Гравитация Том 2 - Мизнер Ч.
Скачать (прямая ссылка):
Первое успешное определение параллакса [параллакс в 1" соответствует расстоянию Inc = 3,08-IO18 см = 3,26 св. лет] звезды было осуществлено в 1838 г. (Гендерсоном для а Центавра, Струве для а Лиры и Бесселем для 61 Лебедя).
Б. Двадцатое столетие
Вывод Джеймсом Джинсом в 1902 г. критической длины волны, отделяющей коротковолновые акустические моды колебания горячего первичного газа от длинноволновых мод начала гравитационного сжатия этого газа. Использование этих соображений Пиблсом и Дике в 1968 г. для объяснения причины, по которой шаровые звездные скопления имеют массы порядка IO5 Mg.
28-01508
2
434 27. И деалиаованпые космологические модели
Исследования космических лучей после первого наблюдения Гесса и Колхёр-стера, датируемого 1911—1913 гг.; определение плотности энергии космических лучей в межзвездном пространстве (в Галактике); она составляет приблизительно 1 эВ/см3, или IO-12 эрг/см8, и сравнима с плотностью энергии света звезд, с кинетической энергией облаков ионизованного межзвездного газа, усредненной по Галактике, и с плотностью энергии межзвездного магнитного поля (~10-5 Гс). Об этом равенстве в особенности см. в работе [425].
Открытие Генриеттой Ливитт в 1912 г. строго определенного соотношения между периодом цефеиды и ее светимостью.
Цервое определение радиальной скорости галактики Слайфером в 1912 г.: Андромеда приближается к нам со скоростью 200 км/с. К 1915 г. Слайфер исследовал 13 галактик, но только две из них удалялись со скоростью около 300 км/с.
Альберт Эйнштейн, 1879—1955 гг. В своей работе 1915 г. [74] истолковал тяготение как проявление геометрии; дал окончательную формулировку закона, определяющего динамическую эволюцию геометрии пространства с течением времени.
Альберт Эйнштейн в своей работе 1917 г. [103] описал идеализированную модель Вселенной в виде трехмерной сферы, заполненной веществом с практически однородной плотностью; радиус этой 3-сферы нельзя было считать статическим, не изменяя классического геометродинамического закона, открытого Эйнштейном в 1915 г.; по этой причине Эйнштейп ввел так называемый «космологический член», который он позже опустил, считая «самой большой ошибкой» своей жизни [426].
Формулировка де Ситтером в 1917 г. космологической модели, в которой
1) Вселенная везде изотропна (и, следовательно, однородна), 2) Вселенная не изменяется со временем, так что средняя плотность массы-энергии и средняя кривизна пространства постоянны, однако 3) с необходимостью следует ввести космологический член («отталкивание») эйнштейновского типа, чтобы уравновесить притяжение вещества. Высказывание де Ситтера о том, что он мог бы получить другую статическую модель, устранив все вещество из первоначальной модели, однако тогда A-член заставил бы пробные частицы ускоренно удаляться друг от друга.
Дебаты в период от 1917 до 1920 г. по поводу того, являются ли спиральные туманности просто светящимися объектами (Хэрлоу Шепли) или они представляют собой «островные Вселенные», т. е. галактики, аналогичные, но внешние по отношению к Млечному Пути (Карти).
Открытие в 1918 г. Хэрлоу Шепли, который нанес на карту распределение в пространстве около 100 шаровых скоплений Галактики (каждое шаровое скопление содержит от IO4 до 10е звезд), того факта,что центр Галактики расположен в направлении созвездия Стрельца (современное значение расстояния от центра до Солнца ~10 кпс).
Независимый вывод А. А. Фридманом в 1922 г. и Лемэтром в 1927 г. эволюционирующих однородных и изотропных космологических моделей [приведший также к соотношению v = Я-(расстояние)]. Лемэтр, связавший свой теоретический анализ с продолжавшейся тогда работой на Маунт-Вильсон, стал «отцом космологической модели большого взрыва» 1I. (В оригинальной статье Лемэтра Вселенная, однако, плавно расширялась от статического решения Эйнштейна с А > 0.)
*) Основателем современной космологии, как неоднократно подчеркивал Эйнштейн, является А. А. Фридман. Cm. предисловие редакторов перевода в т. 1.— Прим. ред.
§ 27.11. Однородные изотропные модели Вселенной 435
Замечание Вейля в 1923 г., что пробные частицы в модели де Ситтера будут удаляться со скоростью, описываемой формулой вида V = H- (расстояние).
В 1924 г. Эдвин Хаббл на 100-дюймовом телескопе на Маунт-Вильсон положил конец дебатам о природе спиральных туманностей; открытие цефеид в Андромеде и других спиральных туманностях и определение расстояний до этих туманностей.
Определение Яном Оортом в 1927 г. характеристической картины распределения радиальных скоростей звезд вблизи Солнца:
Svr = Ar cos 2 (0 — б),
показывающей, что 1) ось вращения звезд Млечного Пути перпендикулярна диску;
2) Солнце делает полный оборот за ~ IO8 лет; 3) эффективная масса, притягивающая Солнце и необходимая для того, чтобы вызвать обращение с таким периодом, порядка IO44 г или IO11 Mq.
Возраст урановой руды, установленный по соотношению свинец — уран; наибольшее значение возраста, найденное к 1927 г., составляло 1,3-10® лет (Холмс и Лоусон). Возраст свинца в «средних» поверхностных породах Земли, вычисленный по времени, требуемому для создания этого свинца из урана в тех же поверхностных породах, ~от 2-10® лет до 6-10® лет. Возраст элементарного урана
