| Размеры Галактики |
|
Страница 2 из 5 Первым, кто с несомненностью установил существование такого покраснения, был американский астроном, швейцарец по происхождению, Роберт Джулиус Трюмплер (1886—1956). Он сделал это открытие, изучая шаровые звездные скопления. Средние размеры и средняя яркость всех таких скоплений должны были бы уменьшаться одинаковым образом— пропорционально квадрату расстояния. Отсюда следовало, что шаровое скопление, занимающее на небосводе определенную площадь, должно иметь также и определенную яркость. Однако в 1930 г. Трюмплер доказал, что свет более далеких шаровых скоплений слабее, чем следовало бы ожидать, судя по их размерам. Чем дальше находилось скопление, тем заметнее было это отклонение от ожидаемой яркости. Видимая площадь скопления уменьшалась пропорционально квадрату расстояния, но видимая яркость скопления уменьшалась не пропорционально квадрату расстояния, а с каким-то дополнительным коэффициентом ослабления. И чем дальше находилось скопление, тем краснее оно казалось. Проще всего было бы предположить, что невероятно разреженные облака пыли в межзвездном пространстве ослабляют и делают более красным проходящий огромные расстояния свет звезд. И на этих огромных расстояниях пыль ослабляет и делает более красным свет далеких скоплений точно так же, как пыль в земной атмосфере ослабляет и делает более красным свет заходящего Солнца. Предполагается, что в плоскости Млечного Пути, где концентрация пыли наиболее высока, энергия светового луча из-за рассеяния уменьшается наполовину на расстоянии в 2000 световых лет. Половина оставшейся энергии поглощается рассеянием еще через 2000 световых лет и т. д. Если это так, то после прохождения 30 000 световых лет (расстояние, отделяющее нас от центра Галактики) сохранилась бы только 1/32 000 часть энергии световых лучей, даже если бы этим лучам не пришлось пронизывать отдельные необычно густые пылевые скопления, т.е. темные туманности. Этот эффект ослабления света очень важен при изучении далеких цефеид. По периоду отдельной цефеиды можно определить ее светимость. Если сопоставить эту светимость с видимой яркостью, можно определить расстояние до цефеиды, поскольку нетрудно вычислить, как далеко должна находиться звезда, чтобы вся ее светимость свелась к той крохотной точечке света, которую мы видим на небосводе. Однако такие расчеты опираются на предположение, что уменьшение яркости вызывается только расстоянием, а присутствие межзвездной пыли привело бы к заметному дополнительному ослаблению света далекой цефеиды. Если бы не пыль, такая цефеида выглядела бы гораздо более яркой, и ее считали бы более близкой к нам. Другими словами, если не учитывать наличия межзвездной пыли, мы получим преувеличенные оценки больших расстояний. Оценивая расстояние до центра Галактики в 50 000 световых лет, Шепли исходил из предположения, что яркость цефеид уменьшается только из-за увеличения расстояния. Если учесть присутствие межзвездной пыли как дополнительного фактора, ослабляющего свет звезд, то окажется, что центр Галактики находится от нас не далее чем в 30 000 световых лет. |
| След. > |
|---|