Относительность. Термодинамика и космология - Толмен Р.
Скачать (прямая ссылка):
Можно указать три соображения в пользу того, почему мы столь подробно
разбираем свойства нестатических однородных моделей*). Во-первых, попытка
получения следствий из некоторой системы математических допущений (даже и
без ссылок на их физические применения) сама по себе интересна и
доставляет интеллектуальное удовлетворение. Во-вторых, мы основы-
*) Со времени написания книги объем экспериментального материала сильно
увеличился. Особенно много дало исследование квазизвездных объектов
(квазаров), расстояние до которых доходит, по-видимому, до (10-15) -109
световых лет. Однако анализ Толмена был первым тщательным^ сравнением
теории и наблюдений; в этом смысле его интересно прочесть и сейчас. Новые
данные читатель найдет в упоминавшейся уже книге Вейнберга. (Прим. ред.)
§ 176. ВВЕДЕНИЕ
459
ваем наши рассуждения на разумной физической теории и поэтому можем
ожидать, что теоретическое поведение наших моделей поможет нам
чувствовать себя более свободными в наших рассуждениях о принципиально
возможном поведении реальной Вселенной. В-третьих, и это, по-видимому,
самое главное, мы имеем право надеяться, что, построив модель, в которой
удачно объясняются и связываются между собой Явления, наблюдаемые в
современной Вселенной, мы сможем позволить себе сделать осторожные
экстраполяции как в будущее, так и в прошедшее и при этом получить не
слишком ошибочные представления относительно прошлой и будущей истории
окружающей нас части Вселенной.
Именно с этой стороны нестатические однородные модели будут нас теперь
интересовать прежде всего. Раньше мы только мельком упоминали, что с их
помощью можно связать между собою различные явления в реальном мире.
Теперь же мы займемся этим вопросом вплотную. Следует при этом оговорить,
что по мере возможности мы будем придерживаться феноменологической точки
зрения. Рассмотрим полученный для наших моделей интервал ds2. Будем
считать, что выражение для него имеет только приближенный характер и
перестает быть справедливым как на больших расстояниях, так и при больших
временах. Далее, попытаемся получить какую-нибудь информацию о функции
g(t), которая появляется в выражении для интервала и определяет поведение
моделей, не с помощью каких-либо гипотез относительно происхождения и
дальнейшей судьбы Вселенной, а более скромным путем, разлагая функцию
g(t) в степенной ряд около текущего момента времени и определяя,
насколько это нам удастся, максимальное возможное количество
коэффициентов ряда, исходя из имеющихся данных наблюдений.
В следующем, довольно длинном параграфе, который разделен на несколько
пунктов, мы прежде всего рассмотрим имеющиеся в нашем распоряжении данные
наблюдений и покажем, как они позволяют нам судить о составе и о
внутренней структуре реальной Вселенной. Единственными объектами вне
нашей собственной Галактики, о которых мы хоть что-то знаем, являются
туманности. Астрономические наблюдения позволяют нам определить их
звездные величины, расстояния, спектры, диаметры, массы и характер их
распределения по Вселенной. Точной информацией относительно природы и
поведения этих объектов мы обязаны прежде всего работам Хаббла, а также
Хаббла и Хьюмасона. Здесь мы не будем касаться проблем сбора материала
наблюдений, но зато более подробно остановимся на их интерпретации. В
следующих параграфах мы с помощью не-статических моделей попытаемся
связать воедино все имеющиеся в нашем распоряжении данные наблюдений.
460
Гл. X. космология
§ 177. Данные наблюдений
а) Абсолютная звездная величина ближайших туманностей.
Важнейший вклад в науку о внегалактических туманностях внесла работа
Хаббла и Хьюмасона [115], в которой были определены звездные величины и
расстояния до этих объектов. Их работа подразделяется на три части.
Сначала определяется средняя абсолютная величина большого числа ближайших
туманностей путем непосредственного наблюдения входящих в их состав
отдельных звезд. Затем из наблюдений находятся видимые величины более
удаленных туманностей, объединенных в группы, или скопления. Наконец, с
учетом предыдущих результатов вычисляются расстояния до скоплений.
В этом пункте мы рассмотрим, как определяются абсолютные звездные
величины ближайших галактик, вопросы же, связанные с определением видимых
величин и расстояний до наиболее удаленных туманностей, будут рассмотрены
в следующих двух пунктах этого параграфа.
Звезды, отождествляемые внутри ближайших внегалактических туманностей,
относятся к следующим типам: переменные звезды-цефеиды, неправильные
переменные, гелиевые звезды (классов Во и О), звезды типа Р Лебедя и
Новые звезды. Определив звездные величины и периоды цефеид и используя
нуль-пункт нормировки зависимости период - светимость для цефеид из
работы Шепли 1930 г. [116], Хаббл и Хьюмасон нашли расстояние до восьми
ближайших внегалактических туманностей*). Вместе с двумя Магеллановыми
Облаками, расстояния до которых были найдены Шепли, имелось, таким
