В 1604 г., когда горела Новая Кеплера, человеческое видение звезд оставалось в целом таким, каким было всегда. Небо по-прежнему казалось сферой из твердого вещества, а звезды были светящимися, прикрепленными к небу бусинками. Временами чьим-то неведомым промыслом в небе, словно маленький сияющий пришелец, загоралась новая звезда. Эти светящиеся знаки загорались, но всегда потом пропадали. Чем ярче светили они, тем дольше угасали, но рано или поздно все они исчезали.

Но после того как новая звезда исчезала, не продолжала ли она жить и дальше, только будучи слишком тусклой, чтобы быть заметной человеческому глазу? И не существуют ли звезды, которые всегда были слишком тусклы? Иными словами, не могло ли быть звезд, существовавших с самого начала Вселенной, которые, когда бы ни было это начало, были слишком слабы для зрения и потому их никто никогда не видел?

Некоторые ученые размышляли именно так. Немецкий богослов Николай Кузанский (1401–1464) считал, что в мире существует бесконечное число звезд, рассеянных по безграничному пространству. Все звезды такие же солнца, как наше, но кажутся слабыми точками света (если они вообще видны) благодаря огромному до них расстоянию. Вокруг каждой звезды есть планеты, и по крайней мере некоторые из них заселены разумными существами. И если звезд бесконечное множество, а человек видит только несколько тысяч, то это означает, что громадное большинство звезд просто слишком слабы, чтобы их можно было увидеть.

Как видим, взгляды Кузанского звучат очень современно, можно лишь диву даваться, как он пришел к таким выводам. Понятно, убедить людей в правоте своей жуткой идеи он не мог, так как не имел никаких осязаемых доказательств.

Полтора века спустя идеями Николая Кузанского проникся итальянский ученый Джордано Бруно (1548–1600). Однако ко времени Джордано уже произошла протестантская Реформация, церковники по всей Европе стали мнительными, подозрительными, идеи, непривычно звучащие для уха, высказывать стало опасно. К несчастью, одержимый своей идеей, Бруно был вызывающе прямым человеком. Ему, казалось, доставляло истинное удовольствие дразнить и ставить в тупик своих оппонентов. В конце концов он был сожжен инквизицией.

Бруно тоже не имел доказательств в пользу своих идей. Ко времени его смерти никто не верил в звезды, которых не видно (потому что они слишком тусклы). Зачем вообще существовать таким звездам? Для чего они созданы Богом? Для иных было кощунством даже подумать, что Бог мог создать нечто столь бесполезное.

В 1609 г. другой итальянский ученый — Галилео Галилей (1564–1642) услышал, что в Нидерландах изобрели трубку с линзами на ее концах, которая, если смотреть через нее на предметы, делает их ближе и крупнее в размерах. Он тут же начал экспериментировать и скоро имел то, что мы теперь называем телескопом. И Галилей дерзко обратил телескоп к небу.

Конечно, телескоп Галилея был очень мал и примитивен, зато человек впервые рассматривал небо чем-то более сильным, чем просто человеческий глаз. Телескоп собирал больше света и фокусировал увеличенное количество света на сетчатке глаза. В результате все объекты казались крупнее или светлее (или то и другое вместе). Луна выглядела гораздо крупнее и обнаруживала больше подробностей. То же и Солнце, только, разглядывая его, надо было остерегаться ослепления. Планеты казались более крупными и напоминали маленькие кружочки света. Звезды были по-прежнему настолько малы, что даже в увеличенном виде казались лишь светящимися точками, хотя эти точки света стали теперь ярче.

Куда бы теперь ни смотрел Галилей, с помощью своего телескопа он видел новые удивительные вещи. На Луне он увидел горы и кратеры, а также ровные области, которые он назвал «морями». На Солнце заметил пятна. У Юпитера обнаружил четыре спутника. Он увидел, что Венера, подобно Луне, имеет свои фазы. Все, что показывал телескоп, наводило на мысль, что планеты такие же миры, как и Земля, и, наверное, такие же изменчивые и несовершенные. Даже найденные пятна на Солнце свидетельствовали о его несовершенстве. Что же касается Венеры, то ее фазы, какими их наблюдал Галилей, не могли существовать в системе Птолемея, а только в системе Коперника.

Телескоп Галилея явился сильным подкреплением взгляда Коперника на Солнечную систему. У Галилея были большие неприятности с инквизицией, которая принудила его отказаться от идеи Коперника. Последнее обстоятельство, впрочем, не принесло консервативным силам религии никакого облегчения, так как вся ученая Европа быстро усвоила мысль Коперника, что в центре планетной системы находится Солнце, а вдобавок еще и эллипсы Кеплера.

И все-таки первое открытие, сделанное Галилеем с помощью телескопа, с Солнечной системой не имело ничего общего. Когда впервые он поднял свой телескоп к небу и навел его на Млечный Путь, обнаружил, что это не просто светящийся туман, а немыслимое скопление звезд — звезд, недоступных простому человеческому глазу. Куда бы ни передвигал свою трубу Галилей, везде он видел тучи звезд, о которых прежде не мог и помыслить.

Стало ясно, существует великое множество звезд, которые слишком слабы, чтобы их можно было различить глазом, но которые становятся явью, как только просветляются телескопом.

Отсюда следовало, что, когда новая тускнела и пропадала из виду, это не означало, что она пропадала совсем. Просто-напросто она становилась слишком тусклой и незаметной. В сущности, новая могла быть вовсе и не новой звездой, а просто очень бледной, незаметной в обычном состоянии звездочкой, которая внезапно загоралась, становилась яркой, видимой, а затем опять тускнела и отступала в темноту.

В 1638 г. голландский астроном Хольварда Франекер (1618–1651) отметил звезду точно в том же районе неба, где Фабрициус нашел свою новую 42 года назад. Хольварда наблюдал, как она постепенно бледнела, исчезала совсем, но потом вернулась на свое место. Оказалось, что ее яркость нарастает, потом слабеет каждые 11 месяцев; в телескоп она оставалась заметной даже в период наименьшего свечения. В этой фазе она была звездой 9-й величины (принимая самые слабые для зрения звезды за 6-ю и продолжая таблицу Гиппарха до наименьших яркостей, достижимых телескопом).

В максимуме своего блеска звезда Фабрициуса светила в 250 раз ярче, чем в минимуме. Точнее говоря, она не являлась новой звездой, но даже и такая она служила прекрасным опровержением неизменности небес. Ведь звезда, которая меняет свою яркость, могла столь же красноречиво свидетельствовать против аристотелевой догмы постоянства, как и «настоящая» новая.

Звезды с изменяющейся яркостью называют теперь «переменными звездами», и Хольварда открыл первую из них. Тем не менее переменные звезды, вспыхивающие вдруг и всегда неожиданно и неспособные к регулярным изменениям, долгое время продолжали называть «nova», хотя это латинское слово означает «новая». Звезда Фабрициуса, которая загоралась и затухала по своему особому четкому графику, уже не считалась новой, она была просто переменной звездой.

Немецкий астроном Иоганн Байер (1572–1625) предложил систему, по которой каждой звезде присваивались греческая буква и название созвездия, в котором она находилась. Звезде Фабрициуса, отметив ее положение в один из периодов ее видимости, он дал имя «Омикрон Кита». (Он не догадывался, что это была новая, открытая Фабрициусом.) Когда была выявлена ее переменная природа, немецкий астроном Ян Гевелий (1611–1687) назвал ее Мира, что по-латыни означает «чудесная».

Мира стала «чудесной», потому что переменность ко времени ее открытия была совершенно новым, загадочным, необычным свойством. Эта переменность, однако, не долго оставалась загадкой: к концу XVII в. были обнаружены еще три переменные звезды. Одной из них был хорошо известный Алголь — вторая по яркости звезда в созвездии Персея (отчего ее иногда называют Бета Персея).

В 1687 г. итальянский астроном Джеминиано Монтанари (1663–1687) заметил, что Алголь имеет колебания блеска. Это было не похоже на Миру, так как колебания были не экстремальны. Алголь в пике блеска имел звездную величину 2,2, а в минимуме 3,5, т. е. в пике блеска он светил примерно в три раза ярче, чем в минимуме.

Все это, видимо, еще раньше заметили арабы. Мифический герой Персей обычно изображается с головой убитой им Медузы. И вот голова Медузы — страшного чудовища, при взгляде на которое люди превращались в камень, — представлена звездой Алголь; это название дали арабы, и по-арабски оно звучит «аль голь», т. е. дьявол.

Случилось ли это потому, что звезда напоминала Медузу, или потому, что она меняла свою яркость и в этом смысле была вызовом священному закону неизменности неба? Любопытно, замечали ли сами греки эти изменения и не потому ли они скрепя сердце заставили эти звезду играть зловещую роль Медузы?

В 1782 г. семнадцатилетний англичанин, глухонемой Джон Гудрайк (1764–1786) тщательно изучил Алголь и установил, что изменения его блеска абсолютно регулярны. Весь цикл усиления и ослабления блеска протекал за 69 часов. Гудрайк предположил, что Алголь — это двойная звезда, причем одна из двух звезд темнее, чем другая. Обе звезды обращаются друг около друга, и каждые 69 часов темная звезда проходит перед своим более светлым компаньоном, отчего временно и затухает свет Алголя. Гудрайк оказался прав: сегодня насчитывается около двухсот таких «затменно-переменных».

Итак, Алголь не настоящая переменная, так как каждая звезда этой пары обладает совершенно ровной светимостью, и казалась бы абсолютно постоянной, если б одна из двух периодически не заслоняла другую.

В 1784 г. Гудрайк открыл, что звезда из созвездия Цефея — Дельта Цефея — тоже переменная, хотя и с менее выраженной переменностью, чем у Алголя: в максимуме блеска звезда всего в два раза ярче, чем при минимуме. Дельта Цефея также имеет очень правильный период, разгораясь и тускнея каждые 5 1/3 дня. Закономерность, по которой нарастает и слабеет ее яркость, не может быть объяснима простым затмением. Она тускнеет медленнее, чем загорается, тогда как затменная переменная должна тускнеть и светлеть с одинаковой силой.

В последующие два века было открыто много других переменных звезд с кривыми просветления и потемнения такими же, как у Дельты Цефея, хотя и с периодами от двух до сорока пяти дней. Их назвали «цефеидными переменными». Только в 20-х годах нашего века английскому астрофизику Артуру Эддингтону (1882–1944) удалось показать, что названные выше кривые могут быть объяснены пульсацией звезд, т. е. регулярным увеличением и сокращением их объема.

Большинство переменных звезд являются именно такими «пульсирующими переменными»; одни из них короткопериодные, другие — долгопериодные, одни — правильные, другие — неправильные. Сегодня нам известны многие тысячи звезд самого разного характера.

Новые теперь тоже причислены к разряду переменных звезд на том основании, что их яркость изменяется во времени. Что их резко отличает от настоящих переменных, так это изменение их блеска: новые увеличивают свой блеск в десятки тысяч раз, тогда как обычные переменные всего в два-три раза. К тому же их затухание продолжается гораздо дольше по времени и в гораздо более глубокой степени. Наконец, прочие переменные — это звезды циклические, т. е. постоянно, снова и снова повторяющие периоды яркости и потемнения. Новые же — это так сказать переменные «одноразовые»; если им суждено пережить повторную вспышку, то это случается с ними через очень долгие, совершенно непредсказуемые интервалы времени.

После эффективных очень ярких новых, которые наблюдали Браге и Кеплер, и полного осознания изменчивости неба прошло полтора века, в течение которых о новых звездах не было ни одного упоминания. Звезда, принятая Фабрициусом за новую, в действительности ею не оказалась. Нельзя утверждать, что новые в тот период не появлялись. Вовсе нет. Просто те, что появлялись, не были крупными, заметными звездами, и потому их не видели. Хотя наблюдателей неба становилось все больше и больше, все же не хватало настоящих астрономов, чтобы методично изучать каждый клочок ночного неба с целью отличить неприметную новую в сгустке обычных звезд, возникших из небытия благодаря новым, более мощным телескопам. Даже сегодня, когда астрономия обладает прекрасными звездными картами в сочетании с новейшей фотографической техникой, новую могут не сразу заметить и опознать лишь тогда, когда она уже прошла первоначальный максимум блеска. Новая может оставаться и вовсе неузнанной до тех пор, пока не будут изучены фотографии, сделанные ранее.

И все-таки полтора столетия, в течение которых не было новых, для изучения звезд не пропали даром.

Даже после ста лет телескопного наблюдения неба все еще можно было думать, что небо — это твердая сфера, расположенная сразу за орбитой Сатурна (считавшегося в 1700-х годах, как и в древности, самой дальней планетой), а звезды — мелкие, разбросанные по ней светящиеся точки. Правда, телескоп изрядно приумножил количество этих светлячков, но в огромном небе хватало места для всех.

И вот английский астроном Эдмунд Галлей (1656–1742) обнаруживает, что вокруг Солнца движется комета, которая имеет постоянную орбиту и периодически приближается к Земле. (Комета, открытая Галлеем, с тех пор называется его именем.)

Позднее Галлей занялся проблемой измерения точного положения различных звезд. По мере совершенствования телескопов повышалась и точность измерений. Сравнивая полученные данные с более ранними, Галлей был очень удивлен, заметив, что греки расположили некоторые звезды неправильно. Даже учитывая, что греки не имели телескопов, ошибки в положениях звезд у них были слишком уж разительны. Это особенно бросалось в глаза, поскольку смещены были несколько самых крупных звезд.

Галлей понял, что объяснение здесь только одно. Греки не ошибались: это звезды изменили свое положение за прошедшие шестнадцать веков. В 1718 г. Галлей объявил, что три наиболее ярких светила — Сириус, Процион и Арктур заметно сдвинулись в небе со времен древних греков и слегка сместились уже после того, как 150 лет назад их координаты зафиксировал Браге.

Галлей предположил, что звезды вовсе не прикованы к своему месту, а бродят в огромных пространствах космоса как вздумается, подобно пчелиному рою. Звезды так далеки от нас, что расстояние, пройденное ими, ничтожно сравнительно с расстоянием до Земли, поэтому обнаружить их движение от ночи к ночи или от года к году было невозможно, пока телескопы не стали достаточно чувствительны для измерения чрезвычайно малых смещений. Если же положение звезд фиксировалось в течение столетий и даже поколений, то смещение их становилось заметным, особенно смещение ближайших звезд. Сириус, Процион и Арктур должны быть именно такими звездами, рассуждал Галлей, об этом говорит как их яркость, так и их очевидное «собственное движение».

По каковы же расстояния до них? На этот вопрос можно было бы ответить, если б удалось определить параллакс некоторых звезд. Близкая звезда должна менять свою позицию относительно более дальней по мере того, как Земля, совершая свой бег по орбите, переходит с одной стороны Солнца на противоположную (смещение, равное 300 млн. км). Однако кажущееся ответное движение даже ближайших звезд было столь ничтожным, что телескопы времен Галлея (и даже телескопы, служившие веком позже) были недостаточно чувствительны для его регистрации.

Только в 1838 г. немецкому астроному Фридриху Бесселю (1784–1846) удалось измерить крошечный параллакс звезды, называемой Лебедь 61, фактически пары звезд, обращающихся одна вокруг другой. Обе половины, даже наблюдаемые вместе, не слишком ярки, но эта звезда имеет необычно большое собственное движение — вот почему Бессель выбрал ее объектом для изучения. Оказалось, что звезда удалена от Земли на 106 триллионов километров. Свет проходит за год 9,46 триллиона километров, и это расстояние составляет «световой год», таким образом звезда Лебедь 61 находится от нас на расстоянии 11,2 светового года.

Примерно в то самое время, как Бессель совершал свой научный подвиг, шотландский астроном Томас Хендерсон (1798–1844) измерил расстояние до Альфы Центавра и нашел его равным 4,3 светового года. Альфа Центавра — две звезды, обращающиеся одна вокруг другой относительно третьей, находящейся от них поодаль, — это самая близкая из известных нам звезд.

Для измерения расстояний астрономы теперь все чаще используют парсек. Парсек равен 3,26 светового года, или 31 триллиону километров. Следовательно, Альфа Центавра находится от нас на расстоянии приблизительно 1,3 парсека, а Лебедь — на расстоянии 3,4 парсека.

Другими словами, звезды оказались точно такими, какими представлял их Николай Кузанский за четыре столетия до этого. Хотя и не бесконечные в своем числе, они существуют в огромных количествах. Звезды — это солнца, удаленные от Земли на колоссальные расстояния, щедро рассеянные в необъятных просторах космоса.

Теперь человеческое восприятие неба изменилось бесповоротно. От древней астрономии решительно ничего не осталось.

В 1838 г. английский астроном Джон Гершель (1792–1871), изучая в Южной Африке звезды, расположенные у Южного полюса и невидимые с европейских широт, обратил внимание на яркую, первой величины, звезду в созвездии Карины, известную под названием «Эта Карины». (Ранее астрономы, бывавшие в Южном полушарии, наблюдали ее лишь как слабую звезду четвертой величины.)

Неужели Гершель столкнулся с новой? Казалось, так оно и было: с течением времени звезда медленно угасала. Но в 1843 г. она вдруг вспыхнула снова и в короткое время стала звездой первой величины, сравнявшись в яркости с самим Сириусом. Затем она постепенно померкла, угаснув до шестой звездной величины. Судя по всему, новой в полном смысле она не была и не осталась, скорее она являлась очень неправильной переменной какого-то необычного типа. Об этом мы еще поговорим.

Первую по-настоящему новую звезду, открытую после появления телескопа, увидел в 1848 г. в созвездии Змееносца английский астроном Джон Рассел Хайнд (1823–1895). Она помещалась в том же созвездии, что и Новая Кеплера, но располагалась совсем в другом его месте, так что не было никакого повода считать ее повторной вспышкой более ранней звезды. К тому же эта последняя новая (первая после кеплеровской) была не в пример ей звездой совсем неброской. Даже в период наибольшего блеска она не достигала и четвертой величины.

Три или четыре неяркие новые наблюдались в конце 80-х годов прошлого века. Одна из них, зажегшаяся в созвездии Возничего (и потому названная Новой Возничего), была открыта в 1891 г. шотландским пастором Т. Д. Андерсоном. Астроном-любитель Андерсон сделал одно из тех многочисленных открытий, которые стали достоянием астрономии благодаря наблюдениям простых дилетантов. Андерсон выследил Новую Возничего, несмотря на ее очень слабый свет звезды пятой величины. Чтобы распознать новую с такой низкой светимостью, пастор должен был помнить наизусть точное расположение чуть ли не каждой звезды в небе!

К началу XX в. прошло без малого триста лет, а в небе так и не появлялось ни одной новой, которая имела бы яркость звезды первой величины (не считая сомнительного случая Эты Карины).

Но в ночь на 21 февраля 1901 г., возвращаясь домой, Андерсон заметил вторую новую. (Она горела в созвездии Персея и потому была названа Новой Персея.) Пастор немедленно сообщил о своей находке в Гринвичскую обсерваторию, и профессиональные астрономы тут же направили на звезду свои телескопы. Каким-то чудом Андерсон захватил звезду, когда она еще только набирала свой блеск. Через два дня Новая Персея уже достигла максимума своего блеска (звездная величина 0,2) и яркости Веги. К описываемому времени астрономы уже вступили в эру фотографии, которая дала им огромные преимущества сравнительно с их предшественниками. Но была ли сфотографирована область неба, в которой сияла Новая Персея, до ее появления?

Оказывается, была. В Гарвардской обсерватории этот участок неба был сфотографирован буквально за два дня до того, как Андерсон сделал свое новое открытие. В том самом месте, где теперь сияла Новая Персея, гарвардские фотографии показывали очень тусклую звезду 13-й величины, т. е. звезду, имевшую 1/630 часть светимости, необходимой, чтоб стать заметной человеку с острым зрением. За четыре дня Новая Персея выросла на 13 величин, увеличив свой блеск в 160 000 раз. Почти сразу же, неравномерно тускнея, она начала угасать и через семь месяцев стала неразличимой для глаза. В дальнейшем она вновь вернулась к 13-й величине.

Прошло семь месяцев с тех пор, как загорелась Новая Персея, и фотография доказала, что может быть полезной и в другом отношении. Непосредственному взгляду, даже через телескоп, звезда казалась простой звездой. Стоило, однако, вместо глаза поместить в фокус телескопа фотографическую пленку и дать долгую выдержку, как аккумулированный свет выявил вокруг Новой Персея бледное облако светящегося тумана, которое постепенно, неделю за неделей, месяц за месяцем, вырастало в размерах. Это расширяющееся облако было распространением света, излученного звездой во время блестящей взрывной ее фазы, который теперь уходил от звезды со скоростью света во всех направлениях, освещая ее окрестности — облака тончайшей космической пыли и глаза. Еще в 1916 г., через 15 лет, можно было наблюдать вокруг звезды тусклый ореол бледно светящегося газа. Создавалось впечатление, что этот газ был выброшен из звезды во время ее вспышки и теперь расширяется во все стороны, хотя и со скоростью, гораздо меньшей, чем скорость света.

Было очевидно, что звезда пережила колоссальный взрыв, исторгнувший из глубин ее газы и породивший вспышку света, удалявшегося от нее подобно разбегающимся волнам. Увиденное было понятным, хотя астрономия в то время еще ничего не знала ни о процессах, происходивших в недрах звезды, ни о механизме, приведшем к ее извержению.

Но астрономы могли дать название этому явлению, и Новая Персея, таким образом, стала «вулканической», или «взрывной», переменной. Казалось бы, все новые в каком-то смысле «вулканические» переменные и это выразительное точное слово должно было бы заменить слово «новая». Однако от него не так просто было отделаться. «Новая» прочно вошла в обиход с того самого дня, как Браге впервые употребил это выражение, и, вероятно, так оно и останется. Ещё одну, более яркую новую заметили сразу несколько наблюдателей 8 июня 1918 г. в созвездии Орла. Уже в первый момент она сияла как звезда первой величины, а через два дня, когда достигла пика своего блеска, имела звездную величину — 1,1, т. е. почти сравнялась по яркости с Сириусом.

Новая Орла появилась в период первой мировой войны, и, конечно, явись она в предыдущие века, в ней увидели бы некое знамение. Однако многие увидели в ней знамение даже в XX в. Война приближалась к концу, и весной 1918 г. немцы предприняли отчаянное наступление во Франции, делая последнюю ставку на выигрыш. На карту были поставлены последние резервы, и немцы поначалу добились успеха, но этого, увы, было уже недостаточно. В начале июня немцы выпустили последние пары, в то время как Англия и Франция быстро усиливались возрастающими подкреплениями (из Америки). Было ясно, что с Германией все кончено. Действительно, через пять месяцев она сдалась. Союзные солдаты на фронте назвали Новую Орла «Звездой победы».

Фотографии звезды, выполненные Гарвардской обсерваторией перед ее вспышкой, показывали довольно тусклую звезду с абсолютной величиной где-то между десятью и одиннадцатью. За пять дней блеск ее усилился в 50 000 раз, но, как и следовало ожидать, она угасла очень быстро. К сентябрю ее едва удавалось различить невооруженным глазом, через восемь месяцев ее можно было видеть только в телескоп.

Новая Орла — самая яркая звезда, появившаяся в небе после 1604 г., и ничего даже близкого к ней по яркости с тех пор не бывало. Однако яркость не единственный способ, которым новая может заявить о себе.

Росло убеждение в том, что новые всегда возникают из слабых, неразличимых звезд. При обыкновенном рассматривании звезды, которая в дальнейшем станет новой, кажется, что в ней нет ничего из ряда вой выходящего. С другой стороны, можно ведь сделать нечто большее, чем просто смотреть на звезду.

К концу XIX в. астрономы уже располагали спектроскопом, с помощью которого можно разложить световые волны в порядке их длины. При этом появлялась цветная радуга: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой и фиолетовый (в порядке уменьшения длины волны). По распределению света, по характеру недостающих воли, обнаруживающих себя в виде темных линий, прочерчивающих спектр, и по расположению этих линий астрономы могли судить о том, удаляется ли звезда от нас или приближается к нам, насколько она горяча или холодна, каков ее химический состав и т. д.

Но как спектроскопия могла помочь в изучении предновой, т. е. не вспыхнувшей еще звезды?

К несчастью, получить спектр слабой звезды чрезвычайно трудное дело, а их, слабых звезд, очень много. Было бы непосильной задачей добыть, даже с помощью компьютера, спектры всех звезд, имеющихся на небе. Практически имеются спектры лишь самого незначительного числа звезд. Заинтересовавшись Новой Орла, астрономы обнаружили, что первоначально звезда, из которой она развилась, ИМЕЛА записанный спектр. (И по сей день Новая Орла — это единственная из звезд, имеющая спектр, снятый до того, как звезда загорелась.) Спектр, однако, не выявил ничего необычного в предновом состоянии Новой Орла, за исключением того обстоятельства, что это была довольно горячая звезда с температурой поверхности около 12 000 °C (температура Солнца 6 000 °C). Из этого сделали вывод, что, даже не зная, что происходит в недрах звезды и каким образом приходит она к взрыву в процессе образования новой, взрыв горячей звезды можно считать более вероятным, чем взрыв холодной.

В декабре 1934 г. засияла новая в созвездии Геркулеса, получившая название Новой Геркулеса. Первоначально это была звезда с чуть выраженной переменностью, затерявшаяся где-то между 12-й и 15-й величинами. Фотографии, изученные позднее, показали, что 12 декабря, во время ее разгорания, она все еще была слишком слаба для наблюдения невооруженным глазом. Но уже 13 декабря она стала звездой третьей величины и тогда же была замечена английским астрономом-любителем.

Для новой такое разгорание было довольно медленным, все же к 22 декабря она достигла пика своей звездной величины, 1,4. Затем ее яркость, то уменьшаясь, то вновь частично усиливаясь, неравномерно пошла на убыль, и к 1 апреля ее едва можно было различить на небе. После этого она быстро исчезла и к 1 мая опустилась до 13-й величины, примерно той, которую имела вначале. Астрономы вздохнули и, видимо, сочли себя вправе обратиться к другим звездам, когда Новая Геркулеса вдруг вспыхнула снова. Ко 2 июня она уже была звездой девятой величины. Так, довольно медленно, она продолжала светлеть до сентября, и тогда ее звездная величина составляла 6,7, т. е. по своей яркости она была на грани различимого человеческим глазом. Затем очень медленно вновь стала уменьшаться и только в 1949 г., через 15 лет после своего первого появления, она вторично вернулась к 13-й величине. Теперь ясно, что новую нельзя рассматривать как звезду, пробуждающуюся раз в жизни. Известно о существовании «повторных», или «возвращающихся», новых. Новая, возникшая в созвездии Северной Короны и достигшая второй звездной величины в 1886 г., сделала то же самое в 1946 г. Есть новые, которые разгорались по три и даже четыре раза. Вполне возможно, что Эта Карины тоже повторная новая, хотя есть у нее, как мы увидим позднее, и более интересные особенности.

Самая недавняя очень яркая новая появилась в созвездии Лебедя 29 августа 1975 г. Новая Лебедя разгорелась до второй звездной величины с необычной стремительностью, перешагнув сразу через девятнадцать величин. В течение одного дня ее блеск усилился в 30 млрд. раз, однако она так же быстро сгорела и пропала из виду уже через три недели. Очевидно, что, чем быстрее и экстремальнее разгорание звезды, тем быстрее и глубже ее потускнение, хотя потускнение ее всегда медленнее, чем предшествующая вспышка.

Сколько же света в действительности излучает новая? Мы говорим о новых, приближающихся к той или другой величине, обладающих яркостью Сириуса или более ярких, чем Венера, но это еще не раскрывает всей правды. Ведь одна новая может казаться ярче другой потому, что она в самом деле ярче (более светима), или же только потому, что она ближе к нам и оттого кажется ярче, чем есть в действительности.

Так или иначе, сегодня мы уже располагаем возможностью определять расстояние до звезд. Учитывая яркость звезды на ее фактическом расстоянии, нетрудно вычислить, как бы она блестела, будь она на каком-то другом расстоянии. Звезда казалась бы слабее с увеличением расстояния до нее и ярче с уменьшением расстояния согласно простому правилу: яркость звезды меняется обратно квадрату расстояния.

Отсюда наше Солнце далеко не самая яркая звезда. Его величина составляет -26,91 сравнительно с -1,42 — величиной Сириуса, второй ярчайшей звезды неба. Солнце на 25,49 величины ярче Сириуса, и каждая величина представляет увеличение яркости в 2,512 раза. Поэтому наше Солнце светит в 15 млрд. раз более интенсивно, чем Сириус. Солнце несравнимо более близкая к нам звезда. До него расстояние всего лишь 150 млн. км, или 0,000005 парсека. Сириус находится от нас на расстоянии 3,65 парсека, т. е. в 530 000 раз дальше, чем Солнце; Предположим, что мы смотрим на Солнце и Сириус с одного и того же расстояния (10 парсек — стандартное расстояние, выбранное астрономами для сравнения звезд).

Если мысленно удалить Солнце на расстояние 10 парсек, что бы оно оказалось бы от нас в 2 млн. раз дальше, чем теперь, то его яркость в соответствии с обратной зависимостью от квадрата расстояния уменьшилась бы на 2 000 000 X 2 000 000, или в 4 000 000 000 000 раз. Уменьшив звездную величину Солнца делением его яркости на 2,512 (значение каждого уменьшения яркости на одну величину), мы бы нашли, что звездная величина Солнца, учитывая сокращение его яркости в четыре триллиона раз, составляет 4,69. Таким образом, на расстоянии 10 парсек Солнце имело бы величину 4,69. Это и есть его «абсолютная звездная величина». На таком расстоянии наше Солнце казалось бы маленькой звездочкой пятой величины, весьма скромным членом небесного сообщества.

Что касается Сириуса, находящегося на расстоянии 2,65 парсека, то при удалении его от нас на 10 парсек он уменьшился бы всего в 3 3/4 раза. Его яркость снизилась бы, но не очень, и на десяти парсеках он все-таки имел бы абсолютную величину 1,3. На этом расстоянии Сириус по-прежнему оставался бы звездой первой величины, хотя уже не из самых ярких.

Когда мы говорим о «яркости», мы имеем в виду то, как та или иная звезда выглядит в небе. Если мы хотим сравнить блеск двух звезд, каким он был бы при равном от нас удалении, другими словами, их абсолютные величины, то мы говорим о «светимости».

Сравнение яркости двух объектов зависит среди прочего от их удаленности. Спичка, которую мы держим в руке, ярче Сириуса. Сравнение светимости — вещь реальная: оно показывает, какой из объектов излучает больше света и на сколько больше. При равных расстояниях Сириус на 3,4 звездной величины ярче Солнца, а это значит, что его светимость в 23 раза выше солнечной.

Где же на этой шкале располагаться нашим новым? Ведь не всегда удается правильно оценить расстояние до них, часто они находятся слишком далеко. Но из суммарной информации, полученной от нескольких новых, их средняя абсолютная звездная величина до того, как, вспыхнув, они превратились в новую, будет равна третьей величине. Другими словами, первоначальная их светимость, как правило, примерно в пять раз выше, чем у Солнца. В максимуме блеска средняя абсолютная величина их -8, так что при полном своем «накале» новая будет светить примерно в 150 000 раз ярче, чем наше Солнце. Разумеется, это лишь средняя величина.

Некоторые астрономы различают два вида новых — «быстрые» и «медленные». «Быстрые» в течении считанных дней повышают свою светимость в сотни тысяч и более раз. Пик блеска удерживается в них менее недели, а затем — ровное умеренное быстрое угасание. «Медленная» увеличивает свой блеск исподволь и неровно, как бы толчками, и в целом в гораздо меньшей степени, чем «быстрая». После этого она так же медленно и неровно в отличие от «быстрой» идет на убыль. Примеры «быстрых» новых — Новая Персея и Новая Лебедя. Новые Возничего и Геркулеса — «медленные». Повторные новые, по крайней мере те, которые «возвращаются» через каждые несколько десятилетий, дают, как правило, меньшее приращение светимости, чем обыкновенные новые, даже включая «медленные». А как часто появляются новые?

До 1900 г. их почти и не видели, но сейчас их наблюдают гораздо чаще. Это не потому, что число их увеличилось, а потому, что больше людей стали интересоваться небом, да и техника, которой располагает ныне астрономия, стала лучше. И даже несмотря на это, те новые, что мы видим, отнюдь не исчерпывают полного их наличия. Чтобы понять это, зададимся вопросом: а сколько вообще на свете звезд? Невооруженным глазом мы видим около 6000, с помощью телескопа — многие миллионы.

Бесконечно ли их число, как думал Николай Кузанский? В данном случае против их бесконечности свидетельствует наша Галактика Млечный Путь, опоясавшая небо необъятной полосой звездного света, которая при взгляде в телескоп оказывается громадным скоплением чуть видных звезд. Общая масса Галактики — это 100 млрд. масс Солнца. Однако большинство отдельных звезд Галактики значительно меньше Солнца по размерам и массе. Вполне возможно, что в Галактике насчитывается 250 млрд. отдельных звезд.

Астрономы утверждают, что в среднем в пределах всей Галактики за год появляется 25 новых. Если сравнить это с полным числом галактических звезд, лишь одна из 10 млрд. звезд в год превращается в новую.

Тот факт, что в Галактике в течение года может появиться 25 новых, отнюдь не означает, что мы увидим их все; этого не случится, как бы мы ни старались. Пылевые облака, скрывающие от нас центральные области Галактики, делают невозможным наблюдение новых, вспыхивающих близ ее центра (где сосредоточено большинство звезд) или в дальней половине Галактики.

По этой причине мы можем в лучшем случае увидеть в год две-три новые, узнаваемые по свету, который они излучают и который сумеет дойти до нас.