Относительность. Термодинамика и космология - Толмен Р.
Скачать (прямая ссылка):
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.
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,
