Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной
Измеряя смещение спектральных линий в спектрах небесных тел, астрономы определяют их приближение и удаление, т. е. измеряют компоненту скорости, направленную по лучу зрения. Поэтому скорости, определяемые по спектральным измерениям, носят название лучевых скоростей. Пионером измерения лучевых скоростей у галактик был в начале прошлого века американский астрофизик В. Слайфер. В 1924 г. К. Вирц обнаружил, что, чем меньше угловой диаметр галактики, тем в среднем больше ее скорость удаления, хотя полученная зависимость и была очень нечеткая. Вирц посчитал, что эта зависимость отражает зависимость между скоростью и расстоянием и поэтому свидетельствует в пользу космологической модели де Ситтера. О работе Фридмана К. Вирц, по-видимому, ничего не знал.
Однако известный шведский астроном К. Лундмарк и другие астрономы, повторив работу Вирца, не подтвердили его результаты. Теперь мы понимаем, что противоречия были связаны с тем, что линейные размеры галактик весьма различны, и поэтому их видимые угловые размеры не указывают прямо на расстояние от нас: галактика может быть видима маленькой не только потому, что она расположена далеко, но и потому, что она в действительности мала по размерам.
Для решения вопроса нужны были надежные методы определения расстояний до галактик. И такие методы были созданы. Впервые это удалось сделать с помощью пульсирующих звезд, меняющих свою яркость,— цефеид.
Эти переменные звезды обладают замечательной особенностью. Количество света, излучаемое цефеидой,— ее светимость и период изменения светимости вследствие пульсации тесно связаны. Зная период, можно вычислить светимость. А это позволяет вычислять расстояние до цефеиды. Действительно, измерив период пульсаций по наблюдениям изменения блеска, определяем светимость цефеиды. Затем измеряется видимый блеск звезды. Видимый блеск обратно пропорционален квадрату расстояния до цефеиды. Сравнение видимого блеска со светимостью позволяет найти расстояние до цефеиды.
Цефеиды были открыты в других галактиках. Расстояния до этих звезд, а значит, и до галактик, в которых они находятся, оказались гораздо большими, чем размер нашей собственной Галактики. Тем самым было окончательно установлено, что галактики — это далекие звездные системы, подобные нашей.
Для установления расстояний до галактик, помимо цефеид, уже в первых работах применялись и другие методы. Одним из таких методов является использование ярчайших звезд в галактике как индикатора расстояний.
Ярчайшие звезды, по-видимому, имеют одинаковую светимость и в нашей Галактике, и в других галактиках, и по этой «стандартной» величине можно определять расстояние. Но ярчайшие звезды имеют большую светимость, чем цефеиды, могут быть видны с больших расстояний и являются, таким образом, более мощным индикатором расстояний. Расстояния до целого ряда галактик были определены Э. Хабблом.
Естественно, астрономы пытались проверить закон Хаббла для больших расстояний. Для этого нужно было иметь индикаторы расстояний гораздо более мощные, чем переменные звезды — цефеиды или ярчайшие звезды, рассмотренные выше.
В 1936 г. Хаббл предложил использовать в качестве таких индикаторов целые галактики. Он исходил из следующих соображений. Индикатор расстояний должен обладать определенной фиксированной светимостью. Тогда видимый блеск будет служить указателем расстояния. Отдельные галактики не могут служить индикатором расстояний, так как светимость отдельных галактик весьма различна. Например, наша Галактика излучает энергия как десять миллиардов солнц. Имеются галактики, которые светят в сотни раз слабее, но есть и такие, которые светят в десятки раз сильнее. Предположим, что есть верхняя граница полной светимости отдельных галактик. Тогда в богатых скоплениях галактик, содержащих тысячи членов, ярчайшая галактика с очень большой вероятностью должна иметь светимость около этого верхнего предела, т. е. иметь стандартную светимость, одинаковую для любого большого скопления. Ярчайшие галактики в больших скоплении являются, следовательно, эталонами, подобными цефеидам. Видимый блеск этих галактик можно использовать как указатель расстояний. Чем дальше расстояние, тем слабее блеск.
Итак, в космологии исследуется зависимость звездная величина т — красное смещение z (точнее, log z) для ярчайших галактик скоплений. Такая зависимость найдена, график ее прямолинеен, и это надежно подтверждает открытый Хабблом закон расширения Вселенной.
Интересные статьи:
Седьмая планета солнечной системы - Уран
Введение
В Солнечную систему входит солнце, 9 больших планет вместе с их 34 спутниками, более 100 000 малых планет (астероидов), порядка 1011 комет, а также бесчисленное количество мелких, так называемых метеорных тел (поперечником от 100 ...
Солнце и жизнь человека на земле
1.Интерес ученых к проблеме солнечно – земных связей вызван несколькими причинами. Прежде всего по мере выяснения физических сторон влияния Солнца на Землю выявилось громадное прикладное значение этой проблемы для радиосвязи, магнитной на ...
Зарождение Солнечной системы
Формирование Солнечной системы
В примечании к своему знаменитому трактату "Математические начала натуральной философии" Ньютон пишет: "… удивительное размещение Солнца, планет и комет может быть только творением всемогущег ...