Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Вейнберг С. -> "Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности" -> 213

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 .. 207 208 209 210 211 212 < 213 > 214 215 216 217 218 219 .. 254 >> Следующая


*) См. также [227, 228]. ¦598

Гл. 15. Космология; эталонная модель

оценку (0,75 ± 0,3)-IO"38 с-1 на атом Cl37 для вероятности поглощения при Z = 0,015, которая все же вдвое больше, чем нужно. Вычисления на ЭВМ в университете Беркли с использованием математической программы, определяющей структуру звезд, дали несколько большие скорости [229]. Ибен [230] отметил, что величины Y и скорость поглощения нейтрино являются растущими функциями Z и что минимум скорости поглощения, достигаемый при Z = OnY «0,17, находится как раз где-то около верхнего предела Дэвиса и др. Последнее вычисление Бакалла и Ульри-ха [231] дает скорость отсчетов (0,9 ± 0,5)>10~35 с-1 на атом Cl37.

В то же время группа Дэвиса продолжала свои наблюдения и недавно сообщила о скорости отсчетов (0,15 ± 0,1) -IO-35 с-1 на атом Cl37 [232], т. е. о скорости, в 6 раз меньшей теоретических ожиданий. Ввиду такого расхождения вопрос об исходном содержании гелия на Солнце в настоящее время должен считаться нерешенным *).

Массы и светимости известны также для некоторого числа ближайших звезд населения типа I, принадлежащих к двойным системам. Сравнение этих значений M и Lc теоретическим M — L-соотношением, зависящим от Y, приводит обычно к значениям для Y между 0,25 и 0,35 2). Было бы очень интересно провести такой анализ для звезд населения типа II, поскольку они составляют более раннее звездное поколение, а также в связи с тем, что нейтринный эксперимент Дэвиса поколебал наше доверие к теории звезд населения типа I. К несчастью, вблизи Солнца очень мало звезд населения типа II. Одна из них, р Кассиопеи А, принадлежит двойной системе, диаметр которой был измерен недавно весьма остроумным методом [234]. Найденная в результате масса вместе с наблюдаемыми значениями L и ZlX не согласуется с теорией [235] ни при каком значении Y, но наилучшее приближение получается при низком содержании гелия: Y С 0,05. Однако обоснованность этого определения массы с тех пор подвергалась сомнению [236].

Б. Прямые солнечные измерения. Есть несколько методов оценки современного содержания гелия на Солнце, которые не основаны на какой-либо конкретной теории строения и эволюции Солнца. Измерения отношения YlZ в солнечных космических лучах [237] вместе с упомянутым выше спектроскопическим определением ZlX в фотосфере Солнца приводят к содержанию гелия Y от 0,20 до 0,26 [216, 217, 238]. В период спокойного Солнца отношение HeVIi в солнечном ветре дает Ym 0,15 [239—241], во время магнитных бурь содержание гелия в солнечном ветре примерно

1J Однако и эти данные, по-видимому, не подтвердились, так что до сих пор (лето 1975 г.) нейтрино от Солнца не были зарегистрированы.—Прим. ред.

2) Подробные ссылки см. в [233]. § 7. Синтез гелия

599

удваивается [241]. К сожалению, поверхность Солнца слишком холодна для спектроскопического определения У, но из наблюдения солнечных протуберанцев получается У «0,38 [242].

В. Шаровые скопления. Теория. В § 3 этой главы уже упоминалось, что из сравнения числа звезд в различных областях диаграмм Герцшпрунга — Рассела для щаровых скоплений получаются результаты как о возрасте этих скоплений, так и об исходном содержании гелия в них. Ибен [49] (см. также [50]) выводит значения У от 0,24 до 0,33, соответствующие возрасту от 18 -IO9 лет до 9-Ю9 лет. Сравнение теории пульсации звезд Кристи [243] с местоположением переменных звезд на диаграммах Герцшпрунга — Рассела шаровых скоплений МЗ, М15, М92 дает для этих скоплений значения У от 0,26 до 0,32 [244, 245]. Этим исследованиям придают особое значение, поскольку считается, что шаровые скопления относятся к числу первых объектов, которые конденсировались в первичном газе из водорода и гелия.

Г. Спектры звезд. Линии гелия можно наблюдать в фотосферах большого числа горячих звезд обоих типов населений. Обычно наблюдается высокое содержание гелия: YIX«0,4, а некоторые звезды явно насыщены гелием. Вместе с тем есть несколько классов старых звезд, линии гелия которых аномально слабы; к ним относятся голубые звезды населения типа II на горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела шаровых скоплений [246]. Одна из звезд с низким содержанием гелия, Центавр А, выделяется тем, что большая часть гелия в ней состоит из изотопа Не3! Планетарные туманности и новые, по-видимому, сильно насыщены гелием х).

Д. Спектроскопия межзвездного вещества. По линиям излучения оптических частот из областей H II в Галактике неизменно получается отношение чисел атомов водорода и гелия в интервале 0,10—0,14 (см. ссылки в [233]), что соответствует содержанию гелия по весу У« 0,27—0,36. Кроме того, можно наблюдать рекомбинацию ионизованного гелия на радиочастотах (см. обзор [248]): излучение, испускаемое при переходе га + 1 —га, имеет при п Э- 1 длину волны, пропорциональную га3, так что переходы era« 100 имеют длины волн порядка сантиметров. Отношения чисел атомов водорода и гелия, полученные из радионаблюдений межзвездного вещества, находятся между 0,06 и 0,16, что соответствует 0,14 =C У < 0,40 (см. ссылки в [233]).
Предыдущая << 1 .. 207 208 209 210 211 212 < 213 > 214 215 216 217 218 219 .. 254 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed