вот, в 1913 году Слайфер обнаружил, что спектры этих туманностей тоже чрезвычайно похожи на спектр Солнца! Естественно, он заключил, что, поскольку туманность в Плеядах по спектру подобна солнечному, то и другие туманности, в том числе М 31 и все туманные спирали, могут, как и в Плеядах, состоять из центральных звёзд, окруженных так называемым клочковатым веществом. А светятся эти туманности, потому что отражают свет звёзд.
Наблюдения Шейнера и Слайфера были одинаковыми, а выводы они сделали противоположные! И получилось так только из-за того, что двум разным, но одинаково выглядевшим явлениям была приписана одна и та же причина.
Иногда решение фундаментальных мировоззренческих проблем зависит от частной задачи, которая на определенном этапе развития науки становится "краеугольным камнем". Так, Иоганн Кеплер сформулировал свои знаменитые законы из-за того, что реальное положение планеты Марс на небе отличалось на восемь угловых минут от вычисленного по системе Птолемея. Всего лишь восемь угловых минут, не так уж много, но расхождение всё-таки нужно было объяснить. Не будь этого расхождения, Кеплер, возможно, не стал бы заниматься изучением планетных орбит. Другой великий учёный Николай Коперник передвинул Солнце в центр мироздания, потому что за тысячу лет накопились ошибки в предвычисленных расположениях не только Марса, но и других планет. А решение фундаментальной проблемы единственности нашей Галактики во Вселенной неожиданно затормозилось, поскольку не было известно расстояние до туманности Андромеды...
Может показаться, что факт вспышки новой звезды в М 31 даёт возможность оценить расстояние до этого объекта. Даёт, если считать, что обычные новые и S Андромеды - явления одного типа. S Андромеды была на три звёздные величины, то есть в 12 раз, слабее новой, вспыхнувшей в созвездии Персея в 1901 году. Допустим, что в максимуме обе звезды были на самом деле одинаково яркими, просто находились на разном расстоянии от Солнца. Тогда туманность Андромеды должна находиться в 3,5 раза дальше от Солнца, чем новая Персея. Ведь если один объект слабее другого такого же в 12 раз, то он находится на расстоянии примерно в 3,5 раза больше.
В 1911 году американский физик Ф. Бери рассчитал, что расстояние до М 31 - пять тысяч световых лет или около 1600 парсек. Это означало, что туманность Андромеды расположена внутри Млечного Пути. Но ведь на самом деле нужно было рассуждать наоборот! Сначала определить расстояние до М 31 каким-нибудь независимым способом, затем (уже зная расстояние) вычислить светимость S Андромеды и лишь после этого сравнивать её с другими новыми звёздами.
Нужны были дополнительные наблюдения, и они появились в 1917 году, когда американский астроном Джордж Ричи, работая в обсерватории Маунт Вильсон в Лос-Анджелисе, случайно (помните, я говорил о случайности многих астрономических открытий) обнаружил новую звезду в другой спиральной туманности - NGC 6946. Новая была очень слабенькой, в максимуме достигала всего 15-й звёздной величины. Её и видно-то было только в крупный телескоп. Но главная характеристика - ход изменения блеска - была подобна изменению блеска обычных новых звёзд. Раньше никому не приходило в голову, что новые звёзды могут быть такими слабыми. Их трудно заметить, просматривая фотографии туманностей. Если так, то не исключено, что в туманностях были и другие аналогичные вспышки, оставшиеся незамеченными. Ричи начал изучать прежние фотографии спиральных туманностей, особенно Туманности Андромеды, и действительно нашёл две новые звезды, на которые раньше не обратил внимания. Эти очень слабые новые не шли ни в какое сравнение с S Андромеды. Поистине, она оказалась монстром в мире новых звёзд!
Ричи случайно обратил внимание на слабенькую вспышку в NGC 6946. Обычно исследователь видит прежде всего то, что хочет видеть. Он ищет новые звёзды, по опыту зная, что вспышка бывает яркой. Если кто-то скажет ему, что в данном конкретном случае новая может оказаться слабее в тысячи раз, он отмахнется. Хотя потом, когда случайно всё-таки обратит внимание на такую очень слабую новую, объяснение найдётся легко. Ведь ясно: чем дальше от нас вспыхивает звезда, тем она слабее. И если она настолько слабая, то какие же бездны пространства нас разделяют!
В каждой обсерватории в те годы были "стеклянные библиотеки", где хранились тысячи фотопластинок - фотографий различных участков неба. После сообщения Ричи астрономы стали просматривать фотопластинки и (теперь они знали, что искать!) нашли слабые вспышки новых не только в М 31, но и в других спиральных туманностях. За два месяца исследователи обнаружили одиннадцать таких вспышек. Из них четыре - в туманности М 31, не считая знаменитой и ни на что не похожей S Андромеды.
Однако даже после этого никто не обратил внимания на разительное отличие вспышек новых от S Андромеды. Все наблюдали одно и то же, но "видели" разное!
Физическую природу М 31 разгадали лишь в 1924 году Эдвин Хаббл и Джордж Ричи. Они получили прекрасные фотографии туманности Андромеды, на которых было видно, что её спирали на самом деле вовсе не туманные пятна, а россыпи звёзд. Более того, Хаббл обнаружил среди них обычные переменные звёзды цефеиды, каких много в нашей Галактике.
Излучение цефеид пульсирует строго периодически, причём период пульсаций так же строго связан с их светимостью в максимуме. Поэтому цефеиды называют "звёздными маяками". Расстояния до цефеид определяют точнее всего, ведь период пульсаций звёзд этого типа можно измерить с высокой степенью надежности, и по величине периода определить светимость звезды в максимуме. А если известна светимость звезды и её яркость на небе, легко вычислить расстояние. По цефеидам определяют расстояния до звёздных скоплений в нашей Галактике и до других относительно близких галактик, в которых удаётся обнаружить "звёздные маяки".
Хаббл оценил, наконец, расстояние до М 31, оказавшееся равным 1,5 миллиона световых лет. В 300 раз больше, чем полагал Бери! Вот почему вспышки новых в этой туманности выглядели такими слабыми - звёзды эти оказались на самом деле в 300 раз дальше, чем предполагали исследователи.
К концу двадцатых годов ХХ века астрономам стало ясно, что вспышка новой - вовсе не свидетельство смерти звезды. Конечно, такая вспышка бесследно для звезды не проходит. От неё с большой скоростью - до нескольких тысяч километров в секунду - отделяется облачко звёздного вещества и уносится в межзвёздное пространство. Удалось даже оценить, сколько именно вещества выбрасывает звезда. Оказалось, немного - всего одну стотысячную долю массы Солнца.
S Aндромеды - исключение из правила. Американский астроном Гебер Кертис, один из сторонников идеи "островных Вселенных", писал, что не все новые звёзды "обязаны" иметь в максимуме одинаковую светимость. Природа разнообразна, одна вспышка ярче, другая
