Vasiona

ланија y спектру, морало би ce потражити ново објашњење ове физичке појаве. Могућност малих систематских грешака, које би могле оспорити вредност ових закључака je донекле постојала, али су ипак резултати постигнути овим телескопом били веома значајни. На првом би ce месту контрола свих релавистичкик теорија морала заснивати на што прецизнијем мерењу густине материје y просгору, a на другом месту на што прецизнијем одређивању односа између спектралних линија и даљина. Требало би свакако утврдити да ли ce то померање може уствари приписати ширењу васионе. Неоспорне одговоре на ова питања није било могуће добити 100-палачним телескопом. Садашње космолошке теорије слажу ce са овим резултатима, али je било потребно ићи даље a на првом месту и потврдити ове резултате. To ce покушало допунити изградњом новог, 200 палачног > телескопа на Маунт Паломару] Служећи ce фотоелектричном ревизијом звезданих величина требало ]е реконструисати, и до највећих граница прецизности утврдити скале даљина. Ово на првом месту. A затим ]е требало проверити однос између периода светлосних промена цефеида и њихова сјаја. У екстрагалактичким истраживањима овај je однос одиграо пресудну улогу, али изгледа да су садашњи резултати y малој супротности са подацима који ce изводе из посматрањаглобуларних маглина. ПремаБадеовом Baade) саопштењу на прошлогодишњем конгресу Међународне астрономске уније, садашњи закл>учци дају свима маглинама скоро двоструке досадашње даљине. Упоредно проучавање наше Галаксије и Андромедине маглине (М 31), као два веома повољна система за посматрања, веома je корисно. A испитивање цефеида y неколико других галаксија омогућиће одређивање њихових даљина y којима ce за јединицу узима отстојање између наше Галаксије и М 31. Поред овогз, годишње ce посматра просечно по 10 нова које све достижу исти апсолутни cja], што исто тако омогућава мерење даљина галаксија y којима су оне посматране. 200-палачним телескопом могу ce запазити нове које су ближе од 10 милиона светлосних го шна, што je исто тако y границама посматрања цефеида. Нове he дакле омогућити проверавање даљина многих маглина, што претставља значајан корак y истраживањима, јер je преко познате даљине могуће одредити средњи укупан сјај једне галаксије. Граница сјаја једне непроменљиве звезде je, према експерименталним подацима, око 60000 пута већа од Сунчева сјаја. Ово претставља такође једно средство y мерењу даљина галаксија. У низу вангалактичних система звезда, запажено je, да најсјајнији системи достижу увек приближно исти укупан сјај око 2500 милиона пута већи од Сунчева сјаја. Јасно je како овај нови критеријум омогућује проширење скале даљина при испитиван>има галаксија. Треба овде водити рачуна о томе, да померање целог спектра маглина ка црвеном смањује привидни сјај. Ово ce дејство повећава са померањем, тј. са дал>ином, што уноси и погресивну грешку y одређивање величине самих маглина. Потребно je проучити поделу енергије y средњем спектру једне галаксије и са високом тачношћу израчунати потребне поправке_ Хабл на крају напомиње да сва досадашња зачажања претпостављају да je међугалактички простор празан и Да y њему не долази до апсорпције светлости као y међузвезланом простору. Поред тога претпоставља ce да ce најдаље галаксије, оне са којих ]е светлост кренула пре неколико милиона година, налазе y истом развојном стадијуму y којем ce налазе и сне ближе. Сада ce наро-

чито ради на овом другом проблему, којег je веома тешко експериментално доказати. Сарадња између посматрача са Шмитовим (Schmidt), 48-палачним, и Халеовим (Hale), 200-палачним телескопом je важна. Првим инструментом, који има веће поље вида, откривају ce маглине, a другим ce код оних сјајнијих

мере померања спектра. Хјумејсн (Humason) je успео измерити брзине које одговарају брзинама од 1/5 брзине светлости, y простору до 350 милиона светлосних година, тј. y границама капацитета Шмитовог телескопа. Али могућности 200-палачног телескопа су далеко веће. Могу ce снимати спектри до даљине од 500 милиона светлосних година. Померања спектра, комбинована са скалама даљина, омогућиће да ce утврди да ли су ове две величине линеарно пропорционалне, или не. Ако ce померања спектра ка црвеном делу објасне као удаљавање, онда ce no овој другој претпоставци може контролисати да ли ове опадају или расту. Могла би ce, према томе, проверити и старост васионе, враћајући ce y она времена, тј. y онај тренутак, када je сва космичка материја била кондензована y један почетни протоатом. Шмитов, 48-палачни телескоп he y међувремену учествовати и y одређивању броја маглина до његових граница видљивости. Потребно je утврдити евентуалну хомогеност распореда галаксија y простору, односно одредити квантитативну процену евентуалне нехомогености. Да би ce продрло до граница 1 милијарде светлосних година, употребиће ce, за извесне пределе неба и 200палачни телескоп. За космолошке теорије, закључци из ових радова биће од огромне важности, јер he експериментално проверити која je „теорија о васиони“ највероватнија. Спектроскопска мерења ротационе брзине галаксија омогућују да ce одреди њихова маса. У случају Андромедине маглине добивена je вредност реда 100000 милиона пута Сунчева маса, при чему треба водити рачуна о томе да je М 31 највећа посматрана галаксија. Изгледа да постоји извесна веза између масе и сјаја појединих маглина, као што je то случај и код звезда. Ово су проблеми које астрономи решавају и развијају уз помоћ највећих инструмената. У питању су проблеми експерименталне природе, чије he решење унети разјашњења и на теориском пољу. Јавност, која са незавидне даљине прати проблеме астрономије. може одавде видети како je широко поље истраживања и колико he времена требати да ce овакав рад може сматрати закљученим. (~C0e1um“,1952, бр. 11 12). 3 R

Купола телескопа од 200 палаца опсерваторије Маувт Пааожар

OЛСИОНА I, 1953, број 2