Цвикк

Cтраница 3

Долго обсуждался вопрос о том, существуют ли скопления скоплений галактик. Споры не прекратились и сейчас. Цвикки ( 1957) считает, что скоплений скоплений не существует. [31]

Но, по-видимому, все согласны с тем, что значительных неоднородностей плотности в масштабах, в десятки раз превышающих размеры крупных скоплений, не существует. Сильнейшие аргументы в пользу этого дают косвенные соображения, основанные на наблюдении изотропии реликтового излучения, о чем мы уже упоминали выше и будем говорить еще в следующей главе. Согласно Цвикки, диаметры наибольших скоплений порядка 8 - 10 пс и скопления распределены в среднем однородно: размер наибольшей ячейки неоднородности во Вселенной порядка 40 - 10е пс, что составляет линейный размер, приходящийся на одно большое скопление. [32]

Другие остроумные гипотезы о виде дефектов были предложены А. Предложенная Цвикки мозаичная структура представляет собой периодическое распределение ослабленных слоев атомов внутри кристаллической решетки, разделяющих ее на правильные блоки. Имеются на эту тему и работы других авторов. [33]

Минимуму потенциальной энергии решетки по Цвикки соответствует не правильное расположение атомов в решетке, а несколько нарушенное. Впоследствии Цвикки пошел дальше и пришел к заключению, что эти искажения расположены в кристалле периодически. Он отошел от идей Гриффитса и высказал предположение о существовании плоскостей слабого сцепления, наличием которых и пытался объяснить низ - Р, г / мм2 кую прочность кристалла. Опытные данные также не подтверждают существования прин-ципиальной мозаичной структуры. Во всех случаях, когда она обнаруживается на опыте, мы имеем дело с образцом, структура которого обусловлена случайными условиями роста или неправильным обращением с кристаллом. [34]

В 1961 г. в Пасадене ( штат Калифорния) было создано общество морфологических исследований под председательством Цвикки. Каждый знает о Цвикки, но очень немногие знакомы с его методом. [35]

Одна из карт, построенных Шепли. Отмечены угловые положения галактик ярче 18т 1380 ]. [36]

Что касается выбора того или иного статистического подхода для измерения скучивания галактик, то предпочтение отдавалось различным модификациям автокорреляционной функции. Использованный Боком параметр - дисперсия, или разброс подсчетов N в ячейках - является интегралом от двухточечной корреляционной функции ( разд. Индекс клочковатости, употреблявшийся Цвикки [459], равен отношению разброса N к разбросу, ожидаемому для однородного случайного распределения. [37]

В 1959 г. Цвикки писал, что скопление Кома, а с ним и все другие скопления галактик, для которых известна дисперсия скоростей, оказываются в несколько сотен раз массивнее, чем об этом можно было бы судить по оценкам масс самых ярких галактик в скоплениях, выводимых из их светимостей. За прошедшие с тех пор годы представление о гравитационной связанности и стационарности скоплений получило новые наблюдательные и теоретические подтверждения, на основании которых с большей уверенностью можно полагать, что скопления действительно имеют те массы, которые следуют из теоремы вириала. Это достигнуто уточнением отношения масса / светимость, для которого принятое Цвикки значение ( - 1) оказалось сильно заниженным. Возможно и снижение оценки вириальной массы Комы. По мнению Фе-сенко ( 19766), это может быть связано с исключением галактик фона, которые случайно проектируются на скопление и создают видимость большей, чем на самом деле, дисперсии скоростей галактик. Другая возможность предполагает учет группирования галактик внутри скопления в отдельные подскопления, что способно увеличить при той же массе общий гравитационный потенциал скопления. [38]

Как уже описывалось в разд. Крабовидной туманности и в созвездии Парусов были обнаружены в остатках сверхновых. Еще в 1934 г. Бааде и Цвикки [31] показали, что гравитационной энергии, высвобождаемой при коллапсе эволюционирующего звездного ядра в нейтронную звезду, более чем достаточно, чтобы обеспечить энергией наблюдаемые вспышки сверхновых. [39]

На новой камере ведут работу Хаббл, Бааде и Цвикки. Вместе с Сендид-жем, молодым сотрудником Обсерватории, Хаббл на нескольких пластинках изучает распределение далеких слабых галактик. [40]

Хотя само название черные дыры было введено Уилером лишь в 1968 г., вопрос о возможности существования подобных объектов в рамках ньютоновской теории обсуждался Митчелом и Лапласом еще в конце XVIII в. В рамках ОТО с этой проблемой столкнулись, по сути дела, в год создания теории, после того как Шварцшильд ( 1916) получил первое точное ( сферически-симметричное) решение уравнений Эйнштейна в пустоте. На то, что этот интервал времени оказался таким длительным, по всей видимости, повлияло общее представление о невозможности существования в природе тел, размеры которых сравнимы с их гравитационным радиусом. Однако в тридцатых годах после работ Ландау, Бааде, Цвикки и Оппенгеймера, в которых была показана возможность существования нейтронных звезд, чей размер лишь в несколько раз превосходит размер их гравитационного радиуса, интерес к свойствам сверхсжатых гравитационных систем сильно возрос. [41]

Мпк); MQ - масса Солнца; G - гравитац, постоянная; а - безразмерный численный коэф. Такие оценки выполнены для центр, частей неск. Значит, расхождение оценок ML и А /, впервые отмеченное Ф, Цвикки ( F. Zwicky) в 1930 - х гг., является одним из самых серьезных свидетельств данных наблюдений в пользу существования невидимого тяготеющего вещества ( скрытой массы), к-рое в масштабах С. [42]

Калифорнийский технологический институт и институт Карнеги пришли к согласию о необходимости объединить обсерватории Маунт Вил сон и Маунт Пало-мар. Возобновилась работа по сооружению 200 - дюймового7 телескопа, прерванная в годы войны. Вскоре должна была войти в строй и 48-дюймовая камера Шмидта. Создавалась беспрецедентная в истории астрономии концентрация крупнейших инструментов в одном месте / и в руках самых выдающихся исследователей, таких, как Бааде, Хыомасон, Цвикки, Мияковский, работавших в отделе Хаббла, и других. [43]

Страницы: 1 2 3