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.
