Вселенная

Колебания света, возникающие в результате таких затмений, никак не связаны с внутренним строением или собственными свойствами данной звезды. Если бы спутник Алголя обращался вокруг него в другой плоскости и не оказывался бы на пути его света к Земле, Алголь не был бы переменной звездой.
Совсем по-иному обстоит дело со звездой Омикрон Кита, расположенной в созвездии Кита. Впервые она была изучена в 1596 г. немецким астрономом Давидом Фабрициусом (1564—1617). В момент максимального блеска эта звезда достигает второй величины, а в момент минимума она невидима невооруженным глазом. Поэтому она получила название «Мира» (удивительная). Период изменения ее блеска равен примерно 11 месяцам — другими словами, моменты максимальною блеска наступают у нее примерно через 11 месяцев. Для переменной звезды это довольно длинный период, и поэтому Мира относится к классу долгопериодических переменных звезд.
В отличие от Алголя Мира —настоящая переменная звезда. Астрономы пришли к заключению, что она на самом деле становится то слабее, то ярче Поэтому ее относят к классу физических переменных.
В качестве другого примера физической переменной можно назвать Дельту Цефея—четвертую по яркости звезду этого созвездия. Она сильно отличается от Миры. Во-первых, период ее изменений гораздо короче — он равен 5,37 суток; а во-вторых, этот период постоянен
Были открыты и другие переменные звезды, сходные с Дельтой Цефея, — все они обладают короткими и строго постоянными периодами изменений Длительность их периодов колеблется от 2 до 45 суток, причем обычная длительность периода их колебаний — около недели. У всех у них наблюдается довольно характерная картина усиления и ослабления блеска, и все эти звезды объединяются в один общий класс цефеид — по названию первой изученной звезды такого типа.
Хотя цефеиды были весьма любопытными звездными диковинками, вначале казалось, что принципиального интереса они не представляют. Однако положение мгновенно изменилось, когда в 1912 г. американский астроном Генриэтта Суан Ливитт (1868—1921) начала открывать и систематически изучать сотни нефеид в Малом Магеллановом Облаке.
Малое Магелланово Облако — это одно из двух светящихся пятен (второе называется Большим Магеллановым Облаком), которые выглядят как изолированные клочки Млечного Пути. Они расположены так далеко на юге, что в средних широтах северного полушария не видны. Впервые их описал один из участников кругосветного плавания Магеллана, чем и объясняется их название.
Магеллановы Облака были впервые подробно изучены только в 1834 г., когда Джон Гершель наблюдал их из обсерватории на мысе Доброй Надежды. Подобно Млечному Пути, они представляют собой скопления огромного числа слабых звезд — слабых, по-видимому, из-за дальности расстояния.
И действительно, Облака находятся от нас так далеко, что разницу в расстоянии до звезд их ближнего и дальнего края можно вообще не принимать во внимание. Так, мы можем сказать, что все жители Чикаго находятся примерно на одном расстоянии от Таймс-Сквер в Нью-Йорке. Конечно, обитатели восточных районов Чикаго чуть ближе к нему, чем обитатели западных, но разница настолько мала, что не имеет значения по сравнению с общим расстоянием, разделяющим эти два города.
Итак, можно считать, что все звезды, и в частности все цефеиды Малого Магелланова Облака находятся от нас на одинаковом расстоянии. Если одна цефеида в этом Облаке кажется нам ярче другой, это может объясняться лишь тем, что она действительно ярче, т.е. обладает большей светимостью, чем та, с которой мы ее сравниваем. И можно не опасаться, что нас собьет с толку случайная разница в яркости, вызванная тем, что одна из этих звезд гораздо ближе к нам, чем другая.