Vztah mezi vzdáleností a radiální rychlostí mezi extra-galaktickými mlhovinami

Stanovení pohybu slunce vzhledem k extra-galaktickým mlhovinám zahrnovalo K-termín několika stovek kilometrů, který se zdá být proměnná. Vysvětlení tohoto paradoxu byla hledána v korelaci mezi zdánlivými radiálními rychlostmi a vzdálenostmi, ale výsledky zatím nebyly přesvědčivé. Tato práce je opětovným prozkoumáním otázky na základě pouze těch vzdáleností mlhovin, o nichž se předpokládá, že jsou docela spolehlivé.

Vzdálenosti extra-galaktických mlhovin v konečném důsledku závisí na aplikaci kritérií absolutní svítivosti na zúčastněné hvězdy, jejichž typy lze rozpoznat. Patří mezi ně mimo jiné cefeidské proměnné, novy a modré hvězdy podílející se na emisní mlhovině. Číselné hodnoty závisí na nulovém bodě vztahu periody a svítivosti mezi cefeidy, ostatní kritéria pouze kontrolují pořadí vzdáleností. Tato metoda je omezena na několik mlhovin, které jsou dobře vyřešeny stávajícími přístroji. Studie těchto mlhovin společně s těmi, ve kterých lze rozpoznat vůbec nějaké hvězdy, naznačuje pravděpodobnost přibližně jednotné horní hranice absolutní svítivosti hvězd, přinejmenším u spirál pozdního typu a nepravidelných mlhovin řádu of M (photographic) = -6.3.1 Zdánlivá svítivost nejjasnějších hvězd v takových mlhovinách jsou tedy kritérii, která, i když jsou drsná a je třeba je používat opatrně, poskytují rozumné odhady vzdáleností všech mimogalaktických systémů, ve kterých dokonce i může být detekováno několik hvězd.

Nakonec se mlhoviny samy zdají být v určitém řádu absolutní svítivosti a vykazují rozsah čtyř nebo pěti velikostí o průměrné hodnotě M (vizuální) = −15.2.1 Použití tohoto statistického průměru na jednotlivé případy lze jen zřídka využít s výhodou, ale pokud se jedná o značné počty, zejména v různých klastrech mlhovin, nabízejí průměrné zjevné svítivosti mlhovin spolehlivé odhady kamarádi středních vzdáleností.

Nyní jsou k dispozici radiální rychlosti 46 extra-galaktických mlhovin, ale jednotlivé vzdálenosti se odhadují pouze na 24. Pro jednu další, NGC 3521, je pravděpodobně možné provést odhad, ale ne fotografie jsou k dispozici na Mount Wilson. Data jsou uvedena v tabulce 1. Prvních sedm vzdáleností je nejspolehlivějších, v závislosti na, s výjimkou M32, společníka M31, na základě rozsáhlého výzkumu mnoha zúčastněných hvězd. Dalších třináct vzdáleností, v závislosti na kritériu jednotné horní hranice hvězdné svítivosti, podléhá značným pravděpodobným chybám, ale je považováno za nejrozumnější hodnoty v současnosti dostupné. Zdá se, že poslední čtyři objekty jsou ve skupině Panny. Vzdálenost přidělená hvězdokupě, 2 × 106 parsek, je odvozena z distribuce světelnosti světel, spolu s jasy hvězd v některých spirálech pozdějšího typu, a poněkud se liší od Harvardova odhadu deseti milionů světelných let. / p>

Data v Tabulka ukazuje lineární korelaci mezi vzdálenostmi a rychlostmi, ať už jsou tyto použity přímo nebo korigovány na sluneční pohyb, podle starších řešení. To naznačuje nové řešení pro sluneční pohyb, ve kterém jsou vzdálenosti zavedeny jako koeficienty K termínu, tj. Předpokládá se, že se rychlosti mění přímo se vzdálenostmi, a proto K představuje rychlost v jednotkové vzdálenosti v důsledku tohoto jevu. Rovnice stavu pak mají podobu Byly vytvořeny dvě řešení, jedno s použitím 24 mlhovin jednotlivě, druhé je kombinovalo do 9 skupin podle vzdálenosti ve směru a ve vzdálenosti. Výsledky jsou

U tak nedostatečného materiálu, který je tak špatně rozložen, jsou výsledky docela jednoznačné. Rozdíly mezi těmito dvěma řešeními jsou do značné míry způsobeny čtyřmi mlhovinami Panny, které jsou nejvzdálenějšími objekty a všechny sdílejí zvláštní pohyb hvězdokupy, nepřiměřeně ovlivňují hodnotu K a tedy V0. K omezení účinku takového zvláštního pohybu budou zapotřebí nová data o vzdálenějších objektech. Mezitím budou kulatá čísla mezi těmito dvěma řešeními představovat pravděpodobné pořadí hodnot. Například nechť A = 277 °, D = + 36 ° (Gal. Délka. = 32 °, zeměpisná šířka = + 18 °), V0 = 280 km / s, K = +500 km / s. na milion parseků. Pan Strömberg velmi laskavě zkontroloval obecné pořadí těchto hodnot nezávislými řešeními pro různá seskupení dat.

Konstantní člen, zavedený do rovnic, byl shledán malým a záporným. Zdá se, že to vylučuje nutnost starého konstantního K termínu.Řešení tohoto druhu publikoval Lundmark, 3 který nahradil staré K k + lr + mr2. Jeho oblíbené řešení poskytlo k = 513, oproti původní hodnotě řádu 700, a proto nabídlo malou výhodu.

Rezidua pro obě řešení uvedená nad průměrem 150 a 110 km / s. a měly by představovat průměrné zvláštní pohyby jednotlivých mlhovin a skupin. Aby bylo možné výsledky zobrazit v grafické podobě, byl ze sledovaných rychlostí vyloučen sluneční pohyb a zbytky, vzdálenosti a zbytky, byly vyneseny proti vzdálenostem. Průběh reziduí je zhruba tak plynulý, jak lze očekávat, a obecně se zdá, že forma řešení je adekvátní.

22 mlhovin, pro které vzdálenosti nejsou k dispozici, lze léčit dvěma způsoby. Nejprve lze porovnat střední vzdálenost skupiny odvozenou ze středních zdánlivých velikostí s průměrem rychlostí korigovaných pro sluneční pohyb. Výsledek, 745 km / s. na vzdálenost 1,4 × 106 parseků spadá mezi obě předchozí řešení a udává hodnotu K 530 oproti navrhované hodnotě 500 km / s.

Zadruhé, rozptyl jednotlivých mlhovin lze zkoumat převzetím vztahu mezi vzdálenostmi a rychlostmi, jak bylo dříve stanoveno. Vzdálenosti lze poté vypočítat z rychlostí korigovaných na sluneční pohyb a absolutní velikosti lze odvodit ze zdánlivých velikostí. Výsledky jsou uvedeny v tabulce 2 a lze je porovnat s distribucí absolutních velikostí mezi mlhovinami v tabulce 1, jejichž vzdálenosti jsou odvozeny z jiných kritérií. Lze vyloučit N. G. C. 404, protože pozorovaná rychlost je tak malá, že zvláštní pohyb musí být velký ve srovnání s efektem vzdálenosti. Objekt však nemusí být nutně výjimkou, protože lze přiřadit vzdálenost, pro kterou jsou zvláštní pohyb i absolutní velikost v dříve určeném rozsahu. Tyto dvě střední veličiny, -15,3 a -15,5, rozsahy 4,9 a 5,0 mag, a frekvenční distribuce jsou si velmi podobné pro tyto dvě zcela nezávislé sady dat; a dokonce i nepatrný rozdíl ve středních velikostech lze připsat vybrané, velmi jasné mlhoviny v kupě Panny. Tato zcela nevynucená dohoda podporuje platnost vztahu rychlost-vzdálenost ve velmi evidentní záležitosti. Nakonec stojí za to zaznamenat, že distribuce frekvence absolutních velikostí ve dvou kombinovaných tabulkách je srovnatelná s frekvencí v různých klastrech mlhovin.

Výsledky stanovují zhruba lineární vztah mezi rychlostmi a vzdálenostmi mezi mlhovinami, pro které byly rychlosti již dříve publikovány, a zdá se, že vztah dominuje distribuci rychlostí. Za účelem prozkoumání této záležitosti v mnohem větším měřítku zahájil pan Humason na hoře Wilson program určování rychlostí nejvzdálenějších mlhovin, které lze s jistotou pozorovat. Jedná se přirozeně o nejjasnější mlhoviny ve shlucích mlhovin. První definitivní výsledek, 4 v = + 3779 km / s. pro N. G. C. 7619, je zcela v souladu s těmito závěry. Po korekci na sluneční pohyb je tato rychlost +3910, což při K = 500 odpovídá vzdálenosti 7,8 × 106 parseků. Vzhledem k tomu, že zdánlivá velikost je 11,8, je absolutní velikost v takové vzdálenosti – 17,65, což je správné pořadí pro nejjasnější mlhoviny v kupě. Předběžná vzdálenost odvozená nezávisle na klastru, jehož se tato mlhovina zdá být členem, je řádově 7 × 106 parseků.

Nová data, která lze očekávat v blízké budoucnosti, mohou změnit význam současné šetření nebo, bude-li potvrzující, povede k řešení, které bude mít mnohonásobnou váhu. Z tohoto důvodu se považuje za předčasné podrobně diskutovat zjevné důsledky současných výsledků.Například pokud sluneční pohyb vzhledem ke klastrům představuje rotaci galaktického systému, mohl by být tento pohyb odečten od výsledků pro mlhoviny a zbytek by představoval pohyb galaktického systému s ohledem na mimogalaktické mlhoviny .

Vynikající vlastností však je možnost, že vztah rychlosti a vzdálenosti může představovat de Sitterův efekt, a tudíž lze do diskusí o obecném zakřivení prostoru vložit numerická data. V de Sitterově kosmologii vznikají posuny spekter ze dvou zdrojů, zjevné zpomalení atomových vibrací a obecná tendence částic materiálu k rozptylu. Ta zahrnuje zrychlení, a proto zavádí prvek času. Relativní důležitost těchto dvou účinků by měla určovat formu vztahu mezi vzdálenostmi a pozorovanými rychlostmi; a v této souvislosti lze zdůraznit, že lineární vztah nalezený v této diskusi je první aproximací představující omezený rozsah ve vzdálenosti.