Классификация шаровых скоплений Шепли — Сойер

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.

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].

Класс	Описание	Пример
I	Высокая концентрация по направлению к центру
II	Плотная центральная концентрация
III	Сильная концентрация с центру
IV	Средние высококонцентрированые
V	Средняя концентрация
VI	Средне-умеренная концентрация
VII	Средне-рыхлая концентрация
VIII	Довольно слабо сконцентрированые к центру
IX	Рыхлый центр
X	Рыхлые
XI	Очень рыхлый центр
XII	Почти отсутствует концентрация к центру