В табл. I для звёзд разных типов даны: числовые значения скорости Солнца, определённые по звёздам, расположенным около апекса и антиапекса, значения K и параллаксы групп звёзд ².

Один из наиболее замечательных методов определения абсолютной яркости – это определение периода переменных звёзд типа цефеид. Оказывается, что период изменения блеска цефеид близко пропорционален абсолютной яркости; табл. II показывает связь между lg P (P – период изменения яркости) н М –абсолютной яркостью.

Т а б л и ц а II

Определив абсолютную яркость М таким способом, получаем параллакс по формуле: lgπ = 0,2(M – т) – 1; здесь π – параллакс, т – видимая яркость, выраженная в звёздных величинах.

В появившейся недавно брошюре Хабла (Hubble) под названием “Relation between Distanse and Radial Velocity among Extragalactic Nebulae” (Comm. to the Nat. Ac. of Sc., № 105) собрано 46 туманностей, обследованных достаточно хорошо, чтобы указать на поразительную зависимость числовой величины смещения спектральных линий or расстояния туманности: числовая величина смещения увеличивается в зависимости от расстояния туманности, при этом у 41 из 46 туманностей это смещение наблюдается в сторону красного конца; такое смещение принято обозначать знаком плюс (+) (см. табл. III).

Т а б л и ц а III

(В каждой группе собрано около пяти определений)

 

Если отложим по оси абсцисс расстояния в тысячах парсеков, а по оси ординат смещения в км/сек, указанные в этой таблице, то получим такой график (рис. 1).

Обыкновенно смещение спектральных линий рассматривается как следствие движения светила по лучу зрения. Но, вообще говоря, могут существовать и другие причины такого смещения, и мы можем рассматривать всякое смещение линий как следствие двух причин: 1) скорости движения (принцип Допплера) и 2) как следствие неизвестного фактора. Если обозначим общее смещение через Δλ, то Δλ= Δ₁λ + Δ₂λ

Мы уже видели, что при определении скорости Солнца но смещению линий в спектрах звёзд нашей Галактики обнаружился загадочный член, который мы обозначили через К. Величину смещения, по которой вычислено K, можно отнести именно на долю Δ₂λ нашей формулы.

Если приложить метод определения скорости движения Солнца на основании лучевых скоростей, определённых для спиральных туманностей, то в уравнения, служащие для этого, необходимо также ввести величину К, т. е. v = v₀ + K (v₀ – скорость Солнца). Однако, на основании сказанного о явной зависимости величины смещения от расстояния светила приходится ввести расстояние в написанное равенство или как множитель при v₀ или при К. Естественно принять этот множитель при К. Мы видели, что для звёзд нашей Галактики уже заметно влияние расстояния на величину K; для расстояний, характеризуемых параллаксом π = 0",006 (около 200 парсек), К= + 5 км/сек, что соответствует смещению Δλ = + 0,07 Å. Для спиральных туманностей при расстояниях в миллионы парсеков K =500 км/сек, что соответствует Δλ = 7 Å.

Отсюда получается общее выражение для смещения спектральных линий: Δλ= Δ₁λ + f(r)Δ₂λ, где f(r) – пока неизвестная функция расстояния.

С точки зрения квантовой интерпретации света можно прийти к заключению, что если источник света испускает квант hν (h — постоянная Планка, ν – число колебаний в секунду), то наблюдатель на расстоянии r воспринимает квант hν ', где ν ' – некоторая функция расстояния.

В табл. IV сопоставлены: типы, параллаксы, расстояния (r) в парсеках, член К, выраженный в скоростях, он же в ангстремах (Å) для линии Нγ (λ = 4341 Å), разность, т. е. утрата Δν κолебаний, и число N использованных объектов. Из статьи Хаббла взяты те данные, которые относятся к туманностям, для которых расстояния определены наиболее надёжно; к ним присоединена одна туманность, для которой Юмасоном (Humason) получено смещение в 56 Å. Все числа округлены.

Значение функции f(r) при члене К или Δ₂λ μожно до некоторой степени указать, исходя из хорошо определённых числовых величин для звёзд типа В и значения К на единице расстояния для спиральных туманностей. Именно, расстояние спиральных туманностей в 10⁶ парсек больше расстояния звёзд типа В, т. е. 200 парсек, в 5000 раз; член К для спиральных туманностей в 100 раз больше, чем для звёзд типа В;

отсюда выходит, что 100 = √5000·√2, – закон параболы.

 

---

1 Русский Астрономический календарь (ежегодник), 1930.

2Таблица взята из Publ. Lick. Obs., v. XIV, 1928; параллаксы – из книги Эддингтона “Stellar movements”.