Астронет > Зарождение наблюдательной космологии во времена Хаббла - А. Сэндидж. 3. Почему программа Хаббла потерпела поражение

Астронет: Алан Сэндидж Зарождение наблюдательной космологии во времена Хаббла.
http://variable-stars.ru/db/msg/1190938/node3.html

<< 2. Кампания 1934-1936 по подсчетам N(m) | Оглавление | 4. Революция Маттига 1958-1959 годов >>

3. Почему программа Хаббла потерпела поражение

Что же было неверным в анализе Хабблом в 1936 году его данных о подсчетах, отраженных на рисунке 1, что привело его к поразительному выводу об отсутствии расширения?

Можно выделить пять различных причин этого. 1. Неверные значения K-поправки как функции красного смещения, так как спектры реальных галактик имеют цветовые температуры, гораздо меньшие 6000 K. 2. Использованная Хабблом шкала видимых звездных величин избранных площадок, даже частично скорректированная Бааде в конце 1930-х годов, была неверна. 3. Предположение Хаббла, что «расстояние» дается выражением $cz/H$ , неверно на больших красных смещениях, что, однако, стало ясно лишь после революции Маттига (см. раздел 4). 4. Предположение о том, что равномерное распределение в пространстве приводит к росту $\log{N(m)}$ как $\propto 0.6m$ , также неверно на больших z, что снова следует из теории фридмановских пространств, описываемых новыми уравнениями Маттига. 5. Предположение постоянной светимости и/или эволюции плотности на больших красных смещениях, несомненно, неверно, о чем свидетельствует повышенное число отсчетов (факт, который был бы открыт Хабблом, если бы он принял правильное предположение о расширении вселенной) в современных подсчетах N(m), а также странной морфологией галактик на пределе чувствительности космического телескопа им. Хаббла (см. раздел 7).

Рассмотрим все эти проблемы по порядку.

3.1. На сцену выходит Гринштейн

Распутывание тонких моментов анализа Хаббла 1936 года было начато уже критической статьей Гриншнейна (1938), в которой он показал, что цветовая температура галактики M31 составляет всего 4200° K вместо использованных Хабблом 6000°. Сдвиг соответствующего чернотельного спектра через полосу пропускания m_pg дал значения селективной K-поправки с добавлением первой или второй степени $2.5 \log{(1 + z)}$ , которые и близко не были похожи на найденные из кривой отклонений Хабблом B = 2.94. Следовательно, не проходила ни одна из интерпретаций подсчетов Хаббла (1936b). Заключение Гринштейна гласило: «В интервале $\lambda$ от 6500 до 3900 Å [спектр M31] очень похож на чернотельный с температурой 4200°, что имеет очень серьезные последствия для интерпретации подсчетов внегалактических туманностей. Кажется невероятным, что влияние красного смещения на видимые звездные величины туманностей, обнаруженное Хабблом, может быть интерпретировано либо как эффект Допплера, либо как эффект, не связанный со скоростью.»

3.2. Современная K-поправка

Однако, проблема с K-поправкой оказалось еще более серьезной, потому что, как было позднее понято на примере открытия несуществующего эффекта Стеббинса-Уитфорда (1948) и его объяснения Оки и Сэндиджем (1968), распределение энергии в спектрах галактик очень плохо аппроксимируется чернотельным, главным образом из-за важного провала на 4000 °. Дальнейшее уточнение спектрального распределения энергии, полученного Оки и Сэндиджем, было проведено Уитфордом (1971). Оки и Сэндидж наблюдали лишь центральные области пяти гигантских эллиптических галактик с помощью спектрального сканера в кассегреновском фокусе как полутора, так и 2.5-метрового телескопов обсерватории Маунт-Вилсон. Уитфорд смог отнаблюдать гораздо большую долю энергии, испускаемой эллиптическими галактиками, с помощью своего спектрального сканера на рефлекторе Кроссли Ликской обсерватории благодаря более короткому фокусу и, следовательно, меньшему масштабу в фокальной плоскости. Радиальный градиент цвета для эллиптических галактик (они становятся более голубыми к краям) объясняет десятипроцентную разницу между этими двумя работами.

Получившиеся в результате средние кривые спектрального распределения энергии, изображенные на рисунке 2, впервые позволили проводить реалистичные вычисления K-поправок в зависимости от красного смещения путем сдвига их и наложения кривых пропускания различных фотометрических систем. С тех пор развилась целая индустрия расчетов K-поправок не только для эллиптических галактик, но и для всех остальных хаббловских типов. Обзор современного состояния этого вопроса и ссылки на соответствующую литературу могут быть найдены, например, в статьях Сэндиджа (1988, 1995).

Рисунок 2. Среднее распределение энергии в спектре гигантской эллиптической галактики по данным Оки и Сэндиджа (1968) для самых центральных областей, а также Уитфорда (1971) для большей апертуры. Именно эти спектральные распределения использовались для первых более-менее надежных расчетов селективной части K-поправки в фильтрах B, V и R для эллиптических галактик. Рассчитанная таким образом K-поправка в фильтре B оказалась гораздо больше той, которую использовал для фильтра m_pg Хаббл (1936b). Рисунок взят из статьи Уитфорда (1971).

Результат расчетов Уитфорда (его таблица 3), аппроксимированный первым членом разложения по степеням z, имеет вид K_B = 7.1z при отсутствии ослабления (учет только энергетического члена), или K_B = 8.1z для случая учета члена, соответствующего «эффекту числа» для реального ослабления.

Очевидно, что ни один из этих результатов не согласуется с полученным Хабблом в 1936 году значением B_mpg = 2.94.

3.3. Поправки к шкале звездных величин

Как уже упоминалось ранее, в одной из важнейших статей десятилетия Стеббинс, Уитфорд и Джонсон (1950) показали, что систематические ошибки в избранных площадках SA 57, SA 61, и SA 68 начинаются уже на звездной величине m_pg = 16 и возрастает с ее ростом. В дальнейшем они показали, что Северный Полярный Ряд, до 1950 года уже долгое время служивший основным источником слабых стандартов (Сирес 1915, 1922a, b; Сирес и Хамасон 1922) был профотометрирован верно с точностью до 0.1 звездной величины даже для самых слабых составляющих его звезд.

Дальнейшая работа распространила этот результат и на другие избранные площадки - было показано, что систематические ошибки повсеместны и достигают в некоторых площадках 1.5 величины на m_pg(по шкале Сиреса) = 18.5. Примеры для четырех избранных площадок приведены на рисунке 3, взятом из ранних результатов систематической программы по определению поправок к наиболее слабым звездам каталога (>Сэндидж 1983, 1998) в дюжине площадок. Поправки становятся заметными примерно на m_pg = 15 и возрастают вплоть до 0.7 величины на m_pg = 18.

Рисунок 3. Сравнение видимых звездных величин в каталоге избранных площадок обсерватории Маунт-Вилсон с m_pg, приведенными в статье Сиреса и др. (1930). Современные величины в фильтре B измерены фотоэлектрически по программе Маунт-Вилсон в 1970-х годах. Графики взяты из статьи Сэндиджа (1983).

<< 2. Кампания 1934-1936 по подсчетам N(m) | Оглавление | 4. Революция Маттига 1958-1959 годов >>