Техника - молодёжи 1958-05, страница 44

танныи американским астрофизиком Харлоу Шэпли, в котором за масштаб принимались переменные звезды Цефеиды. Шэпли нашел способ измерения яркости, свойственной этим звездам, и тем открыл возможность вычислять расстояние до них по видимой

ких звезд, и поэтому за меру расстояния приходилось брать яркость галактики в целом. Иначе говоря, принималось, что галактика, яркость которой была вчетверо меньше другой, удалена от Земли вдвое дальше. Хаббл рассудил, что хотя отдельные галактики могли и отклоняться от этого правила, но в целом все множество галактик должно ему подчиняться. Этот же принцип продолжает и сегодня оставаться основой для определения расстояний.

Первое действительно значительное красное смещение Хьюмасон получил

Эффект ДОППЛЕРА. При движении навстречу наблюдателю чвстота звука повышается, при удалении — понижается.

В 20-х годах английский ученый В. М. Слифер из Ловеллской обсерватории сделал открытие, которое привело к совершенно новому представлению о вселенной. Его измерения красных смещений ряда туманностей, которые, как тогда думали, находились в нашей Галактике, показали, что все они удаляются от нас с необычайной скоростью — до 1 800 км в секунду. Американский астроном Э. П. Хаббл (обсерватория Маунт Вилсон) вскоре установил, что эти туманности представляют собой системы звезд, и приступил к измерению их расстояний от нас. Г]ри этом он использовал метод, разрабо-

лл

• « .

Л Е М Е Т Р: «Вселенная разбегается от точки ее начала».

яркости, исходя из закона убывания яркости источника света пропорционально квадрату расстояния. Хаббл, вычисляя расстояние до переменных Цефеид, находящихся в ближайших к -нам галактиках, установил, что они удалены от нас примерно на 1 млн. световых лет. После этого он взялся за решение вопроса о расстояниях до туманностей Слифера. Так как в этих туманностях нельзя было обнаружить звезд переменной яркости, то в качестве индикаторов удаленности он использовал наиболее яркие их звезды. Хаббл нашел, что эти туманности удалены от нес на расстояние около 20 млн. световых лет, и установил также факт увеличения скорости удаления туманностей в зависимости от их расстояния до нас.

Хаббл предсказал, что более удаленные галактики поэтому должны давать большую величину красного смещения. Для того чтобы проверить предположения Хаббла, его сотрудник М. Л. Хьюмасон начал проводить обширную программу спектрального анализа далеких галактик с помощью 100-дюймового телескола на Маунт Вилсоне. В этих тусклых галактиках уже невозможно было различить яр-

9

V*

Яркость галактик можно измерить с помощью специально сконструированной (качающейся) камеры. На верхнем снимке приведен негативный отпечаток, полученный с помощью 200-дюй-мового телескопа. На нем изображены группа галактик е созвездии Северная корона и расположенные в том же районе неба звезды. Хотя звезды дают более яркое изображение на фотог а фии, онн являются то

чечными источниками света. Галактики же — это источнини света, имеющие протяженность. Для того чтобы измерить яркость галактики путем сравнения ее с яркостью известных звезд, эти два изображения надо привести н одному и тому же виду. Это достигается путем смазывания изображения, кан показано на нижнем снимне, с помощью качающейся камеры.

ЭДДИНГТОН: «Она раздувается, как луэырь».

в 1928 году, когда он изучил спектр галактики, называемой NGC7619. Хаббл предсказывал, что ее скорость должна быть несколько меньше, чем 4 тыс. км/сек. Хьюмасон подсчитал, что она равна 3 800 км/сек.

В 1936 году, использовав максимум возможностей 100-дюймового телескопа, они исследовали группу галактик № 2 в области Большой Медведицы и установили, что ее скорость равна 40 тыс. км/сек.

На всем интервале удалений, превышающих 0,5 млрд. световых лет, скорость галактик увеличивалась прямо пропорционально их удаленности от нас. В известном смысле это открытие принесло некоторое разочарование, так как по различным космологическим 1еориям предполагалось, что при достаточном продвижении в глубь вселенной будут обнаружены изменения в этой зависимости. Для продолжения исследований глубин вселенной надо было ждать окончания монтажа 200-дюймового телескопа на горе Пала-мар.

В 1951 году программа исследования красного смещения была продолжена с помощью нового высокоскоростного усовершенствованного спектрографа. Спектр, полученный на фотопластинке этого устройства, представляет собой крошечную полоску длиной всего около 5 мм, но и этой длины достаточно для того, чтобы измерить красное смешение с погрешностью менее чем 0,5%.

Пользуясь новейшим оборудованием, Хьюмасон измерил красные смещения

-<8