Книга -

Тогда появилась теория пульсации, о которой уже думали и говорили некоторые исследователи. В 1914 г. Шепли впервые выступил в ее защиту и вывел из нее все следствия. IIo этой теории предполагалось, что звезда попеременно расширяется и снова сжимается. Это изменение происходит адиабатически, т. е. вся то освобождаемая, то потребляемая энергия скапливается в звезде в виде теплоты, которую затем она испускает, так что звезда поочередно то нагревается (при сжатии), то охлаждается (при расширении). Несколько странным в идее в таком повом типе звезд было то, что они не могли оставаться в состоянии равновесия, а неустанно пульсировали все время одинаковым образом, тысячи и десятки тысяч раз непрерывно то увеличиваясь, то уменьшаясь, то охлаждаясь, то нагреваясь. Однако вскоре эта идея была принята подавляющим большинством астрономов, особенно, когда Эддингтон в 1918 г., в связи со своими исследованиями внутреннего строения звезд, разработал общую теорию пульсирующих звезд. Все же и при этом объяснении оставалось еще много трудностей, не разрешенных удовлетворительным образом. Например, почему наибольший блеск не совпадает с наименьшим объемом, а запаздывает на четверть периода, когда звезда уже «быстро расширяется.

Ввпду большой теоретической важности этого вопроса необходимо было более точное определение кривых блеска цефеид. На протяжении всего XIX в. астрономы и многочисленные любители пользовались аргеландеровым методом степеней. Однако он все же не соответствовал более высоким требованиям точности, необходимой для сравнения с теоретическим расчетом, прежде всего потому, что не было уверенности в одинаковости масштаба на протяжении всего хода изменения блеска. [Так, цефеиды стали объектом применения фотометрических методов измерения. Первым таким объектом была звезда η Орла.] Здесь визуальные фотометры могли сослужить хорошую службу, так как была достаточной точность в 0,01 вместо 0,001.