Уравнение поля Эйнштейна и их применение в астрономии - Богородский А.Ф.
Скачать (прямая ссылка):
= 2,06 • IO""6, которому при А, = 4000 А соответствует 6Х =
о
= 0,0082 А. Столь малая величина эффекта делает его количественную проверку очень трудной и требует весьма точного учета условий в солнечной атмосфере. Впервые попытка такой проверки была произведена Ст. Джоном [104] на основании многочисленных данных обсерватории Маунт Вилсон иЭвершедом [1051. Факт «красного смещения» установлен в этих работах достаточно убедительно. Однако количественное подтверждение формулы Эйнштейна нельзя признать бесспорным, т. к. невозможно вполне однозначно отделить гравитационное смещение от других эффектов, особенно от допплеровского смещения. Значительно большей убедительностью отличаются попытки количественной проверки гравитационного смещения линий в спектрах белых карликов, в которых величина смещения оказывается очень большой. В этом отношении прежде всего необходимо отметить работу Адамса [106], исследовавшего гравитационное смещение линий в спектре спутника Сириуса. Не входя в более подробное обсуждение этого вопроса, заметим, что в настоящее время «красное смещение» в поле тяготения из средства проверки теории относительности превратилось в важный метод определения звездных масс, с успехом примененный Ботлин-гером, Тремплером и другими исследователями. Глава V
РЕЛЯТИВИСТСКАЯ КОСМОЛОГИЯ § 1. Введение
Проблема космологии ставится обыкновенно как проблема о строении и общих законах космоса. Космология имеет целью обобщить результаты изучения отдельных космических тел и их систем и представить эти результаты в виде более или менее законченной картины мира, позволяющей с единой точки зрения охватить наиболее общие существенные особенности окружающей нас части вселенной.
Важной особенностью космологии является постепенное расширение объекта ее исследования, связанное с развитием техники наблюдений и накоплением новых сведений о строении вселенной. Если в XVI—XVII столетиях главной задачей космологии являлось изучение строения и общих свойств солнечной системы, то в результате последующего развития астрономии границы доступной наблюдению части вселенной чрезвычайно расширились, и в настоящее время основным вопросом космологии следует считать проблему Метагалактики. Это расширение делает современную космологическую проблему значительно более трудной, поскольку система галактик по своему строению, многочисленности компонент и динамической природе гораздо сложнее солнечной системы.
Вследствие крайней ограниченности наблюдательных данных о Метагалактике, а также ввиду возможной непригодности имеющегося в нашем распоряжении теоретического аппарата проблема системы галактик еще очень далека от сколько-нибудь удовлетворительного решения. Поскольку до сих пор наблюдению была доступна, по-видимому, лишь относительно малая часть Метагалактики, может оказаться, что имеющиеся в настоящее время сведения совершенно недостаточны для выяснения общих закономерностей этой космической системы в целом. Можно также предположить, как это делает, например, М. С. Эйгенсон [107], что в Метагалактике гравитация частично или даже полностью утрачивает свое значение
150 и что в этой системе господствуют взаимодействия еще неизвестной нам природы.
Предлагавшиеся попытки решения проблемы Метагалактики имеют в значительной степени умозрительный характер и их научное значение сомнительно. В математическом отношении наиболее разработанной из этих попыток является релятивистская космология, основанная на уравнениях поля теории относительности.
Исторически развитие космологии связано с так называемыми космологическими парадоксами, которые возникают при экстраполяции законов классической физики на бесконечную вселенную.
Еще Шезо в 1744 году указывал, что если бы бесконечная вселенная была равномерно заполнена излучающими звездами, то при прозрачности мирового пространства все небо имело бы весьма большую поверхностную яркость, приблизительно равную яркости Солнца. Впоследствии это заключение обсуждалось Ольберсом [1081, вследствие чего оно и получило название оптического парадокса Ольберса.
Поскольку парадокс Ольберса играл существенную роль в формировании космологических представлений, мы рассмотрим его здесь несколько подробнее.
Пусть звезды распределены в пространстве с объемной плотностью Di которая является заданной функцией координат. Каждой из наблюдаемых звезд, которые мы будем предполагать для простоты одинаковыми, соответствует телесный угол яR2 : г2, где R — радиус звезды, г— расстояние ее от наблюдателя. Все звезды, расстояния до которых превосходит г и которые располагаются внутри этого телесного угла, экранируются данной звездой и недоступны наблюдению. Поэтому, наряду с истинной плотностью Dt можно ввести видимую звездную плотность Dt Dt понимая под этой величиной число звезд, находящихся в единице объема и не экранируемых другими звездами. Найдем связь между истинной и видимой плотностями.
Предположим, что наблюдение производится в телесном углеd(0, вершина которого совпадает с точкой наблюдения, а ось имеет какое-либо определенное направление в пространстве, вследствие чего плотности Dt Df могут зависеть лишь от расстояния г.
