은하 외 성운 사이의 거리와 반경 속도 사이의 관계

은하 외 성운에 대한 태양의 운동을 결정하는 데는 몇 백 킬로미터의 K 항이 포함되어 있습니다. 변하기 쉬운. 이 역설에 대한 설명은 겉보기 방사상 속도와 거리 사이의 상관 관계에서 모색되었지만 지금까지 그 결과는 설득력이 없습니다. 이 논문은 상당히 신뢰할 수있는 성운 거리만을 기반으로 한 질문에 대한 재검토입니다.

은하 외 성운의 거리는 궁극적으로 다음과 같은 절대 광도 기준의 적용에 달려 있습니다. 유형을 인식 할 수있는 관련 별. 여기에는 방출 성운과 관련된 세 페이드 변수, 신성 및 청색 별이 포함됩니다. 수치 값은 세 페이드 사이의주기-광도 관계의 영점에 따라 달라지며, 다른 기준은 거리의 순서를 확인하는 것입니다. 이 방법은 기존 도구로 잘 해결되는 몇 개의 성운에 국한됩니다. 이 성운에 대한 연구는 별을 전혀 인식 할 수없는 것들과 함께 적어도 후기형 나선과 불규칙한 성운에서 별의 절대 광도에 대해 거의 균일 한 상한이있을 확률을 나타냅니다. of M (사진) = −6.3.1 따라서 그러한 성운에서 가장 밝은 별들의 겉보기 광도는 거칠고주의를 기울여 적용해야하지만 모든 은하계 외계의 거리에 대한 합리적인 추정치를 제공하는 기준입니다. 몇 개의 별이 감지 될 수 있습니다.

마지막으로 성운 자체는 절대 광도의 명확한 순서로 나타나며 평균 값 M (시각) = -15.2.1에 대해 4 ~ 5 등급 범위를 나타냅니다. 이 통계적 평균을 개별 사례에 적용하는 것은 거의 도움이되지 않지만, 상당한 숫자가 관련되고 특히 다양한 성운 클러스터에서 성운 자체의 겉보기 광도는 신뢰할 수있는 추정치를 제공합니다. 평균 거리의 짝.

이제 46 개의 은하 외 성운의 방사 속도를 사용할 수 있지만 개별 거리는 24 개에 불과합니다. 다른 하나 인 NGC 3521의 경우에는 추정 할 수 있지만 그렇지 않습니다. 마운트 윌슨에서 사진을 볼 수 있습니다. 데이터는 표 1에 나와 있습니다. 처음 7 개의 거리는 관련된 많은 별에 대한 광범위한 조사에서 M 31의 동반자 인 M 32를 제외하고 가장 신뢰할 수 있습니다. 다음 13 개의 거리는 항성 광도의 균일 한 상한의 기준에 따라 상당한 오류가있을 수 있지만 현재 이용 가능한 가장 합리적인 값으로 여겨집니다. 마지막 4 개의 개체는 처녀 자리 클러스터에있는 것으로 보입니다. 성단에 할당 된 거리 (2 × 106 파섹)는 나선 형태의 일부 별들의 광도와 함께 성운 광도 분포에서 파생되며 하버드의 천만 광년 추정치와 다소 다릅니다 .2

표는 이전 솔루션에 따라 거리와 속도 간의 선형 상관 관계를 나타내며, 후자는 직접 사용되거나 태양 운동에 대해 수정됩니다. 이것은 거리가 K 항의 계수로 도입되는 태양 운동에 대한 새로운 솔루션을 제안합니다. 즉, 속도는 거리에 따라 직접적으로 변한다고 가정하므로 K는이 효과로 인한 단위 거리에서의 속도를 나타냅니다. 그런 다음 조건 방정식은 다음과 같은 형식을 취합니다. 하나는 24 개의 성운을 개별적으로 사용하고 다른 하나는 방향과 거리의 근접성에 따라 9 개 그룹으로 결합하는 두 가지 솔루션이 만들어졌습니다. 결과는 다음과 같습니다.

그러한 부족한 자료의 경우 분포가 잘되지 않아 결과가 상당히 명확합니다. 두 솔루션의 차이점은 주로 가장 먼 물체이고 모두 성단의 독특한 움직임을 공유하는 네 개의 처녀 자리 성운에 기인합니다.이 성운은 K 값과 V0 값에 부당하게 영향을 미칩니다. 이러한 특이한 움직임의 영향을 줄이기 위해 더 먼 물체에 대한 새로운 데이터가 필요합니다. 한편 두 솔루션 사이의 중간 인 반올림 숫자는 값의 가능한 순서를 나타냅니다. 예를 들어 A = 277 °, D = + 36 ° (Gal. long. = 32 °, lat. = + 18 °), V0 = 280 km./sec., K = +500 km./sec. 백만 파섹 당. Strömberg 씨는 데이터의 다른 그룹화에 대해 독립적 인 솔루션으로 이러한 값의 일반적인 순서를 매우 친절하게 확인했습니다.

방정식에 도입 된 상수 항은 작고 음수 인 것으로 나타났습니다. 이것은 오래된 상수 K 항에 대한 필요성을 제거하는 것 같습니다.이러한 종류의 솔루션은 이전 K를 k + lr + mr2로 대체 한 Lundmark3에 의해 게시되었습니다. 그가 선호하는 솔루션은 이전 값인 700과 비교하여 k = 513을 제공하므로 이점이 거의 없었습니다.

평균 150km 및 110km / 초 이상으로 주어진 두 솔루션의 잔차입니다. 개별 성운과 그룹의 평균 특이한 움직임을 각각 나타내야합니다. 결과를 그래픽 형식으로 나타 내기 위해 관찰 된 속도에서 태양 운동을 제거하고 나머지, 거리 항과 잔차를 거리에 대해 플롯했습니다. 잔차의 진행은 예상 할 수있는만큼 부드러 우며 일반적으로 솔루션의 형태가 적절 해 보입니다.

거리를 사용할 수없는 22 개의 성운은 두 가지 방법으로 처리 할 수 있습니다. 첫째, 평균 겉보기 크기에서 파생 된 그룹의 평균 거리를 태양 운동에 대해 보정 된 속도의 평균과 비교할 수 있습니다. 결과는 745km / 초입니다. 1.4 × 106 파섹의 거리에 대해 이전 두 솔루션 사이에 있으며 제안 된 값인 500km / 초에 대한 K 값이 530임을 나타냅니다.

둘째, 개별 성운의 산란 이전에 결정된 거리와 속도 간의 관계를 가정하여 검토 할 수 있습니다. 그런 다음 태양 운동에 대해 보정 된 속도에서 거리를 계산할 수 있으며 겉보기 크기에서 절대 크기를 도출 할 수 있습니다. 결과는 표 2에 나와 있으며, 거리가 다른 기준에서 도출 된 표 1의 성운 사이의 절대 크기 분포와 비교할 수 있습니다. N. G. C. 404는 관측 된 속도가 너무 작아서 거리 효과에 비해 특이한 움직임이 커야하기 때문에 제외 할 수 있습니다. 그러나 특이한 움직임과 절대 크기가 모두 이전에 결정된 범위 내에있는 거리가 할당 될 수 있기 때문에 객체가 반드시 예외는 아닙니다. 두 개의 평균 크기, −15.3 및 −15.5, 범위, 4.9 및 5.0 mag. 및 빈도 분포는이 두 개의 완전히 독립적 인 데이터 세트에 대해 매우 유사합니다. 그리고 평균 크기의 약간의 차이조차도 처녀 자리 성단에서 선택된 매우 밝은 성운에 기인 할 수 있습니다. 이 완전히 강제되지 않은 합의는 매우 분명한 문제에서 속도-거리 관계의 유효성을 지원합니다. 마지막으로, 결합 된 두 표에서 절대 크기의 주파수 분포가 다양한 성운 성단에서 발견 된 것과 비슷하다는 것을 기록 할 가치가 있습니다.