В то время, когда астрономы столь остро нуждались в методах определения расстояний, в их руках неожиданно оказался способ, полученный из гарвардских работ по изучению переменности блеска звезд. Этот столь важный сегодня предмет практически отсутствовал в астрономии вплоть до последних десятилетий XVIII в., хотя, разумеется, были новые звезды 1572 и 1604 гг. и очень немногочисленные исследования, посвященные этому вопросу, в XVII в. Несмотря на свою крайнюю нерегулярность, они хорошо иллюстрируют то, как определенные направления исследований, которые в течение столетий трактовались как не связанные друг с другом, в итоге, будучи собранными вместе, привели к большому прорыву.

Первые важные открытия западных астрономов, касающиеся переменности блеска звезд, сделали два человека, считавшие себя фризами. Первым был Давид Фабриций из Эзенса, Восточная Фрисландия (тогда независимая страна, а ныне часть Германии). В августе 1596 г. он заметил долговременну́ю периодичность звезды в созвездии Кит. В течение нескольких месяцев он наблюдал, как она теряет свой блеск от третьей звездной величины до полной невидимости. Эта звезда не входила в каталог Птолемея, но была известна как ο (омикрон) Кита после выхода в 1603 г. каталога Байера. Фабриций заметил, как в 1609 г. она снова стала звездой третьей величины, и предположил, что это одна из разновидностей новых звезд; данное мнение разделялось многими астрономами вплоть до конца XIX в. В 1631 г. эту странную звезду снова наблюдал А. Г. Пингре, но на какое-то время она была забыта до ее повторного открытия в 1638 г. Яном Фокилидом Холварда из Франекера, Фрисландия (одноименная провинции на севере Нидерландов). Холварда установил, что она меняет свой блеск периодически с периодом одиннадцать месяцев. (У нее нерегулярный период, но действительно близкий к 332 суткам.) К несчастью, Фабриций не смог познакомиться с находками Холварда, поскольку в 1617 г. он был убит заступом местным крестьянином, которого обвинил с церковной кафедры в краже гуся.

Позже Ян Гевелий назвал необычную звезду Мира («Удивительная») – и это слово до сих пор используется для определения целого класса долгопериодических переменных. (Фактически это гигант спектрального класса М, но существуют и другие звезды класса М, являющиеся карликами.) Ее периодичность изучалась французским католическим священником и астрономом Исмаэлем Буйо, который в 1660‐х гг. установил ее период в 333 дня и предположил, что она является вращающимся «полусолнцем», звездой с обширными темными пятнами. Как мы увидим далее, принимая во внимание вращение Солнца и феномен солнечных пятен, гипотезы такого рода пользовались большой популярностью еще на протяжении следующих двух столетий.

Другая переменная типа мирид, χ Лебедя, была обнаружена в 1687 г. Готфридом Кирхом, который непродолжительное время работал с Гевелием в 1674 г., познакомившись с ним ранее, когда тот был азартным охотником за кометами. Большая амплитуда колебаний звезд типа Миры, видимых невооруженным глазом, делает их довольно легкими для обнаружения, и представляется маловероятным, что в будущем смогут найти много подобных звезд. Другое дело – телескопические экземпляры. К 1896 г. удалось открыть 251 переменную типа Миры, в основном фотографическими методами, а к концу XX в. их обнаружили уже более 6000.

В конце XVII в. было сделано много заявлений об открытии других переменных звезд, но когда скептически настроенный Эдмонд Галлей пересмотрел эти данные в 1715 г., он сумел добавить к известному количеству только три звезды – все из созвездия Цефей. Он не включил звезду Алголь (β Персея), переменность которой заметил Джеминиано Монтанари из Болоньи в 1670 г. (Аргумент, что в переводе с арабского ее название означает «Демон», а потому ее переменность должны были заметить задолго до того, не выдерживает критики.) Однако Монтанари не учел должным образом тот факт, что переменность Алголя периодическая, а период короткий – менее трех дней. То, как была открыта эта периодичность, демонстрирует, каким интересным образом укреплял свои позиции растущий класс относительно обеспеченных любителей, которые, будучи удаленными от крупных европейских центров (как Фабриций и Холварда), могли позволить себе купить лучшие инструменты и использовать их в свое удовольствие.

Эдуард Пиготт не открыл истинную природу периодичности Алголя, однако сыграл в этом важную роль, поскольку являлся наставником человека, совершившего это открытие, – Джона Гудрайка. В это время они оба проживали в Йорке, на севере Англии, и оба были хорошо обеспечены. Пиготт происходил из старого католического рода со связями в Йоркшире, но его мать была из Лувена, а сам он обучался во Франции. Его семья проводила бо́льшую часть времени в поездках по всей Европе, обзаводясь влиятельными связями с ведущими астрономами. Отец Эдуарда, Натаниэль, был достаточно богат, чтобы покупать астрономические инструменты у лучших лондонских мастеров, и даже имел достаточно времени для обследования за свой счет большей части южных Нидерландов. По возвращении в Йорк, он уже располагал построенной специально для него прекрасной обсерваторией, оснащенной еще более совершенными инструментами, к великой пользе его сына. Будучи должным образом проинструктированным, Эдуард сделал несколько небольших открытий, включая открытие новой кометы, и вступил в переписку с Уильямом Гершелем в те времена, когда Гершель был еще музыкантом в Бате. Однако наиболее значимым стало для него знакомство с его близким соседом по Йорку Джоном Гудрайком.

Гудрайк, будучи младше Пиготта на одиннадцать лет, родился в 1764 г. в Гронингене (Нидерланды) в семье работника Британского консульства, его мать была француженкой. У него действительно обнаруживается много общего с Пиготтом, за исключением здоровья. Гудрайка, глухонемого с детства, в возрасте восьми лет отправили в Эдинбургскую школу для глухонемых. Позже он перевелся в академию для диссидентов в Ланкашире и, несмотря на свои немощи, получил там высокую оценку как человек, хорошо знающий математику. Его семья переехала из Нидерландов в Йорк, а в 1781 г. в тот же район приехали Натаниэль и Эдуард Пиготты, после чего они быстро обнаружили общие интересы, связанные со звездной астрономией. Гудрайк, унаследовавший в семнадцать лет состояние своего деда, сэра Джона Гудрайка, не испытывал финансовых затруднений. Он приобрел на свои средства телескоп Доллонда, и они с Пиготтом регулярно производили совместные наблюдения в полной тишине. И тот и другой находились в переписке с Гершелем, обсуждая его новую «комету», еще до того как выяснилось, что на самом деле это – планета Уран. Кроме того, они объединили усилия в поиске литературы с данными о переменных звездах.

В ноябре 1782 г. Гудрайк заново открыл то, что уже было известно, – Алголь является переменной звездой. Систематически наблюдая эту звезду с даты открытия до прекращения ее ночной видимости, он пошел дальше и зафиксировал короткопериодическую природу изменения ее блеска. Ему исполнилось всего лишь восемнадцать лет, когда он написал о своих выводах плюмианскому профессору астрономии в Кембридже. Три дня спустя его письмо было зачитано Королевскому обществу, и его члены настолько впечатлились, что наградили Гудрайка одной из двух медалей Копли за 1783 г. Полученное им значение продолжительности цикла составляло 2^d20^h45^m, которое отличалось от принятого сегодня значения всего на четыре минуты. Приведенное им объяснение изменений блеска тоже в каком-то смысле выдержало испытание временем. Согласно его предположению, вокруг Алголя обращается какое-то большое тело, периодически его затмевающее. Как мы видели ранее в начале этой главы, лишь в 1889 г. Герману Фогелю удалось показать с помощью его спектроскопа, что спектр Алголя также испытывает колебания. Фогель интерпретировал это через эффект Доплера, полагая, что совмещение двух компонентов звезды совпадает с временами минимума блеска, наблюдаемого нами визуально. Короче говоря, Алголь был одной из спектрально-двойных звезд Фогеля. На самом деле, последние спектроскопические исследования указывают на существование третьей звезды и на то, что между главной и двумя другими звездами имеет место перетекание вещества.

Вскоре Гудрайк открыл еще несколько переменных. В некоторых из них он был менее уверен, но β Лиры и δ Цефея удалось надежно подтвердить. Позже каждая из них стала прототипом нового класса переменных. Он, как следует из его записных книжек, начал догадываться о том, что уровни минимума блеска одной и той же переменной звезды не идентичны, как он думал ранее. Тем временем Пиготт также обнаружил переменность звезды η Орла и начал долгую серию исследований этой и других переменных звезд, продолжавшуюся почти непрерывно вплоть до 1820‐х гг. Количество астрономов, находившихся под впечатлением от их работ, быстро росло, и в 1786 г. Гудрайк был избран членом Королевского общества. Но его счастливая судьба длилась недолго. Двумя неделями позже он скончался в возрасте двадцати одного года «от воздействия холодного ночного воздуха во время астрономических наблюдений».

Оставшись в одиночестве, Пиготт сохранил интерес к переменным звездам и сделал огромный вклад в новую область, быстро ставшую предметом самостоятельного исследования. В качестве иллюстрации самоотверженности Пиготта отметим его отчет о не менее чем пяти годах наблюдений переменной R Щита – «переменной звезды в Щите Собеского», как он назвал ее, когда опубликовал свои выводы в издании Королевского общества «Philosophical Transaction» в 1805 г. Как он решил еще раньше, причиной видимых изменений блеска найденных им и Гудрайком короткопериодических переменных являются находящиеся на них пятна, если принять во внимание тот факт, что они вращаются. В 1793 г. он переехал в Бат, прежнее место жительства Гершеля. Пиготт изучал работы Гершеля, посвященные строению Солнца и возможной его обитаемости. После того как Гершель рассказал ему об использовании физических моделей для проверки разнообразных гипотез, Пиготт последовал его примеру и построил свои модели, которые позволили бы ему сделать выбор между причинами переменности. Он изложил свое окончательное заключение в статье 1805 г. – работе, одну часть которой он написал в Бате, а другую в Фонтенбло, – где он мог свободно находиться после Амьенского мирного договора 1802 г., но был арестован французами после возобновления боевых действий. Во Франции он читал лекции, излагая свои идеи, и его здешние старые научные знакомства, без сомнения, помогли ему укрепить свою репутацию в Англии, вне зависимости от войны.

Переменные звезды, как полагал Пиготт, это темные, твердые, вращающиеся тела, и их вращение довольно правильное, но среда, которая их окружает, ведет себя хаотично (ил. 224). Среда, говорил он, производит и поглощает частички света «очень сходно с тем, что было так талантливо проиллюстрировано великим открывателем небес доктором Гершелем в отношении солнечной атмосферы» (см. ил. 201 в главе 15). Его гипотеза о том, что звезда может время от времени находиться в «неосвещенном» состоянии, давала ему дополнительный бонус: она могла объяснить причину того, почему определенные области неба кажутся нам содержащими мало звезд. Насколько многочисленны такие темные звезды? Он задавался вопросом, могут ли они быть столь же многочисленны, как и яркие звезды; и выразил мнение о том, что наше Солнце тоже может, наконец, сократиться до небольшого светлого пятнышка. Такие пугающие сценарии звездной эволюции легко опровергались, поскольку были основаны на шатких гипотезах, но нет сомнений в том, что они помогли избавиться от традиционного представления о неизменности и совершенстве звезд.

Уильям Гершель открыл с помощью своего телескопа новые переменные, и Пиготту в итоге удалось составить перечень, общим счетом в тридцать девять звезд, который медленно пополнялся в ходе первой половины XIX в. Отчасти проблема заключалась в том, что оценка блеска делалась относительно бессистемно. Имелось несколько полезных наработок в этом отношении. Очень простое, но остроумное новшество внедрил в практику наблюдений Гершель, который размещал звезды какой-либо ограниченной группы в порядке возрастания блеска, повторяя эту процедуру для многих групп, а затем связывал группы друг с другом, выбирая звезды, общие для нескольких групп. Таким образом можно было постепенно построить целую сеть. И все же ощущалась острая нужда в удобном фотометрическом инструменте, и шаг в этом направлении сделал Джон Гершель. Во время посещения мыса Доброй Надежды (1837–1838) он открыл необычную переменную звезду η Корабля Арго, находившуюся примерно в середине туманности, и это пробудило его интерес к фотометрии. Он изобрел прибор, который сам называл «астрометром»; в нем размещалась искусственная звезда с регулируемой яркостью, создаваемой с помощью лунного света, пропущенного через призму таким образом, чтобы можно было уравнять ее блеск с блеском исследуемой настоящей звезды. Использовав этот инструмент и выбрав блеск α Кентавра в качестве единицы измерения звездной величины, он составил таблицу из 191 звезды, на основе которой другие астрономы могли проводить свои сравнения без такого инструмента. Когда спустя несколько лет Аргеландер приступил к созданию каталога звездных величин, он полагался не на фотометр, а на систему, подобную той, которую использовал Уильям Гершель, располагая звезды в порядке их блеска и «оценивая шаг звездной величины». (Хотя человеческий глаз оставляет желать лучшего в оценке блеска звезд, он чрезвычайно хорош при регистрации небольшой разницы в блеске близко расположенных звезд.)

Первый легко воспроизводимый астрофотометр сконструировал не Гершель, а Иоганн Карл Фридрих Цёлльнер около двадцати лет спустя. Цёлльнер, сын владельца небольшой ситценабивной фабрики, учился в Базеле, а затем устроил в пригороде Берлина скромную частную обсерваторию. Он сконструировал свой инструмент в надежде выиграть премию, объявленную на конкурсных началах Венской академией наук (так уж случилось, что премия не досталась никому из заявленных участников). Он интенсивно изучал основы фотометрии. Для того чтобы создать в своем устройстве звезду сравнения, он использовал обычную керосиновую лампу, свет от которой проходил через регулируемые призмы Николя (поляризационные призмы). Позже его конструкция использовалась во множестве ведущих мировых обсерваторий. Именно по его предложению Потсдамская обсерватория использовала этот прибор для создания первого в высшей степени точного фотометрического каталога северного неба: «Photometrische Durchmusterung des nördlichen Himmels». Позже Э. Ч. Пикеринг из Гарвардской обсерватории использовал инструмент, основанный на тех же принципах, в период с 1879 по 1882 г. для фотометрического каталога 4260 звезд, в то время как савилианский профессор астрономии в Оксфорде Чарльз Притчард в 1885 г. отдал предпочтение другому инструменту (клиновому фотометру) для аналогичного каталога из 2784 звезд. Притчард убедительно доказывал маловероятность получения близкого согласия между звездными величинами, измеренными разными способами, и все же, если судить по факту, более 70 процентов звездных величин, полученных им и Пикерингом, различались не более чем на 0,25. Со временем их технические приемы унаследовала фотографическая фотометрия, особенно после 1910‐х гг., и в таком виде они удерживали свои позиции вплоть до середины XX в., когда были внедрены фотоэлектрические технологии.

Усовершенствованные методы измерения звездных величин с неизбежностью привели к росту числа известных переменных звезд и к уточнению их периодичности. В 1884 г. Ирландская королевская академия опубликовала обновленный перечень из 190 переменных звезд; а в новом издании, вышедшем в 1888 г., их число возросло до 243. XIX в. закончился обращением нескольких ведущих астрономов к любителям с призывом взять поиск переменных звезд в свои руки. Что они и сделали, демонстрируя все больший энтузиазм, особенно в Британии и Америке, а более тщательное обследование фотографических пластинок (этим занимались главным образом профессиональные астрономы) еще увеличило число известных переменных звезд. К 1903 г. Эдуард Пикеринг сумел составить перечень из 701 звезды, а за последующее десятилетие их количество возросло более чем вдвое.

Конечно же, одно только увеличение численности не могло решить проблему переменных звезд. Простота гипотезы Пиготта питала обсуждение аналогичных гипотез в течение многих десятилетий, но в середине XIX в. Иоганн Рудольф Вольф обратил внимание астрономов на то, что переменная звезда, возможно, стоит у самого нашего порога, и называется она – Солнце. Ему, как он считал, удалось зарегистрировать конструктивные сходства между полученными им графиками частоты появления солнечных пятен и графиками, отражающими изменение светимости многих переменных звезд. Ни здесь, ни там не наблюдалось постоянных минимумов и максимумов; были примеры двойных максимумов; кроме того, и те и другие графики отличались быстрым ростом и медленным убыванием. Несмотря на всю привлекательность этой идеи, она перестала притягивать внимание вскоре после того, когда к изучению этих загадочных объектов применили спектроскоп.