O relație între distanță și viteza radială între nebuloasele extra-galactice

Determinările mișcării soarelui față de nebuloasele extra-galactice au implicat un termen K de câteva sute de kilometri care pare a fi variabil. Explicațiile acestui paradox au fost căutate într-o corelație între viteze radiale aparente și distanțe, dar până acum rezultatele nu au fost convingătoare. Prezenta lucrare este o reexaminare a întrebării, bazată doar pe acele distanțe nebulare despre care se crede că sunt destul de fiabile.

Distanțele nebuloaselor extra-galactice depind în cele din urmă de aplicarea criteriilor de luminozitate absolută la stele implicate ale căror tipuri pot fi recunoscute. Acestea includ, printre altele, variabilele Cefeidelor, noile și stelele albastre implicate în nebulozitatea emisiilor. Valorile numerice depind de punctul zero al relației perioadă-luminozitate dintre cefeide, celelalte criterii doar verifică ordinea distanțelor. Această metodă este limitată la câteva nebuloase care sunt bine rezolvate de instrumentele existente. Un studiu al acestor nebuloase, împreună cu cele în care pot fi recunoscute orice stele, indică probabilitatea unei limite superioare aproximativ uniforme până la luminozitatea absolută a stelelor, cel puțin în spiralele tardive și cel puțin în nebuloasele neregulate, de ordinul de M (fotografic) = −6.3.1 Luminozitățile aparente ale celor mai strălucitoare stele din astfel de nebuloase sunt astfel criterii care, deși aspre și care trebuie aplicate cu precauție, oferă estimări rezonabile ale distanțelor tuturor sistemelor extra-galactice în care chiar și o câteva stele pot fi detectate.

În cele din urmă, nebuloasele în sine par a fi de un ordin definit de luminozitate absolută, prezentând un interval de patru sau cinci magnitudini cu o valoare medie M (vizuală) = −15.2.1 Aplicarea acestei medii statistice la cazuri individuale poate fi folosită rareori în avantaj, dar acolo unde sunt implicate un număr considerabil și mai ales în diferitele grupuri de nebuloase, luminile medii aparente ale nebuloaselor în sine oferă estimări fiabile perechi ale distanțelor medii.

Viteza radială a 46 de nebuloase extra-galactice este acum disponibilă, dar distanțele individuale sunt estimate doar pentru 24. Pentru una alta, NGC 3521, probabil s-ar putea face o estimare, dar nu fotografiile sunt disponibile la Mount Wilson. Datele sunt prezentate în tabelul 1. Primele șapte distanțe sunt cele mai fiabile, în funcție de, cu excepția lui M 32, însoțitorul lui M 31, după investigații ample ale multor stele implicate. Următoarele treisprezece distanțe, în funcție de criteriul unei limite superioare uniforme de luminozitate stelară, sunt supuse unor erori probabile considerabile, dar se crede că sunt cele mai rezonabile valori disponibile în prezent. Ultimele patru obiecte par să se afle în clusterul Fecioară. Distanța atribuită clusterului, 2 × 106 parsec, este derivată din distribuția luminilor nebuloase, împreună cu luminozitățile stelelor în unele dintre spiralele de tip ulterior și diferă oarecum de estimarea Harvard de zece milioane de ani lumină. / p>

Datele din tabelul indică o corelație liniară între distanțe și viteze, indiferent dacă acestea din urmă sunt utilizate direct sau corectate pentru mișcarea solară, în conformitate cu soluțiile mai vechi. Aceasta sugerează o nouă soluție pentru mișcarea solară în care distanțele sunt introduse ca coeficienți ai termenului K, i. e., se presupune că vitezele variază direct cu distanțele și, prin urmare, K reprezintă viteza la distanța unitară datorită acestui efect. Ecuațiile condiției iau apoi forma Au fost făcute două soluții, una folosind cele 24 de nebuloase individual, cealaltă combinându-le în 9 grupe în funcție de proximitate în direcție și distanță. Rezultatele sunt

Pentru un material atât de redus, atât de prost distribuit, rezultatele sunt destul de clare. Diferențele dintre cele două soluții se datorează în mare parte celor patru nebuloase Fecioare, care, fiind cele mai îndepărtate obiecte și care împărtășesc toate mișcarea specifică a clusterului, influențează în mod nejustificat valoarea lui K și, prin urmare, a lui V0. Pentru a reduce efectul unei astfel de mișcări ciudate vor fi necesare date noi despre obiecte mai îndepărtate. Între timp, numerele rotunde, intermediare între cele două soluții, vor reprezenta ordinea probabilă a valorilor. De exemplu, fie A = 277 °, D = + 36 ° (Gal. Lung. = 32 °, lat. = + 18 °), V0 = 280 km./sec., K = +500 km./sec. pe milion de parseci. Domnul Strömberg a verificat cu amabilitate ordinea generală a acestor valori prin soluții independente pentru diferite grupări de date.

Un termen constant, introdus în ecuații, sa dovedit a fi mic și negativ. Acest lucru pare să elimine necesitatea vechiului termen K constant.Soluții de acest fel au fost publicate de Lundmark, 3 care a înlocuit vechiul K cu k + lr + mr2. Soluția sa preferată a dat k = 513, față de valoarea anterioară de ordinul 700 și, prin urmare, a oferit un avantaj mic.

Reziduurile pentru cele două soluții date peste 150 și 110 km./sec. și ar trebui să reprezinte mișcările medii specifice ale nebuloaselor individuale și, respectiv, ale grupurilor. Pentru a prezenta rezultatele într-o formă grafică, mișcarea solară a fost eliminată de la viteza observată și resturile, termenii distanței plus reziduurile, au fost reprezentate grafic în funcție de distanțe. Durata reziduurilor este la fel de lină pe cât se poate aștepta și, în general, forma soluțiilor pare a fi adecvată.

Cele 22 de nebuloase pentru care distanțele nu sunt disponibile pot fi tratate în două moduri. În primul rând, distanța medie a grupului derivată din mărimile aparente medii poate fi comparată cu media vitezei corectate pentru mișcarea solară. Rezultatul, 745 km./sec. pentru o distanță de 1,4 × 106 parsec, se încadrează între cele două soluții anterioare și indică o valoare pentru K de 530 față de valoarea propusă, 500 km./sec.

În al doilea rând, dispersia nebuloaselor individuale poate fi examinat presupunând relația dintre distanțe și viteze așa cum sa stabilit anterior. Distanțele pot fi calculate din viteza corectată pentru mișcarea solară, iar magnitudinile absolute pot fi derivate din magnitudinile aparente. Rezultatele sunt date în tabelul 2 și pot fi comparate cu distribuția mărimilor absolute între nebuloase din tabelul 1, ale căror distanțe sunt derivate de la alte criterii. N. G. C. 404 poate fi exclus, deoarece viteza observată este atât de mică încât mișcarea particulară trebuie să fie mare în comparație cu efectul distanței. Cu toate acestea, obiectul nu este neapărat o excepție, deoarece se poate atribui o distanță pentru care mișcarea particulară și magnitudinea absolută sunt ambele în intervalul stabilit anterior. Cele două magnitudini medii, -15,3 și -15,5, intervalele, 4,9 și 5,0 mag., Și distribuțiile de frecvență sunt apropiate pentru aceste două seturi de date complet independente; și chiar și ușoara diferență în mărimile medii poate fi atribuită nebuloaselor selectate, foarte luminoase, din Clusterul Fecioarei. Acest acord complet neforțat susține validitatea relației viteză-distanță într-o chestiune foarte evidentă. În cele din urmă, merită înregistrat faptul că distribuția frecvenței magnitudinilor absolute în cele două tabele combinate este comparabilă cu cele găsite în diferitele grupuri de nebuloase.

Rezultatele stabilesc o linie aproximativ relația dintre viteze și distanțe între nebuloase pentru care au fost publicate anterior viteze, iar relația pare să domine distribuția vitezei. Pentru a investiga problema la o scară mult mai mare, domnul Humason de la Muntele Wilson a inițiat un program de determinare a vitezei celor mai îndepărtate nebuloase care poate fi observat cu încredere. Acestea, în mod natural, sunt cele mai strălucitoare nebuloase din grupurile de nebuloase. Primul rezultat definitiv, 4 v = + 3779 km./sec. pentru N. G. C. 7619, este pe deplin în concordanță cu concluziile prezente. Corectată pentru mișcarea solară, această viteză este +3910, care, cu K = 500, corespunde unei distanțe de 7,8 × 106 parsec. Deoarece magnitudinea aparentă este de 11,8, magnitudinea absolută la o astfel de distanță este de -17,65, care este de ordinul corect pentru cele mai strălucitoare nebuloase dintr-un cluster. O distanță preliminară, derivată independent de grupul căruia pare să o facă parte această nebuloasă, este de ordinul a 7 × 106 parsec. prezenta investigație sau, dacă este confirmativă, va conduce la o soluție care are de multe ori greutatea. Din acest motiv, se consideră prematur să se discute în detaliu consecințele evidente ale rezultatelor actuale.De exemplu, dacă mișcarea solară față de grupuri reprezintă rotația sistemului galactic, această mișcare ar putea fi scăzută din rezultatele pentru nebuloase, iar restul ar reprezenta mișcarea sistemului galactic față de nebuloasele extra-galactice .

Cu toate acestea, caracteristica remarcabilă este posibilitatea ca relația viteză-distanță să reprezinte efectul de Sitter și, prin urmare, datele numerice pot fi introduse în discuțiile despre curbura generală a spațiului. În cosmologia de Sitter, deplasările spectrelor apar din două surse, o aparentă încetinire a vibrațiilor atomice și o tendință generală de dispersare a particulelor materiale. Aceasta din urmă implică o accelerare și, prin urmare, introduce elementul timpului. Importanța relativă a acestor două efecte ar trebui să determine forma relației dintre distanțe și viteze observate; și în această legătură se poate sublinia că relația liniară găsită în discuția de față este o primă aproximare reprezentând un interval restrâns de distanță.