Прогресс наметился лишь с тех пор, когда в туманности Андромеды стали открывать новые звезды. Просматривая снимки одной из спиральных туманностей маунтвилсоновский астроном Джордж Ричи неожиданно обнаружил появление в ней новой звезды. Теперь мы знаем, что это была не новая в обычном смысле, а сверхновая. Но тогда о разделении таких внезапно вспыхивающих звезд на два различных класса еще не знали. Сразу же было решено изучить снимки и других туманностей. На старых пластинках туманности Андромеды вскоре обнаружились две новые. Заметка Ричи, опубликованная в 1917 г., была первой о новых звездах в этой туманности. В тот же и последующие годы об открытии других новых сообщили Шепли, Ричи, Дункан, Санфорд и Хьюмасон. Открытия следовали одно за другим, и в 1922 г. в туманности Андромеды была отмечена уже двадцать первая новая.

Кертис первым осознал, что яркая звезда 1885 г. серьезно отличается от остальных новых в туманности Андромеды, значительно более слабых, и ее не следует принимать во внимание при определении расстояния. В 1919 г., используя только обычные новые и сравнивая их с такими же объектами в Галактике, Лундмарк нашел, что расстояние туманности составляет 550 000 световых лет или 170 000 парсеков. Это было уже существенным шагом вперед.

Тем не менее полной уверенности в том, что новые звезды в туманности Андромеды при таких определениях можно сопоставлять с галактическими новыми, еще не было. Нельзя было положиться и на то, что давали другие косвенные методы. Требовалось найти такие объекты, которые могли бы служить бесспорными индикаторами расстояний.

Летом 1923 г. Хаббл энергично приступил к наблюдениям туманности на 60- и 100-дюймовом рефлекторах главным образом для того, чтоб накопить материал для статистического исследования новых. На первой же хорошей пластинке, снятой 4 октября на 100-дюймовом инструменте, он обнаружил сразу две новых и еще одну, слабую переменную звезду. Она-то и была его главным открытием. В сохранившемся в архиве списке негативов с оценками блеска переменной против 4 октября рукой Хаббла написано: «Найдена на этой пластинке 10 октября 1923 г.», а на стекле негатива он зачеркнул букву «N» возле звезды — новая — и крупно пометил «Var!» — переменная. Хаббл обнаружил звезду еще на нескольких десятках негативов, начиная с осени 1909 г., когда на 60-дюймовом телескопе работал Ричи. Уже 23 октября он сумел определить период переменной и построить кривую ее блеска. Пластинки были довольно разрозненными по времени и ему хотелось иметь еще и непрерывный ряд наблюдений. Прошли ненастные ноябрь и декабрь 1923 г., а затем и январь наступившего нового года. Неожиданно в феврале выдалась ясная устойчивая погода. Почти неделю, с 2 по 7 число Хаббл каждую ночь фотографировал туманность Андромеды. Звезда быстро увеличивала свой блеск. Стало несомненным, что это типичная цефеида, захваченная на восходящей ветви кривой блеска.

До Хаббла ни один астроном не пытался открывать цефеиды в туманности Андромеды. Без пользы пролежала у Шепли собранная им коллекция ее снимков. Лишь в сентябре 1924 г., ничего не зная об успехе Хаббла, Лундмарк на заседании Немецкого астрономического общества сказал, что в туманности Андромеды следует искать цефеиды, которые позволят надежно определить ее расстояние.

В астрономии непросто найти объекты, сыгравшие более важную роль, чем цефеиды. Еще в 1908 г. сотрудница Гарвардской обсерватории мисс Генриетта Ливитт установила, что у переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке периоды изменения блеска связаны с их блеском, видимыми звездными величинами. Звезды находились в сущности на одном расстоянии от нас, и исследовательнице стало ясно, что «их периоды, по-видимому, связаны с их реальной излучающей способностью». Своим поведением звезды напоминали переменные, известные в шаровых скоплениях. О том, что это цефеиды, догадался знаменитый датский астроном Эйнар Герцшпрунг. Он же впервые попытался связать периоды цефеид с их истинной светимостью, абсолютными звездными величинами,— Установить зависимость период — светимость.

В руках астрономов оказался мощный метод определения расстояний. В принципе достаточно найти период изменения блеска цефеиды, что сделать не так уж трудно, и по нему приписать звезде на основе зависимости период — светимость абсолютную величину. Сопоставив далее видимую и абсолютную величины, можно оценить и расстояние цефеиды, а если она входит в состав, скажем, туманности Андромеды, то и расстояние самой туманности.

Девятнадцатого февраля Хаббл впервые поделился своим результатом в письме к Шепли — знатоку переменных звезд. Он писал: «Вам будет интересно услышать, что я обнаружил цефеиду в туманности Андромеды (М 31). В этот сезон я наблюдал туманность так часто, как только позволяла погода, а за последние пять месяцев выловил 9 новых и 2 переменные... Две переменные были найдены в прошлую неделю [вероятно, следовало бы сказать — подтверждены]. Номер один примерно в 16' предшествует ядру и располагается на слабом неравномерном фоне, но как раз в пределах рукавов. По ряду звезд сравнения величины были оценены довольно наспех, но кривая блеска построена по всем имеющимся наблюдениям с 1909 г. до настоящего момента... Я думаю, что амплитуда переменной не может быть ошибочной более чем на 0,3m, а медианная величина на 0,5m.

Вложение в письмо — это копия нормальной кривой блеска, которая, сколь бы грубой она ни была, несомненным образом показывает характеристики цефеид... По Вашей зависимости период — светимость период в 31,415 дня соответствует [абсолютной величине] М = —5m. Медианная фотографическая величина, примерно 18,5m, нуждается в некоторой поправке за показатель цвета, Сирс, как максимум, предлагает 0,9m, хотя Ваша кривая период — цвет для Магеллановых Облаков указывает на большую величину. С сирсовским значением медианная величина 17,6m, а тогда расстояние становится несколько более 300000 парсеков...» (см. рис. 1, с. 52).

Самое главное заключалось в последней фразе отрывка. Цефеида позволяла надежно установить, что туманность Андромеды, к которой звезда, несомненно, принадлежала, удалена от нас почти на миллион световых лет. Отсюда немедленно следовало, что туманность Андромеды находится далеко за пределами нашей звездной системы, что и она, и Галактика и, вероятно, более слабые малые туманности — равноправные острова Вселенной. Представлениям, которыми жил Шепли, пришел конец. Это он понял сразу.— «Я была в его кабинете,— вспоминала видный гарвардский астроном Сесилия Пейн-Гапошкина,— когда пришло хаббловское письмо и он протянул его мне.— «Вот письмо, которое разрушило мою вселенную»,- сказал он».

Двадцать четвертого февраля Шепли ответил Хабблу: «Баше письмо, рассказывающее об урожае из новых и пары переменных звезд в направлении туманности Дндромеды, наиболее любопытно из того, что я читал за долгое время... Вторая, более слабая переменная (цефеида) — в этом отношении чрезвычайно важный объект».

Хаббл обнаружил в спиральных рукавах и другие слабые переменные, но пока изучить их еще не успел. Обо всем этом подробно рассказывалось в годичном отчете обсерватории, но о самом важном — об оценке расстояния туманности Андромеды — не было сделано даже намека. Видно, Адамс, сменивший Хейла на посту директора, решил быть осторожным и пока подождать результатов изучения других звезд.