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.

Для звезды это не далеко. Есть несколько тысяч звезд, которые ближе, но многие миллиарды — дальше. Появилась мысль, что Новая Персея светит так ярко в силу единственной причины — ее близости.

Не могло ли быть так, что все новые достигают более или менее равного уровня светимости (некоторой абсолютной звездной величины), однако разница в яркости происходит только вследствие разной их удаленности?

Например, предположим, что S Андромеды достигает величины всего 7,2 из-за ее большей удаленности от нас, чем Новая Персея. Если бы обе эти новые имели равные абсолютные величины в максимуме блеска, тогда S Андромеды, чтобы светить так слабо, как она светит, должна отстоять от нас на расстояние порядка 500 парсек. Если это так, то и туманность Андромеды должна быть на удалении 500 парсек, как и S Андромеды. Если S Андромеды находится перед туманностью, т. е. ближе к нам, то туманность отстоит от нас более чем на 500 парсек и может быть и значительно дальше. Но даже если туманность Андромеды удалена не более чем на 500 парсек, она не могла быть планетарной системой в процессе образования.

Никакая отдельная планетарная система не может отстоять на 500 парсек и выглядеть в небе большой, как эта туманность.

Астрономы отказались принять описанное выше рассуждение, основанное лишь на предположении, что Новая Персея и S Андромеды имеют одинаковый максимум блеска.

Казалось, легче было предположить, что это звезды с разным максимумом блеска и S Андромеды, не кажется очень тусклой в сравнении с Новой Персея, но фактически такой и является. Тогда выходило, что S Андромеды находится совсем близко (в космических, конечно, масштабах), гораздо ближе 500 парсек, и так же близка, естественно, и сама туманность Андромеды. В таком случае туманность Андромеды все-таки может быть развивающейся планетарной системой.

Американский астроном Кертис (1872–1942) не был согласен с таким легким выходом из положения. Предположим, рассуждал он, что S Андромеды очень далека и что туманность Андромеды еще дальше, много дальше, чем предполагалось. А не могла ли туманность Андромеды, если она столь отдаленна, быть островной вселенной, самостоятельной звездной галактикой, находящейся далеко за пределами нашей? Подтверждается ли тем самым верность идеи Канта, выдвинутой им полтора века назад?

Если так, то туманность Андромеды должна состоять из очень-очень многих довольно тусклых звезд. Среди этого сгущения звезд время от времени должны вспыхивать новые. И если звезды в туманности пока неразличимы в телескопы, любая из них, вспыхнув как новая, может стать видимой в телескоп, как это и случилось с S Андромеды.

Начиная с 1917 г. Кертис в самом деле открыл новые в туманности Андромеды, целые дюжины новых. В том, что они новые, не было ни малейшего сомнения: они появлялись, потом угасали, затем появлялись и угасали другие.

В этом скопище новых можно было подметить две важные особенности. Первая особенность в том, что это действительно было скопище. Ни в одной другой области неба не появлялось так много новых на одном ограниченном участке!

Это означало, что они не случайно, не просто так появлялись в этом направлении неба независимо от туманности, которой случилось вне всякой связи с ними расположиться позади.

Если б это было случайностью, почему такое множество новых зажигалось бы именно в этом направлении?

Нелепо всерьез задаваться вопросом, почему уникальное собрание новых и туманность Андромеды совпали по направлению, не имея между собой никакой осязаемой связи.

Кертис был абсолютно уверен в своем убеждении, что новые находились именно в туманности.

Но почему их так много?

Вот почему. Если туманность Андромеды действительно островная вселенная и самостоятельная галактика, то она должна иметь примерно столько же звезд, сколько имеет наша собственная. Поэтому в ней, кажущейся нашему глазу всего лишь пятнышком света, и новых должно появляться столько же, сколько в нашей Галактике, заполняющей все остальное небо.

В сущности, в этой туманности должно обнаруживаться даже больше новых, чем в Галактике. Кертис заметил, что в туманности вдоль ее кромок имеются пятна темноты, которые, будь она настоящей галактикой, могли бы оказаться большими протяженностями темных туманностей — газопылевых облаков, затемняющих звезды, расположенные за ними.