28
на такую же величину уменьшить светимость перемен-
ных типа RR Лиры. Бааде тогда же предположил,.что
правильной является светимость переменных типа RR
Лиры,— основываясь главным образом на том, что соб-
ственные движения этих звезд позволяют получить более
надежные значения светимостей, чем для цефеид. Тогда
расстояния ближних галактик, определяемые по цефеи-
36
дам, надо вдвое увеличить, и исчезают противоречия, о
которых мы говорили. Это означает также, что цефеиды
в шаровых скоплениях вовсе не аналогичны цефеидам
Магеллановых Облаков и окрестностей Солнца, а слабее
их на \ т ,5. В этом не было ничего удивительного.
К этому времени было уже ясно, что звезды шаровых
скоплений во многом отличаются от более молодых звезд,
концентрирующихся к плоскости Галактики и типичных
для Магеллановых Облаков.
Однако Бааде убедил в своей правоте далеко не всех,
и с 1952 г. начало появляться множество работ, посвя-
щенных уточнению светимости цефеид. Предлагались
самые разнообразные поправки к нуль-пункту Шепли, от
—2 т у 2 до 0
т . Поток этих работ начал иссякать лишь в
конце пятидесятых годов, когда появились первые иссле-
дования цефеид в рассеянных скоплениях, давшие наи-
лучший способ определения светимостей цефеид.
Собственно говоря, еще в 1925 г. П. Дойг предложил
определить расстояние до рассеянного скопления М25 с
помощью входящей в его состав цефеиды U Стрельца.
Но затем с легкой руки X. Шепли распространилось
убеждение, что в рассеянных скоплениях в отличие от
шаровых вообще не встречается переменных звезд. Это
мнение было опровергнуто в 1956 г. П. Н. Холоповым,
который показал, что в рассеянных скоплениях наряду
с другими типами переменных звезд встречаются и це-
феиды. Он проанализировал вероятность физической
связи цефеид со скоплениями и показал ее возможность.
Годом раньше Дж. Ирвин случайно вновь обнаружил
связь М25 и U Стрельца, и обратил внимание также на
5 Наугольника, как на возможного члена скопления
NGC 6087. И с этого времени начались работы по иссле-
дованию цефеид, входящих в рассеянные скопления.
Дело в том, что примерно тогда же резко увеличи-
лась точность определения модулей расстояния рассеян-
ных скоплений, появилась новая методика, развитая
Гарольдом Джонсоном и другими американскими астро-
номами. Было определено положение на диаграмме
«цвет — светимость» единой начальной главной после-
довательности, на которой находятся звезды, только что
окончившие гравитационное сжатие и в которых источ-
ником энергии становится реакция превращения водоро-
да в гелий. По мере выгорания водорода в центре звезды
ее светимость медленно увеличивается, и звезда уходит
37
вправо и вверх с начальной главной последователь-
ности тем быстрее, чем больше ее масса и чем она ярче.