Периодические изменения блеска наблюдаются не только у алголей, но и у других звезд, называемых переменными. Среди них особенно упорно сопротивлялись попыткам разгадать их природу цефеиды, названные так по типичной своей представительнице — Дельте Цефея.

Строго периодически, с периодом в 5 дней 10 часов 48 минут, ее блеск сначала увеличивается на 0,75 звездной величины, а затем более медленно ослабевает. Выяснилось также, что по мере приближения к максимуму яркости температура звезды становится все выше, цвет все белее. У самой Дельты Цефея температура меняется в пределах 800 градусов.

Ясно, что изменения яркости цефеид вызваны не геометрическими причинами, как, например, затмениями одной звезды другою, а физическими причинами. Физические характеристики самой звезды, действительно, периодически меняются, отчего меняется и излучение ею энергии, в том числе световой. Параллельно с изменением блеска происходит и периодическое колебание лучевой скорости цефеид. Изменения блеска их невелики и не превосходят полутора звездных величин.

Все эти изменения удовлетворительно объясняются, если рассматривать цефеиды как пульсирующие звезды. Как надувные мячики из тонкой резины, они то увеличиваются в размере, то уменьшаются. Движение их поверхности при этой пульсации то к нам, то от нас и создает колебания лучевой скорости. Однако температура звезды при сжатии, в соответствии с законами физики, повышается, отчего общая яркость звезды все-таки повышается, несмотря на ее уменьшившуюся поверхность.

Вероятно, цефеиды — это неустойчивые звезды, у которых однажды случившийся в них толчок за счет внутренних сил вызывает колебания, подобные колебаниям маятника. С течением времени возникшие в звезде пульсации должны ослабеть и затухнуть.

Кроме цефеид, накопилось много других звезд, зачисленных в разряд физических переменных. У них всех, кроме блеска, меняется так или иначе спектр, что и указывает на изменение физических свойств этих звезд. Однако у одних, как и у цефеид, блеск меняется периодически, хотя и не так правильно, у других же изменения блеска полуправильны или даже совершенно неправильны.

Советские любители астрономии, в частности школьники, наблюдая переменные звезды, активно помогают науке.

Наиболее интересную группу представляют долгопериодические переменные звезды. Их периоды больше 100 дней, но не более 700 дней. От максимума до максимума блеска у них проходит не всегда одно и то же число дней; несколько меняются и форма кривой блеска и яркость в максимуме. Изменение блеска почти у всех них составляет несколько звездных величин, т. е. громадное. Блеск меняется иногда в несколько тысяч раз. Их называют еще миридами — по имени Мира («удивительная»), которое дали звезде Омикрон Кита. В наибольшем блеске она хорошо видна глазом, будучи третьей, четвертой, а иногда даже второй величины. Через 330 дней она достигает минимума — девятой звездной величины, когда ее видно лишь в телескоп. От максимума до максимума иногда проходит и меньше времени — до 320 дней, а иногда и больше — до 370 дней.

Невидимому, причина изменения блеска мирид вызвана, как и у цефеид, пульсацией, но менее правильной и осложненной как колебаниями прозрачности их атмосфер, так и периодическими извержениями горячих газов из недр звезд на поверхность.

Остальные физические переменные звезды также являются все красными гигантами и даже сверхгигантами с неправильными, непериодическими колебаниями блеска. Несмотря на эту неправильность, их можно разбить на ряд групп, отличающихся характером этой неправильности.

У одних звезд все время происходят мелкие неправильные колебания блеска. У других он долгое время почти не меняется и лишь иногда, неожиданно, но не надолго, ослабевает. У третьих время от времени бывают неправильные вспышки. Есть звезды, у которых по временам, иногда надолго, появляется какое-то подобие периодичности. Причины всех этих колебаний блеска нам пока еще не вполне ясны.

Еще во II веке до нашей эры великий ученый древности Гиппарх заметил в Скорпионе яркую звезду, которой здесь никогда не видел ни он, ни его предшественники.

Новая звезда, появившаяся в Скорпионе, проблистала недолго и, угаснув, скрылась из глаз. Гиппарх решил предпринять перепись звезд на всем небе, записать точно их места и яркость, чтобы потомки могли следить за тем, не появятся ли опять на небе новые звезды и не исчезают ли иногда давно известные.

Случаи, подобные наблюденному Гиппархом, замечались и впоследствии. Их отмечали китайские и иные летописи.

И во всех случаях конец был один: внезапно вспыхнувшая звезда — это новое светило — оказывалась недолговечной и через несколько месяцев исчезала, ослабевая с каждым днем.

Современные методы изучения звезд позволили в значительной мере разоблачить тайну вспышек новых звезд, из которых последние, светившие некоторое время как звезды первой величины, наблюдались в 1918 году.

Многие новые звезды были открыты не специалистами, а астрономами-любителями. Например, Новую Живописца 1925 года открыл почтальон, Новую Персея 1901 года — киевский гимназист, и т. д.

Коллекции фотографий неба, хранящиеся на обсерваториях (так называемые стеклянные библиотеки, потому что они составляются из стеклянных негативов), помогли установить следующий факт: новые звезды вовсе не новые… Они существовали и раньше, но как незаметные слабые звездочки. Когда мы замечаем яркую новую звезду, то в действительности оказывается, что это одна из слабых звездочек внезапно так усилилась в блеске. Вспышка происходит чрезвычайно быстро, обычно дня за два. За два дня звезда становится ярче на 11 звездных величин, а иногда даже на 14 звездных величин. Это соответствует увеличению блеска в 25–400 тысяч раз. Если изображать яркость новой звезды столбиком соответствующей высоты и принять, что до вспышки это был столбик в 1 сантиметр высотой, то яркость в максимальном блеске представится столбикам до 4 километров высотой. Чтобы достать до верхушки этого столбика, придется подняться на самолете; она будет выше большинства облаков и почти вровень с высочайшими вершинами Альп и Кавказа.

Иначе говоря, вспышка новой звезды равносильна тому, как если бы свеча, горящая у вас на столе, засверкала, как прожектор. Конечно, тут надо еще иметь в виду масштаб явления. Звезда, как бы она ни казалась слаба до вспышки, все же звезда, а не свечка. Мало того, установлено, что светимость новых звезд (за которыми это название так и сохранилось) до вспышки того же порядка, что и Солнца. Представьте себе, что наше Солнце вздумало бы так вспыхнуть! Если бы его энергия увеличилась в десятки тысяч раз, мы бы не только ослепли, но и сгорели бы.

Сразу же после того, как новая звезда достигла максимума блеска, яркость ее начинает спадать — сначала быстро, потом все медленнее, и через несколько лет звезда по яркости становится такой же, какой она была до вспышки.

Внезапное увеличение яркости звезды вызвано внезапным увеличением размеров звездных покровов, или оболочек. Ее наружные слои вместе с фотосферой, обращающим слоем и хромосферой раздуваются, как мыльный пузырь. Они несутся во все стороны от центра со скоростью сотен километров в секунду.

Итак, в момент максимума блеска звезда, вздувшаяся, как мыльный пузырь, сбрасывает с себя свои покровы. Эти покровы, удаляясь от звезды и расширяясь, становятся всё разреженнее и прозрачнее, и сквозь них проглядывает обнаженная звезда.

Последите за новой звездой через несколько лет после вспышки в большой телескоп. К этому времени ослабевшая в яркости, но расширившаяся оболочка новой звезды становится достаточно велика, чтобы ее можно было видеть непосредственно в телескоп даже на том огромном расстоянии, на каком мы от нее находимся. Такие туманные оболочки мы, действительно, видим теперь вокруг новых звезд, вспыхивавших в 1901 году (в Персее), в 1918 году (в Орле), в 1925 году (в Живописце), в 1934 году (в Геркулесе). Из года в год мы измеряем непрерывное увеличение их размеров.