[667]. Роль суждения и «визуального контроля» снова и снова подчеркивалась во многих изданиях от учебных пособий Альвареса и популярных атласов по физике элементарных частиц вроде «Ядерной физики в фотографиях» (Nuclear Physics in Photographs, 1947) Сесила Пауэлла и Джузеппе Оккьялини, предназначенных обучать любителей использовать новые технические приемы физики элементарных частиц, до библии экспертов по физике элементарных частиц, увесистого «Исследования элементарных частиц фотографическим методом» (Study of Elementary Particles by the Photographic Method, 1959)[668]. Навык – с большим трудом наработанный, натренированный навык – был важен, когда дело доходило до изготовления, интерпретации и классификации изображений.
Суждение, понимаемое как акт развитого восприятия и мыслительного процесса, ассоциировалось с картиной чтения, которое было одновременно и антиалгоритмичным, и антимеханистичным. Для Альвареса или Пауэлла тренированное суждение противостояло раздробленно наращиваемому, механически исчислимому, автоматизированному и запротоколированному набору процедур (а быть может, и дополняло его). Суждение о научном изображении должно было приобретаться с помощью сложного процесса профессионального обучения, но этот труд сильно отличался от отрепетированных движений приверженца механической объективности XIX века. Интерпретированные изображения обретали свою силу не благодаря труду, стоявшему за автоматизацией, самоконтролем или абсолютным самоограничением, а благодаря экспертной тренировке глаза, которая опиралась на исторически конкретный способ видения. Научное зрение стало «эмпирическим искусством». Это было наглядно выражено в яркой и настораживающей аналогии, предложенной Гиббсами в 1941 году: чтение научных изображений было для них сродни экспертному определению различий между лицами «эскимоса и индейца». Это был якобы неосознанный, а на самом деле бессознательный акт комплексной идентификации.
Это расово-лицевое сравнение было довольно распространенным, причем не только благодаря интересу гештальтпсихологов к комплексному восприятию, но и из‐за более широкой (и напрямую связанной с этим) озабоченности вопросами расы в 1930–1940‐х годах[669]. Обратимся к атласу, предмет которого расположен (буквально) на расстоянии многих световых лет от человеческого мозга, «Атласу звездных спектров» (Atlas of Stellar Spectra, 1943) Уильяма Моргана, Филипа Кинэна и Эдит Келлман (ил. 6.4). В нем была предложена классификация звезд со звездной величиной от 8 до 12, основанная на их спектрах. Работа была выполнена при помощи однопризменного спектрографа, прикрепленного к 40-дюймовому телескопу-рефрактору. Затем фотопластинки были рассортированы согласно двумерной системе. По одной оси откладывался спектр (например, по интенсивности линий водорода), что позволяло определить класс звезды (O, B, A, F, G, K, M, R, N или S). По другой оси – светимость (упорядоченная по классам I–V, от самой тусклой до самой яркой). В практическом плане астрономы сначала определяли приблизительный тип, оценивая «на глаз» категорию того или спектра – скажем, В2, разновидность В-типа. Затем определяли ее светимость, используя параллактические измерения, чтобы установить расстояние до этой звезды. Зная светимость, ученые могли сравнить рассматриваемый звездный спектр с ранее установленными спектрами аналогичной светимости. Соотнося его с отобранными до этого спектрами В1, В2 и В3, они устанавливали точную классификацию, которая могла оказаться не В2, а В1 или В3 (итоговая классификация редко отличалась от приблизительной оценки на бóльшую, чем эта, величину).
Можно предположить, что процесс идентификации звезды, например В2 класса V, был совершенно рутинным – работой по отбору, которую могла осуществить и автоматизированная система. По словам Моргана, Кинэна и Келлмана, это не так: «Представляется, что в определении типа спектра и светимости на основе простого рассматривания спектрограммы присутствует некоторая неточность. Ничего не измеряется; никакое количественное значение не ставится в соответствие той или иной особенности спектра. Однако эта неточность лишь кажется таковой»[670]. Интересное и важное заявление: качественное не является неточным только из‐за того, что оно качественное. Раз за разом наблюдается группа терминов, набирающая все больший вес. Требуется именно субъективное, «тренированный взгляд», «эмпирическое искусство», «интеллектуальный» подход, идентификация «паттернов», восприятие связей «с одного взгляда», выделение «типичной» последовательности при широкой вариативности. Такие размышления указывают на сложность суждения, на многообразно связанные критерии, группирующие сущности в более крупные категории, которые не поддаются упрощающим алгоритмам. Но для Моргана, Кинэна и Келлмана сложность и немеханическая природа этого идентификационного процесса не препятствуют возможности прийти к подходящему и воспроизводимому набору различений. Чтобы отличить В1 от В2, может потребоваться суждение, но такие суждения могут быть немеханическими и абсолютно состоятельными: в тренированных научных суждениях, которые имели в виду Морган, Кинэн и Келлман, нет ни капли произвольности.
Ил. 6.4. «Сверхгиганты AO-FO». W. W. Morgan, Philip C. Keenan, and Edith Kellman, An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classification (Chicago: University of Chicago Press, 1943), pl. 20. Авторы этого атласа спектров открыто ссылались на необходимость применения стратегии упорядочивания, которая, хотя и не поддавалась сугубо машинной обработке, была, тем не менее, точной. Что действительно было востребованным, так это «правильное решение», даже если используемые критерии не всегда являлись осознанными. На этой иллюстрации авторы указывают пользователю, что для идентификации данного вида сверхгигантов следует использовать «спектры как единое целое». Как они пишут в сопровождающем тексте, этот тип идентификации очень похож на идентификацию человеческого лица или установление «расы, которой оно принадлежит».
Согласно этим авторам, тренированный наблюдатель комбинирует разнообразные факторы: относительную интенсивность отдельных пар линий, удлинение «крыльев» водородных линий, интенсивность спектра, «даже характерную беспорядочность ряда смешанных черт в определенной части спектра». Квантификация любой из этих характеристик ничего толкового не даст («трудное и неоправданное предприятие»). Ключевой здесь является проблема, издавна беспокоившая философов: «По сути, классифицировать – значит распознавать сходства в спектрограмме, классифицируемой в соответствии с определенными стандартными спектрами»[671]. Из чего же состоят эти «сходства»?
Распознавание не может основываться на применении алгоритмически заданных процедур; любая попытка сделать это будет в лучшем случае крайне трудоемкой, а в худшем закончится полным провалом. Специалисты по звездным спектрам совершили уже знакомый нам переход – обратились к физиогномическому гештальту:
Чтобы уверенно распознать человеческое лицо или установить расу, необязательно производить черепные измерения; внимательный осмотр объединяет все черты таким способом, который трудно проанализировать посредством измерений. Сам наблюдатель не всегда осознает все аспекты своего заключения. Так же обстоят дела с процедурой спектральной классификации. От наблюдателя требуется трезвая оценка ситуации в отношении того, какая точность может быть достигнута при идентификации, осуществленной из имеющегося набора черт; но трезвая оценка ситуации нужна в любом случае, принимается ли решение исходя из внешнего вида или на основе объективных измерений[672].
Заметьте, что, как и Гиббсы, авторы этого звездного атласа противопоставляют суждение объективности, используя это слово в смысле близком к механической объективности: фиксированные, задаваемые критерии оценки. Но для обеих групп классификаторов изображений XX века было недостаточно «только» объективности.
Классифицирование (вынесение суждения) по светимости, которое едва ли было простым, иллюстрирует то, насколько сложную схему пришлось употребить для того, чтобы осуществить это суждение. Определенные линии или сочетания линий могут служить основой для калибровки звезд относительно эталона в одной спектральной группе, в то время как в другой группе они могут оказаться бесполезными – эти линии могут быть там едва различимы. Дисперсия спектрограммы (степень разброса спектральных линий на фотопластинке) также является различной для разных спектральных классов. Если используются изображения с низкой спектрографической дисперсией, то линии водорода у звезд В2 и В3 могут различаться в зависимости от абсолютной звездной величины. На фотопластинках с высокой дисперсией, где «крылья» (крайние участки уширенной спектральной линии) отделяются от центра линии, они зачастую уже не просматриваются. А поскольку именно крылья меняются в зависимости от абсолютной звездной величины, то, когда их не видно, остающаяся линия во многом выглядит одинаково независимо от того, является звезда карликом или гигантом. И наоборот, некоторые линии, видимые в изображениях с высокой дисперсией, не видны при низкой дисперсии. По мнению изучающих звезды спектрографистов, «эти факторы демонстрируют невозможность дать точные количественные показатели для коэффициентов линий, чтобы определить классы светимости. Невозможно даже рассматривать некоторые критерии как стандартные, поскольку разные критерии могут применяться при разной дисперсии». Подобные расхождения сделали невозможным применение универсального правила классификации: «Исследователь должен найти особенности, лучше всего подходящие именно к его дисперсии»