Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Пенроуз Р. -> "Структура пространства-времени" -> 168

Структура пространства-времени - Пенроуз Р.

Пенроуз Р. Структура пространства-времени — М.: Мир, 1972. — 184 c.
Скачать (прямая ссылка): strukturaprostranstvavremeni1972.pdf
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 186 >> Следующая

одного типа, удовлетворяют соотношению (177.17) с приблизительно
постоянным с. Галактики же разных типов, как и следовало ожидать, требуют
разных с. Правда, эти значения с различаются между собой не очень сильно,
однако в случае правильных галактик обнаруживают интересную
закономерность при переходе от эллиптических к спиральным и дальше к
спиральным с перемычкой галактикам. Приведя все туманности к стандартному
типу, мы можем, как показано на рис. 13, связать все имеющиеся данные
единым образом. На рис. 13 по осп
Рис. 13.
абсцисс отложены логарифмы видимых диаметров, а по оси ординат- полные
визуальные звездные величины туманностей. Две самые верхние точки на
графике относятся к Магелланозым Облакам. Прямая линия на рис. 13
описывается уравнением
lgS0 = -0,2т+2,6, (177.18)
где 69 - максимальный видимый диаметр, выраженный в угловых минутах, a m
- наблюдаемая визуальная звездная величина. Полученное уравнение,
разумеется, справедливо только для галактик, приведенных к стандартному
типу.
Распределение точек на рис. 13 достаточно убедительно свидетельствует о
том, что рассматриваемые нами объекты действительно являются
внегалактическими.
472
Гл. X. КОСМОЛОГИЯ
Из уравнения (177.16) видно, что определять расстояния до туманностей
можно не только с помощью видимых звездных величин, но и с помощью
видимых диаметров. Однако последнее практически менее удобно, во-первых,
потому, что формы галактик неодинаковы, и, во-вторых, из-за того, что
определение видимых диаметров сильно зависит от времени экспозиции,
гораздо более сильно, чем для видимых величин, для которых основную роль
играет высокая светимость центральных областей туманностей.
В § 180 мы еще раз обсудим связь между светимостью и видимым диаметром,
не требуя евклидовости пространства и стационарности наблюдаемых
объектов.
е) Диаметры и массы туманностей. Диаметры туманностей можно вычислить,
исходя из их видимых диаметров и из расстояний. В таблице IV приведены
рассчитанные Хабблом средние максимальные диаметры туманностей нескольких
типов. Если
Таблица IV
Класс Диаметр, пс Класс Диагетр, пс
Эллиптические Нормальные спи-
галактики ральные галак-
Е0 360 тики Sa 1450
Ei 430 Sb 1900
Г7 -*-2 500 Sc 2500
Е3 590 Спиральные с перемычкой
Е< 700 SBa 1280
810 SBb 1320
960 SBC 2250
Е7 1130 Неправильные 1500
принять во внимание новое значение нуль-пункта в соотношении период -
светимость для цефеид, то эти диаметры нужно уменьшить примерно на 15%.
Следует, однако, отметить, что полученные значения зависят от времени
экспозиции, поэтому в них остается некоторая неопределенность. Оценки
размера нашей собственной системы [124], произведенные по шаровым
звездным скоплениям, дают примерно от 20 000 до 50 000 пс. Хабблом
[125] в туманности Андромеды были найдены объекты, очень похожие на
шаровые звездные скопления. Не исключено, что туманность Андромеды имеет
приблизительно такие же размеры, как и наша собственная Галактика.
§ 177. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
473
Массы туманностей можно оценить, исходя из сопоставления их диаметров и
скоростей вращения. Последние же можно найти спектроскопически, если
предположить, что вращение галактики происходит вокруг ядра. Массу можно
также оценить методом Опика, предположив, что коэффициент излучения
вещества в спиральных галактиках такой же, как и у нашей собственной.
Полагаясь на довольно скудные данные, Хаббл [126] оценивает среднюю массу
туманностей как
т= (6-МО) • 108О, (177.19)
где (c) - масса Солнца:
0 = 1,983-1033 г. (177.20)
ж) Распределение туманностей в пространстве. Пусть имеется обычное
евклидово пространство, равномерно заполненное стационарными
туманностями. Тогда, очевидно, можно ожидать, что число туманностей N
внутри сферы радиуса d пропорционально кубу радиуса, т. е.
N=const -d\ (177.21)
откуда, совместно с выражением (177.10), получаем
lgiV=0,6m+C, (177.22)
где т - наибольшая звездная величина туманностей в рассматриваемой
области, а С - постоянная.
Если подставить в это уравнение реально наблюдаемые значения, то можно
обнаружить два интересных факта.
Во-первых, оказывается, что в плоскости Млечного Пути есть "зона
избегания" не очень правильной формы со средней шириной 15°, где
галактики почти полностью отсутствуют. Это, несомненно, происходит из-за
того, что внутри нашей собственной Галактики имеется поглощающий слой
вещества. В частности, известны темные облака материи на Млечном Пути,
которые целиком закрывают от нас все звезды, кроме ближайших из нашей
собственной системы. Это объяснение еще более подтверждается открытием
Хаббла [126], который показал, что число туманностей в единице телесного
угла возрастает от зоны избегания до галактического полюса именно таким
образом, как и следовало бы ожидать, если бы наблюдения проводились
сквозь толщу поглощающего вещества.
Второй интересный факт состоит в том, что туманности распределены
нерегулярно. Это обнаруживается с полнейшей определенностью, если только
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 186 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed