В декабре 1934 г. засияла новая в созвездии Геркулеса, получившая название Новой Геркулеса. Первоначально это была звезда с чуть выраженной переменностью, затерявшаяся где-то между 12-й и 15-й величинами. Фотографии, изученные позднее, показали, что 12 декабря, во время ее разгорания, она все еще была слишком слаба для наблюдения невооруженным глазом. Но уже 13 декабря она стала звездой третьей величины и тогда же была замечена английским астрономом-любителем.

Для новой такое разгорание было довольно медленным, все же к 22 декабря она достигла пика своей звездной величины, 1,4. Затем ее яркость, то уменьшаясь, то вновь частично усиливаясь, неравномерно пошла на убыль, и к 1 апреля ее едва можно было различить на небе. После этого она быстро исчезла и к 1 мая опустилась до 13-й величины, примерно той, которую имела вначале. Астрономы вздохнули и, видимо, сочли себя вправе обратиться к другим звездам, когда Новая Геркулеса вдруг вспыхнула снова. Ко 2 июня она уже была звездой девятой величины. Так, довольно медленно, она продолжала светлеть до сентября, и тогда ее звездная величина составляла 6,7, т. е. по своей яркости она была на грани различимого человеческим глазом. Затем очень медленно вновь стала уменьшаться и только в 1949 г., через 15 лет после своего первого появления, она вторично вернулась к 13-й величине. Теперь ясно, что новую нельзя рассматривать как звезду, пробуждающуюся раз в жизни. Известно о существовании «повторных», или «возвращающихся», новых. Новая, возникшая в созвездии Северной Короны и достигшая второй звездной величины в 1886 г., сделала то же самое в 1946 г. Есть новые, которые разгорались по три и даже четыре раза. Вполне возможно, что Эта Карины тоже повторная новая, хотя есть у нее, как мы увидим позднее, и более интересные особенности.

Самая недавняя очень яркая новая появилась в созвездии Лебедя 29 августа 1975 г. Новая Лебедя разгорелась до второй звездной величины с необычной стремительностью, перешагнув сразу через девятнадцать величин. В течение одного дня ее блеск усилился в 30 млрд. раз, однако она так же быстро сгорела и пропала из виду уже через три недели. Очевидно, что, чем быстрее и экстремальнее разгорание звезды, тем быстрее и глубже ее потускнение, хотя потускнение ее всегда медленнее, чем предшествующая вспышка.

Сколько же света в действительности излучает новая? Мы говорим о новых, приближающихся к той или другой величине, обладающих яркостью Сириуса или более ярких, чем Венера, но это еще не раскрывает всей правды. Ведь одна новая может казаться ярче другой потому, что она в самом деле ярче (более светима), или же только потому, что она ближе к нам и оттого кажется ярче, чем есть в действительности.

Так или иначе, сегодня мы уже располагаем возможностью определять расстояние до звезд. Учитывая яркость звезды на ее фактическом расстоянии, нетрудно вычислить, как бы она блестела, будь она на каком-то другом расстоянии. Звезда казалась бы слабее с увеличением расстояния до нее и ярче с уменьшением расстояния согласно простому правилу: яркость звезды меняется обратно квадрату расстояния.

Отсюда наше Солнце далеко не самая яркая звезда. Его величина составляет -26,91 сравнительно с -1,42 — величиной Сириуса, второй ярчайшей звезды неба. Солнце на 25,49 величины ярче Сириуса, и каждая величина представляет увеличение яркости в 2,512 раза. Поэтому наше Солнце светит в 15 млрд. раз более интенсивно, чем Сириус. Солнце несравнимо более близкая к нам звезда. До него расстояние всего лишь 150 млн. км, или 0,000005 парсека. Сириус находится от нас на расстоянии 3,65 парсека, т. е. в 530 000 раз дальше, чем Солнце; Предположим, что мы смотрим на Солнце и Сириус с одного и того же расстояния (10 парсек — стандартное расстояние, выбранное астрономами для сравнения звезд).

Если мысленно удалить Солнце на расстояние 10 парсек, что бы оно оказалось бы от нас в 2 млн. раз дальше, чем теперь, то его яркость в соответствии с обратной зависимостью от квадрата расстояния уменьшилась бы на 2 000 000 X 2 000 000, или в 4 000 000 000 000 раз. Уменьшив звездную величину Солнца делением его яркости на 2,512 (значение каждого уменьшения яркости на одну величину), мы бы нашли, что звездная величина Солнца, учитывая сокращение его яркости в четыре триллиона раз, составляет 4,69. Таким образом, на расстоянии 10 парсек Солнце имело бы величину 4,69. Это и есть его «абсолютная звездная величина». На таком расстоянии наше Солнце казалось бы маленькой звездочкой пятой величины, весьма скромным членом небесного сообщества.

Что касается Сириуса, находящегося на расстоянии 2,65 парсека, то при удалении его от нас на 10 парсек он уменьшился бы всего в 3 3/4 раза. Его яркость снизилась бы, но не очень, и на десяти парсеках он все-таки имел бы абсолютную величину 1,3. На этом расстоянии Сириус по-прежнему оставался бы звездой первой величины, хотя уже не из самых ярких.

Когда мы говорим о «яркости», мы имеем в виду то, как та или иная звезда выглядит в небе. Если мы хотим сравнить блеск двух звезд, каким он был бы при равном от нас удалении, другими словами, их абсолютные величины, то мы говорим о «светимости».

Сравнение яркости двух объектов зависит среди прочего от их удаленности. Спичка, которую мы держим в руке, ярче Сириуса. Сравнение светимости — вещь реальная: оно показывает, какой из объектов излучает больше света и на сколько больше. При равных расстояниях Сириус на 3,4 звездной величины ярче Солнца, а это значит, что его светимость в 23 раза выше солнечной.

Где же на этой шкале располагаться нашим новым? Ведь не всегда удается правильно оценить расстояние до них, часто они находятся слишком далеко. Но из суммарной информации, полученной от нескольких новых, их средняя абсолютная звездная величина до того, как, вспыхнув, они превратились в новую, будет равна третьей величине. Другими словами, первоначальная их светимость, как правило, примерно в пять раз выше, чем у Солнца. В максимуме блеска средняя абсолютная величина их -8, так что при полном своем «накале» новая будет светить примерно в 150 000 раз ярче, чем наше Солнце. Разумеется, это лишь средняя величина.

Некоторые астрономы различают два вида новых — «быстрые» и «медленные». «Быстрые» в течении считанных дней повышают свою светимость в сотни тысяч и более раз. Пик блеска удерживается в них менее недели, а затем — ровное умеренное быстрое угасание. «Медленная» увеличивает свой блеск исподволь и неровно, как бы толчками, и в целом в гораздо меньшей степени, чем «быстрая». После этого она так же медленно и неровно в отличие от «быстрой» идет на убыль. Примеры «быстрых» новых — Новая Персея и Новая Лебедя. Новые Возничего и Геркулеса — «медленные». Повторные новые, по крайней мере те, которые «возвращаются» через каждые несколько десятилетий, дают, как правило, меньшее приращение светимости, чем обыкновенные новые, даже включая «медленные». А как часто появляются новые?

До 1900 г. их почти и не видели, но сейчас их наблюдают гораздо чаще. Это не потому, что число их увеличилось, а потому, что больше людей стали интересоваться небом, да и техника, которой располагает ныне астрономия, стала лучше. И даже несмотря на это, те новые, что мы видим, отнюдь не исчерпывают полного их наличия. Чтобы понять это, зададимся вопросом: а сколько вообще на свете звезд? Невооруженным глазом мы видим около 6000, с помощью телескопа — многие миллионы.

Бесконечно ли их число, как думал Николай Кузанский? В данном случае против их бесконечности свидетельствует наша Галактика Млечный Путь, опоясавшая небо необъятной полосой звездного света, которая при взгляде в телескоп оказывается громадным скоплением чуть видных звезд. Общая масса Галактики — это 100 млрд. масс Солнца. Однако большинство отдельных звезд Галактики значительно меньше Солнца по размерам и массе. Вполне возможно, что в Галактике насчитывается 250 млрд. отдельных звезд.