Структура пространства-времени - Пенроуз Р.
Скачать (прямая ссылка):
и определенное с помощью (177.4) путем суммирования чисел из трех
предыдущих столбцов. Учет поправки Д/Лфот со знаком минус позволяет
исправить фотографическую звездную величину любой туманности и привести
ее к такому значению, какое бы она имела, если бы свет от нее не
испытывал никакого красного смещения.
В таблице III приведены средние фотографические звездные величины и
красные смещения, найденные Хабблом и Хьюмасо-ном, для восьми скоплений
туманностей и для двух групп, составленных из изолированных туманностей
со сравнительно близкими величинами. Красное смещение выражено через
соответствующую скорость разбегания. Приведенные средние значения 30 Р.
Тол мен
466
Гл. X. космология
i а б л и ц а III
Скопление Число туманностей Диаметр скопления, град Число
измеренных красных смеще-ни й Среднее смещение, км/сек Средняя гп
, фот Поправка -Дт. фот Расстояние, 100 п с
Дева (500) 12 7 890 12,5 1.8
Пегас 100 1 5 3810 15,5 7,25
Рыбы 20 0,5 4 4630 15,4 /
Рак 150 1,5 2 4820 16,0 9
Персей Волосы Веро- 500 2,0 4 5230 16,4 11
ники Большая 800 1,7 3 7500 17,0 -0,10 13,8
Медведица 300 0,7 1 11800 18,0 -0,15 22
Лев 400 0,6 1 19600 19,0 -0,25 32
Группа I 16 16 2350 13,8 -
Группа II 21 21 630 11,6 - -•
фотографических величин для скоплений соответствуют нап-боле часто
встречающимся величинам, а для двух групп - усредненной величине.
Предпоследний столбец таблицы содержит поправку -Атфот, которую, согласно
предыдущей таблице, нужно прибавить к наблюдаемой фотографической
звездной величине, чтобы учесть красное смещение. Можно показать, что в
настоящее время этой поправкой можно пренебречь повсеместно, за
исключением трех наиболее удаленных скоплений. Последний столбец содержит
расстояния до скоплений, вычисленные методом, который мы рассмотрим ниже.
в) Расстояния до туманностей, вычисленные с помощью видимых величин.
Считая, что туманности, входящие в скопление, действительно сосредоточены
в сравнительно малой области, можно найти расстояние до скопления путем
сравнения средних наблюдаемых фотографических звездных величин
туманностей внутри скопления со средней абсолютной фотографической
звездной величиной более близких туманностей. Подобным же образом можно
вычислить п среднее расстояние до изолированных туманностей, которые были
сгруппированы в таблице III.
Для этого Хаббл и Хьюмасон приняли два следующих предположения.
Во-первых, что средняя абсолютная звездная величина далеких туманностей
такая же, как и у ближайших к нам. Это предположение- поскольку самое
далекое скопление в созвездии Льва находится на расстоянии, немногим
превышающем 108 световых лет,- означает не только то, что галактики в
данный
§ 177. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИИ
467
момент времени в различных частях Вселенной на расстояниях до 108
световых лет приблизительно похожи друг на друга, но и то, что светимость
туманности мало меняется за 10(r) световых лет.
Во-вторых, предполагается, что видимая светимость туманностей, с учетом
красного смещения, обратно пропорциональна квадрату расстояния, т. е.
имеет ту же зависимость, что и светимость стационарных источников в
обычном евклидовом пространстве.
Чтобы извлечь следствия из этих предположений, воспользуемся опять
уравнением
т-М = 2,5 lg L-2,5 lg I. (177.8)
Здесь т и М - наблюдаемая и абсолютная звездные величины небесного
объекта, I - наблюдаемая светимость, a L -его же светимость на
стандартном расстоянии 10 пс. При этом для светимости выполняется закон
обратных квадратов
= (177'9)
где d и D - фактическое и стандартное расстояния.
Комбинируя оба уравнения и полагая ?>=10, можно выразить расстояние d в
парсеках через видимую и абсолютную звездные величины:
\gd = 0,2(m-М)+1. (177.10)
Расстояние d можно выразить также и через фотографические звездные
величины Хаббла и Хьюмасона в следующем виде:
lg d=0,2 (Щфот-Ащфот-Мф01) +1, (177.11)
где -А/Пфот - уже обсуждавшаяся поправка на красное смещение. Подставив в
это уравнение значения абсолютных и видимых фотографических величии из
(177.2) и из таблицы III, получим расстояния до различных скоплений,
приведенные в последнем столбце таблицы III. Надежность полученных
результатов можно приблизительно оценить по числу значащих цифр.
В дальнейшем, в § 179, мы вернемся к соотношению между светимостью и
расстоянием, но без предположений о том, что пространство плоское, а
туманности стационарны. Будет показано, что вычисленные расстояния d до
туманностей связаны особенно просто с координатой г, которая исходный
нестатический интервал (149.1) позволяет записать в виде (149.5).
г) Связь наблюдаемого красного смещения с звездной величиной и
расстоянием. Смещение спектра почти всех внегалактических туманностей в
красную сторону было обнаружено в 30*
Гл. X. космология
пионерской работе Слайфера *) еще в 1922 г. при наблюдении близких к нам
туманностей. И когда Хаббл [122] в 1929 г. стал вышеизложенным методом
определять расстояния до туманностей, он обнаружил, что между красным
