29
Поэтому для определения модуля расстояния скопления
с начальной главной последовательностью надо совме-
щать нижнюю, непроэволюционировавшую часть наблю-
даемой главной последовательности скопления. Этот спо-
соб позволил определять модули расстояния рассеянных
скоплений с точностью, доходящей до 0 т Л — 0 W ,3. Разу-
меется, такая точность стала возможной не только бла-
годаря использованию достижений теории звездной эво-
люции, но также из-за широкого применения фотоэлек-
трической фотометрии и усовершенствования методики
учета межзвездного поглощения света.
Зная расстояние до скопления, мы узнаем также рас-
стояние и светимость входящей в его состав цефеиды с
точностью, не достижимой никакими другими способами.
Работы по исследованию цефеид в скоплениях и изуче-
нию этих скоплений (проводившиеся главным образом
на обсерватории Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар)
были в основном закончены к 1961 г. Выяснилось, что
с уверенностью можно отнести к скоплениям пять це-
феид. Эти пять цефеид с несомненностью подтверждали
правоту Бааде, и он, скончавшийся в 1960 г., успел
узнать об этом.
Но и помимо уточнения светимостей, исследование
цефеид в рассеянных скоплениях сослужило еще одну,
и очень важную, службу. Положение цефеид на диаграм-
мах «цвет — светимость» скоплений позволило поставить
вопрос об их месте в звездной эволюции. Как рассказы-
валось во второй главе, звезда, в ядре которой выгорел
весь водород (к этому времени она становится примерно
на \ т ярче, чем была на начальной главной последова-
тельности), оставляет главную последовательность и с
ее верхней границы быстро перемещается в область диа-
граммы «цвет — светимость», занимаемую красными
гигантами и сверхгигантами. По пути звезда должна
попасть в полосу нестабильности — область диаграммы,
заселяемую цефеидами. И вот оказалось, что на диа-
граммах скоплений цефеиды находятся именно там, где,
согласно теории, и должны быть звезды, пришедшие с
верхнего конца главной последовательности скопления.
Гипотеза о происхождении цефеид из звезд спектрального
класса В (т. е. ярких звезд главной последовательности)
впервые позволила объяснить удивительное сходство
38
пространственного распределения этих двух типов звезд.
Она предсказывала зависимость периодов цефеид от воз-
растов содержащих их скоплений: чем старше становит-
ся скопление, тем все менее и менее массивные звезды
переходят с главной последовательности в стадию цефеи-
ды, а чем меньше масса цефеиды, тем меньше ее период;
существование такой зависимости было действительно
установлено в 1964 г.
В 1961 г. результаты исследования цефеид в скопле-
ниях были обобщены Р. Крафтом. Крафт опирался на
данные о пяти цефеидах в скоплениях, а наклон зависи-
мости принял равным полученному за год до этого
X. Арпом для цефеид Малого Магелланова Облака.