Космологические сверхновые. Часть 1
Как мы говорили, открытие космического вакуума стало возможным благодаря наблюдениям далеких вспышек сверхновых звезд.
Явление вспышки сверхновой звезды — один из самых ярких феноменов в астрономии. В максимуме блеска одна сверхновая звезда излучает столько световой энергии, сколько идет от целой галактики, подобной нашей Галактике, или даже больше. Вспышка продолжается от нескольких недель до немногих месяцев,, и за эти время сверхновая излучает столько энергии, сколько Солнце способно излучить за всю свою жизнь. Различают сверхновые двух основных типов. Сверхновые типа I возникают в результате коллапса и взрывного ядерного горения аккрецирующего белого карлика в двойной звездной системе. Сверхновая типа II — результат коллапса одиночной массивной звезды на конечной стадии ее эволюции. Среди сверхновых первого типа самые яркие — это сверхновые подтипа Ia. Еще в 1977 г. московский астроном Ю. П. Псковский заметил, что имеется корреляция между скоростью падения блеска при этих вспышках и пиковой собственной светимостью в максимуме блеска. Отсюда возникает возможность оценки этой максимальной светимости в наблюдениях, причем эта максимальная светимость почти строго одинакова при всех таких вспышках, что и делает сверхновые Ia удобными для наблюдений стандартными свечами.
Видимая яркость какого-либо источника света характеризуется энергией, поступающей от него в единицу времени на единицу \ площади. Излучаемая источником энергия распределяется по сфере плошадью 4ttR7, где R — расстояние до источника. Далее нужно учитывать еще, что каждый фотон при распространении от источника до приемника краснеет, т. е. уменьшает свою энергию в (1 + z) раз, где z — красное смещение, соответствующее расстоянию R.
Кроме того, еще и темп прихода фотонов к приемнику убывает в отношении (\+z) из-за увеличения промежутков времени в расширяющемся мире. В результате всего этого имеем следующую зависимость для принимаемого потока энергии за единицу времени в расчете на единицу площади:
(2.1)
Здесь L — собственная светимость источника, т. е. вся испускаемая им энергия за единицу времени, если измерить ее в непосредственной близости к источнику.
Известный закон обратных квадратов получается в пренебрежении величиной красного смещения z по сравнению с единицей, что действительно возможно на малых, некосмологических расстояниях. В том же приближении можно воспользоваться законом Хаббла, V = HR, чтобы найти связь между красным смещением и расстоянием. Так как красное смещение есть z = V/c, то R = cz/H, и тогда
(2.2)
В самом общем случае, когда величина красного смещения не мала, связь между расстоянием и красным смещением имеет более сложный вид. Чтобы ее найти, нужно воспользоваться уравнением, которое описывает распространение света в расширяющемся мире. Это уравнение есть
Другие части:
Космологические сверхновые. Часть 1