Zvezdnye skopleniya
<< 5.2 Peremennye zvezdy v sharovyh skopleniyah | Oglavlenie | 6.2 Metody Shepli opredeleniya rasstoyanii do sharovyh skoplenii >>
Glava 6. Metody opredeleniya rasstoyanii do sharovyh skoplenii. diagrammy velichina - pokazatel' cveta zvezd etih sistem
I vnov' letyat bessonnye chasy ...
Prozreniya il' mirazhi v pustyne?
I vnov' i vnov' kachayutsya vesy,
A istina taitsya posredine.
6.1 Vvedenie
V otlichie ot rasseyannyh skoplenii, dlya kotoryh uzhe bolee poluveka stroyatsya diagramm i Hercshprunga - Ressela i naibolee nadezhnye rasstoyaniya opredelyayutsya putem sovmesheniya ih glavnyh posledovatel'nostei s nachal'noi, kalibrovannoi geometricheskimi metodami, opredelenie rasstoyanii do sharovyh skoplenii do sih por proizvoditsya v osnovnom s pomosh'yu kosvennyh metodov, nenadezhnost' kotoryh s kazhdym godom stanovitsya vse ochevidnee.
Pervye svedeniya o spektral'nyh klassah yarkih zvezd v sharovyh skopleniyah byli polucheny Adamsom (1913) i Pizom (1914) dlya skopleniya M 13. Odnako vsledstvie slabosti dazhe naibolee yarkih zvezd sharovyh skoplenii i zatrudnitel'nosti ih spektral'noi klassifikacii, dlya etih sistem, kak otmetil Arp (1958a), nikogda ne stroilis' diagrammy Hercshprunga - Ressela v sobstvennom smysle etogo slova. Rol' ih s samogo nachala stali igrat' diagrammy velichina - pokazatel' cveta, pervaya iz kotoryh byla poluchena Shepli (1915b) takzhe dlya skopleniya M 13. No i na etih diagrammah v techenie dolgogo vremeni, do nachala 50-h gg., bylo izvestno raspolozhenie lish' sravnitel'no yarkih zvezd skoplenii. Dazhe na luchshei podobnoi diagramme togo perioda, poluchennoi Hahenbergom (1939) dlya skopleniya M 92 (ris. 76), oblast' vozmozhnyh chlenov glavnoi posledovatel'nosti, o prisutstvii kotoryh v sharovyh skopleniyah dogadyvalsya eshe Bruggenkate (sm. § 3.6), v svyazi s ogromnymi oshibkami opredeleniya pokazatelei cveta etih slabyh zvezd namechena lish' shtrihami.
Ris. 76. Diagramma velichina (m) - pokazatel' cveta (CI) dlya zvezd sharovogo skopleniya M 92 (Hahenberg, 1939).
Do 1953 g. ne bylo inoi vozmozhnosti dlya kalibrovki diagramm m, CI zvezd sharovyh skoplenii, krome toi, kotoraya vytekala iz gipotezy o postoyanstve absolyutnyh velichin peremennyh tipa RR Liry, nablyudavshihsya vo mnogih skopleniyah, i o tozhdestvennosti etih peremennyh s blizhaishimi k Solncu peremennymi tipa RR Liry, rasstoyaniya do kotoryh mogli byt' naideny putem opredeleniya ih srednih vekovyh parallaksov. No zato uverennost' v pravil'nosti etoi gipotezy byla fantasticheski velika. Gipoteza byla absolyutizirovana. Ryad faktov sposobstvoval etomu. Vse nachalos' s raboty Shepli (1918v) o zavisimosti period - svetimost' dlya cefeid, vypolnennoi v 1917 g. Itogi etih issledovanii byli podvedeny im v ego izvestnoi monografii (Shepli, 1930).
<< 5.2 Peremennye zvezdy v sharovyh skopleniyah | Oglavlenie | 6.2 Peremennye zvezdy v sharovyh skopleniyah >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Skoplenie
Publikacii so slovami: zvezdy - Skoplenie | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
