Основная стандартная последовательность звездных величин
После того как фотоэлектрическим методом установлена основная стандартная последовательность звездных величин, проводится интерполяция блеска других звезд фотографическим способом. В скоплениях Л1 3 и М 92 было измерено примерно по 1100 звезд. Цвета можно определить при помощи фотоэлектрического фотометра с голубым и желтым фильтрами, а также по фотографиям, сделанным с соответствующими фильтрами на пластинках, чувствительных к голубым и желтым лучам.
Принимая, что средняя абсолютная звездная величина звезд типа RR Лиры равна примерно +0,6т, мы находим, что модуль расстояния для ближайших скоплений составляет около 14™. Это значит, что разность т — М равна + 14™ или +15т. Отсюда звезда, у которой т = 20, имеет абсолютную звездную величину +6т, подобно нашему Солнцу; наблюдения звезд 20w и слабее дают значительный участок главной последовательности, ограниченный звездами той же светимости, что и Солнце. На рис. 59 представлена типичная диаграмма показатель цвета — звездная величина для шарового скоп гения. Это скопление М 3, или NGC 5272, было изучено Г. Джонсоном и Сэндейджем. По вертикальной оси отложена видимая визуальная звездная величина F, а по горизонтальной — показатель цвета В —
— V. Следует отметить, что самые яркие звезды — красные и имеют визуальную видимую звездную величину несколько ярче V = 13™, а самые слабые звезды, измеренные Джонсоном и Сэндейджем, имеют значение F, близкое к 21™. Обратите внимание на несколько характерных особенностей этой диаграммы. Прежде всего мы видим, что между V от 19 до 21™ звезды располагаются вдоль четко выраженной главной последовательности.