В 1638 г. голландский астроном Хольварда Франекер (1618–1651) отметил звезду точно в том же районе неба, где Фабрициус нашел свою новую 42 года назад. Хольварда наблюдал, как она постепенно бледнела, исчезала совсем, но потом вернулась на свое место. Оказалось, что ее яркость нарастает, потом слабеет каждые 11 месяцев; в телескоп она оставалась заметной даже в период наименьшего свечения. В этой фазе она была звездой 9-й величины (принимая самые слабые для зрения звезды за 6-ю и продолжая таблицу Гиппарха до наименьших яркостей, достижимых телескопом).

В максимуме своего блеска звезда Фабрициуса светила в 250 раз ярче, чем в минимуме. Точнее говоря, она не являлась новой звездой, но даже и такая она служила прекрасным опровержением неизменности небес. Ведь звезда, которая меняет свою яркость, могла столь же красноречиво свидетельствовать против аристотелевой догмы постоянства, как и «настоящая» новая.

Звезды с изменяющейся яркостью называют теперь «переменными звездами», и Хольварда открыл первую из них. Тем не менее переменные звезды, вспыхивающие вдруг и всегда неожиданно и неспособные к регулярным изменениям, долгое время продолжали называть «nova», хотя это латинское слово означает «новая». Звезда Фабрициуса, которая загоралась и затухала по своему особому четкому графику, уже не считалась новой, она была просто переменной звездой.

Немецкий астроном Иоганн Байер (1572–1625) предложил систему, по которой каждой звезде присваивались греческая буква и название созвездия, в котором она находилась. Звезде Фабрициуса, отметив ее положение в один из периодов ее видимости, он дал имя «Омикрон Кита». (Он не догадывался, что это была новая, открытая Фабрициусом.) Когда была выявлена ее переменная природа, немецкий астроном Ян Гевелий (1611–1687) назвал ее Мира, что по-латыни означает «чудесная».

Мира стала «чудесной», потому что переменность ко времени ее открытия была совершенно новым, загадочным, необычным свойством. Эта переменность, однако, не долго оставалась загадкой: к концу XVII в. были обнаружены еще три переменные звезды. Одной из них был хорошо известный Алголь — вторая по яркости звезда в созвездии Персея (отчего ее иногда называют Бета Персея).

В 1687 г. итальянский астроном Джеминиано Монтанари (1663–1687) заметил, что Алголь имеет колебания блеска. Это было не похоже на Миру, так как колебания были не экстремальны. Алголь в пике блеска имел звездную величину 2,2, а в минимуме 3,5, т. е. в пике блеска он светил примерно в три раза ярче, чем в минимуме.

Все это, видимо, еще раньше заметили арабы. Мифический герой Персей обычно изображается с головой убитой им Медузы. И вот голова Медузы — страшного чудовища, при взгляде на которое люди превращались в камень, — представлена звездой Алголь; это название дали арабы, и по-арабски оно звучит «аль голь», т. е. дьявол.

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.