Чудова зірка Кіта цілком виправдовує свою назву. Це червоний гігант, діаметр якого в 390 разів більше сонячного діаметру, а але обсягом вона перевершує наше денне світило майже в 60 разів! Але Миру тільки раз в 10 масивніше Сонця. Отже, середня щільність її речовини в 5000 разів менше щільності повітря, яким ми дихаємо. І ось ця диво-зірка змінює свій блиск з періодом 332 дня в межах від 2-ї до 10-ї зоряної величини, так що для неозброєного ока вона регулярно зникає з небосхилу. Під час свого повного блиску зірка виливає промені червоного кольору, а коли настає мінімум - ще більш червоніє. Її світність в видимих променях може змінюватися в 4 000 разів!
Друга, не менш цікава змінна зірка, але з більш коротким періодом, знаходиться в сузір'ї Персея па тому самому місці, де на старовинних картах сузір'їв астрономи поміщали відрубану Персеєм голову Медузи. Ще древні араби помітили, що одне око Медузи і завмер, а другий. підморгує! Уражені своїм відкриттям, вони назвали миготливе око Медузи Ель-Гуль, що означає - «диявол». Згодом європейці переробили Ель-Гуль в Алголь. Під цим ім'ям «миготлива» зірка (вона ж бета Персея) відома тепер усім.
В Європі на змінність Алголя вперше звернув увагу в 1667 році італійський астроном Монтанари (1632-1687), а закономірність зміни блиску Алгол встановив в 1783 році англійський астроном (глухонімий від народження), член Лондонського королівського товариства Джон Гудрайк (бл. 1764- 1786) . У наступному році він відкрив змінність ще двох зірок - бети Ліри і дельти Цефея.
Тепер, завдяки фотографічним методам спостережень, зірки змінного блиску відкривають сотнями: в нашій Галактиці відомо понад 30 тис. Змінних. Чимало їх було відкрито і в найближчих до нас зоряних системах - Магелланових хмарах і Туманності Андромеди.
R чому ж причини періодичної зміни блиску змінних зірок? Таких причин може бути дні: або взаємні затемнення двох зірок, що утворюють подвійну систему, або активні фізичні процеси, що відбуваються в надрах самих зірок або на їх поверхні. За цими ознаками змінні зірки відносять або до класу затемнених змінних зір, або до класу фізичних змінних зірок.
Алголь і Персея - типова затменная змінна зірка. Про це здогадувався ще англійський астроном Джон Гудрайк (бл. 1764-1786). Він писав: «Якби не було ще занадто рано висловлювати міркування про причини змінності, я зміг би припустити існування великого тіла, що обертається навколо Алголя». Це прозорливе припущення було доведено в 1889 році, коли була встановлена спектральна подвійність Алголя.
Алголь виявився «тісному» подвійною зіркою. Причому розміри зірки-супутника трохи більше розмірів головної зірки, зате головна - яскравіше супутника. Обидві вони рухаються навколо загального центру мас системи але кругових орбітах, здійснюючи повний оборот за 2 доби 20 годин 49 хвилин. Орбіти компонентів розташовані в площині, що проходить через Землю, і поки затемнення років, блиск Алголя практично постійний. Але коли супутник затуляє від нас яскраву зірку, загальне світло системи слабшає в 3,3 рази. Після закінчення половини періоду зірки міняються ролями. Тепер яскрава зірка затьмарює супутник. Якби супутник Алголя був абсолютно темним, то ніякого послаблення блиску ми б не спостерігали. Але супутник не зовсім темний - відбувається незначне зменшення блиску. Однакові мінімуми блиску наступають через строго певний проміжок часу, званий періодом змінності зірки.
Затемнення-змінних зірок відомо більше 4 тис. Фізичних змінних відомо набагато більше, ніж затемнених зірок. Вони утворюють велику і різноманітну групу, яка поділяється на ряд типів.
Ніяким іншим зіркам астрономи поза справами я ють так багато уваги, як самим цікавим змінним - цефеидам (головний їхній представник - дельта Цефея). І цефеїди не залишаються перед дослідниками в боргу, вони відкривають їм свої таємниці: у цих змінних була встановлена дуже важлива залежність між періодом зміни блиску і світність.
У 1908 році американський астроном Генрієтта Лівітт (1868- 1921) з Гарвардської обсерваторії зайнялася дослідженням змінних зірок в Малій Магеллановій Хмарі - найближчої до нас галактиці (відстань до неї 192 тис. Світлових років). За результатами спостережень 25 цефеїд вона побудувала діаграму і виявила: чим більше період зміни блиску зірки, тим яскравіше її середній блиск. За всі ці зірки віддалені від пас майже на однакову відстань. В такому випадку вчені мали право визнати, що існує залежність між світністю і періодом цефеїди: зі зростанням світності збільшується період. Для дослідників Всесвіту це відкриття мало величезне значення. Уявімо собі: за періодом змінної зірки астроном може визначити її світність і, знаючи її видимий блиск, може обчислити відстань до змінної. Так за допомогою цефеїд вдалося встановити розподіл в просторі зірок Чумацького Шляху, тобто визначити форму і будову нашої зоряної системи, а також дізнатися місце Сонячної системи в зоряному «острові». Сонце з сім'єю планет виявилося ближче до краю Галактики, ніж до се центру.
Цефеїди для жовтих надгігантів - вони мають величезні світності і видно з колосальних відстаней. Завдяки цьому їх вдається спостерігати навіть в далеких галактиках і використовувати для вимірювань міжгалактичних відстаней. Ось чому цефеїди, ці найважливіші зірки, астрономи називають «маяками Всесвіту» або «стандартними свічками».
Причина змінності зірок типу дельти Цефея пояснюється ритмічними пульсаціями зовнішніх шарів зірки. Зірка то розширюється, то стискується. При стисненні поверхню зірки дещо зменшується, але зате спробує її температура і збільшується світність. При розширення ж температура і світність зменшуються. Пульсації зірки виникають через порушення рівноваги між силою тяжіння речовини до центру зірки і протистоїть йому внутрішнього променевого тиску. Періоди пульсацій для більшості цефеїд укладені в межах від 1,5 до 60 діб. Блиск дельти Цефея змінюється з періодом 5 діб 8 годин 47 minutes .32 секунди - по ній можна перевіряти годинник!