25
всех этих звезд зависимость «период — светимость».
32
В го время казалось, что для такого объединения есть
все основания. Характеристики всех цефеид казались по-
хожими, а в тех немногих случаях, когда в шаровых
скоплениях оказывалось несколько цефеид, наклон по-
строенной для них зависимости «период—видимая вели-
чина» оказывался таким же, как в Магеллановых Обла-
ках. Зная теперь светимости цефеид в шаровых скопле-
ниях, Шепли смог определить их расстояния и затем
светимости очень многочисленных звезд типа RR Лиры.
Оказалось, что всюду они имеют одну и ту же свети-
мость, независимую от периода и равную 0 Ш ,0.
Теперь Шепли мог найти способы определения рас-
стояния и до тех скоплений, в которых нет вообще це-
феид. Определив расстояния до 93 шаровых скоплений,
Шепли пришел к выводу, что они образуют сферическую
систему, центр которой находится в направлении созвез-
дия Стрельца на расстоянии 16 кпе от нас (ныне прини-
маемое значение расстояния до центра Галактики —
10 кпс). Он выдвинул смелую для своего времени гипо-
тезу, согласно которой концентрация шаровых скоплений
в Стрельце объясняется тем, что именно там находится
центр Галактики, основу, «каркас» которой образует си-
стема этих скоплений. Не говоря уже о том, что найден-
ные Шепли расстояния казались неправдоподобно боль-
шими, гипотеза эта сдвигала Солнце из центра Млечного
Пути, куда его помещали со времени В. Гершеля, на
окраину нашей звездной системы. Таким образом, зави-
симость «период — светимость» впервые дала нам пра-
вильное представление о Галактике и о нашем месте в
ней.
Зависимость «период — светимость» дала решающие
аргументы и при решении другой, не менее важной про-
блемы, связанной с природой «слабых туманностей». Так
к началу двадцатых годов часто называли те туманные
пятнышки — наподобие туманности Андромеды, кото-
рые, как мы теперь знаем, являются гигантскими звезд-
ными системами, подобными нашей Галактике. Сейчас
даже не верится, что еще в 1920 г. по этому вопросу
шли ожесточенные споры, и среди тех, кто не верил во
внегалактическую природу этих туманностей, был и
Шепли. Он опирался на обнаруженное ван Мааненом
вращение этих туманностей (оказавшееся впоследствии
фиктивным), невероятно быстрое в случае их внегалакти-
ческой природы, и ряд других аргументов, казавшихся
33
очень серьезными. Вопрос упирался в расстояния. Если
туманности находятся намного дальше, чем самые уда-
ленные звезды Млечного Пути, то они должны быть
самостоятельными звездными системами, другими галак-
тиками, и торжествует концепция «островной Вселенной»,
умозрительно выдвинутая еще Кантом и Ламбертом.
То, что на снимках М31 и МЗЗ 1 , полученных Ричи в
1910 г. на 1,5-метровом рефлекторе, уже видны объекты,
похожие на отдельные звезды, ничуть не убеждало
Шепли. Он считал, что изображения этих объектов слиш-
ком «мягки», немножко размыты и что это не звезды.