Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 icon

Ходж П. "Галактики" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137



НазваниеХодж П. "Галактики" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137
Дата конвертации10.09.2012
Размер187.06 Kb.
ТипДокументы

[вернуться к содержанию сайта]


Ходж П. "Галактики"

(М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги)


стр. 137

Глава 12

КВАЗАРЫ

Активные галактики замечательны, но они не идут ни в какое сравнение с группой таинственных загадочных объектов, впервые обнаруженных в 60-х годах. Уже хорошо знакомые с радиогалактиками и разного рода местными источниками в Млечном Пути астрономы стали находить нечто новое — крохотные яркие радиоисточники, которые не удавалось связать ни с одним из известных объектов (рис. 50). На вид они были маленькими как звёзды, но находились в областях неба, где не было галактик, остатков сверхновых или областей HII. По мере уточнения их положений недоумение росло. Оказалось, что положения этих ярких радиоисточников совпадают с положениями слабых звёзд.


^ ПЕРВЫЙ КВАЗИЗВЁЗДНЫЙ ОБЪЕКТ

Используя новые сильно усовершенствованные методы, к 1960 г. радиоастрономы смогли с очень высокой точностью определить положение одного из этих источников — 3С 48. Когда они нанесли его на Паломарский атлас неба, то обнаружили на этом месте довольно слабую ничем особенно не выделяющуюся звезду.



Рис. 50. Карты распределения радиоизлучения и оптической яркости (на врезке) для квазара, известного как 0957 + 227

Оптическое отождествление 3С 48 со звездой казалось почти что шагом назад. За много лет до этого на заре радиоастрономии большинство радиоисточников считалось звёздами и их называли радиозвёздами. По мере накопления знаний, большинство их оказывалось объектами других типов — газовыми облаками, остатками сверхновых, галактиками. И вдруг в 1960 г., казалось, была обнаружена настоящая радиозвезда. Но что за звезда это могла быть? Что за непонятное событие могло заставить звезду излучать такое огромное количество энергии в радиодиапазоне? Чтобы получить ответ на этот вопрос, на звезду навели сначала без приборов, а потом и со спектрографом крупнейший в мире телескоп.

Первая фотография области с центром в 3С 48, полученная на 200-дюймовом Паломарском телескопе, оказалась очень интересной и одновременно ставила исследователей в тупик. Прямо в центре находилась звезда и как будто, чтобы не осталось сомнений, что это тот самый источник, на неё как бы был направлен светящийся указующий перст. Это было явно именно то, что нужно, но что это такое? — спрашивали себя астрономы. Была получена спектрограмма, но она не очень-то помогла. Кстати, спектр приводил в недоумение всех, кто его видел: вместо непрерывной полосы света всех различных цветов, как это наблюдается у звёзд, этот спектр состоял из слабой полосы с рядом ярких эмиссионных линий, и все они находились в неподобающих местах.
Обычно обнаруживаемые в звёздах и газовых облаках химические элементы имеют характерные для них наборы длин волн эмиссионных линий и, казалось, ни один из них не имел соответствия в линиях спектра 3С 48. Новые таинственные радиоисточники на вид были звездообразными, но казались состоящими из непонятного материала.

Сначала открывшие их астрономы назвали эти объекты «квазизвёздными радиоисточниками». Это громоздкое название вполне годилось, пока было известно всего два или три таких объекта, но по мере открытия всё новых экземпляров возникла необходимость в более коротком наименовании. Надо было выбрать между сокращением КЗО (КвазиЗвёздный Объект) и термином, составленным из фрагментов отдельных слов названия — quasi-stellar radio source (квазизвёздный радиоисточник) — quasar, или по-русски квазар. Вскоре наиболее распространённым стало легко запоминающееся и экзотически звучащее слово «квазар», которое с тех пор начали использовать для названий всевозможных неастрономических объектов от телевизоров до авиационных фонарей.


^ РЕШЕНИЕ ЗАГАДКИ

В следующем году тайна спектра была разгадана. В 1961 г. на Паломарском телескопе был получен спектр самого яркого из квазизвёздных радиоисточников — квазара 13-й величины 3С 273 (фото LXX). Спектр на проявленной пластинке был очень похож на спектр 3С 48: на фоне слабого непрерывного спектра виднелся ряд ярких эмиссионных линий. Но среди множества линий можно было узнать набор, не наблюдавшийся в спектре другого квазара. Линии находились не на своих местах, но их взаимное расположение, интервалы между ними и интенсивности были в точности такими, как надо. Однако весь набор линий как целое был смещён в красную сторону спектра (рис. 51). Эти во всех остальных отношениях нормальные линии были так сильно сдвинуты в красную сторону, что чуть было не остались неузнанными. Кстати, в спектре 3С 48 были те же самые линии, но сдвинутые ещё дальше в красном направлении. В этом случае серию не удалось опознать из-за того, что некоторые из известных линий оказались смещёнными за пределы спектра!



Рис. 51. Красные смещения квазаров подобны таковым у обычных галактик, но обычно их значения гораздо больше

Разумеется, астрономам были знакомы вызываемые эффектом Доплера красные смещения. Квазары же поражали огромными скоростями удаления от нас. Самые большие скорости звёзд в нашей Галактике составляют около 400 км/с (примерно 1 миллион миль в час, или 1,5 миллиона километров в час). Звездообразные на вид квазары имели красные смещения, соответствующие таким большим скоростям, как 150 000 км/с (около 325 миллионов миль в час или 500 миллионов километров в час). В этом случае они не могли быть звёздами нашей Галактики, потому что, двигаясь так быстро, должны были скоро покинуть Млечный Путь и унестись в межгалактическое пространство. Что же это за объекты?

Было предложено много гипотез, некоторые из них нелепые или просто странные. Большинство их основывалось на том предположении, что красное смещение вызвано эффектом Доплера, и, следовательно, квазары удаляются от нас с огромными скоростями. Но были рассмотрены и другие возможные причины красного смещения, включая его гравитационное происхождение. Эйнштейн показал, что сильное гравитационное поле аналогично эффекту Доплера увеличивает длину волны света. Этот сдвиг удаётся (хотя и с трудом) увидеть в спектре Солнца, благодаря его большой массе, и весьма заметен в спектрах звёзд—белых карликов, огромные плотности которых вызывают значительное красное смещение излучаемого с поверхности света. Но шло время, обнаруживались квазары со всё большими красными смещениями, и от гравитационной модели красного смещения пришлось отказаться: никакая физическая система с требуемыми для этих смещений огромными гравитационными полями не могла сколь-нибудь долго существовать.

За более чем 25 лет после открытия квазаров были собраны громадные объёмы данных, но прогресс в понимании этих объектов оказался очень медленным. Сейчас известно более 3000 квазаров и измеренные для них красные смещения находятся в пределах от нескольких десятых до 3,8 (эти значения представляют собой отношения величины сдвига длины волны к длине волны для покоящегося объекта).


^ КОСМОЛОГИЧЕСКИЙ СПОР

Наиболее вероятным объяснением красных смещений стала так называемая космологическая гипотеза: подобно галактикам, квазары удаляются от нас в рамках общего расширения Вселенной и получаемые из красных смещений громадные скорости квазаров говорят о том, что они находятся на расстоянии самых далёких галактик. Красные смещения некоторых квазаров гораздо больше, чем у любой исследованной галактики, — этот факт ставит нас перед ещё одной проблемой. Галактики с такими большими красными смещениями не наблюдаются просто потому, что на таких расстояниях они слишком слабые, чтобы их можно было увидеть и измерить. Это означает, что по светимости квазары превосходят даже самые яркие из галактик. Например, светимость 3С 273 примерно в 100 раз больше светимости нормальной гигантской галактики, и при этом объект выглядит как звезда.

И тут. как будто этой проблемы было недостаточно, у многих квазаров была обнаружена переменность блеска. Например, оказалось, что у 3С 273, зарегистрированного на получавшихся в течение более 50 лет патрульных снимках Гарвардской обсерватории, блеск в течение этого периода менялся неправильным образом. Когда астрономы стали измерять блеск квазаров при помощи фотоэлектрических фотометров, то обнаружили, что некоторые из них сильно переменны и их светимости могут меняться во много — даже в 100 раз. В некоторых случаях блеск менялся очень быстро — на протяжении всего одного дня (рис. 52). Это открытие поставило космологическую интерпретацию квазаров в очень трудное положение. Быстро меняющийся объект не может быть очень большим. Так, свет проходит за день расстояние в один световой день, и если за это время наблюдается значительное изменение блеска, то излучающий объект должен быть меньше одного светового дня: в противном случае любые изменения блеска окажутся смазанными из-за времени, которое требуется свету от дальней части объекта, чтобы достичь его ближней для нас части (рис. 53). Световой день очень мал — всего лишь порядка размеров Солнечной системы (диаметр орбиты Плутона составляет около половины светового дня). Как может объект размером всего только с Солнечную систему излучать света в 100 раз больше, чем галактика из сотен миллиардов звёзд? Этого никто не знал. Радиоастрономы ещё больше обострили проблему, когда применили для непосредственного измерения диаметров квазаров новый метод межконтинентальной интерферометрии и установили, что эти объекты очень маленькие и имеют очень сложную структуру.



Рис. 52. Светимости квазаров обычно меняются быстро и неправильным образом



Рис. 53. Связанные с зависимостью между размерами и флуктуациями блеска соображения говорят о том, что размеры квазаров должны быть малыми: в противном случае изменения блеска окажутся смазанными из-за разных значений времени, затрачиваемого светом, чтобы дойти до нас

Космологическая интерпретация казалась настолько немыслимой, что многие астрономы стали в конце концов считать квазары местными объектами. Быть может, это звёзды каким-то образом выстреливаемые из нашей Галактики с чудовищными скоростями? Или, может быть, красное смещение вызвано каким-то новым физическим явлением, отличным от эффекта Доплера? Последняя возможность, казалось, получила подтверждение, когда астрономы обнаружили близко расположенные изображения двух и более объектов с совершенно различными красными смещениями (рис. 54). Согласно одной из гипотез, эти объекты демонстрировали какой-то неожиданный эффект старения света, при котором его длина волны меняется со временем. Но эта гипотеза, по-видимому, несостоятельна: в настоящее время большинство астрономов считает близко расположенные на небе изображения простыми оптическими совпадениями — на самом деле объекты находятся на совершенно различных расстояниях.



Рис. 54. Один из загадочных случаев, когда необычный объект с большим красным смещением (в данном случае галактика с эмиссионными линиями, известная как Маркарян 205) оказывается связанным с галактикой с небольшим красным смещением, NGC 4319


стр. 120

Глава 10

^ ШКАЛА РАССТОЯНИЙ

В пределах нескольких миллионов километров астрономы нашли удивительно надёжные – с точностью лучше одной миллионной (1:106) — способы измерения расстояний. Но во внегалактическом пространстве, где расстояния измеряются единицами 1020—1024 км, имеющиеся методы применимы с трудом и точность их невелика. Учитывая огромную трудность задачи, мы должны чувствовать себя счастливыми уже оттого, что в настоящее время спор может идти всего лишь о 50 %-ной неопределённости. Но такова природа науки, и нам хочется знать расстояния с гораздо большей точностью. Героические усилия по максимальному совершенствованию методов привели к удивительной ситуации, когда исследователи разделились на сторонников двух очень различных подходов к проблеме и появились две явно разные шкалы расстояний.


^ ХАББЛОВСКАЯ ШКАЛА РАССТОЯНИЙ

Начав в 20-х годах с пионерской работы о галактиках Местной группы, Хаббл приступил к реализации тщательно разработанной программы построения шкалы расстояний, простирающейся до края наблюдаемой Вселенной (рис. 40). Сначала его подход был грубым и слишком сильно зависел от соображений однородности. Но он привёл к первой реальной оценке огромности космоса и положенные в его основу принципы использовались большинством астрономов последующих поколений.



Рис. 40. План Хаббла для определения расстояний до самых слабых и далёких галактик

Первой задачей Хаббла было определение расстояний до членов Местной группы. Особое внимание он уделил галактикам М 31, М 33 и NGC 6822, где им были открыты цефеиды, для которых можно было использовать зависимость период–светимость. Результаты Хаббла для этих трёх галактик вместе с данными Шепли для Магеллановых Облаков и проведёнными Бааде исследованиями разрешаемых на звёзды галактик Местной группы образовали базу и первую ступень трехступенчатой хаббловской шкалы расстояний во Вселенной. Теперь, благодаря пересмотренной зависимости период–светимость для цефеид и более точным оценкам блеска слабых звёзд, у нас есть более качественные оценки расстояний до этих галактик. Все эти галактики оказались в два-три раза дальше, чем вначале считал Хаббл. Но расстояния до галактик Местной группы до сих пор остаются фундаментом большинства шкал расстояний.

Далее план Хаббла состоял в использовании близких галактик и их расстояний для калибровки светимостей более ярких, чем цефеиды, объектов с тем, чтобы измерять расстояния до более далёких областей пространства, где цефеиды уже недоступны 100-дюймовому телескопу. Испробовав объекты разных типов, включая красные гиганты, звёздные скопления, области HII, новые и т. д. Хаббл обнаружил, что максимальные светимости ярчайших звёзд во всех галактиках довольно одинаковы и мало меняются при переходе от одной галактики к другой. Следовательно, видимый блеск самых ярких звёзд галактики зависит от расстояния до галактики от наблюдателя. Большая коллекция пластинок многочисленных галактик с разрешаемыми ярчайшими звёздами дала Хабблу в руки доказательства обоснованности его подхода. Хаббл собрал оценки блеска ярчайших звёзд в большом списке галактик и в качестве второго шага прокалибровал расстояния до них, сравнивая эти значения блеска со светимостями самых ярких звёзд в галактиках Местной группы, расстояния до которых были известны по цефеидам. Наконец, хаббловский список разрешаемых на звёзды галактик дал ему оценку полной светимости галактик и дисперсии этой величины. Далее, на третьем шаге он применил эти значения светимостей к ещё более далёким галактикам за пределом, где разрешаются отдельные звёзды. Этот последний шаг можно было «дотянуть» до края видимой Вселенной, и он подвёл Хаббла к самому честолюбивому и грандиозному из его замыслов – определению размеров и формы всей Вселенной.

В этот период Хаббл, В. М. Слайфер, Мильтон Хьюмасон и другие астрономы занимались фотографированием спектров галактик и обнаружили, что некоторые из галактик, согласно результатам измерений доплеровского смещения спектральных линий, движутся с поразительными скоростями*). В 1928 г. космолог Н. П. Робертсон обратил внимание на корреляцию этих скоростей с блеском галактик — скорости далёких галактик больше у более слабых объектов. Примерно в это же время Хаббл показал, что это свидетельствует о таком расширении Вселенной, что скорость относительного движения галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними. Почти у всех галактик наблюдались красные смещения, что говорило о том, что они от нас удаляются: голубые смещения были лишь у нескольких галактик нашей Местной группы и у нескольких членов близких скоплений. Например, оказалось, что галактика в Андромеде движется к нам со скоростью 300 км/с. Но это частично связано с её членством в гравитационно взаимодействующей группе (быть может, мы с ней находимся в квазиорбитальном движении) и частично с орбитальным движением нашего Солнца в Млечном Пути. Но все более далёкие галактики от нас удаляются. Например, средняя скорость удаления от нас галактик скопления в созвездии Девы составляет 1000 км/с. В настоящее время астрономы обнаружили объекты, удаляющиеся со скоростями, равными 80 и более процентов скорости света. Связь между скоростями галактик и расстояниями до них известна под названием закона Хаббла, а коэффициент пропорциональности называется постоянной Хаббла Н (рис. 41). Сейчас исследователи обычно обозначают её Н0индекс говорит о том, что речь идёт о современном значении, так как в прошлом величина постоянной могла быть иной (это, разумеется, наблюдается на больших расстояниях) в зависимости от того, происходило ли расширение Вселенной с постоянной скоростью, либо оно замедлялось или ускорялось. В последние годы жизни Хаббла было завершено строительство 200-дюймового телескопа на горе Паломар (Маунт Паломар) и Хаббл приступил к применению этого мощного инструмента для исследования Вселенной на всё больших расстояниях, для проникновения во всё более далёкое прошлое.



Рис. 41. Зависимость Хаббла между скоростью удаления галактик и их видимым блеском


^ ВЛИЯНИЕ, КОТОРОЕ ОКАЗАЛ ПАЛОМАР

Значительное событие на пути к надёжной шкале расстояний во Вселенной произошло в 1958 г., когда Алан Сэндидж, на плечи которого за пять лет до этого легла мантия Хаббла, прочёл лекцию по случаю присвоения ему Уорнеровской премии Американского астрономического общества, присуждаемой молодым астрономам за выдающиеся достижения. Премия была присуждена за пионерскую работу по звёздной эволюции, но лекция была посвящена шкале расстояний и вызвала сенсацию. Сэндидж продемонстрировал некоторые из первых результатов по этой проблеме, полученных на Паломарском телескопе. Переработав исходную хаббловскую выборку галактик при помощи нового большого телескопа и более изощрённых методов, Сэндидж нашёл в предыдущих работах несколько грубых ошибок, особенно в определении самых ярких звёзд в галактиках. В 1936 г. Хаббл предупреждал, что определение ярчайшей звезды в галактике — это нетривиальная проблема: при наблюдении с большого расстояния звёздные скопления, звёздные облака и области HII могут иметь звездообразный вид. Поразительный вывод, сделанный Сэндиджем в 1958 г., состоял в том, что на самом деле это очень сильно повлияло на расстояния самого Хаббла. Вместе с более ранними поправками результаты Сэндиджа привели к шкале расстояний, в семь раз превосходящей хаббловскую шкалу 1936 года. Сэндидж, например, установил, что скопление в Деве, расстояние до которого Хаббл оценил в 7 миллионов световых лет, удалено от нас на 50 миллионов световых лет. Вся Вселенная оказалась намного более обширной, чем считалось.

Сэндидж продолжил работу над этой проблемой со всё большей тщательностью, повышая надёжность каждого шага. В 1974 г. он с сотрудниками начал публикацию серии статей, в которых ещё раз вернулся к проблеме шкалы и на этот раз добавил новые промежуточные ступеньки для укрепления наиболее слабых мест в дерзком плане Хаббла. Им удалось распространить применение цефеид за пределы Местной группы, опробовав 200-дюймовый телескоп на спиральной галактике NGC 2403 — одной из галактик в небольшой группе на расстоянии 10 миллионов световых лет (фото LXII и LXIV). С двумя группами калибровочных галактик (всего 11 объектов) они разработали вспомогательный метод, позволивший выйти в трудную для шкалы область, названную «сумеречной зоной», — между 50 и 300 миллионами световых лет. Именно здесь хаббловские исследования свернули с правильного пути — там, где он принял объекты других типов за ярчайшие звёзды. В подходе Сэндиджа в качестве нового индикатора расстояния использовались размеры крупнейших областей HII в галактике, так как области HII разрешимы до скопления в Деве и даже дальше. Они дали независимый критерий, в меньшей мере подверженный систематическим погрешностям, чем критерий самой яркой звезды. Наряду с этим критерием астрономы добавили к своей калибровочной базе третью группу галактик с гигантской спиральной галактикой М 101 в центре.


^ ПРОБЛЕМА СКОПЛЕНИЯ В ДЕВЕ

Между тем скопление в Деве как источник информации о шкале расстояний и постоянной Хаббла попало по весьма замечательной причине в немилость. Хотя многие астрономы в течение многих лет пытались убедить всех в том, что мы находимся во внешней части скопления в Деве, всё же неопровержимые доказательства появились только в середине 70-х годов. К этому времени были измерены скорости достаточно большого числа галактик по всему небу (особенно в ходе обширного проекта Гарвард-Смитсонианских обсерваторий имени Уиппла) для выявления и интерпретации анизотропии **) движений галактик. Будучи всё ещё противоречивыми, наблюдательные данные, судя по всему, убедительно свидетельствуют о падении нашей Галактики и Местной группы на расположенный вблизи скопления в Деве центр громадного сверхскопления. Так как наша Местная группа гравитационно связана с этим сверхскоплением, то измеренные значения скоростей галактик в Деве не дают — из-за наличия дополнительного движения — правильной величины скорости расширения Вселенной. Сам по себе этот факт является важным ключом к проблеме образования скоплений галактик и путей организации Вселенной в её сложное современное состояние. Но это обстоятельство затрудняет определение расстояний во Вселенной (рис. 42).



Рис. 42. Проблема скопления в Деве: как отделить скорость общего расширения Вселенной от любой локальной скорости, являющейся результатом движения нашей Местной группы в направлении скопления под действием его гравитационного притяжения

Один из методов исследования этой проблемы состоит в определении наблюдаемых параметров, в особенности блеска и цвета, большого числа галактик внутри и вне скоплений. Сравнение галактик поля с галактиками скопления в Деве показывает, что Местная группа падает на центр сверхскопления в Деве со скоростью около 290 км/с. Другие комбинации расстояний до галактик и их движений приводят к значению 255 км/с для скорости движения Местной группы примерно при том же направлении движения. Открытое в 1965 г. космическое фоновое излучение, признанное реликтовым излучением эпохи начала существования Вселенной, тоже демонстрирует анизотропию примерно такой же величины и примерно в том же направлении.


^ ЭФФЕКТЫ СВЕТИМОСТИ

Важным элементом последнего шага на пути к шкале расстояний во Вселенной является классификация галактик по светимостям (глава 1). Сэндидж со своими коллегами использовал эту классификацию, прокалибровав её на материале близких групп, и определил расстояния до 60 далёких галактик высокой светимости (класса Scl) со скоростями в интервале от 3000 до 15500 км/с. Сравнение расстояний со скоростями дало учёным ответ: постоянная Хаббла ещё меньше (а, следовательно, размеры Вселенной ещё больше), чем считалось до этого. Если Хаббл получил для H0 значение 160 км/(с × миллион световых лет), уменьшенное Сэндиджем в 1958 г. до 23 км/(с × миллион световых лет), то теперь Сэндидж говорил о величине 15 км/(с × миллион световых лет) с погрешностью, оцениваемой в 10 %.


^ ДВА РАЗНЫХ ПОДХОДА

Пока что история развития современной шкалы расстояний во Вселенной излагалась в основном с точки зрения Хаббла и его интеллектуальных последователей. Однако полная история проблемы должна включать других астрономов, сделавших в поисках более качественных расстояний много нового и оригинального. Полученный некоторыми из них окончательный ответ существенно отличается от результата Сэндиджа.

Жерар де Вокулёр сам долгое время занимался получением и сбором наблюдательных данных о галактиках. Перепробовав за много лет значительное количество различных методов измерения расстояний, в 1978 г. он, наконец, осуществил обширное исследование шкалы расстояний с другой точки зрения, отвергнув принципы и в значительной степени изменив методику Хаббла и Сэндиджа. Вместо того, чтобы получать в разных режимах расстояния, опираясь на один или два «наилучших» или наиболее надёжных критерия, де Вокулёр был сторонником применения множества различных индикаторов, исходя из того, что если тот или иной из них окажется ошибочным, то применение многих индикаторов смягчит влияние ошибки. Он собрал множество данных по литературе и очень подробно обработал их, используя статистический подход. В то время как полученное Сэндиджем значение Н0 опирается главным образом на 5 индикаторов расстояния, де Вокулёр ввёл их целых 13!

Две шкалы расстояний начали расходиться уже в нашей собственной Галактике, и различные подходы к проблеме поглощения света межзвёздной пылью привели к разным расстояниям даже для самых близких галактик (фото LXV). Сэндидж определял поглощение пылью в нашей Галактике, измеряя (или принимая полученные другими данные измерений) величину вызываемого пылью покраснения света для каждой калибровочной галактики в отдельности. Это привело Сэндиджа и его сотрудников к очень маленьким значениям поглощения в направлении полюсов нашей Галактики (широта 90°) и принятию ими нулевого поглощения для галактических широт, превышающих 50°. Де Вокулёр, однако, подошёл к проблеме совершенно иначе. Он собрал средние цвета всех исследованных галактик фона, разбил их на группы по морфологическому типу и углу наклона и получил статистическую зависимость, связывающую исправленные цвета с галактической широтой и долготой. Аналогичным образом он исследовал подсчёты галактик и провёл сравнение содержания в них водорода (определённое в радиодиапазоне) с оптическими светимостями. Проанализировав эти данные с помощью уравнения, описывающего влияние поглощения в Галактике, и соединив потом полученные результаты с результатами определения цветов галактик, он вывел статистическое соотношение, которое потом применил ко всем галактикам для определения их истинных цветов, свободных от поглощения и покраснения.

Результатом на больших расстояниях, где уже несущественны локальные эффекты, явилась почти в точности в два раза более короткая, чем у Сэндиджа, шкала расстояний. Это значит, что размер Вселенной де Вокулёра составляет всего половину размера Вселенной Сэндиджа, а его постоянная Хаббла в два раза больше, чем у Сэндиджа.


^ НЕКОТОРЫЕ ИЗ НЕДАВНИХ ДОСТИЖЕНИЙ

В последние годы построением шкалы расстояний стали заниматься также другие астрономы. Одним из важнейших новых достижений было появление и применение метода ширины линии HI с использованием так называемого соотношения Талли — Фишера (рис. 43). Этот метод основан на удивительно тесной корреляции ширины линии нейтрального водорода (HI), служащей мерой общей дисперсии скоростей газа, со светимостью галактики. Хотя это открытие эмпирическое, его можно объяснить через зависимость между массой галактики и распределением этой массы и общим числом звёзд. Впоследствии оба противоборствующих лагеря применили соотношение Талли—Фишера и оба получили результаты, согласующиеся с их собственными сильно различающимися между собой шкалами расстояний! Установлено, что причиной этой удивительной ситуации является тот факт, что окончательный ответ опирается на калибровку близких галактик — Туманности Андромеды и М 33 — и на способ учёта внутреннего поглощения в галактиках. Эти две проблемы решаются достаточно различным образом, чтобы привести к получению двух совершенно различных результатов.



Рис. 43. Зависимость Талли — Фишера говорит о том, что галактики с более широким распределением скоростей имеют большую светимость

В 1980 г. появился новый подход к соотношению Талли–Фишера, позволивший в значительной степени избежать неопределённости в вопросе о внутреннем поглощении в галактиках выборки. Так как пыль сравнительно слабо поглощает инфракрасное излучение, то полные инфракрасные светимости должны определяться надёжнее, чем светимости в видимом свете. Ряд недавних исследований с применением инфракрасных светимостей далёких галактик в скоплениях дал результаты, оказавшиеся скорее ближе к короткой шкале (де Вокулёра), чем к длинной. И это несмотря на использование для калибровочных галактик расстояний Сэндиджа и согласия его расстояний для ближайших групп, с результатами инфракрасных наблюдений.

В ходе недавней аналогичного характера атаке на проблему для получения шкалы расстояний использовались детальные кривые распределения скоростей, дающие полную картину вращения звёзд в спиральном диске галактики. Пока что результаты этого анализа оказываются посередине между двумя противоборствующими шкалами и, кстати, довольно хорошо согласуются с результатом Сэндиджа 1958 года, по которому постоянная Хаббла приблизительно равна 23 км/(с × миллион световых лет).

Разные шаги шкалы расстояний подвергаются ещё более тонкому анализу: уточнён метод диаметров областей HII, применяется метод светимости шаровых скоплений, перекалиброван критерий самого яркого красного сверхгиганта. Всё это помогло прояснить запутанную ситуацию. Все методы дают значения постоянной Хаббла в пределах интервала между двумя соперничающими шкалами, но ни один не в состоянии окончательно решить, чему же на самом деле это значение равно. Разнообразие результатов явно говорит о том, что фундаментальные данные не такие точные и не настолько хорошо поняты, как это считают те, кто их использует.

С тех пор как Хаббл впервые доказал, что галактики простираются невероятно далеко в пространстве и во времени, некоторые наиболее дерзкие астрономические умы пытались оценивать размеры Вселенной. Вместо того, чтобы чувствовать себя обескураженными и расстраиваться, нам, вероятно, следует быть благодарными природе за предоставленную возможность найти методы измерения большой Вселенной, которая столь невообразимо велика.


Примечания:

*) Эффект Доплера представляет собой изменение длины волны наблюдаемого света от объекта, который приближается к наблюдателю или удаляется от него. Если объект приближается, то возникает фиолетовое смещение, а если удаляется, то красное.

**) Анизотропия является мерой отклонения от изотропной Вселенной, в которой скорости во всех направлениях в точности совпадают.


Дата установки: 16.09.2007

[вернуться к содержанию сайта]







Похожие:

Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconРожанский И. Д. Античная наука (М.: Наука, 1980 – фрагменты из книги) стр. 61 Атомистика Левкиппа — Демокрита
Создание и разработка атомистического учения в Древней Греции были заслугой Левкиппа и его ученика Демокрита
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconБорн М., Вольф Э. Основы оптики (М.: Наука, 1973. – фрагменты из книги) стр. 105–115
Описание распространения электромагнитных волн с помощью интегральных уравнений 1
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconП. Я. Кочина Софья Васильевна Ковалевская (М.: Наука, 1981 фрагменты из книги) стр. 84
В цилиндр наливается вода, она доводится до кипения и образуется пар, который можно использовать для машины
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconЭренфест–Иоффе научная переписка (М.: Наука, 1973. – фрагменты из книги) стр. 8
...
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconМороз О. П. Жажда истины (М.: Наука, 1984. – фрагменты из книги) стр. 24 Неприкаянность
Когда же это началось? Когда горение, энтузиазм, порыв жажда борьбы сменились неуверенностью, разочарованием, усталостью?
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconВ. Паули теория относительности (М.: Наука, 1991. – фрагменты из книги) стр. 19
Положение о независимости скорости света от движения источника оказывается также истинным ядром старого понимания эфира. (О равенстве...
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconР. Подольный нечто по имени ничто (М.: Знание, 1983. – фрагменты из книги) стр. 38
И наверное, справедливо, наука ведь развивалась и имела право на методологические нововведения. Однако в случае с эфиром многие физики...
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconКляус Е. М., Франкфурт У. И., Френк А. М. Нильс бор (М.: Наука, 1977. – фрагменты из книги) стр. 208
Оказалось, что при некоторых условиях пары и газы могут дать непрерывный спектр. На протяжении пятидесяти лет (1860–1911) было измерено...
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconФранкфурт У. И. Специальная и общая теория относительности (М.: Наука, 1968. – фрагменты из книги) стр. 14 Оптические явления в движущихся средах
...
Ходж П. \"Галактики\" (М.: Наука, 1992. – фрагменты из книги) стр. 137 iconМ.: Наука, 1972, – фрагменты из книги) стр. 79 (десятая лекция. 13. V 1933 г
За ней вплотную поставим вторую такую же пластинку, за второй третью и т д до бесконечности. Мы получим полупространство, заполненное...
Разместите кнопку на своём сайте:
Документы


База данных защищена авторским правом ©podelise.ru 2000-2014
При копировании материала обязательно указание активной ссылки открытой для индексации.
обратиться к администрации
Документы

Разработка сайта — Веб студия Адаманов