Книга -

> Первая публикация относится к 1908 г. (Прим. ред.) своеобразным эталоном, при помощи которого измерялись расстояния в мировом пространстве. «Звезды — маяки»,—так назвал цефеиды Джине,— были «весьма характерными из-за большой светимости и периодических вспышек света. Они оказались настоящими бакенами в далеких глубинах вселенной. Первым их использовал Шепли после того, как в 1916—1917 гг. он начал снимать шаровые скопления на 100-дюймовом телескопе Маунт Вилсон, а для наиболее ярких и переменных звезд в них стал измерять фотографические и фотовизуальные величипы. Теперь для тех скоплений, где встречались цефеиды, он мог прямо вывести расстояние. Далее он заметил, что наиболее яркие звезды в одном скоплении были всегда примерно на I^m, 5 ярче, чем цефеиды с периодом в V2 суток, и все — красного цвета (красные сверхгиганты). Шепли также нашел, что чем «меньше были размеры скопления, тем слабее оказывались звезды и тем слабее были также интегральные звездные величины скоплений, как это уже раньше определил Голечек в Вене. Это означало, что все шаровые скопления построены по одному плану, а различие их вида обусловлено лишь различием расстояний. Теперь в 1918—1919 гг. эти расстояния удалось определить для всех 86 шаровых звездных скоплений, для ярких и близких — по цефеидам, для далеких — по их видимому диаметру и интегральному блеску. Оказалось, что ближайшее скопление ω Центавра четвертой величины удалено от пас па 6500 парсек, а наиболее далекое (звездная величина 9^т, 7) — на 67 ООО парсек. Они занимали сферическую область, расположенную по одну сторону от нас. Центр этой области имел долготу в 325° (находился в Стрельце) и был удален от нас более чем па 20 ООО парсек. Однако в центральной плоскости Млечного Пути они не встречались, очевидно, вследствие сильного поглощения в этой плоскости. Таким образом, все эти звездные скопления были расположены за пределами массы звезд системы Млечного Пути. Шепли все же считал, что они принадлежат к системе нашей Галактики, являются чем-то вроде ее окрестности. Его работа была первым ясным указанием на то, что наша звездная система простирается в направлении к Стрельцу значительно дальше, чем до тех пор предполагалось, и что в этом направлении, очень далеко от нас, должен лежать ее центр. В 1921 г. Шепли оценил ее полный размер в 100 000 парсек. Это было значительно больше того, которое могло бы соответствовать найденному впоследствии Оортом расстоянию в 6000 парсек до центра. Однако и это также слишком большая величина, так как тогда еще пе учитывалось открытое впоследствии ослабление света удаленных скоплений из-за галактического поглощения. Оба Магеллановых Облака, расположенные примерно на расстоянии 26 000 и 20 000 парсек с диаметрами в 4000 и 2000 парсек, представляют собой небольшие спутники нашей галактической системы.