Стеклянный небосвод: Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды
Шрифт:
Микроскопические темные линии внутри звездных спектров, на которые теперь было направлено внимание миссис Флеминг, назывались фраунгоферовыми линиями в честь их первооткрывателя Йозефа фон Фраунгофера из Баварии. Сын стекольщика, Фраунгофер поступил подмастерьем на фабрику зеркал и впоследствии стал мастером по изготовлению линз для телескопов. В 1816 году [5] , чтобы точно измерять преломляющую способность различных составов стекла и конфигураций линз, он сконструировал устройство, совмещающее призму с небольшим контрольным телескопом. Направляя луч света от призмы сквозь щель, в увеличенное поле зрения телескопа, он видел длинную узкую радугу, испещренную множеством темных линий. Неоднократные перепроверки убедили его, что линии, как и цвета радуги, не были результатом прохождения луча сквозь стекло – они были присущи самому солнечному
5
Это произошло в 1814 году. См.: Joseph Fraunhofer (1814–1815), Denkschriften der Koniglichen Akademie der Wissenschaften zu Munchen, 5: 193–226. – Прим. науч. ред.
6
По-видимому, первую дифракционную решетку изготовил американский астроном Дэвид Риттенхаус в 1785 году (см. Transactions of the American Philosophical Society, vol. 2, pp. 201–206, 1786). Темные линии в спектре Солнца были открыты Уильямом Волластоном в 1802 году (William Hyde Wollaston (1802) Philosophical Transactions of the Royal Society, 92: 365–380), но именно Фраунгофер заметил, что их положение в спектре не меняется. Всего он нашел 574 линии и присвоил им буквенно-цифровые коды, некоторые из них используются в обозначении спектральных линий до сих пор (например, линии H и К кальция). Также Фраунгофер систематически исследовал спектры различных источников света. – Прим. науч. ред.
Описывая свои открытия, Фраунгофер обозначал наиболее заметные линии буквами алфавита: A – широкая черная линия на самом краю красной части спектра, D – двойная темная полоса в оранжево-желтой части и т. д. вплоть до пары H в сине-фиолетовой и I на краю фиолетовой.
Фраунгоферовы линии носили свои первоначальные буквенные названия еще десятки лет после его смерти. Их значимость возрастала по мере того, как ученые наблюдали, картировали, интерпретировали, измеряли и зарисовывали их тонкими перьями. В 1859 году химик Роберт Бунзен и физик Густав Кирхгоф, совместно работавшие в Гейдельберге, интерпретировали фраунгоферовы линии в спектре Солнца как доказательство присутствия там конкретных земных веществ. Раскаляя в лабораторных условиях различные чистые элементы до свечения, они продемонстрировали, что каждый из них дает свой характерный набор спектральных линий. Натрий, например, давал близко расположенную пару ярких оранжево-желтых полосок. Они совпадали по длине волны с парой темных линий, которую Фраунгофер обозначил буквой D. Казалось, будто лабораторный образец горящего натрия закрашивал именно эти темные разрывы в радуге Солнца. Из череды подобных совпадений Кирхгоф заключил, что Солнце представляет собой огненный шар из множества горящих элементов, окутанный газообразной атмосферой. Когда свет проходит сквозь внешние слои Солнца, яркие линии излучения поглощаются более холодной окружающей атмосферой, оставляя характерные темные прогалины в солнечном спектре.
Астрономы, многие из которых считали Солнце умеренно теплым, потенциально обитаемым миром, были ошеломлены, узнав о том, какая на нем адская жара. Однако вскоре их успокоили – и даже утешили – научные возможности спектроскопии, позволявшей узнать химический состав небесного свода. «Спектральный анализ, – говорил Генри Дрейпер, выступая перед членами нью-йоркского отделения Ассоциации молодых христиан в 1866 году, – дал химикам руки длиной в миллионы миль».
В 1860-е годы первопроходцы спектроскопии, такие как Уильям Хаггинс, разглядели фраунгоферовы линии в спектрах других звезд. В 1872 году Генри Дрейпер начал их фотографировать. Хотя количество спектральных линий звездного света бледнело на фоне богатства солнечного спектра, обнаружился ряд узнаваемых закономерностей. По всей видимости, звезды, которые до сих пор нестрого классифицировали по блеску или цвету, можно было различать по спектральным характеристикам, указывавшим на их истинную природу.
В 1866 году патер Анджело Секки из Ватиканской обсерватории разделил 400 звездных спектров на четыре класса, обозначив их римскими цифрами. В класс I Секки включил яркие бело-голубые звезды, такие как Сириус и Вега, в
Пикеринг поставил перед миссис Флеминг задачу усовершенствовать эту примитивную систему классификации. Секки зарисовывал спектры вручную по прямым наблюдениям нескольких сотен звезд, в ее же распоряжении были снимки из Мемориала Генри Дрейпера, дававшие возможность изучать тысячи спектров. Стеклянные фотопластинки давали более точные изображения фраунгоферовых линий, чем любой рисунок. Кроме того, они фиксировали линии в дальней области ультрафиолетового спектра, не воспринимаемой глазом.
Миссис Флеминг извлекала каждую пластинку из коричневого конверта, не оставляя отпечатков пальцев на стеклянной поверхности размером 20x25 см. Фокус заключался в том, чтобы, удерживая тонкий конверт за боковые кромки, поместить его открытым краем вниз на специальную подставку, а затем снять с фотопластинки, как будто распашонку с ребенка. Убедившись, что эмульсионная сторона пластинки обращена к ней, миссис Флеминг ослабляла хватку, и пластинка соскальзывала на свое место. Деревянная подставка удерживала ее под углом 45°. Закрепленное на плоском основании зеркальце отражало дневной свет, лившийся из больших окон в кабинете расчетчиц, и просвечивало пластинку. Миссис Флеминг склонялась с лупой над картинами звездного мира, доступными не всякому. Она часто слышала, как директор говорил: «Увеличительное стекло позволяет увидеть на фотоснимке больше, чем мощный телескоп в небе».
На пластинке умещались сотни спектров. Все были малюсенькие – чуть более сантиметра у ярких звезд и лишь полсантиметра у тусклых. Каждый следовало привязать к номеру в новом Каталоге Генри Дрейпера, а также определить звезду по ее координатам, которые миссис Флеминг устанавливала с помощью миллиметровых и сантиметровых делений, нанесенных на деревянную рамку. Она произносила цифры вслух сидевшей рядом коллеге, которая заносила информацию в журнал. Потом они сопоставляли дрейперовские номера с известными названиями или номерами звезд в старых каталогах.
В таинственных линиях спектров миссис Флеминг усмотрела такое разнообразие, что ей пришлось увеличить число классов звезд в четыре раза по сравнению с классификацией патера Секки. Она заменила римские цифры, которые быстро стали громоздкими, буквами алфавита по примеру Фраунгофера. Большинство звезд попало в класс A, так как у них наблюдались лишь широкие темные линии, принадлежавшие водороду. У спектров класса B присутствовал ряд других темных линий, помимо водородных, а начиная с класса, обозначенного ею как G, присутствие множества всевозможных линий становилось типичным. У класса O имелись лишь светлые линии, а буква Q стала обозначением класса, где накапливались все необычные спектры, которые не удалось отнести куда-либо еще.
Пикеринг высоко оценил труды миссис Флеминг, несмотря на произвольный, эмпирический характер ее классификации. Он считал, что со временем, когда будет исследовано еще больше звезд, фундаментальные причины различий спектров объяснятся сами собой. Возможно, дело было в разных температурах звезд, разном химическом составе, разных стадиях звездной эволюции или некоем сочетании всех этих факторов – либо в чем-то, чего пока никто представить себе не мог.
В январе 1887 года Пикеринг придумал способ увеличения изображений спектров – прежде маленьких нечетких пятнышек – до впечатляющего размера 10x60 см. Он удивил миссис Дрейпер, послав ей несколько образцов. «Кажется невероятным, что можно сделать такие снимки звездных спектров, которые способны вынести увеличение в таких масштабах, как присланные мне вами, – написала она 23 января. – Интересно, что скажет мистер Хаггингс, когда их увидит». Этот вопрос побудил ее увеличить финансовую поддержку Мемориала Генри Дрейпера, составлявшую на тот момент примерно $200 в месяц, пообещав бессрочные ежегодные выплаты в размере $8000–9000.
У миссис Дрейпер больше не было причин цепляться за свою мечту самостоятельно продолжить исследования мужа. Она решила, что лучше забрать из обсерватории в Гастингсе его оставшиеся телескопы и подарить их Гарварду. Самый большой, с зеркалом диаметром 28 дюймов (71 см), мог бы стать важным подспорьем в исследованиях Пикеринга. И все-таки она колебалась. Она легко рассталась с 11-дюймовым рефрактором, теперь поселившимся в Кеймбридже, но 28-дюймовый рефлектор хранил драгоценную память о дне ее свадьбы.