Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Вейнберг С. -> "Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности" -> 168

Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.

Вейнберг С. Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности — М.: Мир, 1975. — 695 c.
Скачать (прямая ссылка): gravitaciyaikosmologiya1975.djvu
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 254 >> Следующая


корр= тв — kB — AB = 5lgcz— 6,06, (14.6.15)

тде с= 3-Ю5 (фиг. 14.12). Дисперсия точек относительно этой кривой равна лишь ±0,3 звездной величины. Это означает, что наиболее яркие галактики действительно имеют одинаковую абсолютную звездную величину Мв. Таким образом, соотноше- Фиг. 14.11. Радиогалактика ЗС295 в созвездии Волопаса.

Спектр этой галактики, показанный внизу, имеет красное смещение z — 0,46, самое-большое из наблюдавшихся до сих пор для галактик. Эти фотографии и спектрограмма получены на 200-дюймовом телескопе в обсерватории Маунт-Паломар. § 6. Зависимость красного смещения от расстояния 478

mKop

Фиг. 14.12. Красные смещения и исправленные видимые величины для сорока двух наиболее ярких скоплений галактик.

Данные взяты из обзора Сэндиджа 1970 г. [44]. Видно, что кривые, соответствующие соотношению (14.6.10), согласуются с данными наблюдений.

ния (14.6.10) и (14.6.15) надежно определяют постоянную Хаббла:

5 Ig H0 (км/(с -Mnc)) = Mb + 31,06. (14.6.16)

Определив расстояние до скопления Девы по шаровым скоплениям вместо наиболее ярких звезд, Сэндидж [44] получил оценку для абсолютной величины наиболее ярких і?-галактик: Mn = = —21,68, из которой следовало, что

H0 = 75,3ti5 км/(сМпс) = (13,0??-IO9 лет)"1. (14.6.17)

[Указанные здесь ошибки состоят из неопределенности в ±0.3 звездной величины в видимой величине наиболее яркого шарового скопления в М87, из неопределенности в +0,2 звездной величины в видимой величине галактики NGC 4472, выбранной в качестве наиболее яркой в скоплении Девы, и из разброса данных на ±0,3 звездной величины относительно кривой (14.6.15).] То, что точки на фиг. 14.12 до z = 0,46 неизменно ложатся на прямую, означает, что д* не может сильно отличаться от единицы. Пич [68] получает без учета эволюции

q0 = 1,5 ± 0,4, (14.6.18) •480

Гл. 14. Космография

в то время как у Сэндиджа [69]

q0 = 1,2 ± 0,4. (14.6.19)

Что же мы в действительности узнали из этой сорокалетней программы астрономических наблюдений? Мало сомнений в том, что (14.6.15) хорошо выполняется в случае малых z, так что H0 определяется равенством (14.6.16). Эти результаты мало изменились с 1936 г., когда появились работы Хаббла на эту тему. Что действительно претерпело драматические изменения, так это лестница расстояний, от которой зависят оценки Mb для галактик, отбираемых в скоплениях, и которая поэтому играет решающую роль в определении H0. Согласно недавнему обзору Сэндиджа [58],

50 км/(с -Мне) < H0 < 130 км/(с-Мпс),

или

20-IO9 лет > H'1 > 7,5-IO9 лет,

что является, по-видимому, надежной оценкой пределов, в которых возможны ошибки в определении H0 из-за неопределенности лестницы расстояний. Другое изменение, которое произошло с 1936 г.,— это увеличение втрое верхнего предела доступных для измерения красных смещений. Теперь можно довольно уверенно полагать, что г^ФФ лежит между V2 и 3Z2. Вместе с тем роль эффектов эволюции и селекции все еще очень неясна. Если H0 = = 75 км/(с-Мпс), а светимости галактик возрастают с относительной скоростью (14.6.13), то истинное значение параметра замедления q0 связано с наблюдаемым соотношением

Зо = зй* + 0,5.

Эта поправка очень ненадежна; достаточно вспомнить, что еще несколько лет назад ее вводили с противоположным знаком! Итак, в настоящее время мы знаем H0 с точностью до множителя 2; кроме того, весьма похоже, что q0 > 0, т. е. имеет место гравитационное торможение, но о точном численном значении q0 мы знаем почти так же мало, как и в 1931 г. [Пока эта книга готовилась к печати, прошел слух, что значение H0 опять «поползло» вниз, возможно, даже ниже 50 км/(с-Мпс).]

В 1963 г. М. Шмидтом было сделано открытие [70], которое поначалу вселило надежды на большой прогресс в нашем знании космического масштабного фактора. Начиная с 1960 г. некоторые радиоисточники были идентифицированы с квазизвездными объектами (квазарами) — оптическими источниками, угловые диаметры которых малы настолько, что они не могут быть разрешены телескопом в Паломаре. Шмидт обнаружил, что один из этих источников, 3C273, имеет красное смещение z = 0,158, что соответствует фотометрическому расстоянию 630 Mnc [если H0 = = 75 км/(с-Мпс)]. При таком удалении его абсолютная свети- § 6. Зависимость красного смещения от расстояния 481

мость должна быть больше, чем у целой галактики, хотя его размеры должны быть менее 1500 пс из-за малости углового диаметра (<0,5"). С 1963 г. до настоящего времени было найдено несколько сотен квазаров1), значительная часть которых имеет z > 1, а несколько — z > 2. В то же время были проведены наблюдения квазаров при покрытии их Луной и при помощи радиоинтерферометра с большой базой и были обнаружены их короткопериодиче-ские вариации. Из этих исследований стало ясно, что в квазарах огромная энергия излучается областями менее 1 пс в диаметре. FIo этой причине открытие квазаров оживило интерес к теории гравитационного коллапса, уже обсуждавшегося нами в гл. 11. Это открытие дало бы также возможность продолжить эмпирическое соотношение между (2ф И z в область действительно больших расстояний и красных смещений, если бы можно было найти какой-нибудь метод определения абсолютной светимости квазаров.
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 254 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed