Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых - [25]

Робертс указал, что если туманность периодически фотографировать на протяжении ряда лет, то небольшие изменения ее положения относительно окружающих звезд показали бы, что туманность вращается с некоторой измеримой скоростью. Уже одно это недвусмысленно показало бы, что туманность — относительно малый и потому относительно близкий объект. Любой объект на равном удалении с одной из кантианских островных вселенных должен был бы быть таким чудовищно огромным, что понадобились бы миллионы лет для одного его оборота и никакого заметного изменения в разумный период времени зафиксировать было бы невозможно.

В 1899 г. Робертс заявил, что его фотографии в самом деле зарегистрировали вращательные изменения в туманности Андромеды, и это казалось похожим на правду.

В том же 1899 г. впервые был получен спектр туманности Андромеды. Он оказался очень похожим на спектры звезд, тогда как спектры бесформенных облаков газа и пыли, подобных облакам туманности Ориона, полностью отличны от спектров звезд и обычно состоят из ярких, отчетливых по цвету линий. Это свидетельствовало о том, что туманность Ориона и ей подобные дают некоторую окраску, а спектры туманности Андромеды и других туманностей ее типа бывают белыми, именно поэтому их иногда называли «белыми туманностями».

Спектр туманности Андромеды имел смысл в том случае, если Лаплас был прав и туманность была развивающейся звездой. В 1909 г. английский астроном Уильям Хаггинз на основании своих исследований объявил, что туманность Андромеды — это планетарная система в последней стадии своего развития.

Для разногласий, казалось, больше нет почвы. И все же одна трудность, назревшая к концу века, упорно отказывалась отступать. Речь шла о новых.

S АНДРОМЕДЫ

20 августа 1885 г. немецкий астроном Эрнст Гартвиг (1851–1923) обнаружил звезду в центральной области туманности Андромеды. Это была первая звезда, когда-либо виденная в этой туманности.

Возможно, кое-кто из астрономов сначала подумал, что развивающаяся планетарная система, каковой предположительно была туманность Андромеды, достигла своей кульминации; центральная область ее уже не просто светилась, но вспыхнула и превратилась в настоящее солнце. Будь это так, звезда продолжала бы оставаться горящей и стала бы постоянным достоянием неба, но этого не случилось: звезда медленно блекла и наконец совершенно исчезла в марте 1886 г. Было предельно ясно: это новая, Новая S Андромеды! С тех пор на нее ссылаются как на S Андромеды, и я буду придерживаться той же традиции.

Однако что делала эта новая в туманности Андромеды?

Могла ли отдельная развивающаяся звезда стать новой до того, как она стала нормальной звездой? И если могла, то как случилось, что туманность Андромеды осталась как была, без малейшей видимой перемены, когда угасла новая?

И опять-таки, кто сказал, что новая была частью туманности? Она могла просто наблюдаться на одной оси зрения с туманностью, которая, по существу, светилась далеко позади нее и никоим образом ею не затрагивалась.

Было или не было это частью туманности, S Андромеды имела все же слишком слабые основания, чтобы значиться в новых. Даже если в то время астрономы видели еще слишком мало новых, но все же достаточно для того, чтобы знать, что S Андромеды была ненормально тусклой. Даже в максимуме блеска она достигала величины 7,2, т. е. всегда оставалась не видимой невооруженным глазом. Никто не смог бы, выйдя однажды на крыльцо и увидев над собой S Андромеды, застыв от изумления, воскликнуть: «Невероятно! Новая звезда!», как это случилось с Браге триста лет назад.

Увы, кроме нескольких астрономов за своими телескопами, никто не увидел S Андромеды. И даже они, скорее всего, заметили ее случайно и только потому, что сияла она в центре туманности, где прежде никаких, даже слабых, звезд никогда не было.

Туманность Андромеды с сияющей в ней звездой была сфотографирована, но спектров последней не получили. Спектры тусклых объектов получить в то время было очень трудно. Быстрое возгорание и медленное угасание S Андромеды были все же типичны для новой; единственный вопрос, который можно было задать себе, «Почему же она такая слабая?» Этот вопрос не был, однако, таким уж неожиданным. Новая может выступать в широком диапазоне блеска. В пике своего блеска она может быть чрезвычайно яркой, как звезда Браге, или весьма скромной, как новая, открытая Хайндом в 1848 г., имевшая всего лишь четвертую звездную величину. Новая S Андромеды была просто менее заметной, только и всего.

В то время ничего не знали о природе и причинах возникновения новых, поэтому астрономы полагали, что все зависит от того, какой яркостью обладала звезда с самого начала. Яркая звезда вспыхнет необычайно сильно, менее яркая будет скромнее в своем сиянии, а совсем тусклая может пройти вовсе не замеченной невооруженным глазом даже в пике своего блеска.

Итак, S Андромеды получила отставку. Она появилась и исчезла, была замечена и забыта. До 1901 г. В этом году появилась Новая Персея и недолго сияла как звезда нулевой величины. По тому, как распространялся свет в кольце окружающей ее пыли, можно было вычислить ее удаленность. Ведь астрономы наблюдали видимую скорость света и, зная истинную его скорость, могли без труда определить расстояние, на котором свет распространялся для стороннего наблюдателя. Они заключили, что Новая Персея находится на расстоянии 30 парсек от Земли.