Относительность. Термодинамика и космология - Толмен Р.
Скачать (прямая ссылка):
§ 177. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИИ
465
Таблица II
Поправки к фотографической звездной величине, обусловленные красным
смещением
Скорость* км,сек Расстоя- ние, 106 пс еяд, Температура, °к Спект-
ральный класс Am , Сол Д(Дт +HI) рад Д(С/) Ат. фот
0,0000 5760 dG3 ,0 0,000 0,000 0,000 0,000
1 ООО 1,8 0,0033 5740 3,3 0,003 0,004 0,008 0,015
4 000 7,2 0,0133 5685 4,0 0,015 0,015 0,02 0,05
8 000 14,4 0,0267 5615 4,7 0,03 0,03 0,04 0,10
12 000 21,6 0,0400 5540 5,8 0,04 0,05 0,06 0,15
16 000 28,8 0,0533 5470 6,5 0,06 0,06 0,08 0,20
20 000 36 0,0667 5400 7,2 0,07 0,08 0,10 0,25
30 000 54 0,1000 5235 8,8 0,11 0,13 0,16 0,40
40 000 72 0,133 5080 dK0,2 0,14 0,20 0,21 0,55
50 000 90 0,167 4940 1,4 0,17 0,32 0,26 0,75
60 000 108 0,200 4800 2,3 0,20 0,44 0,31 0,95
В третьем столбце этой таблицы указаны реально наблюдаемые относительные
красные смещения, а в первых двух столбцах, приведенных для удобства,
указаны: скорости разбегания, отвечающие данному красному смещению при
интерпретации с помощью обычного допплер-эффекта, и расстояния до
туманностей, которые, как мы установим дальше, тоже тесно связаны с
величиной красного смещения. В остальных столбцах даны соответственно:
температура, найденная с учетом красного смещения по формуле (177.7);
спектральный класс для данной температуры, определенный по таблице I;
изменение болометрической величины, обусловленное красным смещением и
вычисленное по формуле (177.6); небольшие суммарные изменения Д/прая и
теплового показателя, найденные по таблице I; изменение показателя цвета,
вычисленное по той же таблице, и, наконец, полное изменение
фотографической звездной величины Дтф01, обусловленное красным смещением
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)
