Une relation entre la distance et la vitesse radiale parmi les nébuleuses extra-galactiques

Les déterminations du mouvement du soleil par rapport aux nébuleuses extra-galactiques ont impliqué un terme K de plusieurs centaines de kilomètres qui semble être variable. Des explications de ce paradoxe ont été recherchées dans une corrélation entre les vitesses radiales apparentes et les distances, mais jusqu’ici les résultats n’ont pas été convaincants. Le présent article est un réexamen de la question, basé uniquement sur les distances nébulaires que l’on pense être assez fiables.

Les distances des nébuleuses extra-galactiques dépendent en fin de compte de l’application de critères de luminosité absolue à les étoiles impliquées dont les types peuvent être reconnus. Celles-ci incluent, entre autres, les variables céphéides, les novae et les étoiles bleues impliquées dans la nébulosité d’émission. Les valeurs numériques dépendent du point zéro de la relation période-luminosité entre les céphéides, les autres critères vérifient simplement l’ordre des distances. Cette méthode est limitée aux quelques nébuleuses bien résolues par les instruments existants. Une étude de ces nébuleuses, ainsi que celles dans lesquelles des étoiles peuvent être reconnues, indique la probabilité d’une limite supérieure à peu près uniforme de la luminosité absolue des étoiles, dans les spirales de type tardif et les nébuleuses irrégulières au moins, de l’ordre de M (photographique) = −6,3.1 Les luminosités apparentes des étoiles les plus brillantes dans ces nébuleuses sont donc des critères qui, bien que grossiers et à appliquer avec prudence, fournissent des estimations raisonnables des distances de tous les systèmes extra-galactiques dans lesquels même un peu d’étoiles peuvent être détectées.

Enfin, les nébuleuses elles-mêmes semblent être d’un ordre défini de luminosité absolue, présentant une plage de quatre ou cinq magnitudes autour d’une valeur moyenne M (visuelle) = −15,2.1 L’application de cette moyenne statistique à des cas individuels peut rarement être utilisée à son avantage, mais lorsque des nombres considérables sont impliqués, et en particulier dans les différents groupes de nébuleuses, les luminosités apparentes moyennes des nébuleuses elles-mêmes offrent des estimations fiables correspond aux distances moyennes.

Les vitesses radiales de 46 nébuleuses extra-galactiques sont maintenant disponibles, mais les distances individuelles sont estimées pour seulement 24. Pour un autre, NGC 3521, une estimation pourrait probablement être faite, mais non des photographies sont disponibles au mont Wilson. Les données sont données dans le tableau 1. Les sept premières distances sont les plus fiables, dépendant, à l’exception de M 32, le compagnon de M 31, de recherches approfondies sur de nombreuses étoiles concernées. Les treize prochaines distances, selon le critère d’une limite supérieure uniforme de la luminosité stellaire, sont sujettes à des erreurs probables considérables mais sont considérées comme les valeurs les plus raisonnables actuellement disponibles. Les quatre derniers objets semblent appartenir à l’amas de la Vierge. La distance assignée à l’amas, 2 × 106 parsecs, est dérivée de la distribution des luminosités nébulaires, ainsi que des luminosités des étoiles dans certaines des spirales de type ultérieur, et diffère quelque peu de l’estimation de Harvard de dix millions d’années-lumière.2

Les données dans le Le tableau indique une corrélation linéaire entre les distances et les vitesses, que ces dernières soient utilisées directement ou corrigées du mouvement solaire, selon les solutions plus anciennes. Ceci suggère une nouvelle solution pour le mouvement solaire dans laquelle les distances sont introduites comme coefficients du terme K, i. e., les vitesses sont supposées varier directement avec les distances, et donc K représente la vitesse à distance unitaire due à cet effet. Les équations de condition prennent alors la forme Deux solutions ont été faites, l’une utilisant les 24 nébuleuses individuellement, l’autre les combinant en 9 groupes selon la proximité en direction et en distance. Les résultats sont

Pour un matériel aussi maigre, si mal distribué, les résultats sont assez précis. Les différences entre les deux solutions sont dues en grande partie aux quatre nébuleuses de la Vierge, qui, étant les objets les plus éloignés et partageant tous le mouvement particulier de l’amas, influencent indûment la valeur de K et donc de V0. De nouvelles données sur des objets plus éloignés seront nécessaires pour réduire l’effet d’un tel mouvement particulier. Pendant ce temps, les nombres ronds, intermédiaires entre les deux solutions, représenteront l’ordre probable des valeurs. Par exemple, soit A = 277 °, D = + 36 ° (Gal. Long. = 32 °, lat. = + 18 °), V0 = 280 km./sec., K = +500 km./sec. par million de parsecs. M. Strömberg a très gentiment vérifié l’ordre général de ces valeurs par des solutions indépendantes pour différents regroupements de données.

Un terme constant, introduit dans les équations, s’est avéré petit et négatif. Cela semble éliminer la nécessité de l’ancien terme K constant.Des solutions de ce genre ont été publiées par Lundmark3, qui a remplacé l’ancien K par k + lr + mr2. Sa solution préférée donnait k = 513, par rapport à l’ancienne valeur de l’ordre de 700, et offrait donc peu d’avantages.

Les résidus pour les deux solutions données au-dessus de la moyenne 150 et 110 km./sec. et devrait représenter les mouvements particuliers moyens des nébuleuses individuelles et des groupes, respectivement. Afin de présenter les résultats sous forme graphique, le mouvement solaire a été éliminé des vitesses observées et les restes, les termes de distance plus les résidus, ont été tracés en fonction des distances. Le parcours des résidus est à peu près aussi fluide qu’on peut s’y attendre, et en général la forme des solutions semble adéquate.

Les 22 nébuleuses pour lesquelles les distances ne sont pas disponibles peuvent être traitées de deux manières. Premièrement, la distance moyenne du groupe dérivée des magnitudes apparentes moyennes peut être comparée à la moyenne des vitesses corrigées pour le mouvement solaire. Le résultat, 745 km./sec. pour une distance de 1,4 × 106 parsecs, se situe entre les deux solutions précédentes et indique une valeur de K de 530 par rapport à la valeur proposée, 500 km./sec.

Deuxièmement, la dispersion des nébuleuses individuelles peut être examinée en supposant la relation entre les distances et les vitesses telle que déterminée précédemment. Les distances peuvent alors être calculées à partir des vitesses corrigées pour le mouvement solaire, et les magnitudes absolues peuvent être dérivées des magnitudes apparentes. Les résultats sont donnés dans le tableau 2 et peuvent être comparés à la distribution des grandeurs absolues parmi les nébuleuses du tableau 1, dont les distances sont dérivées d’autres critères. N. G. C. 404 peut être exclu, car la vitesse observée est si petite que le mouvement particulier doit être grand par rapport à l’effet de distance. L’objet n’est pas nécessairement une exception, cependant, puisqu’une distance peut être attribuée pour laquelle le mouvement particulier et la grandeur absolue sont tous deux dans la plage précédemment déterminée. Les deux grandeurs moyennes, -15,3 et -15,5, les plages, 4,9 et 5,0 mag., Et les distributions de fréquence sont étroitement similaires pour ces deux ensembles de données entièrement indépendants; et même la légère différence de magnitudes moyennes peut être attribuée aux nébuleuses sélectionnées, très brillantes, dans l’amas de la Vierge. Cet accord entièrement non forcé soutient la validité de la relation vitesse-distance dans une affaire très évidente. Enfin, il convient de noter que la distribution de fréquence des magnitudes absolues dans les deux tableaux combinés est comparable à celles trouvées dans les différents groupes de nébuleuses.

Les résultats établissent une relation entre les vitesses et les distances parmi les nébuleuses pour lesquelles des vitesses ont déjà été publiées, et la relation semble dominer la distribution des vitesses. Afin d’étudier la question à une échelle beaucoup plus grande, M. Humason au mont Wilson a lancé un programme de détermination des vitesses des nébuleuses les plus éloignées pouvant être observées avec confiance. Ce sont naturellement les nébuleuses les plus brillantes des groupes de nébuleuses. Le premier résultat définitif, 4 v = + 3779 km./sec. pour N. G. C. 7619, est tout à fait conforme aux présentes conclusions. Corrigée pour le mouvement solaire, cette vitesse est de +3910, ce qui, avec K = 500, correspond à une distance de 7,8 × 106 parsecs. Puisque la magnitude apparente est de 11,8, la magnitude absolue à une telle distance est de -17,65, ce qui est du bon ordre pour les nébuleuses les plus brillantes d’un amas. Une distance préliminaire, dérivée indépendamment de l’amas dont cette nébuleuse semble faire partie, est de l’ordre de 7 × 106 parsecs.

De nouvelles données à prévoir dans un proche avenir peuvent modifier la signification de la présente enquête ou, si elle est confirmative, conduira à une solution ayant plusieurs fois le poids. Pour cette raison, il est jugé prématuré de discuter en détail des conséquences évidentes des résultats actuels.Par exemple, si le mouvement solaire par rapport aux amas représente la rotation du système galactique, ce mouvement pourrait être soustrait des résultats pour les nébuleuses et le reste représenterait le mouvement du système galactique par rapport aux nébuleuses extra-galactiques .

La caractéristique exceptionnelle, cependant, est la possibilité que la relation vitesse-distance puisse représenter l’effet de Sitter, et donc que des données numériques puissent être introduites dans les discussions sur la courbure générale de l’espace. Dans la cosmologie de Sitter, les déplacements des spectres proviennent de deux sources, un ralentissement apparent des vibrations atomiques et une tendance générale des particules matérielles à se disperser. Ce dernier implique une accélération et introduit donc l’élément temps. L’importance relative de ces deux effets devrait déterminer la forme de la relation entre les distances et les vitesses observées; et à cet égard, il peut être souligné que la relation linéaire trouvée dans la présente discussion est une première approximation représentant une plage de distance restreinte.