Określenia ruchu Słońca w odniesieniu do mgławic pozagalaktycznych dotyczyły członu K o długości kilkuset kilometrów, który wydaje się być zmienna. Wyjaśnienia tego paradoksu poszukiwano w korelacji między pozornymi prędkościami radialnymi a odległościami, ale jak dotąd wyniki nie były przekonujące. Niniejsza praca jest ponowną analizą tego pytania, opartą tylko na tych odległościach mgławicowych, które uważa się za dość wiarygodne.
Odległości mgławic pozagalaktycznych zależą ostatecznie od zastosowania kryteriów absolutnej jasności do zaangażowane gwiazdy, których typy można rozpoznać. Należą do nich między innymi zmienne cefeidy, nowe i niebieskie gwiazdy zaangażowane w mgławicę emisyjną. Wartości liczbowe zależą od punktu zerowego relacji okres-jasność między cefeidami, pozostałe kryteria służą jedynie do sprawdzania kolejności odległości. Ta metoda jest ograniczona do kilku mgławic, które są dobrze rozróżniane przez istniejące instrumenty. Badanie tych mgławic, razem z tymi, w których w ogóle można rozpoznać gwiazdy, wskazuje na prawdopodobieństwo w przybliżeniu jednolitej górnej granicy absolutnej jasności gwiazd, przynajmniej w późnych spiralach i mgławicach nieregularnych, rzędu M (fotograficzna) = −6,3,1 Pozorne jasności najjaśniejszych gwiazd w takich mgławicach są zatem kryteriami, które, choć szorstkie i należy je stosować ostrożnie, dostarczają rozsądnych szacunków odległości wszystkich układów pozagalaktycznych, w których nawet można wykryć niewiele gwiazd.
Wreszcie, same mgławice wydają się mieć określony rząd absolutnej jasności, wykazując zakres czterech lub pięciu jasności wokół średniej wartości M (wizualnej) = −15,2,1 Rzadko kiedy można z korzyścią zastosować tę statystyczną średnią do pojedynczych przypadków, ale w przypadku znacznej liczby mgławic, a zwłaszcza w różnych skupiskach mgławic, średnie pozorne jasności samych mgławic dają wiarygodne oszacowanie. wiązań średnich odległości.
Prędkości radialne 46 mgławic pozagalaktycznych są teraz dostępne, ale indywidualne odległości są szacowane tylko na 24. Z drugiej strony, NGC 3521, prawdopodobnie można byłoby oszacować, ale nie zdjęcia są dostępne w Mount Wilson. Dane są podane w tabeli 1. Pierwsze siedem odległości jest najbardziej wiarygodnych, w zależności, z wyjątkiem M 32, towarzyszki M 31, na podstawie szeroko zakrojonych badań wielu zaangażowanych gwiazd. Kolejnych trzynaście odległości, w zależności od kryterium jednolitej górnej granicy jasności gwiazd, obarczonych jest znacznymi prawdopodobnymi błędami, ale uważa się, że są to najbardziej rozsądne dostępne obecnie wartości. Wydaje się, że ostatnie cztery obiekty znajdują się w Gromadzie Panny. Odległość przypisana gromadzie, 2 × 106 parseków, pochodzi z rozkładu jasności mgławicowych wraz z jasnościami gwiazd w niektórych późniejszych spiralach i różni się nieco od szacunków Harvardu na dziesięć milionów lat świetlnych. / p>
- Wyświetl w tekście
- Wyświetl wyskakujące okienko
Mgławice, których odległości zostały oszacowane na podstawie uczestniczących gwiazd lub średnich jasności w gromadzie
Dane w Tabela wskazuje liniową korelację między odległościami i prędkościami, niezależnie od tego, czy te ostatnie są używane bezpośrednio, czy skorygowane o ruch Słońca, zgodnie ze starszymi rozwiązaniami. Sugeruje to nowe rozwiązanie dla ruchu Słońca, w którym odległości są wprowadzane jako współczynniki członu K, i. e., zakłada się, że prędkości zmieniają się bezpośrednio wraz z odległościami, a zatem K reprezentuje prędkość na jednostkę odległości wynikającą z tego efektu. Równania warunku przyjmują wówczas postać 
. Zostały wykonane dwa rozwiązania, jedno wykorzystujące oddzielnie 24 mgławice, a drugie łączące je w 9 grup według bliskości w kierunku i odległości. Wyniki są
W przypadku tak skąpego materiału, tak słabo rozprowadzonego, wyniki są dość jednoznaczne. Różnice między tymi dwoma rozwiązaniami są w dużej mierze spowodowane czterema mgławicami Panna, które będąc najbardziej odległymi obiektami i wszystkie mają szczególny ruch gromady, nadmiernie wpływają na wartość K, a tym samym V0. Potrzebne będą nowe dane dotyczące bardziej odległych obiektów, aby zredukować efekt takiego szczególnego ruchu. Tymczasem okrągłe liczby pośrednie między dwoma rozwiązaniami będą reprezentować prawdopodobną kolejność wartości. Na przykład, niech A = 277 °, D = + 36 ° (Gal. Long. = 32 °, szer. = + 18 °), V0 = 280 km / sek., K = +500 km / sek. na milion parseków. Pan Strömberg bardzo uprzejmie sprawdził ogólną kolejność tych wartości, stosując niezależne rozwiązania dla różnych grup danych.
Stwierdzono, że człon stały wprowadzony do równań jest mały i ujemny. Wydaje się, że eliminuje to konieczność stosowania starego stałego członu K.Rozwiązania tego rodzaju zostały opublikowane przez Lundmarka 3, który zastąpił stare K przez k + lr + mr2. Jego ulubione rozwiązanie dało k = 513 w porównaniu z poprzednią wartością rzędu 700, a zatem oferowało niewielką przewagę.
- Wyświetl w tekście
- Wyświetl wyskakujące okienko
Mgławice, których odległości są szacowane na podstawie prędkości radialnych
Reszty dla dwóch rozwiązań podane powyżej średniej 150 i 110 km / s. i powinien przedstawiać średnie ruchy osobliwe odpowiednio poszczególnych mgławic i grup. Aby przedstawić wyniki w formie graficznej, ruch Słońca został wyeliminowany z obserwowanych prędkości, a reszta, składniki odległości i reszt, zostały wykreślone w funkcji odległości. Bieg reszt jest mniej więcej tak gładki, jak można się spodziewać, i generalnie forma roztworów wydaje się być odpowiednia.
22 mgławice, dla których odległości nie są dostępne, można traktować na dwa sposoby. Po pierwsze, średnią odległość grupy wyprowadzoną ze średnich pozornych wielkości można porównać ze średnią prędkości skorygowanych o ruch Słońca. Wynik 745 km / s. dla odległości 1,4 × 106 parseków, wypada między dwoma poprzednimi rozwiązaniami i wskazuje wartość K równą 530 w porównaniu z wartością proponowaną, 500 km / s.
Po drugie, rozproszenie poszczególnych mgławic można zbadać, przyjmując związek między odległościami i prędkościami, jak określono wcześniej. Odległości można następnie obliczyć na podstawie prędkości skorygowanych o ruch Słońca, a wielkości bezwzględne można wyprowadzić z pozornych jasności. Wyniki podano w tabeli 2 i można je porównać z rozkładem absolutnych jasności między mgławicami z tabeli 1, których odległości są wyprowadzone na podstawie innych kryteriów. N. G. C. 404 można wykluczyć, ponieważ obserwowana prędkość jest tak mała, że szczególny ruch musi być duży w porównaniu z efektem odległości. Obiekt niekoniecznie jest jednak wyjątkiem, ponieważ można przypisać odległość, dla której zarówno specyficzny ruch, jak i wielkość bezwzględna mieszczą się w uprzednio określonym zakresie. Dwie średnie wielkości -15,3 i -15,5, zakresy 4,9 i 5,0 mag oraz rozkłady częstotliwości są bardzo podobne dla tych dwóch całkowicie niezależnych zestawów danych; a nawet niewielką różnicę w średnich jasnościach można przypisać wybranym, bardzo jasnym mgławicom w gromadzie w Pannie. To całkowicie niewymuszone porozumienie potwierdza słuszność relacji prędkość-odległość w bardzo oczywistej sprawie. Na koniec warto odnotować, że rozkład częstotliwości absolutnych jasności w obu połączonych tabelach jest porównywalny z rozkładem występującym w różnych gromadach mgławic.
Relacja prędkość-odległość między mgławicami pozagalaktycznymi. Prędkości radialne, skorygowane o ruch Słońca, są wykreślane na podstawie odległości oszacowanych od zaangażowanych gwiazd i średnich jasności mgławic w gromadzie. Czarne dyski i pełna linia przedstawiają rozwiązanie dla ruchu Słońca przy użyciu osobnych mgławic; kółka i linia przerywana przedstawiają rozwiązanie łączące mgławice w grupy; krzyżyk przedstawia średnią prędkość odpowiadającą średniej odległości 22 mgławic, których odległości nie można było oszacować indywidualnie.
Wyniki określają mniej więcej liniową związek między prędkościami i odległościami między mgławicami, dla których prędkości były wcześniej publikowane, a relacja ta zdaje się dominować w rozkładzie prędkości. Aby zbadać sprawę na znacznie większą skalę, pan Humason z Mount Wilson zainicjował program wyznaczania prędkości najodleglejszych mgławic, które można z pewnością obserwować. Są to oczywiście najjaśniejsze mgławice w gromadach mgławic. Pierwszy określony wynik, 4 v = + 3779 km / s. dla N. G. C. 7619, jest całkowicie zgodny z niniejszymi wnioskami. Po uwzględnieniu ruchu Słońca prędkość ta wynosi +3910, co przy K = 500 odpowiada odległości 7,8 × 106 parseków. Ponieważ pozorna wielkość gwiazdowa wynosi 11,8, bezwzględna wielkość gwiazdowa na takiej odległości wynosi -17,65, co jest właściwym rzędem dla najjaśniejszych mgławic w gromadzie. Wstępna odległość, wyprowadzona niezależnie od gromady, której członkiem wydaje się być ta mgławica, jest rzędu 7 × 106 parseków.
Nowe dane, których można się spodziewać w najbliższej przyszłości, mogą zmienić znaczenie obecne dochodzenie lub, jeśli będzie potwierdzające, doprowadzi do rozwiązania mającego wielokrotnie większą wagę. Z tego powodu uważane jest za przedwczesne, aby szczegółowo omawiać oczywiste konsekwencje obecnych wyników.Na przykład, jeśli ruch Słońca w odniesieniu do gromad reprezentuje obrót układu galaktycznego, ruch ten można odjąć od wyników dla mgławic, a reszta reprezentowałaby ruch układu galaktycznego w odniesieniu do mgławic pozagalaktycznych .
Wyjątkową cechą jest jednak możliwość, że zależność prędkość-odległość może reprezentować efekt de Sittera, a zatem dane liczbowe mogą zostać wprowadzone do dyskusji na temat ogólnej krzywizny przestrzeni. W kosmologii de Sittera przemieszczenia widm wynikają z dwóch źródeł, pozornego spowolnienia drgań atomów i ogólnej tendencji cząstek materii do rozpraszania się. Ta ostatnia pociąga za sobą przyspieszenie, a więc wprowadza element czasu. Względne znaczenie tych dwóch efektów powinno determinować formę związku między odległościami a obserwowanymi prędkościami; iw związku z tym można podkreślić, że relacja liniowa znaleziona w niniejszej dyskusji jest pierwszym przybliżeniem reprezentującym ograniczony zakres odległości.