Лучшие вопросы
Таймлайн
Чат
Перспективы
Классификация шаровых скоплений Шепли — Сойер
Из Википедии, свободной энциклопедии
Remove ads
Классификация шаровых скоплений Шепли — Сойер — система классификации шаровых скоплений в зависимости от концентрации звёзд в них по шкале от одного до двенадцати с использованием римских цифр. Наиболее высококонцентрированные скопления, такие как M75, классифицируются как класс I и далее последовательно уменьшающаяся концентрации звёзд к центру скопления варьируется вплоть до класса XII, такого как Паломар 12. Класс иногда обозначается арабскими цифрами [Класс 1-12], а не римскими цифрами.
Remove ads
История
В 1927—1929 годах Харлоу Шепли и Хелен Сойер Хогг начали классифицировать скопления в соответствии со степенью концентрации звёзд к его центру, используя эту шкалу. Это стало известно как классификация концентраций Шепли—Сойера[1]. Для этого разбиения была использована серия снимков, полученных на одном телескопе. Естественно, эта классификация несколько зависит от масштаба изображений и проницающей силы приборов[2]. Границы классов были установлены Шепли и Хоггом таким образом, что каждый из двенадцати классов содержал примерно одинаковое количество из 95 шаровых скоплений, известных в 1927 году.
Данная классификация до сих пор используются, например, астрономами-любителями для описания ожидаемого оптического впечатления при наблюдении за шаровыми звёздными скоплениями. В научных целях предпочтение отдается количественным показателям, описывающим структуру скоплений, например, полученным путем подгонки параметрических моделей к измеренным профилям поверхностной яркости[3].
Шкала несколько субъективна и используется ограничено[4].
Remove ads
Классификация
Remove ads
Примечания
Wikiwand - on
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Remove ads