Книга -

Мы уже познакомились с некоторыми звездными системами, находящимися за пределами нашей Галактики: шаровыми скоплениями ), Магеллановыми Облаками,· неразрешимыми на звезды (часто спиральными) туманностями. Все шаровые звездные скопления располагались в одном полушарии неба, имеющем центр в Стрельце. Наиболее ярким из них оказалось видимое в южных странах туманное пятнышко, даже более яркое, чем звезда четвертой величины, занесенное в звездные каталоги как ω Центавра. На северном небе есть несколько меньшие, видимые простым глазом туманные звездочки шестой величины, обозначенные М13, М92 (обо в Геркулесе) и М5 (М — Мессье) в Змее. Большое и Малое Магеллановы Облака, расположенные вблизи южного полюса неба, выглядят как отдельные кусочки Млечного Пути, отстоящие на 33° и 44° от галактического экватора. Джон Гершель во время путешествия на мыс Доброй Надежды заметил и каталогизировал в Магеллановых Облаках звезды всех типов, звездные скопления, а также газовые туманности.

> Шаровые скопления входят в состав нашей Галактики. (Прим. ред.)·

В 1о95 г. Ьэли, один из гарвардских астрономов, сравнив ряд снимков шаровых скоплений МЗ, М5 и ω Центавра, открыл в их внешних областях большое число переменных звезд. Затем то же самое было установлено и для тридцати других таких скоплений. Почти все переменные имели короткие периоды около половины суток, но были также и звезды с периодами в несколько суток. Все они принадлежали к классу цефеид, и поэтому на основании большого числа фотографий для всех них можно было вывести как периоды, так и кривые блеска. В Малом Магеллановом Облаке они также встречались в большом количестве. В 1912 г. ) мисс Ливнтт на Гарвардской обсерватории открыла у этих звезд существование явной корреляции между периодом и средним блеском (т. е. величиной, средней между максимумом и минимумом). Звезды были тем ярче, чем медленнее пульсировали. При периоде в 2 дня их средняя звездная величина составляла 15,5; при пяти сутках 14,8; при десяти сутках 14,1; при ста сутках 12,0. Все звезды в таком скоплении удалены от нас практически на одинаково большое расстояние, т. е. для всех звезд абсолютная величина отличалась от видимой на одно и то же число. Это означало, что для цефеид период регулярно возрастал со средней светимостью. По цефеидам, принадлежащим нашей Галактике, этого найти не удавалось, потому что они были удалены от нас на неизвестные нам расстояния и их параллаксы слишком малы для точных измерений. Однако в предположении, что цефеиды по всей вселенной одинаковы, Герцшпрунгу в 1913 г. удалось использовать их для калибровки шкалы их светимостей. По небольшим собственным движениям тринадцати таких звезд между второй и шестой величинами · он вывел среднее параллактическое смещение из-за движения Солнца, а отсюда их параллакс и среднюю светимость. Герцшпрунг нашел, что средняя абсолютная величина цефеид была — 2^Ш,3 (на 7 величин ярче Солнца) при среднем периоде 6,6 суток. Мисс Ли- витт указала, что фотографическая величина цефеид в Малом Облаке (14^т,5) соответствовала визуальной (13^т,0), т. е. она была на 15^т, 3 слабее абсолютной величины. Отсюда следовало, что Малое Магелланово Облако удалено на расстояние в 1100 раз большее стандартного (в 10 парсек), к которому относится абсолютная величина. Следовательно, они находились на расстоянии в 11 ООО парсек. Поздпее стало ясно, что полученная шкала величин для слабых южных звезд была совершенно ошибочна. Впоследствии Шепли в 1918 г. повторил вычисление с лучшими данными. Оно изменило результат для расстояния Малого Облака до 29 ООО парсек — значительно больше размера галактической системы. Так короткопериодические переменные звезды — цефеиды стали