Для наблюдателей на Земле изменения блеска в системах алголей вызваны периодическими затмениями звезд. Из точек пространства, откуда плоскость орбиты данного алголя видна под большим углом, никаких затмений и изменений блеска не видно. Но существует множество физических переменных звезд, у которых блеск меняется физически, реально — меняется сила света.
Блеск одних меняется строго периодически, блеск других неправильно, или с периодичностью, часто нарушаемой. Для всех физических переменных звезд типично, что вместе с изменением блеска происходят те или иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы и фотосферы.
Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды. Цефеиды характеризуются амплитудами изменения блеска не более 1, 5 звездных величин при периодах от десятков минут до нескольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоянен с точностью до долей секунды, так что по ним можно было бы проверять часы. .
Цефеиды белые или желтоватые звезды. Блеск их плавно поднимается до максимума и затем более медленно спадает, тоже плавно или с одной волной на спуске.
Свое название цефеиды получили по своей типичной представительнице звезде гамма Цефея. Период ее переменности 5, 37 сут и амплитуда изменения блеска 4, 6—3, 7звездной величины.
Окончательно загадка всех этих изменений была решена сравнительно недавно. Решение состоит в следующем: цефеиды — пульсирующие звезды. Они периодически расширяются и сжимаются. Расширения фотосферы, дающей свет, и хромосферы,
Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефеиды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут, и классические, с периодами больше 2 сут. Первые из них белее, горячее и все имеют одинаковую абсолютную величину М=0, 5.
Классические цефеиды желтее, холоднее и обладают следующей замечательной особенностью: все классические цефеиды — сверхгиганты, и их светимость плавно возрастает с увеличением периода. Наиболее медленно меняющиеся цефеиды самые яркие. При периоде около полусотни суток они в 10000 раз ярче Солнца.
Период изменения блеска легко определяется прямыми наблюдениями даже у предельно слабых цефеид. Поэтому указанные свойства цефеид необычайно важны для установления размеров нашей звездной системы и других систем и расстояний до них. Яркие цефеиды-гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. По ним мы намечаем контуры нашей Вселенной: как далеко она простирается по разным направлениям.
Период пульсации цефеид оказывается обратно пропорциональным корню квадратному из их плотности. Эта закономерность и другие подробности сложных изменений в цефеидах нашли свое объяснение в разработанной физической теории пульсации цефеид. Периодической или неправильной пульсацией объясняют также некоторые виды и других переменных звезд, холодных, красных.