Расстояние, яркость, энергия — ключи к познанию: Страница 3

Оглавление статей
Расстояние, яркость, энергия — ключи к познанию
Страница 2
Страница 3
Страница 4

Страница 3 из 4

 

 

 

 

Другой вехой для измерения расстояний являются шаровые скопления, компактные звездные системы, содержащие до 100 000 и больше звезд. В нашей Галактике, Млечном Пути, шаровые скопления составляют часть ее сферической подсистемы светимость шаровых скоплений может в 6 раз превышать светимость звезд, что позволяет проникнуть в космос до расстояний свыше 80 млн. световых лет. А на таких расстояниях мы уже достигаем скоплений галактик.

Следующий шаг — использование сверхновых, природу которых мы детально рассмотрим несколько позже. Во время вспышки эти звезды по своей светимости могут соперничать с целой галактикой, состоящей из десятков миллиардов звезд; поэтому с помощью сверхновых можно проникнуть на космические глубины до миллиарда световых лет. При таком измерении расстояний возникает следующая проблема: диапазон возможных значений светимости сверхновых составляет 3—4 звездных величины, то есть, определяя расстояние по сверхновым, можно ошибиться в 6 раз. Поэтому их нельзя использовать для точного определения расстояний до галактик. Все, что мы получаем, является лишь грубой оценкой. Но даже таким путем мы еще не достигаем границ наблюдаемой части Вселенной. Как же продвинуться дальше? В настоящее время единственный путь состоит в использовании излучения всей галактики. Свет гигантских галактик дает возможность раздвинуть наши горизонты почти до 10 млрд. световых лет. Переходя к галактикам, можно привлечь и другой метод определения расстояний до наиболее удаленных объектов. По причинам, не связанным с этим методом, мы вынуждены вернуться несколько назад и обратиться к истории.

Как мы говорили в конце предыдущей главы, по доплеровскому смещению спектральных линий можно узнать, приближаются к нам небесные тела или удаляются. В период 1912—1925 гг. В. М. Слайфер получил спектры многих галактик и обнаружил, что спектральные линии в них смещены к красному концу. Он установил, что существует некая связь между красным смещением, размерами и яркостью галактик. Вскоре после этого открытия красное смещение стали рассматривать как индикатор скорости движения галактик, и если эту интерпретацию доплеровского смещения считать правильной, то все галактики должны удаляться от нас (если при этом исключить их индивидуальные движения) и, чем более слабые (более удаленные) объекты мы наблюдаем, тем больше их красное смещение, а следовательно, с тем большей скоростью они удаляются от нас.

В 1929 г. Эдвин Хаббл по-новому оценил расстояния до многих галактик, скорости которых были измерены, и нашел, что скорость удаления какой-либо галактики прямо пропорциональна расстоянию до нее. Чем больше красное смещение, тем быстрее галактика движется от нас и тем дальше она находится. Закон Хаббла был твердо установлен в начале 30-х годов, и по сей день скорость убегания галактик используется как довольно растяжимая «рулетка» для измерения расстояний до удаленных объектов.

Мы назвали эту «рулетку» растяжимой, так как нанесенная на нее шкала меняется, по мере того как астрономы расширяют границы известной Вселенной. Нет уверенности, что используемая шкала является абсолютной. Сейчас принято, что постоянная Хаббла, которая характеризует зависимость скорости убегания от расстояния, заключена в интервале 18—48 км/с на каждый миллион световых лет расстояния. Этот способ определения расстояний — необычайно важный элемент нашего рассказа. Позже мы используем его для установления расстояний до загадочных квазаров.

Здесь следует отметить, насколько в наших исследованиях мы зависим от методов измерения расстояний/Если мы хотим продвигаться вперед в понимании Вселенной, важно, чтобы расстояния до наиболее удаленных тел мы могли определять достаточно точно. Однако приходится мириться с тем фактом, что при измерении расстояний всегда возникают ошибки, и нередко весьма значительные. Мы вынуждены постоянно принимать как неизбежность существование этой ошибки, поскольку иного выбора у нас нет. Со временем некоторые из принятых сейчас методов будут усовершенствованы, подобно тому как это произошло со шкалой расстояний, основанной на цефеидах. Но нам необходимо иметь «рулетку», и на сегодня она у нас — какая-никакая, но есть.

Теперь подошло время коснуться яркости астрономических объектов. Многое в нашем рассказе тесно связано с яркостью, точнее, со светимостью. Однако когда мы говорим об объектах, которые наблюдаем с Земли, то прежде всего обращаем внимание на их кажущуюся яркость, оцениваемую либо невооруженным глазом, либо при помощи телескопа.

Одни звезды хорошо видны даже из такого мало подходящего для астрономических наблюдений места, как деловая часть Нью-Йорка. Другие можно заметить только при значительных усилиях из самых идеальных для наблюдений мест на Земле. Даже небольшой телескоп существенно расширяет наши возможности, но мы знаем, что многие звезды в него не видны.


« ПредыдущаяСлед. »


Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: