32
Совместив друг с другом путем сдвига вдоль верти-
41
кальной оси зависимости «период — светимость» для
цефеид из обоих Магеллановых Облаков (только с фото-
электрической фотометрией), М31, NGC6822 и скопле-
ний Галактики — так, чтобы получившаяся в результате
зависимость обладала наименьшей дисперсией, Сендидж
и Тамман построили в 1968 г. сводную зависимость «пе-
риод — светимость», являющуюся до сих пор наиболее
употребительной (см. рис. 9). Дисперсия ее около 1 т , и
этот разброс является, по всей видимости, реальным. Он
связан с тем, что более голубые (горячие) цефеиды дан-
ного периода ярче, чем более красные. Это объясняется
наклоном линий постоянного периода на диаграмме
Г — Р и тем, что полоса нестабильности имеет конечную
ширину (см. рис. 8). Заметной дисперсией зависимости
«период — светимость» и объясняется то, что по цефеи-
дам из разных галактик получались несколько отличаю-
щиеся значения наклона — в каждой отдельной галак-
тике цефеид слишком мало. Полученную ими зависи-
мость «период—светимость» Сендидж и Тамман исполь-
зовали для определения расстояний близких галактик и
линейных размеров областей ионизованного водорода.
По угловым размерам этих областей в далеких галакти-
ках они получили недавно для постоянной Хабла значе-
ние 55 км/с • Мпс. Знание светимости цефеид остается
критически важным для космологии.
Дисперсия зависимости «период — светимость», ес-
тественно, уменьшает точность расстояний, определяемых,
с помощью цефеид, если мы не знаем их показатели цве-
та. (Конечно, исправленного за поглощение света, кото-
рое делает цвета более красными. Этой сложной про-
блемы мы здесь касаться не будем.) Но главное —
должна быть уверенность в том, что при данном периоде
(и показателе цвета) цефеиды во всех галактиках имеют
одну и ту же светимость. Некоторые основания для сом-
нений в этом имеются, потому что светимость зависит и
от химического состава, который может несколько
варьироваться от галактики к галактике, подобно тому,
как отличаются по нему скопления нашей Галактики.
Наилучший способ избавиться от этих сомнений —
сравнение «цефеидных» расстояний ближайших галактик
с расстояниями, определяемыми другими способами.
Наиболее надежно известны расстояния Магеллано-
вых Облаков, определяемые по видимой величине звезд
типа RR Лиры (абсолютная величина этих звезд, най-
42
денная статистически по собственным движениям, заклю-
чена между + 0 т , 5 и + l m ,0) и туманности Андроме-
ды — по Новым звездам (у которых светимость в мак-
симуме блеска зависит от скорости угасания блеска и
составляет в среднем — 8 т ) . Расстояния, определяемые
по Новым и звездам типа RR Лиры, согласуются с «цефе-
идными» с точностью, не хуже чем 0^,2 — О™,5. По-види^
мому, можно быть уверенным в том, что уж в этих пре-
делах на цефеиды можно полагаться.
Как уже говорилось, распределение цефеид и их ско-
рости движения в пространстве очень близки к таковым
у звезд спектрального класса В, из которых они и про-
изошли. Большинство цефеид концентрируется в галак-
тической плоскости. Известно, однако, что они встре-
чаются и в шаровых скоплениях. Среди примерно