Чтобы разобраться в причинах изменения блеска цефеид, надо обратиться за помощью к спектральному анализу. Однако в данном случае спектры цефеид не проясняют, а скорее затемняют проблему. Они свидетельствуют о фактах, которые не всегда удается хорошо связать друг с другом.

На приведенном здесь рисунке показаны три кривые. Верхняя нам уже знакома — это кривая изменения блеска цефеиды (в данном случае звезды η Орла). Средняя кривая— это график изменения лучевой скорости, то есть скорости звезды вдоль луча зрения. Ее можно измерять по смещению темных поперечных линий в спектре звезды. Для нижнего графика на вертикальной оси отложены лучевые скорости со знаком «+» (плюс) — в случае удаления поверхности звезды и со знаком «—" (минус) — в случае ее приближения.

Кривые, характеризующие свойства цефеид.

Нижний график является почти точным зеркальным отражением верхнего. Значит, в максимуме блеска скорость приближения звезды становится наибольшей, а в минимуме блеска звезда кажется наиболее быстро удаляющейся от нас.

По спектру можно также узнать, как изменяется температура цефеид. Оказалось, что в момент максимума блеска цефеида наиболее горяча, а минимуму ее блеска соответствует и наименьшая температура. Поземным масштабам колебания температуры цефеид весьма значительны — их амплитуда достигает 1000 градусов.

Как объяснить все эти факты?

Было предпринято несколько попыток создать теорию переменности цефеид. В настоящее время наиболее правдоподобна гипотеза, считающая цефеиды пульсирующими звездами.

Представьте себе исполинский разреженный газовый шар, который строго периодически то сжимается, то раздувается. Когда цефеида имеет наибольшие размеры, температура ее поверхности наименьшая, и звезда находится в минимуме своего блеска. Наоборот, сжимаясь, звезда разогревается, и яркость ее возрастает.

По кривой лучевых скоростей можно найти, как меняется радиус цефеиды при ее пульсации. Получается, что для огромного множества цефеид их радиус изменяется на 5—10 процентов своей средней величины. Но, вопреки той картине пульсации, которую мы только что нарисовали, радиус цефеиды, вычисленный по кривой лучевых скоростей, оказывается наименьшим не в момент максимума ее блеска и наибольшим не при наименьшей яркости звезды, а в другие моменты. Чем это объясняется, пока неизвестно. Может быть, поверхность цефеид и их атмосфера пульсируют по-разному, но тогда надо найти объяснение и этому странному факту. Исчерпывающая теория переменности цефеид пока не создана. К сожалению, причины переменности других типов звезд еще менее известны.

Рассмотрим, например, так называемые долгопериодические переменные звезды. Именно к этому классу изменчивых звезд относится звезда из созвездия Кита, открытая Фабрициусом.

Кривые блеска долгопериодических переменных звезд похожи на кривые цефеид. Но периоды изменений блеска здесь другие, гораздо более продолжительные — от ста до тысячи дней. Гораздо больше и амплитуды изменения блеска — у долгопериодических переменных звезд они достигают в среднем почти пяти звездных величин.

Звезда Фабрициуса, названная Мирой, или Удивительной, в максимуме блеска имеет яркость звезды 2-й звездной величины, а в минимуме 9-й звездной величины. Иначе говоря, количество света, излучаемое звездой, меняется при этом в шестьсот двадцать пять раз!

Все мириды (так называют звезды, похожие на Миру Кита) являются красными холодными гигантами. Большая доля их излучений не воспринимается человеческим глазом — мириды в изобилии испускают инфракрасные лучи.

В спектрах наблюдаются загадочные светлые линии, принадлежащие водороду и некоторым металлам. Они вызваны облаками раскаленного водорода и парами металлов, извергающихся из горячих недр мирид в их холодную атмосферу.

Полного объяснения переменности мирид еще не дано. Возможно, что мириды, как и цефеиды, являются пульсирующими звездами. Но для объяснения всех особенностей мирид одной пульсации недостаточно. По-видимому, частично блеск мирид колеблется из-за периодических помутнений их атмосфер. Кроме того, некоторую роль во всем этом играют раскаленные водородные массы, повышающие светимость звезды.

Блеск большинства переменных звезд меняется так хаотично, что какой-либо периодичности уловить в этих изменениях невозможно. Их называют неправильными переменными звездами.

У некоторых переменных звезд, меняющих свою видимую яркость с первого взгляда хаотично, при тщательном изучении обнаруживаются иногда признаки некоторой, правда, непостоянной периодичности. Такие звезды образуют класс полуправильных переменных звезд.

Вот перед вами типичный представитель этого класса звезд — звезда Бетельгейзе, являющаяся главной в созвездии Ориона. Ее поперечник в триста пятьдесят раз больше солнечного, и этот холодный красный гигант хаотично пульсирует, возможно меняя не только свои размеры, но и форму.

В спектре Бетельгейзе выделяются линии кальция, похожие на те, которые излучают солнечные протуберанцы. Яркость их так велика, что, по-видимому, поверхность Бетельгейзе плотно закрыта переплетающимися в ее атмосфере исполинскими протуберанцами.

Полуправильные переменные звезды разбиты на ряд подклассов, перечисление которых было бы для читателя, вероятно, утомительным. И без того ему пришлось познакомиться с множеством фактов, пока еще не связанных какой-нибудь единой теорией. Создание такой теории — насущная задача современной звездной астрономии. Причины изменения блеска звезд рано или поздно будут найдены.

Мы уже называли цефеиды «маяками Вселенной». Такое наименование вполне можно отнести и к некоторым другим переменным звездам, у которых из наблю дений легко находится светимость, а по светимости и их расстояние от Земли. Поэтому, не зная причин, заставляющих звезды менять свой блеск, все же можно использовать переменные звезды для изучения строения Галактики.

Подобная трудоемкая работа была выполнена известными советскими учеными профессорами Б. В. Кукаркиным и Π. П. Паренаго в течение семи лет, с 1942 по 1949 год. К аналогичным выводам пришел в 1944 году и американский астроном Бааде.

Наша звездная система — Галактика — представляет собой сложную смесь различных подсистем. Долгопериодические цефеиды образуют, например, плоскую подсистему; как уже говорилось, все они концентрируются в экваториальной плоскости Галактики. Наоборот, звезды типа RR Лиры составляют в своей совокупности сферическую подсистему, кажущуюся со стороны огромным очень разреженным сферическим роем. Наконец, есть объекты, образующие в Галактике промежуточные подсистемы различной степени сжатия. К их числу относятся, например, знакомые нам мириды.

В кажущемся хаосе звезд Галактики выявлена стройность. Каждый тип ее объектов входит в какую-нибудь из определенных подсистем, что, конечно, нельзя считать случайным. Распределение звезд, звездных скоплений и туманностей по подсистемам, несомненно, связано с их возникновением и эволюцией. Но высказать такое утверждение, разумеется, гораздо легче, чем установить, в чем же именно заключается эта связь.

В своих исследованиях Б. В. Кукаркин привел веские доказательства того, что объекты, входящие в сферические подсистемы, представляют собой гораздо более старые образования, чем те, которые образуют промежуточные и плоские подсистемы. В экваториальной плоскости Галактики сконденсирована и диффузная материя — газовые и пылевые туманности. Невольно возникает мысль о том, не является ли эта материя первоосновой для зарождения в буквальном смысле новых, молодых звезд.

С другой стороны, интересно выяснить, из чего и как формируются звезды сферических подсистем.

Дальнейшее изучение «беспокойных» переменных звезд, несомненно, приведет к важнейшим открытиям.