Еще через сто с лишним лет глухонемой от рождения любитель астрономии Гудрайк обнаружил периодичность изменения блеска Алголя. Его период оказался 2 дня 20 часов 49 минут. Но из них 2 дня 11 часов звезда остается постоянного блеска, а затем в течение 5 часов теряет 2/3 своего блеска с тем, чтобы через 5 часов снова к нему вернуться. Кривая изменения блеска Алголя в. зависимости от времени изображена на графике, построенном на основании современных нам измерений с помощью фотоэлектрического фотометра (рис. 144).

Странное и упорное поведение дьявольской звезды было объяснено тем, что тут, собственно, не одна звезда, а две, но одна гораздо ярче другой. Они обращаются друг около друга по орбите так, что по временам менее яркая частично закрывает от нас более яркую, производя периодические затмения.

Правильность объяснения была окончательно подтверждена в конце прошлого века, когда оказалось, что Алголь — спектрально-двойная звезда, у которой спектр слабо светящегося спутника невидим, как и следовало ожидать. При этом в момент затмения линии спектра занимают нормальное место, т. е. звезда движется в это время по орбите под прямым углом к нашему лучу зрения (не к нам и не от нас), как и должно быть. Кроме того, между главными минимумами блеска было обнаружено вторичное небольшое ослабление блеска, соответствующее затмению слабой звезды более яркой.

Было открыто много других двойных звезд этого же типа, названных затменно-двойными, или алголями. Исследование кривых изменения их блеска в совокупности со спектральными данными позволяет изучить эти звезды так подробно и точно, как этого нельзя сделать ни в каком другом случае. Поэтому «дьявольские» звезды среди всех звезд для нас наименее загадочны, и дьявольского в них не остается для нас ничего, кроме разве «дьявольски» подробной их изученности.

Рис. 144. Кривая изменения блеска 'дьявольской звезды' — Алголя и ее происхождение. Алголь — двойная звезда, и составляющие его периодически затмевают одна другую. Видно, что более яркая звезда заметно освещает обращенное к ней полушарие более слабой

В итоге мы находим их форму и размеры по сравнению с Солнцем, размеры и форму орбиты и ее положение в пространстве, светимость звезд и их температуру, массы звезд и характер затмений, а сверх того иногда можем изучить строение их атмосфер почти так же подробно, как у Солнца, хотя в телескоп эти звезды по виду ничем не отличаются от любых других звезд и кажутся такими же светлыми точками. Благодаря близости друг к другу и возникающим отсюда сильным приливам в массах этих звезд форма их не шарообразная, а вытянутая. Они вытянуты по направлению друг к другу и обращаются как бы «нос к носу».