Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
Гл. 14. Космография
работе 1929 г. [16] для проверки линейности соотношения между CZ и гіф. Предполагая это соотношение линейным с параметром наклона 500 км/(с*Мпс), Хаббл получил, что NGG7619 находится на расстоянии 7,8 Мне, а отсюда — что абсолютная звездная величина этой галактики M = —17,65, поскольку ее видимая величина равна т = 11,8. Хаббл вычислил также абсолютные величины для восемнадцати галактик, использованных им при определении H0, и еще шести других объектов из Местной Группы по их расстояниям и видимым величинам и нашел затем, что M лежит в пределах от —12,7 до —17,7. Эту оценку и результат M = —17,65 можно считать довольно хорошо согласующимися, ибо, надо думать, абсолютная величина NGG7619, наиболее яркой галактики в скоплении, ближе к «верхней» границе (M = = —17,7). Такое согласие означает, что скорость cz в грубом приближении действительно пропорциональна гіф вплоть до z « »0,013.
Затем к 1931 г. Хаббл и Хьюмасон совместно проверили [601 линейность связи между cz и гіф для скоростей до 20 000 км/с (z = = 0,067), что привело к пересмотру значения H0: оно получилось равным 550 км/(с-Мпс). Предел возможностей телескопа был достигнут в 1936 г., когда Хьюмасон [61] получил для скорости скопления II Большой Медведицы величину 42 000 км/с (z = = 0,14). Изображая графически (с поправкой на поглощение и fc-член) зависимость lg z от видимой фотографической величины пятой по яркости галактики в каждом из десяти скоплений, расположенных по расстоянию между скоплением Девы и БМ II, Хаббл [62] нашел, что параметр наклона близок к V5, чего и следовало ожидать, если красное смещение является линейной*функцией фотометрического расстояния вплоть до Z » 0,14. Убедительного измерения q0 пришлось ждать до тех пор, пока не был сооружен 200-дюймовый рефлектор на г. Паломар.
В 1936 г. Хаббл [62] дал новую оценку H0, используя в качестве пятой ступени лестницы космических расстояний сто девять полевых галактик с cz до 19 070 км/с. За абсолютную звездную величину этих полевых галактик была взята средняя'абсолютная величина M = —15,18 для ста сорока пяти разрешимых галактик (из них только 29 принадлежали к выборке из ста девяти галактик), расстояние до которых могло быть определено по видимым величинам их наиболее ярких звезд. Из диаграммы «т — M как функция lg cz» получилось H0 = 520 км/(с -Мпс). Независимое определение H0, основанное на наиболее ярких звездах 29-ти разрешимых полевых галактик, дало 526 км/(с»Мпс).
В 1950 г. обсерватория на г. Паломар вступила в строй, и к программе Хаббла приступили вновь. Как уже было отмечено в предыдущем параграфе, первым следствием наблюдений на г. Паломар была перекалибровка соотношения «период — светимость» для § 6. Зависимость красного смещения от расстояния 477
цефеид, произведенная Бааде [33]. Это сразу удвоило масштабы внегалактических расстояний и уменьшило вдвое значение постоянной Хаббла — до 260 км/(с-Мпс). В 1956 г. Хьюмасон, Мэйолл и Сэндидж [63] опубликовали исчерпывающий обзор имевшихся в то время данных по красным смещениям и расстояниям. В предположении, что наиболее яркие галактики в скоплениях имеют те же абсолютные величины, что и М31, прямая, стягивающая кривую зависимости т„ — Jcv — Av от lg cz для наиболее ярких галактик в восемнадцати скоплениях (вплоть до Z = 0,18), соответствовала H0 = 180 км/(с-Мпс). [Независимое определение, основанное на среднем красном смещении скопления Девы и на видимых величинах наиболее ярких звезд в галактике NGC4321 скопления Девы, дало H0 = 176 км/(с-Мпс).] Кроме того, без каких-либо эволюционных поправок по кривизне графика зависимости mv — kv — Av от lg z получалось q0 = = 3,7 ± 0,8. Годом позже Баум [53] сообщил об исследовании восьми скоплений с применением восьмицветной фотометрии для того, чтобы избежать необходимости в поправке А-членом; его результат —qg = 1 ± 0,5. Затем Сэндидж [64] пересмотрел использованные Хабблом наиболее яркие звезды четвертой ступени лестницы расстояний и в 1958 г. пришел к заключению, что некоторые из этих «наиболее ярких» звезд являются областями H II, которые на 1,8 величины ярче, чем настоящие наиболее яркие звезды. Масштаб космических расстояний опять увеличился, и значение H0 снизилось до 75 км/(с-Мпс). Дальнейший анализ привел Сэндиджа [65] в 1961 г. к H0 = 98 км/(с>Мпс). Кроме того, из предварительных расчетов эволюции галактик Сэндидж [66] получил оценочные данные о том, что светимость галактик убывает, причем E0 = —0,8Н0, и, следовательно, полученное Баумом значение для дэ0фф приводит к q0 = 0,2 ± 0,5.
Тем временем стали появляться данные о красных смещениях радиогалактик. В 1960 г. Минковский [67] обнаружил, что одна из них, ЗС295, имеет красное смещение z = 0,46, самое большое из известных на сегодняшний день для любых галактик (фиг. 14.11). В 1968 г. Сэндидж [44] использовал эти новые красные смещения вместе с данными, полученными ранее Хьюма-соном, Мэйоллом, Сэндиджем [63] и Баумом [53] при исследовании наиболее ярких членов скоплений в количестве 41. Его результаты, пересчитанные на голубые звездные величины, хорошо описывались соотношением
