<<< Interlibrary

I. НЕКОТОРЫЕ ИТОГИ НАБЛЮДЕНИЙ

     В течение 20-го века был выполнен чрезвычайно большой объем наблюдений как галактических, так и внегалактических объектов, результаты которых  сведены в соответствующие каталоги. Здесь нас будут интересовать в основном данные по относительно близким галактикам [1 – 6] и по шаровым скоплениям нашей Галактики [7–9]. Более конкретно мы ограничимся рассмотрением эмпирической зависимости m-q , где m – звездная величина, например, в системе U, B, V. q - угловой размер объекта, определяемые соотношениями

m = -2.5lgS + C_1,          q = D/r.

S – плотность потока в Янских, С₁ – постоянная, D, r – линейный размер объекта и расстояние.

     Первоначально такие зависимости  были получены по результатам наблюдений галактик Шепли [1] и Хабблом [2], а также шаровых скоплений Шепли и Вилкенсом  [7], что явилось основой для тех или иных теоретических построений. Здесь вопрос будет рассмотрен с позиций теории единого поля [10,11].

II. КОСМОЛОГИЧЕСКОЕ УРАВНЕНИЕ И ВЫТЕКАЮЩИЕ

ИЗ НЕГО СООТНОШЕНИЯ

     Космологическое уравнение теории единого поля имеет вид:

     где: e_ср – средняя мощность, излучаемая единицей массы межгалактического вещества, R -    радиус гравитационного взаимодействия, равный радиусу Метагалактики,  E_F -  плотность энергии микроволнового фонового излучения,  МФИ (численные значения смотрите в [11] ), e_g, r_g, R_g.  E_g - аналогичные характеристики крупномасштабной  космической системы  g;

e’ = 0.0750995(98) эрг г^-1с^-1 – мощность, поглощаемая единицей массы в виде продольных фотонов  де Бройля (П-фотонов).

     Уравнение (1) позволяет описывать характеристики областей  Н₂, шаровых скоплений, карликовых, гигантских и сверхгигантских галактик, скоплений галактик, Метагалактики (т.е. системы, масса которых лежат в диапазоне от 10³⁶г до m_м = 2.573×10⁵⁶г) и Вселенной в целом. При этом величина e_g может быть как на порядок больше e’ (у шаровых скоплений, у галактик  IrI, S,SB), так и на порядок меньше, чем e’ (у галактик dE, E, SO). В первом случае это космические системы, активно расходующие ранее запасенную энергию. Во втором случае это системы, запасающие энергию. По ряду причин, остающихся за пределами нашего рассмотрения, уравнение (1) неприменимо к дуплетам [6], триплетам и другим относительно малочисленным группам галактик, а также к областям НI, HII (у которых e_g>>e’).

     Из уравнения (1) выводится ряд соотношений, в том числе следующие:

(где L_g – светимость системы g), в частности можно получить интересующие нас зависимости (если принять, что как шаровые скопления, так и галактики имеют в первом приближении солнечный спектр G2):

m_V/5 + lgq = 2.90,

m_B/5 + lgq = 2.87,

m_V/5 + lgq = 2.74,

где q   в угловых минутах.

     Отметим, что коэффициент в правой части больше зависит не от фильтров U, B или V, а от отличий фактических спектров от солнечного и в еще большей степени от времени экспозиции и чувствительности фото или электронных материалов, влияющих на фиксируемые значения q. Современный фильтр B (голубой) соответствует прежней фотографической системе pg.

III. СООТНОШЕНИЕ  m-q  ДЛЯ БЛИЗКИХ ГАЛАКТИК

     Данные каталога Шепли и Эймз [1] для относительно близких галактик приводят  к соотношению, (которое, по-видимому, впервые было получено Шепли)

m_pg/5 +lgq = 3.05

     Хаббл, предложивший весьма удачную классификацию галактик, получил аналогичное эмпирическое соотношение для 15 типов галактик (табл.1).

Значения постоянного коэффициента в зависимости m_pg-q   по данным Хаббла [2].

     Как видно, среднее значение коэффициента по данным Шепли равно 3.05, по данным Хаббла 2.65. Это объясняется тем, что Хаббл применял меньшие экспозиции.

     Аналогичные результаты можно получить и по более поздним наблюдениям, в которых используются более чувствительные приемники света. Так, на основе характеристик 68 ярких галактик по данным [3,4] мы получили значения коэффициента для фильтра В, равное 2.93. В табл.2 приведены надежно измеренные значения q и m_V у 26 членов Местной Группы галактик по данным Тулли [4], ван ден Берга [5] и Хиршфельда [3], а также  результаты расчета коэффициента, среднее значение которого составило 3.08.

     Полученные разбросы говорят о том, что как эмпирические, так и теоретические исследования этой зависимости для разных типов галактик далеко не закончены. Наиболее существенным фактором в дальнейшем будет комбинированный характер спектров более далеких галактик. Такие спектры включают в себя как тепловую (нормальную), так и синхротронную (активную) составляющие. А рассмотренная выше простая методика расчета должна быть дополнена  обязательным внесением К-поправки, учитывающей влияние красного смещения, и применена либо к объектам с чисто тепловыми спектрами, либо ко всем объектам после соответствующей корректировки звездных величин (после исключения из плотностей потока синхротронной компоненты).

Таблица 2.

Результаты определения коэффициента для 26 галактик Местной Группы

     Отметим, что теория единого поля приводит к соотношению для абсолютных звездных величин нормальных объектов

M=m+5-5lg r-2.5a lg(1+Z),

где последний член описывает К-поправку, существенно отличающуюся от К-поправок в стандартных космологических моделях; a - спектральный индекс; расстояние r здесь в парсеках. 

IV. СООТНОШЕНИЕ  m-q   ДЛЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

     Знчительные трудности, связанные  с необходимостью внесения поправок за межзвездное поглощение в пределах нашей Галактики, возникают при рассмотрении наблюдательных данных по шаровым скоплениям. К счастью, при решении этого вопроса необходимые поправки были внесены Вилкенсом, автором каталога шаровых скоплений нашей Галактики [7]. Исследовав 66 шаровых скоплений, Вилкенс подтвердил  и уточнил зависимость, ранее полученную Шепли по результатам  наблюдений 95 шаровых скоплений.

     Эмпирическая зависимость Вилкенса имеет вид:

m_V/5 + lgq  = 3.04.

     Большой интерес представляют результаты одновременных измерений  звездных величин объектов в двух  и более фильтрах. Выполнив обработку данных [8,9] по 50 ярким шаровым скоплениям нашей Галактики, мы получили значения коэффициентов для фильтров V и В, равные 2.50 и 2.86 соответственно. Конечно, эти значения, полученные нами без поправок за межзвездное поглощение, являются предварительными.

V. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

     Несмотря на то, что исследование далеко не закончено, согласие между эмпирическими соотношениями и теоретическими, выводимыми из космологического уравнения (1) говорит о следующем:

1.      Крупномасштабные космические системы излучают  в единицу времени столько энергии e_gm_g по порядку величины, сколько их массы поглощают в виде II-фотонов, т.е. e’m_g.

2.      Наблюдаемые границы таких систем совпадают с их энергетическими границами, на которых плотность лучистой энергии звезд этих систем E_g равна плотности энергии МФИ.

     Помимо этого, можно показать, что ускорение на таких границах по модулю равно торможению Хаббла  сН = 4.70419(62)×10^-8 см/с²

ЛИТЕРАТУРА

1. Shapley H. and Ames A. A Survey of the Galaxies Brighter than the Thirteenth Magnitude. Harvard College Obs. Annals. 1932. V. 88. Part 2. P. 43 – 75.
2. Hubble E.  The Realm of the Nemulae. Oxford Univ. Press. 1936.
3. Hirshfeld A. et al. Sky Catalogue 2000. Sky Publ. Corp. 1992.
4. Tully R.B. Nearby Galaxies Catalogue. 1988.
5. van der Bergh S. The Galaxies of the Local Group. Cambridge Univ. Press. 2000.
6. Караченцев И.Д. Двойные галактики. М.Наука. 1987.
7. Wilkens H. The Diameters of Globular Clusters. in: The Variable Stars. 1976.Supplement.  V. 2. No. 12. P.393 – 462.
8. Catalogue of Parameters for Milky Way Globular Clusters by W.E. Harris. 1994.
9. Sky Catalogue 2000.
10. Шлёнов А.Г. Микромир, Вселенная, Жизнь. СПб. !-е изд. Под  ред. Проф. В.И.Почтарева. 1995; 2-е изд. Под  ред. Проф. А.К.Колесова. 1998.
11. Шлёнов А.Г., Петров Э.Л. Микромир, Вселенная, Жизнь. Спб. 3-е изд. Под Ред. Проф. А.К.Колесова. 2003.

(www.interlibrary.narod.ru)

<<< Interlibrary