Структура пространства-времени - Пенроуз Р.
Скачать (прямая ссылка):
Если составить разность между наблюдаемой звездной величиной всей
туманности и звездной величиной самых ее ярких звезд, то окажется, что
разброс разностей для различных галактик может быть целиком отнесен за
счет разброса звездных величин галактик в целом. Поэтому кажется вполне
оправданным взять число -6,1 как абсолютную величину самых ярких звезд, в
какой бы туманности они ни были, а затем получить звездную величину
туманности, добавляя разность между наблюдаемыми звездными величинами
туманности и ее самых ярких звезд. Приняв во внимание указанные
соображения, Хаббл и Хьюмасон рассмотрели 40 объектов, в которых можно
различить звездную структуру, и нашли, что средняя разность между
наблюдаемыми суммарными звездными величинами туманностей и их самых ярких
звезд составляет -8,88 с разбросом 4,9 и средней ошибкой 0,77.
Сложив среднюю абсолютную величину - 6,1 для самых ярких звезд и -8,88
для средней разности звездных величин сорока туманностей и их самых ярких
звезд, получим, что средняя абсолютная звездная величина туманности
равна-15,0. Сопоставление с результатом-14,7, найденным для первых десяти
туманностей, свидетельствует о справедливости сделанного предположения, и
Хаббл и Хыомасои сделали вывод, что за среднюю абсолютную визуальную
звездную величину внегалактических туманностей можно принять
Мт=-14,9. (177.1)
Для сравнения с более удаленными туманностями желательно было бы также
знать среднюю абсолютную фотографическую звездную величину.
Фотографические величины туманностей оказалось удобнее измерять с помощью
внефокальных изображений, которые имеют размеры большие, нежели фокальные
изо-
*) Два спутника М31 исключаются как отдельные объекты.
462
Гл. X. космология
Сражения туманностей. Сравнивая фотовизуальные и фотографические величины
внефокальных изображений шестидесяти туманностей в созвездии Девы, Хаббл
и Хьюмасон определили средний показатель цвета для не очень далеких
туманностей:
С/ = 1,10 ± 0,02.
Это значение оказалось в хорошем согласии с другими данными. Сложив его
со (177.1), получим, для средней абсолютной фотографической звездной
величины внегалактических туманностей, измеряемой методом внефокусных
изображений, значение *)
МфоТ=-13,8. (177.2)
б) Поправки к видимым величинам более далеких туманностей. Теперь
рассмотрим метод Хаббла и Хыомасона определения фотографических звездных
величин более далеких туманностей, внутри которых не удается различить
отдельные звезды. Для этого сначала познакомимся с некоторыми важными
поправками, природу которых необходимо себе уяснить.
Так как более далекие туманности, как оказалось, имеют спектр, сдвинутый
в красную сторону, то при сопоставлении их фотографических звездных
величин с фотографическими величинами более близких туманностей, у
которых нет заметного красного смещения, надо ввести соответствующие
поправки. Эти поправки имеют следующую природу: во-первых, красное
смещение приводит к фактическому уменьшению потока энергии, приходящего
на границу земной атмосферы; во-вторых, оно меняет распределение энергии
по спектру и тем самым приводит к изменению поглощения в земной
атмосфере; в-третьих, изменение распределения энергии меняет соотношение
между тепловой и визуальной эффективностями, и, наконец, в-четвертых,
изменение распределения энергии меняет и соотношение между визуальной и
фотографической эффективностями.
Для подробного изучения этих поправок воспользуемся эмпирическим
соотношением между измеряемой обычным образом фотографической звездной
величиной небесного тела и его болометрической величиной, т. е. такой
величиной, которая бы следовала из калориметрических измерений в
отсутствие поглощения в атмосфере.
*) Эта величина может потребовать пересмотра после того, как будут
закончены работы по измерению фотографических величин, проводимые сейчас
на Маунт Вильсон и в других местах. Шепли приводит для Мф0т значение
[118]
Мф"т=.-14,5.
§ 177. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
463
Это соотношение имеет вид
7Пф0Т = /Нбол"Ь Атгля-{-Н1-{-С1, (177.3)
где /72фот и тбол - фотографическая и болометрическая звездные величины;
Атрад - эмпирическая поправка, которую следует добавить к болометрической
величине, чтобы получить радиометрическую величину, т. е. ту реальную
величину, которая измеряется болометром в условиях земной атмосферы; HI-
эмпирическое значение так называемого теплового показателя, его нужно
прибавить к радиометрической величине, чтобы получить визуальную
величину; CI - эмпирическое значение так называемого показателя цвета,
которое нужно прибавить к визуальной величине, чтобы получить
фотографическую величину.
Согласно этому уравнению фотографическая звездная величина далеких
объектов возрастает благодаря красному смещению на
АЩф0Т=АШб0л+А (Д/Ирад) +А (HI) +Д (CI), (177.4)
ибо красное смещение приводит к изменению как болометрической величины,
так и тех трех поправок, которые приводят к фотографической величине.
Для того чтобы найти прямое влияние красного смещения на изменение
