Нестационарные явления в галактиках [Эрнест Апушевич Дибай] (pdf) читать постранично, страница - 2

специфических событий, имевших место в очень отдаленном прошлом
Вселенной.- Отголоском этих «древних» событий (как
иногда говорят, «большого взрыва») является теперь хорошо известное .реликтовое излучение 2 .
Разбегание галактик оказалось весьма «полезным»
в том смысле, что с помощью соотношения Хаббла стало возможным с большой точностью определять их расстояния. Этот метод определения расстояний до галактик основан на хорошо известном в физике принципе
(эффекте) Доплера—Физо, впервые внедренном в астрономическую практику известным русским астрономом
А. А. Белопольским.
Допустим, имеется какой-либо источник колебаний
(оптических, радио- и т. д.). Если этот источник движется относительно наблюдателя, то частота колебаний в системе координат наблюдателя будет меняться
согласно этому принципу на величину, зависящую от
отношения скорости движения источника к скорости света. При удалении источника частота его излучения (колебаний) уменьшается, при приближении — увеличивается. Если пользоваться не частотой, а длиной волны,
то в системе координат наблюдателя движение источника будет описываться формулой AX/X = v/c, где АК—
разность между смещенной и истинной длинами волн,
v — скорость источника, с — скорость света. Поскольку
галактики разбегаются, частоты их излучения должны
уменьшаться, а длины волн расти. В этом случае говорят о так называемом «красном смещении» линий в их
спектрах z = АХ/К. Зная величину этого красного смещения для данной галактики, мы можем определить расстояние до нее, пользуясь формулой Хаббла D = cz/Hr
где Н — постоянная Хаббла (или параметр Хаббла).
Численное значение Н определяется из наблюдений, которые дают только приближенную, величину этого параметра. К настоящему времени удалось сузить область
возможных значений постоянной Хаббла до интервала
2
О нем более подробно рассказывается в брошюре В. М. Чаругина «Реликтовое излучение» (М., «Знание», 1975. Серия «Космонавтика, астрономия», 9).

5

Я = 55—80 (км/с)/Мне. В данной брошюре будет использовано значение постоянной Хаббла / / = 75 (км/с)/Мпс =
= 1,33-Ю- 1 8 с- 1 .
Рассмотрим теперь основные методы исследования
физических характеристик галактик. Довольно просто —
с помощью фотографических или более точных фотоэлектрических измерений — измеряются цвета галактик.
Они дают возможность построить распределение энергии излучения галактик (а т а к ж е входящих в них отдельных звезд). Цвет излучения небесных тел тесно
связан с таким важным физическим параметром, как
температура: более горячие звезды — голубые, более
холодные — красные. Например, более красные «короны» галактик указывают на то, что они состоят из холодных звезд, а в более голубые их плоские диски и
спирали должны входить горячие голубые звезды. Цветовые характеристики можно измерять не только в
оптическом, но и инфракрасном, рентгеновском и других диапазонах электромагнитного спектра.
Одним из очень информативных методов исследования излучения небесных тел (в том числе галактик) является спектральный метод. Если сфотографировать
спектр галактики с помощью спектрографа (ввиду слабости блеска далеких галактик для этого необходимо
использовать достаточно большие телескопы), то мы
на фоне непрерывного спектра увидим набор спектральных линий — светлых и темных. Звезды, подобные Солнцу, имеют так называемый абсорбционный спектр, для
которого характерно наличие узких темных линий, соответствующих различным химическим элементам и возникающих в верхних, наиболее холодных слоях звездной атмосферы. Таковы спектры большинства обычных
звезд. Спектр излучения всей галактики т а к ж е является
абсорбционным, так как он вызван суммарным излучением входящих в галактику звезд.
Другой составной элемент галактик — межзвездный
газ (газовые облака обычно наблюдаются вдоль спиральных рукавов) дает светлые так называемые эмиссионные линии. Их излучение определяется спецификой
свечения межзвездного газа, перерабатывающего излучения близко расположенных горячих звезд. Отождествление спектральных линий тех или иных химических
элементов (или ионов) позволяет судить о химическом
6

составе излучающего вещества (звезд и газа, входящих в галактику).
Очень ценную информацию при спектральных наблюдениях галактик можно получить, используя принцип Доплера. Например, при наблюдении вращающейся галактики, видимой под некоторым углом (в направлении оси вращения эффект Доплера ничего не дает),
одна из частей галактики будет удаляться от нас, а
другая — приближаться. В силу эффекта Доплера спектральные линии излучения удаляющейся части галактики должны сдвинуться в длинноволновую часть спектра, а линии излучения приближающейся части — в коротковолновую. Спектральная линия в результате станет наклонной, и величина этого наклона позволяет
определять скорость вращения данной галактики.
Используя эффект Доплера, можно