Предупреждаем малоосведомленных в астрономии читателей, что переменность звезд не следует путать с их мерцанием. Последнее вызвано движением воздуха и вполне сходно с мерцанием огней какого-нибудь видимого издалека большого города. Следовательно, к самим звездам мерцание никакого отношения не имеет.

Что касается настоящих изменений блеска звезд, то они могут вызываться разными причинами. Одни из этих причин известны достаточно хорошо, другие пока еще остаются загадочными.

Мы не будем рассматривать те переменные звезды, изменения видимого блеска которых вызваны посторонними для звезды причинами. К ним относятся так называемые затменно-переменные звезды. Каждая из них представляет собой двойную звезду, то есть, иначе говоря, состоит из двух звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести. Если случайно плоскость орбит обеих звезд наклонена под очень малым углом к лучу зрения земного наблюдателя, то последнему должно казаться, что иногда одна звезда затмевает собой другую.

Обе звезды расположены так близко друг к другу, что глаз астронома их в отдельности не различает. Он видит лишь одну звезду, периодически изменяющую свой блеск. Очевидно, минимум блеска наступает тогда, когда менее яркая звезда заслоняет своего более яркого соседа.

Хотя среди затменно-переменных звезд есть уникальные звездные пары, хотя некоторые детали колебания их блеска еще не вполне выяснены, в основных своих чертах они не представляют собой загадки для современного астронома. Поэтому мы обратимся к таким переменным звездам, изменчивость блеска которых вызвана не оптическими, а физическими причинами. К их числу принадлежат прежде всего цефеиды.

Главным представителем этого типа «беспокойных» звезд является звезда δ (Дельта) из созвездия Цефея. Ее открыл в 1784 году любитель астрономии глухонемой юноша Джон Гудрайк, обладавший исключительными математическими способностями.

Чтобы лучше представить себе, как меняет свой блеск переменная звезда, построим график. На горизонтальной его оси будем откладывать время (моменты наблюдения), на вертикальной оси — наблюдаемую яркость звезды, выраженную в звездных величинах. Тогда колебания блеска звезды δ Цефея изобразятся плавной, волнообразной кривой.

Первое, что бросается в глаза, это строгая периодичность в изменении блеска. Через каждые 5,36 суток Дельта Цефея достигает максимума блеска, и такой же промежуток времени отделяет момент, когда звезда становится наименее яркой.

Все «волны» кривой блеска так похожи одна на другую, что их вполне можно объединить в некоторую среднюю кривую блеска, то есть рассматривать, как меняется яркость δ Цефея в течение одного периода.

Большинство цефеид характеризуется сравнительно быстрым ростом блеска и гораздо более медленным его уменьшением. Но есть и такие, кривые блеска которых имеют вполне симметричный вид.

Так меняет свой блеск δ Цефея.

У некоторых цефеид на восходящей или нисходящей ветвях кривой блеска наблюдаются своеобразные горбы, расположение которых, оказывается, связано с периодом изменения блеска звезды. У переменных звезд, похожих на звезду δ Цефея, встречаются периоды продолжительностью от одного до шестидесяти дней. Оказывается, впервые горб появляется в нижней части нисходящей ветви кривой блеска тех цефеид, у которых период немногим более шести дней. Затем, с увеличением периода, горб продвигается по кривой и потом, после периода в десять дней, как бы «переваливается» на восходящую ветвь кривой.

Мы указали на эти тонкости для того, чтобы подчеркнуть сложный характер переменности цефеид. Любая теория, претендующая на объяснение причин изменения их блеска, должна объяснить и эти детали.

Амплитуда, или, иначе говоря, размах, колебаний блеска цефеид сравнительно невелика — порядка одной звездной величины. Замечено, что с уменьшением амплитуды возрастает число известных в настоящее время цефеид. Весьма возможно поэтому, что имеется огромное множество слегка «мигающих» цефеид, незначительные колебания блеска которых еще не обнаружены.

В созвездии Лиры есть незаметная для невооруженного глаза звездочка, меняющая свой блеск сходно со звездой δ Цефея, но с одним существенным отличием: колебания ее блеска совершаются гораздо быстрее, с периодом всего в 0,57 суток. Звездочка эта обозначается буквами RR и возглавляет собой класс так называемых короткопериодических цефеид. Звезды типа RR Лиры меняют блеск с периодами от полутора часов до одних суток.

Не подумайте, что разделение цефеид на две группы — короткопериодические и долгопериодические — есть чисто формальная операция. Оказывается, несмотря на сходство в характере изменения блеска, обе группы цефеид различаются, и притом весьма существенно, в других своих качествах.

Долгопериодические цефеиды — это сверхгиганты, величайшие из известных нам звезд. Звезды типа RR Лиры уступают им в размерах, хотя в сравнении с Солнцем также выглядят исполинами. Чем короче период изменения блеска, тем горячее в среднем цефеида. Поэтому короткопериодические цефеиды являются горячими гигантскими звездами.

В 1912 году было открыто замечательное свойство цефеид. Оказывается, чем больше света излучает цефеида, тем продолжительнее период изменения ее блеска. Если учесть, что светимость звезды связана с ее массой (обе величины возрастают одновременно), то приходим к выводу: чем массивнее цефеида, тем медленнее колеблется ее яркость.

Связь между светимостью цефеид и их периодом выражена очень четко. По графику, изображающему эту связь, можно, зная период изменения блеска цефеиды, найти ее светимость. Сравнивая же видимый блеск звезды с ее светимостью, то есть с тем количеством света, которое звезда на самом деле излучает, легко вычислить расстояние до звезды.

В этом великая роль цефеид, помогающих выяснить контуры строения звездного мира. Ведь обычным, тригонометрическим путем можно измерить расстояние только до самых близких звезд. Звезды, удаленные от Земли на расстояние больше ста световых лет, при ее обращении вокруг Солнца смещаются так незначительно, что обнаружить эти смещения пока невозможно. А цефеиды видны с огромных расстояний и их периодические «мигания» заметны отлично. Стоит только определить продолжительность такого «светового сигнала», и задача почти решена. Вычислить в этом случае расстояние до цефеиды — дело нескольких минут.

Еще в 1952 году ученые предположили, что зависимость между периодом изменения блеска цефеид и их светимостью определена неточно. В связи с этим возникла широкая дискуссия, охватившая астрономов многих стран. Заинтересованность астрономов в данной проблеме вполне понятна: если указанная выше зависимость установлена неправильно, то ошибочны и все расстояния, найденные по цефеидам, а следовательно, неверны и наши представления о расстояниях до галактик и об их размерах.

Советские астрономы, проведя тщательное исследование вопроса, пришли к выводу, что все расстояния были ошибочно преуменьшены в полтора раза. Проблему эту еще нельзя, однако, считать окончательно решенной. Возможно, что в разных звездных системах связь между периодом изменения блеска цефеид и их светимостью имеет различный характер. Есть и другие причины, осложняющие решение вопроса. Тем не менее цефеиды заслуженно называют «маяками Вселенной». Наши знания о Вселенной были бы намного скромнее, если бы эти «маяки» не помогали ориентироваться в бездонных глубинах мироздания.

Главное, пожалуй, различие долгопериодических цефеид и звезд типа RR Лиры заключается в их пространственном расположении. Долгопериодические цефеиды жмутся к средней линии Млечного Пути. Это означает, что они концентрируются в экваториальной плоскости Галактики. Короткопериодические цефеиды, наоборот, разбросаны по всему небу. В пространстве они образуют нечто вроде исполинского шарового облака, окутывающего нашу звездную систему.