Измерение расстояний и цефеиды
Измерение расстояний и цефеиды
Роль цефеид в измерении расстояний настолько велика, чти узнаваемый южноамериканский астролог X. Шепли именовал их “важнейшими” звездами.
Настоящая светимость цефеид очень велика — они в тыщу раз ярче Солнца. Потому цефеиды видны с довольно огромных расстояний, прямо до 15 миллионов световых лет. Означает, с помощью их можно определять расстояние до ближайших галактик.
Но нас заинтересовывают еще огромные масштабы!
Для предстоящего продвижения приходится делать очередной шаг. Хотелось бы отыскать “стандартные свечки” более калоритные, чем цефеиды, и отлично видимые с еще огромных расстояний. Оказалось, что такие “свечки” есть. Вокруг галактик обычно наблюдается много звездных скоплений, которые за свою форму получили заглавие шаровых.
Когда при помощи цефеид были определены расстояния до ближайших галактик, сравнили настоящие светимости шаровых скоплений вокруг различных галактик. Оказалось, что если избрать вокруг каждой галактики ярчайшее шаровое скопление, то настоящая светимость этих ярких скоплений фактически схожа для всех галактик.
Означает яркие шаровые скопления вокруг галактик можно использовать как “стандартную свечу”, при этом более колоритную, чем цефеиды.
Этим способом можно определять расстояние прямо до шестидесяти миллионов световых лет. А это означает, что можно измерить расстояние уже до ближайших скоплений галактик. Далее, как досадно бы это не звучало, шаровые скопления различать пока нереально.
Последующая ступень — внедрение еще больше броской “стандартной свечки”. Выяснилось, что в различных скоплениях галактик яркие галактики имеют схожую светимость — приблизительно в 10 раз больше светимости нашей Галактики.
Эти яркие “стандартные свечки” позволяют продвигаться уже на млрд световых лет.
Такая “лестница масштабов”, применяемая астрологами на пути в глубь Вселенной.
Как определяют скорости движения дальних объектов?
Очевидно, на расстояниях не только лишь ближайших к нам галактик, да и более отдаленных не видны никакие перемещения звезд и других объектов на фоне неба, по которым можно было бы вычислить скорость перемещения их в пространстве поперек луча зрения.
Единственное, что можно измерить, но зато сравнимо просто и накрепко, это скорость приближения к нам либо удаления небесных тел. Такое измерение делается способом, использующим эффект Доплера, о котором уже упоминалось в первом разделе книжки. Когда небесное тело приближается к нам — свет его голубеет, когда удаляется — багровеет. Измерение смещения линий в диапазоне звезды к голубому либо красноватому концу позволяет вычислять скорость, поточнее, ту часть скорости, которая ориентирована по “лучу зрения”. Потому скорости, определенные по эффекту Доплера, астрологи именуют “лучевыми скоростями”.
В конце концов, об измерении массы галактик и скоплений галактик. Ее можно найти, используя закон глобального тяготения.
Пусть мы смотрим, скажем, эллиптическую галактику. В ней звезды движутся с определенными скоростями друг относительно друга. Если б не было сил тяготения, они бы разлетелись в пространстве. Силы тяготения, обусловленные общей массой всей галактики, задерживают их от разбегания. Измерив относительные скорости звезд в галактике (это можно сделать способом Доплера) и зная размер галактики, можно вычислить силы ‘ тяготения, а означает, и массу, их создающую. Так определяют массы галактик.
При измерении масс скоплений галактик поступают аналогичным образом, только заместо движений отдельных звезд употребляют движение галактик в скоплении.
Сейчас мы знакомы в общих чертах с тем, как были получены числа, описывающие устройство Вселенной в огромных масштабах.
Появляется очередной вопрос. Как движутся в пространстве скопления галактик и отдельные, довольно удаленные галактики?
Ответ на этот вопрос явился величайшим открытием естествознания XX века. Оказалось, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Скопления галактик удаляются друг от друга, все вещество Вселенной было приведено в состояние расширения загадочным Огромным взрывом в дальнем прошедшем.
Новиков И.Д.