Относительность. Термодинамика и космология - Толмен Р.
Скачать (прямая ссылка):
составляет 1900 км/сек, однако, он, по-видимому, преувеличен, так как
каждое измерение производилось с одной-единственной спектрограммой с
плохой дисперсией:
О
875 А на миллиметр.
Интересно также проследить постоянство относительного красного смещения
разных линий вдоль спектра одной и той же туманности. Для этой цели Хаббл
любезно предоставил в распоряжение автора данные по десяти линиям в
спектре NGC 1275 в скоплении Персея. Несмещенные длины волн этих линий
располагаются в диапазоне от >=3727 до >=5007. Максимальное и минимальное
значения 6>/> приходятся на >"=4363 и на >,=5007 соответственно и
отличаются только на 14% от их среднего. Обе эти линии, однако,
обозначены как "слабые". Для первой и последней линий в спектре,
обозначенных как "яркие" и разделенных более широким интервалом, >=3727 и
> = 4861, значения 6>/> отличаются от среднего только на 3%. В пределах
точности измерения 6>/> можно считать не зависящим от >.
д) Соотношение между видимым диаметром, звездной величиной и
расстоянием. Пусть имеется евклидово пространство, заполненное
стационарными туманностями с одинаковыми диаметрами; тогда очевидно, что
угол 60, под которым виден диаметр одного из объектов, будет обратно
пропорционален расстоянию d до него, т. е. *)
60 = ^1. (177.16)
Это соотношение позволяет преобразовать выражение (177.10) к виду
lg 60=-0,2m+c, (177.17)
где с - постоянная. Полученное равенство связывает две непосредственно
измеряемые величины: видимый диаметр и видимую звездную величину.
*) Мы не будем делать различия между хордой, стягивающей угол, и углом,
опирающимся на эту хорду.
§ 177. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
471
Как было обнаружено Хабблом [123], данные, относящиеся к галактикам
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
Ех 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
