницам рассортировать звезды на классы, мисс Пейн видела новый подтекст. Речь шла об изменении состояния отдельных атомов, поглощавших и испускавших крошечные количества света. Тысячи фраунгоферовых линий в каждом спектре отмечали переход электронов, вращающихся вокруг атомного ядра, с одного энергетического уровня на другой.

Представления мисс Пейн опирались на труды индийского физика из Калькутты Мегнада Саха, впервые связавшего атом со звездами. В 1921 году Саха показал, что отличительные спектральные признаки различных классов звезд обусловлены свечением при разных температурах. Чем горячее звезда, тем легче электронам вокруг ее атомов перескочить на более высокие орбиты. При достаточном нагреве внешние электроны отрываются, оставляя положительно заряженные ионы, имеющие другой спектр. Саха разработал уравнения, предсказывающие расположение фраунгоферовых линий в спектрах различных элементов при экстремально высоких температурах, выше тех, которые можно было достичь в лабораторных печах. Затем он проверил свои прогнозы на опубликованных спектрах из Гарвардского архива. Соответствия указывали на то, что категории дрейперовской классификации зависели почти исключительно от температуры. Звезды класса O были горячее звезд класса B, которые, в свою очередь, были горячее A, и так далее до самого конца последовательности.

Корреляцию между температурой и спектральным классом звезд отмечали и другие исследователи, от первого классификатора Анджело Секки до современного теоретика Генри Норриса Рассела, но до Сахи никто не давал ей физического объяснения. По расположению и интенсивности фраунгоферовых линий Саха смог оценить истинные температурные диапазоны для звезд из различных дрейперовских категорий.

Последовав многообещающему начинанию Сахи, Эдвард Артур Милн – один из учителей мисс Пейн в Кеймбридже – переработал и улучшил его методы. Милн и его ассистент Ральф Фаулер получили другие значения звездных температур, но тоже соответствующие гарвардской системе. Фаулер и Милн исходили из намного более низкого давления звездных атмосфер, чем постулировал Саха, с учетом того, что газу вокруг звезды есть куда расширяться. В сравнении с атмосферным давлением у поверхности Земли ничтожное атмосферное давление звезды, вероятно, измерялось в малых долях грамма на квадратный сантиметр, и в подобных разреженных условиях вероятность ионизации атомов повышалась.

К 1923 году Фаулер и Милн подтвердили связь между квантовыми переходами и интенсивностью соответствующих фраунгоферовых линий. Открывалось новое направление исследований: тщательно изучив толщину линий различных спектральных классов, внимательный аналитик мог сделать вывод о содержании каждого составляющего звезду элемента. Исходный материал для открытий уже имелся в Америке, в фотоархивах Кеймбриджа и Пасадены. Когда мисс Пейн уезжала из Ньюнем-колледжа в Гарвардскую обсерваторию, Милн просил ее покопаться в тамошних снимках спектров, чтобы проверить и подтвердить теорию Сахи. «Я последовала совету Милна, – сообщала мисс Пейн, – и занялась переводом качественной информации, присущей системе Генри Дрейпера, в количественную».

Генри Норрис Рассел в Принстоне тоже втянулся в это исследование. Так как необходимых ресурсов в Принстоне не было, Рассел договорился о длительных командировках в Маунт-Вилсон и послал в Гарвард своего аспиранта Дональда Мензела изучать фотопластинки. Подготовка Мензела в области лабораторной спектроскопии дополняла знания мисс Пейн по атомной физике, но пара не сработалась.

«Я двигалась вперед в одиночку, – писала мисс Пейн о начале своих исследований. – Было ясно, что нужен количественный метод представления интенсивности спектральных линий, и я составила предварительную систему оценок на глазок. Затем последовала идентификация линейчатых спектров, выбор известных линий для исследования и трудоемкая задача оценки их интенсивности на сотнях снимков». Она часто пребывала в растерянности. Первой ее удачей стало обнаружение спектральных линий кремния у самых горячих звезд, соответствующих четырем последовательным стадиям ионизации (от нейтрального атома до утраты одного, двух и, наконец, трех электронов). Эти наблюдения позволили рассчитать нагрев, необходимый для отрыва электронов, и таким образом установить температуру звезд класса O в диапазоне от 23 000 до 28 000 градусов.

Порой мисс Мори, тоже любившая работать допоздна, забегала к ней поделиться любопытными данными своего текущего спектрального исследования южных двойных звезд. Удовольствие от этих