Сделав в течение двух-трех недель десяток оценок, постройте график изменения блеска звезды δ Цефея: по его горизонтальной оси отложите моменты времени, по вертикальной — видимый блеск. Чем больше будет сделано наблюдений, тем более явным станет периодический характер изменения блеска δ Цефея.
Повторяем, что блеск δ Цефея меняется удивительно ритмично. Период изменения ее блеска определен с очень большой точностью — 5,366341 суток. От периода к периоду характер колебания блеска практически не меняется, и поэтому для цефеид и других периодических переменных звезд астрономы строят сводную, или «среднюю» кривую, сводя все наблюдения к одному периоду (рис. 31).
рис. 31
Быстрый взлет блеска до 3,6m и сравнительно медленное его падение до 4,3m — такая картина характерна и для δ Цефея и для похожих на нее других звезд, названных цефеидами. Наблюдения показывают, что вместе с блеском колеблются и другие физический характеристики δ Цефея — ее цвет, температура, скорость по лучу зрения. Колеблется даже спектральный класс — в максимуме блеска δ Цефея — звезда класса F5, в минимуме ее спектр характерен для звезд класса G2.
Нелегко было разобраться во всех этих сложных явлениях, но сейчас природа цефеид в общих чертах выяснена. Это — звезды-гиганты беловато-желтого цвета, у которых по каким-то не вполне пока понятным причинам внутреннее равновесие нарушено. Подобно сердцу они непрерывно пульсируют, меняя при этом и блеск и другие физические характеристики. Пульсации цефеид, как и всё в мире звезд, грандиозны. Их радиусы изменяются на миллионы километров, что в среднем, однако, составляет лишь около 5% средней величины радиуса звезды.
Когда цефеида максимально сжата, температура ее поверхности становится наибольшей, и в этот момент звезда достигает максимума блеска. Наоборот, наибольшим размерам звезды соответствуют наименьшая ее температура и минимум блеска.
Странная картина наблюдалась бы на Земле, если бы наше Солнце было цефеидой. Но Солнце — желтый карлик, а цефеиды — желтые сверхгиганты, и в их физической природе мало общего.
В созвездии Цефея есть еще одна яркая цефеида — звезда β этого созвездия. У нее очень короткий период изменения блеска — всего 0,19 суток, да и амплитуда весьма мала — 0,05m. Для невооруженного глаза она всегда кажется одинаково яркой, но очень чувствительные астрономические фотометры четко улавливают и такие ничтожные колебания блеска. Повторяются они столь же строго периодично, как и у δ Цефея, но β Цефея все же не типичная «классическая цефеида». Она входит в особый класс переменных звезд типа β Большого Пса. Все они гораздо горячее обычных цефеид и являются горячими белыми гигантами. Колебания их блеска отчасти вызваны пульсациями, но вполне возможно, что к ним добавляются и сложные явления в атмосферах этих звезд. Здесь многое еще предстоит выяснить. А пока звезды типа β Цефея считаются разновидностью цефеид.
На полпути между α и δ Цефея, недалеко от прямой, соединяющей эти звезды, есть уникальная звезда, обозначенная буквой μ. Ее необыкновенный темно-красный цвет обратил на себя внимание еще Вильяма Гершеля, который назвал μ Цефея «гранатовой» звездой. Как прозрачная капелька крови, сияет в глубине небес это красное солнце — самая красная из всех ярких, доступных невооруженному глазу звезд. Цвет μ Цефея особенно хорошо заметен, если в бинокль сначала посмотреть на белую звезду α Цефея, а затем сразу на «гранатовую» звезду. И здесь не обман зрения, не какие-то психофизиологические эффекты — нет, на самом деле это одна из самых холодных звезд, температура поверхности которой вряд ли превышает 2300 К.
«Гранатовая» звезда от Земли весьма далека — мы ее видим с «опозданием» почти в тысячу лет. Тем не менее μ Цефея — одна из тех немногочисленных звезд, у которых удалось непосредственно (с помощью интерферометра) измерить поперечник. По размерам μ Цефея — одна из величайших звезд, ее диаметр почти в 1500 раз больше солнечного.
Подмечено, что блеск μ Цефея не всегда постоянен, но меняется довольно неправильным образом, причем иногда амплитуда колебаний достигает 0,6m. Советскому исследователю переменных звезд В.П.Цесевичу с большим трудом удалось установить, что в этих, с первого взгляда совершенно беспорядочных колебаниях блеска есть некоторые закономерности. Сложную кривую изменения блеска μ Цефея можно рассматривать как результат сложения трех колебании с периодами 90, 750 и 4675 дней. Такие звезды называются полуправильными переменными, и μ Цефея возглавляет один из подклассов этих звезд.