Структура пространства-времени - Пенроуз Р.
Скачать (прямая ссылка):
Теперь же мы займемся этим вопросом вплотную. Следует при этом оговорить,
что по мере возможности мы будем придерживаться феноменологической точки
зрения. Рассмотрим полученный для наших моделей интервал ds2. Будем
считать, что выражение для него имеет только приближенный характер и
перестает быть справедливым как на больших расстояниях, так и при больших
временах. Далее, попытаемся получить какую-нибудь информацию о функции
g(t), которая появляется в выражении для интервала и определяет поведение
моделей, не с помощью каких-либо гипотез относительно происхождения и
дальнейшей судьбы Вселенной, а более скромным путем, разлагая функцию
g(t) в степенной ряд около текущего момента времени и определяя,
насколько это нам удастся, максимальное возможное количество
коэффициентов ряда, исходя из имеющихся данных наблюдений.
В следующем, довольно длинном параграфе, который разделен на несколько
пунктов, мы прежде всего рассмотрим имеющиеся в нашем распоряжении данные
наблюдений и покажем, как они позволяют нам судить о составе и о
внутренней структуре реальной Вселенной. Единственными объектами вне
нашей собственной Галактики, о которых мы хоть что-то знаем, являются
туманности. Астрономические наблюдения позволяют нам определить их
звездные величины, расстояния, спектры, диаметры, массы и характер их
распределения по Вселенной. Точной информацией относительно природы и
поведения этих объектов мы обязаны прежде всего работам Хаббла, а также
Хаббла и Хьюмасона. Здесь мы не будем касаться проблем сбора материала
наблюдений, но зато более подробно остановимся на их интерпретации. В
следующих параграфах мы с помощью не-статических моделей попытаемся
связать воедино все имеющиеся в нашем распоряжении данные наблюдений.
460
Гл. X. космология
§ 177. Данные наблюдений
а) Абсолютная звездная величина ближайших туманностей.
Важнейший вклад в науку о внегалактических туманностях внесла работа
Хаббла и Хьюмасона [115], в которой были определены звездные величины и
расстояния до этих объектов. Их работа подразделяется на три части.
Сначала определяется средняя абсолютная величина большого числа ближайших
туманностей путем непосредственного наблюдения входящих в их состав
отдельных звезд. Затем из наблюдений находятся видимые величины более
удаленных туманностей, объединенных в группы, или скопления. Наконец, с
учетом предыдущих результатов вычисляются расстояния до скоплений.
В этом пункте мы рассмотрим, как определяются абсолютные звездные
величины ближайших галактик, вопросы же, связанные с определением видимых
величин и расстояний до наиболее удаленных туманностей, будут рассмотрены
в следующих двух пунктах этого параграфа.
Звезды, отождествляемые внутри ближайших внегалактических туманностей,
относятся к следующим типам: переменные звезды-цефеиды, неправильные
переменные, гелиевые звезды (классов Во и О), звезды типа Р Лебедя и
Новые звезды. Определив звездные величины и периоды цефеид и используя
нуль-пункт нормировки зависимости период - светимость для цефеид из
работы Шепли 1930 г. [116], Хаббл и Хьюмасон нашли расстояние до восьми
ближайших внегалактических туманностей*). Вместе с двумя Магеллановыми
Облаками, расстояния до которых были найдены Шепли, имелось, таким
образом, по крайней мере десять внегалактических объектов с достаточно
хорошо определенными расстояниями. Причем эти расстояния были
подтверждены при наблюдении звезд других типов, входящих в указанные
туманности.
Зная расстояния до этих десяти объектов и принимая во внимание их полные
наблюдаемые визуальные величины, измеренные Холечеком и исправленные
Хопманом [117], а частично найденные из других источников, Хаббл и
Хьюмасон могли найти абсолютные визуальные величины этих туманностей, т.
е. величины, которые они имели бы, будучи расположенными на стандартном
расстоянии 10 пс. Оказалось, что абсолютные визуальные величины в среднем
равны -14,7 с полным разбросом 5,0 и средней ошибкой 1,5.
Кроме тех галактик, в которых удается выделить звезды отдельных классов,
Хаббл и Хыомасон определили также и абсо-
*) Включая также двух спутников туманности М31, которые предполагаются
находящимися на том же расстоянии, что и сама М 3!.
5 177. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИИ
461
лютные звездные величины тех туманностей, в которых удается установить
только наличие звездной структуры. Для этой цели им понадобилась лишь
светимость самых ярких звезд в туманностях. У восьми из десяти указанных
выше объектов*) абсолютные звездные величины самых ярких звезд составляли
в среднем -6,1 с разбросом всего лишь 1,8 передней ошибкой 0,4. Так как
разброс звездных величин самых ярких звезд значительно меньше, чем
разброс звездных величин самих туманностей, естественно предположить, что
самые яркие звезды в этих объектах имеют более или менее постоянную
величину, независимо от того, в какой туманности они расположены.
Справедливость этого предположения подтверждается еще и следующим фактом.
