Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
Следовательно, для Солнца модуль расстояния равен —31,57, а показатель цвета равен 0,62.
§ 5. Лестница космических расстояний
Если известна абсолютная светимость L источника света, то мы можем определить фотометрическое расстояние до него (1ф, измеряя его видимую светимость I и пользуясь формулой (14.4.13). Трудность заключается в определении L. К настоящему времени образовалась лестница расстояний, состоящая из пяти четких ступеней, различающихся по способу определения расстояния, причем космологически интересные расстояния находятся на самом ее верху (фиг. 14.3).
Кинематические методы
Расстояния до некоторых ближайших звезд могут быть измерены методами, не требующими предварительного знания абсолютной светимости. К числу таких звезд относится Солнце. Расстояние до него (астрономическая единица) впервые было измерено с приемлемой точностью в 1672 г. Ж. Ришаром и Д. Кассини. Они определили расстояние до Марса, а по нему — расстояние до Солнца, измеряя разность направлений на Марс при наблюдении из Парижа и Кайенны, отстоящих друг от друга на 6000 миль. Конечно, за последующие три столетия точность численного значения астрономической единицы сильно возросла; в самое последнее время для увеличения точности была использована радиолокация.
Есть несколько тысяч достаточно близких к нам звезд, расстояния до которых могут быть определены из смещения их видимого положения, вызванного обращением Земли вокруг Солнца. Выше было дано определение тригонометрического параллакса звезды к как максимального углового радиуса эллипса, который описывает звезда в процессе видимого годичного движения по небосводу; расстояние до звезды равно 1/я парсек, если л выраже- § 5. Лестница космических расстояний
455
IOw
IO9 IO8
ю7
IO6 IO5 W IOi
Расстояние Хаббла Скопление Б. Медведица II
Скопление Девы
ЬМЗ!
10' 10
IO1
-г
10' 10 10' 10-* W5 W6
Наиболее яркие Галактики
Uepem цеф.
Наиболее яркие звезды, скопления и т.д.
RR
Главная Лиры посл-сть
- Диаметр Галактики
Л Цефеиды в Кинетшч -Jскоплениях методь,
- Гиады
Г ®
О
Фиг. 14.3. Лестница космических расстояний.
Расположение и высота вертикальной полосы примерно соответствуют диапазону расстояний, для измерения которых может быть использован данный класс индикаторов
расстояния.
но в угловых секундах. (Прилагательное «тригонометрический» используется здесь ввиду того, что астрономы имеют обыкновение выражать расстояния до звезд в параллаксах независимо от способа измерения, так что можно встретить фотометрический параллакс, параллакс по движению скопления и т. д.) Расстояние до звезды впервые измерил этим способом Ф. В. Бессель: в 1838 г. он определил тригонометрический параллакс звезды 61 Лебедя (приблизительно 0,3") и нашел, что расстояние до нее около 3 не. (Т. Гендерсон измерил тригонометрический параллакс а Центавра в 1832 г., но его вычисления не были опубликованы до 1838 г.) Вообще •456
Гл. 14. Космография
говоря, определить расстояние до звезды по тригонометрическому параллаксу можно, только когда я больше чем 0,03", т. е. если звезда ближе 30 пс.
В последние годы появилась возможность измерять расстояния до некоторых соседних звездных скоплений методом, основанным в большей степени на знании скорости света, чем на знании астрономической единицы. Эти движущиеся скопления состоят из звезд, собственные движения которых по небосводу кажутся нам направленными в одну точку; это означает, что на самом деле эти звезды движутся сквозь Галактику с равными скоростями и параллельно друг другу. Их радиальные скорости Vr можно определить из допплеровского сдвига Av/v в спектрах (зная скорость света), а поперечные к лучу зрения компоненты скоростей можно представить как произведение расстояния до скопления на скорость собственного движения (в радианах за единицу времени) звезды по небу [формула (14.4.19)]. Таким образом, наблюдения допплеровского сдвига и собственного движения дают нам полную кинематическую модель скопления с единственной неизвестной величиной — расстоянием. Расстояние можно теперь определить, вводя в эту модель условие, что все звезды движутся с равными и параллельными скоростями. Наиболее хорошо изученное движущееся скопление — Гиады; оно содержит около 100 звезд в радиусе около 5 пс. Расстояние до него, измеренное описанным «методом движущегося скопления», равно около 40,8 пс.
Иногда статистический анализ собственных движений и радиальных скоростей позволяет оценить расстояния до звезд, которые и не так близки, чтобы можно было измерить их тригонометрические параллаксы, и не принадлежат движущимся скоплениям. Допустим, что мы знаем относительные расстояния в некоторой выборке звезд, т. е. что нам известны отношения dld0, где dQ — некоторый неизвестный масштаб расстояния. [Так обстояло бы дело, например, если бы мы знали, что все звезды этой выборки имеют одинаковые, хотя и неизвестные абсолютные светимости L, поскольку тогда из видимых светимостей I по формуле d = = (Ll^nl)1I2 мы получили бы относительные расстояния. Даже если разные звезды выборки имеют разные абсолютные светимости, измерение видимых светимостей все же даст относительные расстояния, если мы знаем отношения их абсолютных звездных величин.] Поперечная скорость связана с радиальной равенством.
