Древнейший известный астроном Гиппарх Никейский во II веке до н. э. составил каталог из тысячи звезд, а его последователи только дополняли этот небесный список. Запланированный Каталог Генри Дрейпера должен был стать первым в истории, основанным исключительно на фотоснимках неба и описывающим не только координаты и блеск, но и «спектральный класс» огромного множества звезд.

Доктор Дрейпер с женой изучали спектры поштучно, используя призму у окуляра телескопа для разложения света каждой звезды. Пикеринг с помощниками в стремлении ускорить работу изменил подход Дрейперов. Переставив призмы с окуляра на объектив, то есть на светособирающий конец телескопа, он получил возможность делать групповые снимки двух-трех сотен спектров на одной пластинке. Призмы представляли собой большие квадратные листы толстого стекла с клиновидным сечением. «Удобство и безопасность обращения с призмами, – как обнаружил Пикеринг, – чрезвычайно возрастают при помещении их в квадратные латунные ящики, которые выдвигаются как у комода». Гарвардская фотогалерея стремительно пополнялась. Когда миссис Дрейпер нанесла следующий визит вскоре после Дня благодарения, Пикеринг заверил ее, что каждая звезда, видимая из Кеймбриджа, присутствует по крайней мере на одной фотопластинке.

В конце декабря 1886 года, как раз когда персонал преодолел большинство сложностей с новыми процедурами, кавалер Нетти Фаррар сделал ей предложение. Пикеринг, разумеется, был только за брак, но ему было очень жаль терять мисс Фаррар с ее ветеранским пятилетнем стажем расчетчицы, которую он лично обучил измерять спектры на фотопластинках. В новогоднюю ночь он написал миссис Дрейпер о помолвке мисс Фаррар и сообщил, что назначает Вильямину Флеминг, бывшую горничную, вместо нее.

После возвращения из Шотландии в 1881 году миссис Флеминг помогала Пикерингу с фотометрией. Обычно она брала карандашные заметки директора о ночных наблюдениях и с помощью указанных им формул рассчитывала звездные величины. К 1886 году, когда Королевское астрономическое общество наградило Пикеринга за этот труд золотой медалью, он уже начал применять параллельный подход к фотометрии – через фотографию. Теперь миссис Флеминг, привыкшей разбирать ряды цифр, накорябанных в потемках, предстояло оценивать величины множества звезд на стеклянных пластинках.

Миссис Флеминг уже говорила Пикерингу, что фотография в ее семье не была чем-то новым. Ее отец Роберт Стивенс, резчик и позолотчик, знаменитый своими золочеными рамами для картин, первым из жителей Данди занялся дагеротипией, как это называлось в те времена. Ей было всего семь лет, когда отец скоропостижно скончался от сердечной недостаточности. Мать и старшие дети какое-то время пытались удержать бизнес на плаву без него, но безуспешно. Один за другим старшие братья перебрались за океан в Бостон, и она в конце концов последовала за ними. Теперь, в 29 лет, у нее был собственный семилетний ребенок, которого нужно было обеспечивать. Эдвард должен был скоро приехать; мать миссис Флеминг уже забронировала билеты на пароход Prussian, отплывающий из Глазго.

Мисс Фаррар добросовестно ознакомила миссис Флеминг со снимками звездных спектров и обучила ее измерять полчища микроскопических линий. Миссис Флеминг могла бы кое-чему научить мисс Фаррар по части брака и деторождения, но все, что касалось спектров, ей приходилось осваивать с нуля.

Слово «спектр» ввел молодой Исаак Ньютон в 1666 году для обозначения цветов радуги, возникавших словно призрачные видения при прохождении дневного света сквозь ограненное стекло или хрусталь. Хотя его современники думали, что стекло нарушает чистоту света, привнося окраску, Ньютон полагал, что цвета – в природе самого света. Призма просто выявляла цветные составляющие белого света, преломляя их под разными углами так, что они становились видимыми.

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 свету. Прибор Фраунгофера для контроля качества линз стал первым в мире спектроскопом [6] .

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 спектрах которых присутствовали четыре интенсивные линии, указывающие на наличие водорода. В класс II вошли Солнце и подобные ему желтоватые звезды со множеством спектральных линий железа, кальция и других элементов. Классы III и IV состояли из красных звезд, различавшихся наборами темных полос в спектрах.