Astronomía

Pregunta sobre las magnitudes absolutas totales de las galaxias: ¿negativas o no?

Pregunta sobre las magnitudes absolutas totales de las galaxias: ¿negativas o no?


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He visto esto en un par de lugares, pero cuando los autores del artículo, http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/kfcb-accepted.pdf, escribieron:

"Todas nuestras 10 máquinas elípticas con magnitudes absolutas totales M_VT ≤ −21,66 tienen núcleos cuspy -" luz faltante "- en radios pequeños. Los núcleos son bien conocidos y naturalmente barridos por agujeros negros binarios formados en fusiones sin disipación (" secas "). Los 17 las elípticas con −21,54 ≤ M_VT ≤ −15,53 no tienen núcleos ".

Dado que la magnitud absoluta es la magnitud de ese objeto a 10 pc de distancia de la Tierra, entonces esta es la razón por la que las galaxias tienen valores tan negativos (es decir, muy brillantes) para la magnitud absoluta total, ¿correcto?

Sin embargo, en este documento, http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9602044v1.pdf, el autor escribe:

"Las propiedades morfológicas de las galaxias entre 21 mag

Las galaxias aquí están entre 21 y 25 magnitudes absolutas (?) En la banda infrarroja (I?), Pero ¿por qué estas magnitudes no son negativas?


Las propiedades morfológicas de las galaxias entre 21 mag

Esas son magnitudes aparentes, no absolutas.

La convención es usar $ M_X $ para magnitud absoluta y solo $ X $ para magnitud aparente (om $ _X $), donde X es el símbolo de paso de banda (U, B, V, R, I, J, L, H, K, etc.).

Y, $ V_T $ y $ M_ {V_T} $ (tenga en cuenta el subíndice correcto, que los autores no pudieron hacer) significa que el perfil radial de la banda V se extrapola a un radio infinito para dar un total de toda la galaxia.


Pregunta sobre las magnitudes absolutas totales de las galaxias: ¿negativas o no? - Astronomía

Si tenemos flujos o magnitudes en varias longitudes de onda y corrimientos al rojo u otras medidas de distancia, se pueden examinar las propiedades de grupo de un gran número de galaxias para buscar características que puedan informar sobre la formación o evolución de las galaxias, además de ser esenciales para comprender el presente. población de galaxias de época. Uno podría mirar

Los efectos de la selección observacional deben entenderse primero cuando no se pueden erradicar. El ejemplo más importante es Sesgo de Malmquist, el hecho de que en una muestra típica con flujo limitado solo vemos objetos atípicamente brillantes a distancias mayores. Este es un hecho importante de la vida en la astronomía extragaláctica, como señala Trimble (1996, PASP 108, 1073): "Cualquier gran reunión de cosmólogos observacionales de hoy incluirá al menos una persona que piense que alguien más en la sala no entiende el malmquist efecto". Para permitir este efecto, necesitamos conocer o adivinar la función de luminosidad (LF). Como ejemplo simple, tome una clase de objetos con una distribución espacial uniforme y un LF gaussiano.Los valores extremos solo ocurren dentro de grandes volúmenes y, por lo tanto, a grandes distancias, y el umbral de detección (línea inclinada en la imagen, donde solo detectamos objetos por encima de ella). ) significa que la luminosidad media de la muestra crece con la distancia incluso si la población no cambia en absoluto. La situación se verá así:

Para las galaxias reales, la situación es aún peor, porque el LF es muy empinado y muy profundo, por eso no sabemos mucho sobre la población de galaxias enanas. Siempre es seguro (pero rara vez posible) buscar mucho más profundo de lo necesario; de lo contrario, se necesitarán manipulaciones estadísticas elaboradas, como el análisis de supervivencia, para reconstruir las verdaderas propiedades de la distribución de la muestra. Los cúmulos de galaxias son populares para los estudios de la función de luminosidad por la misma razón que los cúmulos de estrellas: los efectos dependientes de la distancia suelen ser insignificantes dentro de un solo cúmulo, por lo que la población de galaxias en el cúmulo puede evaluarse sin el sesgo de Malmquist. Sin embargo, el uso de conglomerados en un rango de distancias no solo sufre el sesgo de Malmquist, sino también el efecto Scott: el hecho de que, para ser reconocidos como tales a grandes distancias, los conglomerados se vuelven cada vez menos típicos en la población. Tenga en cuenta también que todos los efectos de selección mencionados al principio del curso (brillo de la superficie y límites de compacidad) significan que algunos tipos de galaxias apenas están representados en los catálogos existentes. Estos efectos de selección son especialmente dañinos para los problemas de escala de distancias.


Estadísticas con tipo Hubble

El número de galaxias de varios tipos de Hubble en un de magnitud limitada La muestra está tipificada por estos números del catálogo RSA:

Ordinario Prohibido
E + E / S0 173 SB0 + SB0 / Sba 48
S0 + S0 / a 142 SBa + SBab 42
Sa + Sab 123 SBb + SBbc 96
Sb + Sbc 187 SBc 77
Carolina del Sur 293 SBcd + SBd 8
Scd + Sd 26 SBm + IBm 9
Sm + Im 13 . .
S 16 . .
Especial 18 . .
Totales 991 . 285

Los tipos Sd, Sm están subrepresentados en esta compilación de flujo limitado porque son intrínsecamente más débiles que las clases espirales anteriores Sa-Sc. Algunas elípticas (la secuencia continúa en enanas) tienen problemas similares. Solo los tipos S0-Sc probablemente estén bastante representados: son galaxias gigantes y se pueden ver a grandes distancias. Si consideramos el tipo de Hubble como mapeo de una variable estructural continua, el número de galaxias nos dice acerca de los anchos de contenedor de las clases de Hubble en esta variable.

Las correlaciones con el tipo de Hubble se pueden examinar en detalle utilizando el índice de tipo T de De Vaucouleurs, asignado de la siguiente manera:

Tipo mi E / S0 S0 Sa Sb Carolina del Sur Dakota del Sur Soy
T -4 -2 0 1 3 5 7 10

Se define un índice de clase de luminosidad adicional L (de 1 a 5) para espirales e irregulares. La distribución conjunta de estos para las galaxias en el RC2 está dada por de Vaucouleurs 1977 (Evolución de galaxias y poblaciones estelares, pag. 43). Muchas cantidades útiles se correlacionan con T, como se muestra en su Fig.2.

Las galaxias de tipo posterior son más débiles en el medio - la dispersión es bastante grande. Tenga en cuenta que es necesario realizar correcciones para la extinción interna. Además de la luminosidad óptica total y el contenido de H I, los espectros ópticos y, por lo tanto, los índices de color que se relacionan con la historia de SFR cambian con el tipo Hubble. Algunos ejemplos bien conocidos son los índices del sistema UBV U-B, B-V. Estas tres bandas de paso están centradas cerca de 3500, 4300 y 5800 Angstroms con anchos de banda de paso de 600-1400 Angstroms. La Fig.6 de De Vaucouleurs 1977 muestra su variación (integrada en toda la galaxia) con T.

Los primeros tipos E / S0 tienen colores rojos, como se esperaba para sistemas con SFR muy bajo. Los tipos posteriores tienen colores más azules, lo que indica una mayor tasa relativa de formación estelar reciente. Esta prueba por sí sola no dice si esto se debe solo a variaciones de abultamiento / disco, efectos de abundancia química o una diferencia real en las historias del disco (recuerdo una conversación muy inquisitiva con Sandy Faber sobre esto, como una estudiante de posgrado humilde). Podemos considerar esto como un tipo de síntesis espectral de muy baja resolución espectral. La relación color-tipo se muestra en esta figura de Roberts y Haynes (1994 ARA & A 32, 115, reproducido de ADS). Esa revisión también resume la evidencia de cambios en la abundancia química, la masa dinámica y el contenido de H I a lo largo de la secuencia de Hubble.

Se sabe desde hace mucho tiempo que los colores de las galaxias E / S0 forman una secuencia muy bien definida (la secuencia roja), enrojeciendo para galaxias más brillantes debido a la metalicidad. Se tomó el gran conjunto de datos uniformes del SDSS, aumentado por GALEX, para mostrar que las galaxias en formación de estrellas tienen un conjunto de colores que está sorprendentemente bien definido por derecho propio, la secuencia azul o la nube azul hay un mínimo genuino entre los dos poblaciones (el valle verde). Esto se muestra en un gráfico de masa derivado del color (cortesía de Kevin Schawinski) a partir de los datos de SDSS:

La bimodalidad de color es similar a la dicotomía morfológica (E / S0 versus espiral / irregular), pero no idéntica. Existen poblaciones de galaxias azules de tipo temprano y espirales rojas, con elípticas azules más numerosas en ambientes de baja densidad y espirales rojas justo fuera de las regiones más densas (Bamford et al. 2009 MNRAS 339, 1324). El "valle verde" es demasiado escaso para que muchas galaxias rojas se vuelvan azules agregando destellos. Es potencialmente muy importante que estas galaxias en transición tengan la mayor probabilidad de albergar AGN.

Una descripción importante de la distribución y ocurrencia de galaxias es la función de luminosidad & Phi: & Phi (L) dL es el número de galaxias en el intervalo L +/- dL / 2 por unidad de volumen. Esto puede definirse para luminosidad óptica, potencia de radio, potencia de infrarrojos lejanos,. Uno siempre tiene la esperanza de que esta función sea fundamental para decir cómo la galaxia masas se distribuyen, es decir, que todos los tipos de galaxias tienen aproximadamente la misma proporción de masa visible e invisible. La determinación de & Phi en un amplio rango de luminosidad se complica por el sesgo de Malmquist y la necesidad de reducir todas las mediciones a un valor común. longitud de onda emitida fotograma: este es un problema especial para los QSO y las galaxias muy luminosas, por lo que debemos buscar corrimientos al rojo significativos para ver cualquiera de los ejemplos más brillantes. La función de luminosidad se puede determinar, en principio, muy simplemente para objetos en la bandeja de luminosidad I, la función de luminosidad es simplemente

donde Vmetro es el volumen dentro del cual se podría haber detectado cada objeto, y la suma se aplica a todos los objetos en el contenedor I. Todos los efectos de selección caen en la determinación de Vmetro para una condición de umbral determinada, que puede no ser trivial. De hecho, siempre parece no ser trivial. Una aplicación importante de Vmetroes el Schmidt V / Vmetro prueba, que puede mostrar si la muestra es completa o al menos uniforme, y puede mostrar la presencia de algunos tipos de evolución con el tiempo cósmico cuando se aplica sobre un amplio rango de corrimiento al rojo. Si los objetos se distribuyen uniformemente dentro del volumen de la encuesta, la media muestral de la estadística V / Vmetro, dónde V es el volumen de una esfera centrada aquí y con el objeto en su superficie, será 1/2. [Para aplicaciones cosmológicas, uno debe preocuparse por si esta es la prescripción correcta para el volumen de la esfera, integrando elementos de volumen a la distancia en cuestión.] Un valor menor que esto implica que hay más objetos cerca de nosotros, lo que para las galaxias normalmente significa que la muestra es más incompleta a grandes distancias de lo que supusimos inicialmente. Un valor medio mayor que 1/2 casi siempre implica evolución cosmológica, como ocurre con los QSO. El hecho de que los estallidos de rayos gamma muestren un valor significativamente menor que 1/2 incluso para las muestras de flujo más completas es uno de sus principales enigmas.

A partir del catálogo RSA de magnitud limitada, se muestra aquí la distribución de corrimiento al rojo de las entradas del catálogo (menos un solo objeto a 9875 km / s).

De la amplia gama de cz vemos que los volúmenes muestreados a varias luminosidades difieren por factores de orden 10 6. Por lo tanto, es fundamental tener en cuenta las propiedades de la muestra para medir el LF. Esto es claro cuando se compara la distribución de magnitud aparente y absoluta que se muestra en las figuras a continuación (nuevamente de la RSA, omitiendo a tres miembros del Grupo Local a simple vista):

Para derivar los números relativos adecuados, se deben corregir los diferentes volúmenes dentro de los cuales cada objeto aparecería en el catálogo. Esta distribución aparente declina más débil que la magnitud azul absoluta -21.5, mientras que la densidad espacial continúa aumentando enormemente a magnitudes absolutas más débiles.

Una aproximación analítica importante a la función de luminosidad general de las galaxias es la forma de Schechter (1976, ApJ 203, 297) & Phi (L) dL = & phi* (L / L*) & alpha e - (L / L*) (dL / L*) donde & phi * (L / L*) es el factor de normalización, establecido por el número de galaxias por Mpc 3, L* es una luminosidad característica, y & alpha es una pendiente asintótica para ajustarse a un valor alrededor de -5/4 que suele coincidir con los datos. El gráfico (del artículo de Schechter, reproducido con permiso de la AAS) muestra el ajuste a la media de los recuentos de galaxias en 13 cúmulos.

L* parece ser constante entre varios cúmulos, y tal vez incluso para las galaxias que no son cúmulos, en una época cósmica determinada, de modo que se pueden leer referencias a "una L* galaxias ". Esto a veces se toma como una escala característica para la formación de galaxias. Las galaxias cD más brillantes pueden requerir algún proceso adicional, pueden violar la forma LF, ya que prácticamente no debería haber galaxias tan luminosas en el Universo observable si la función de Schechter se mantuviera absolutamente .

Los diferentes tipos de galaxias tienen diferentes formas y normatizaciones de LF, esto explica por qué Hubble pensó en LF como aproximadamente gaussiano, a partir de estudios de espirales (gigantes), mientras que Zwicky contó todo, disentió vigorosamente y, como de costumbre, correctamente, y encontró una divergencia en magnitudes débiles. Zwicky distinguió galaxias enanas, pigmeas y gnomos (ver su libro idiosincrásico Astronomía morfológica). El LF debe converger en algún lugar para evitar la paradoja de Olbers. El LF es simple solo para enanos; los diversos tipos se distribuyen en Virgo de la siguiente manera, de la Fig.1 de Binggeli, Sandage y Tammann 1988 (Ann. Rev.26, 509 - una excelente referencia para todo el tema, figura reproducida de la ANUNCIOS).

Las diferencias pueden ser pistas sobre cómo se forman los diferentes tipos de galaxias: en algunos esquemas de sesgo, por ejemplo, las elípticas necesitan picos más fuertes que los discos. Por otro lado, si la fusión es importante, esto puede informarnos sobre la historia de las fusiones en lugar de la formación de galaxias. Parece tener una forma bastante consistente entre los cúmulos de galaxias, por lo que dice algo básico y general sobre cómo se han desarrollado las galaxias.

Se esconden pistas similares en algunas de las correlaciones básicas entre las propiedades globales de las galaxias que involucran la dinámica: las relaciones Tully-Fisher y Faber-Jackson. La relación de Tully-Fisher, a menudo empleada como indicador de distancia para espirales, es una relación estrecha entre la magnitud absoluta de la galaxia y la escala de velocidad del disco (por ejemplo, al 20% del nivel máximo en un perfil HI integrado, con correcciones de inclinación). Existen amplias razones teóricas por las que tal relación podría mantenerse, pero no hay una comprensión profunda en este momento. La relación de Faber-Jackson también se encontró empíricamente, a partir del hecho de que la luminosidad de la galaxia elíptica y la dispersión de la velocidad central y sigma están relacionadas aproximadamente como L

y sigma 4 . Una generalización, la plano fundamental, se encontró al señalar que la dispersión sobre la relación F-J está correlacionada con la metalicidad (generalmente a través de un índice simple de absorción de Mg), aunque resultó que esta puede no ser la parametrización más básica. El plano fundamental no solo es una sonda útil para la distancia y el entorno, sino que también impone fuertes restricciones a la evolución dinámica; cualquier transformación de las galaxias debe dejarlas muy cerca de este plano. Dado que (en el espacio logarítmico) el plano fundamental es, por lo que podemos decir, en un plano, hay transformaciones de variables que corresponden a variables ortogonales incrustadas en él. Burstein y sus colaboradores han explorado la interpretación de estos llamados parámetros & kappa.

Los conceptos básicos del "plano fundamental" se pueden encontrar en la revisión de Kormendy y Djorgovski (1989, ARA & A 27, 235). Su Figura 2 (reproducida de la ADS) compara la relación de Faber-Jackson observada (arriba a la izquierda) con proyecciones más exactas de la distribución de galaxias en el volumen de radio, brillo de superficie y dispersión de velocidad.

En los parámetros observables, R

& sigma 1.4 +/- 0.15 I -0.9 +/- 0.1 donde R es un radio efectivo o central (pero no isofotal), & sigma es la dispersión de velocidad (unidimensional, en la línea de visión), e I es una intensidad promedio (comúnmente la media dentro del radio efectivo). Algunas de las relaciones anteriores, como L

& sigma 4/3 para que el diámetro alcance un brillo superficial medio particular, son proyecciones de este plano a lo largo de diferentes ejes observables. Un mapeo de particular interés teórico (en el que las galaxias están muy extendidas) es el plano & sigma - & mu, que corresponde aproximadamente a la prescripción de velocidad de enfriamiento de densidad necesaria para describir el colapso inicial de una galaxia. El teorema virial sugiere una relación de aproximadamente la forma FP, con desviaciones de los exponentes de escala de 2 y 1 si hay variación sistemática en el (M / L) relación con la luminosidad u otros parámetros globales. La estrechez del plano fundamental nos dice que la evolución mediante la fusión, si es importante para las elípticas, debe llevar las galaxias a lo largo del plano, pero no a través del mismo. Hay simulaciones que sugieren que los parámetros FP se conservan durante (algunos tipos de) fusión. Un trabajo reciente indica que el plano fundamental cambia al menos en luminosidad con el corrimiento al rojo, como se esperaba para una amplia clase de esquemas de evolución de galaxias.


Magnitud

La magnitud aparente, símbolo: metro , es una medida del brillo de una estrella, etc., como se observa desde la Tierra. Su valor depende de la luminosidad de la estrella (es decir, su brillo intrínseco), su distancia y la cantidad de luz que absorbe la materia interestelar entre la estrella y la Tierra. En la antigüedad, las estrellas visibles se clasificaban en seis clases de magnitud aparente: las estrellas más brillantes eran de primera magnitud y las apenas visibles a simple vista eran de sexta magnitud. Este sistema se volvió inadecuado a medida que se descubrieron estrellas más débiles con el telescopio y se dispuso de instrumentos para medir el brillo aparente. En la década de 1850 se propuso que la respuesta fisiológica del ojo a un estímulo físico era proporcional al logaritmo de ese estímulo (ley de Weber-Fechner). Por tanto, una diferencia en la magnitud aparente de dos estrellas es proporcional a la diferencia en los logaritmos de su brillo, es decir, al logaritmo de la relación de su brillo.

Para hacer la escala de magnitud precisa, el astrónomo inglés N.R. Pogson propuso, en 1856, que una diferencia de cinco magnitudes debería corresponder exactamente a una relación de brillo de 100 a 1. (W. Herschel había demostrado que esto era aproximadamente cierto). Por lo tanto, dos estrellas que difieren en una magnitud tienen una relación de brillo de 100 1/5: 1, es decir, una relación & # x2013 conocida como Relación de Pogson & # x2013 de 2.512. Una estrella dos magnitudes menos que otra es (2.512) 2, es decir, 6.3 veces, más brillante, etc. En general, las magnitudes aparentes metro 1 y metro 2 de dos estrellas con brillo aparente I 1 y I 2 están relacionados por:

La escala de Pogson, basada en la relación de Pogson, es ahora la escala de magnitud universalmente adoptada (ver tabla). El cero de la escala se estableció asignando magnitudes a un grupo de estrellas estándar cerca del polo norte celeste, conocido como Secuencia Polar Norte, o más recientemente mediante mediciones fotoeléctricas. Se encontró que la clase de estrellas de magnitud uno contenía un rango de brillo demasiado grande y, en consecuencia, se introdujeron magnitudes cero y negativas: cuanto mayor era el número negativo, mayor era el brillo. La escala también tuvo que extenderse en la dirección positiva a medida que se descubrieron objetos más débiles.Los valores se pueden registrar en décimas, centésimas e incluso milésimas de magnitud.

La magnitud aparente originalmente se midió a ojo & # x2013 magnitud visual, metro vis & # x2013 normalmente junto con un instrumento con el que se puedan comparar los brillos. Ahora se mide con mucha más precisión mediante técnicas fotométricas, pero antes se utilizaban métodos fotográficos. Magnitudes fotográficas, metro pg, se determinan a partir de la densidad óptica de las imágenes en una película normal, es decir, una película que tiene una respuesta máxima a la luz azul. Magnitudes fotográficas-visuales, metro pv, se miden utilizando una película que ha sido sensibilizada a la luz & # x2013 de color verde amarillento & # x2013 a la que el ojo humano es más sensible. A principios Sistema de color internacional Estas dos magnitudes se midieron con películas que tenían una respuesta máxima a una longitud de onda de 425 nanómetros (metro pg) y 570 nm (metro pv ), siendo iguales las magnitudes para las estrellas A0.

Una combinación adecuada de fotómetro y filtro puede seleccionar luz u otra radiación de una banda de longitud de onda deseada y medir su intensidad. Estas magnitudes fotoeléctricas se puede medir en bandas anchas o estrechas. La Sistema UBV de magnitudes estelares se basa en la fotometría fotoeléctrica y ha sido ampliamente adoptado como el sucesor del Sistema Internacional. Las magnitudes fotoeléctricas, denotadas U , B , y V se miden en tres bandas anchas: U (radiación ultravioleta) centrada en una longitud de onda de 365 nm, B (azul) centrado en 440 nm, y V (visual, es decir, verde amarillento) centrado en 550 nm. Estas magnitudes también se pueden escribir metro U, metro B, y metro V. El punto cero del sistema UBV se define en términos de estrellas estándar que tienen una magnitud cuidadosamente estudiada y acordada. Otro sistema fotométrico importante, el sistema uvby, utiliza filtros que pasan por bandas de longitud de onda más estrechas que en el sistema UVB.

El sistema UBV se ha ampliado mediante el uso de magnitudes en longitudes de onda rojas e infrarrojas. Las designaciones fotométricas son R (700 nm, es decir, 0,7 & # x03BCm), I (0.9 & # x03BCm), J (1,25 & # x03BCm), H (1.6 & # x03BCm), K (2.20 & # x03BCm), L (3.40 & # x03BCm), METRO (5.0 & # x03BCm), norte (10,2 & # x03BCm), Q (21 & # x03BCm). Las designaciones J & # x2013Q se relacionan con las ventanas atmosféricas infrarrojas dos valores alternativos para R (640 nm) y I (800 nm) han ganado recientemente aceptación.

La magnitud aparente es una medida de la radiación en una banda de longitud de onda particular, digamos de luz azul, recibida del cuerpo celeste. Aparente magnitud bolométrica, metro bol, es una medida de la radiación total recibida del cuerpo. La corrección bolométrica (antes de Cristo) es la diferencia metro V & # x2013 metro bol entre lo visual aparenteV) y magnitudes bolométricas, generalmente se define como cero para estrellas con temperaturas superficiales similares a las del Sol. Otras bandas de onda además de V a veces se utilizan para calcular BC.

La magnitud aparente no da ninguna indicación de la luminosidad de un cuerpo: una estrella muy luminosa muy distante puede tener una magnitud aparente similar a una estrella más cercana pero más débil. La luminosidad se define en términos de magnitud absoluta, METRO , que es la magnitud aparente de un cuerpo si estuviera a una distancia estándar de 10 parsecs. Se puede demostrar que las dos magnitudes de un cuerpo están relacionadas con la distancia. D (en parsecs) o su paralaje anual, & # x03C0 (en segundos de arco):

A es la extinción interestelar. Al igual que con la magnitud aparente, existen valores de magnitudes fotoeléctricas absolutas: METRO U , METRO B, METRO V, etc. de magnitud bolométrica: METRO bol y de magnitudes fotográficas: METRO pg y METRO pv. El conocimiento de la magnitud bolométrica absoluta de un cuerpo permite encontrar su luminosidad. La densidad de flujo en jansky de un cuerpo se puede determinar a partir de un valor de magnitud absoluta en una de las designaciones fotométricas J & # x2013Q.


Medidas de flujo y magnitudes

Esta página proporciona descripciones detalladas de varias medidas de magnitud y salidas relacionadas de las tuberías de fotometría. También proporcionamos una discusión sobre alguna metodología. Para obtener más información sobre el procesamiento de la canalización de fotografías, lea la sección correspondiente del documento EDR. También hay páginas separadas que describen la creación de campos planos y la calibración del flujo fotométrico.

El sistema de magnitud asinh SDSS

Las magnitudes dentro del SDSS se expresan como magnitudes de seno hiperbólico inverso (o `` asinh ''), descritas en detalle por Lupton, Gunn y Szalay (1999). A veces se les conoce informalmente como luptitudes . La transformación de mediciones de flujo lineal a magnitudes asinh está diseñada para ser virtualmente idéntica a la magnitud astronómica estándar con una relación señal-ruido alta, pero para comportarse razonablemente con una relación señal-ruido baja e incluso con valores de flujo negativos, donde el logaritmo en la magnitud de Pogson falla. Esto nos permite medir un flujo incluso en ausencia de una detección formal, no citamos límites superiores en nuestra fotometría.

Las magnitudes asinh se caracterizan por un parámetro de ablandamiento B, el ruido típico de 1 sigma del cielo en una apertura PSF en una visión de 1 ''. La relación entre el flujo detectado F y magnitud asinh metro es:

Aquí, F0 es dado por el clásico punto cero de la escala de magnitud, es decir, F0 es el flujo de un objeto con convencional magnitud de cero. La cantidad B se mide en relación con F0, y por lo tanto es adimensional, se da en la tabla de parámetros de ablandamiento asinh (Tabla 21 en el documento EDR), junto con la magnitud asinh asociada con un objeto de flujo cero. La tabla también enumera el flujo correspondiente a 10F0, por encima del cual la magnitud asinh y la magnitud logarítmica tradicional difieren en menos del 1% en el flujo. Para obtener detalles sobre la conversión de magnitudes asinh en otras medidas de flujo, consulte conversión de recuentos en magnitudes.

Magnitudes de fibra

El flujo contenido dentro de la apertura de una fibra espectroscópica (3 "de diámetro) se calcula en cada banda.

Notas

  • Para los hijos de galaxias desmezcladas, algunos de los píxeles dentro de un radio de 1,5 "pueden pertenecer a otros hijos. Ahora medimos el flujo del padre en la posición del hijo, esto refleja correctamente la cantidad de luz que verá el espectrógrafo.
  • Las imágenes se convolucionan a una visión de 2 "antes de que se midan los fiberMag. Esto también hace que las magnitudes de las fibras se acerquen más a lo que ve el espectrógrafo.

Magnitudes del modelo

El cálculo de las magnitudes del modelo en el procesamiento de DR1 y EDR tenía un error grave que implicaba que las magnitudes del modelo de EDR y DR1 no deberían usarse para análisis científicos. Todos los datos de imágenes se han procesado a través de una nueva versión de la canalización de imágenes SDSS, que, lo más importante, corrige un error en el modelo que se ajusta a cada objeto. El resultado es que la magnitud del modelo es ahora un buen proxy para la magnitud de la función de dispersión puntual (PSF) para fuentes puntuales y la magnitud petrosiana (que tienen errores mayores que la magnitud del modelo) para fuentes extendidas.

Así como las magnitudes de PSF son medidas óptimas de los flujos de las estrellas, la medida óptima del flujo de una galaxia usaría un modelo de galaxias emparejado. Con esto en mente, el código ajusta dos modelos a la imagen bidimensional de cada objeto en cada banda:

  1. Un perfil puro de deVaucouleurs
    Yo (r) = yo0 exp <-7,67 [(r / rmi) 1/4 ]>
    (truncado más allá 7rmi para ir suavemente a cero en 8rmi, y con algo de ablandamiento dentro r = rmi/50).
  2. Un perfil puramente exponencial
    Yo (r) = yo0 exp (-1,68r / rmi)
    (truncado más allá 3rmi para ir suavemente a cero en 4rmi.

Cada modelo tiene una relación de eje y un ángulo de posición arbitrarios. Aunque para objetos grandes es posible e incluso deseable adaptarse a modelos más complicados (por ejemplo, abultamiento más disco), el gasto computacional para calcularlos no está justificado para la mayoría de los objetos detectados. Los modelos están convolucionados con un ajuste doble gaussiano al PSF, que es proporcionado por psp. Los residuos entre el modelo PSF doble gaussiano y el modelo KL completo se agregan solo para el componente PSF central de la imagen. Estos procedimientos de ajuste producen las cantidades

  • r_deV y r_exp, los radios efectivos de los modelos
  • ab_deV y ab_exp, la relación del eje de los modelos de mejor ajuste
  • phi_deV y phi_exp, los ángulos de posición de la elipticidad (en grados al este del norte).
  • deV_L y exp_L, las probabilidades asociadas con cada modelo a partir del ajuste de chi-cuadrado
  • deVMag y expMag, las magnitudes totales asociadas con cada ajuste.

Tenga en cuenta que estas cantidades modelan correctamente los efectos de la PSF. También se informan los errores para cada una de las dos últimas cantidades (que se basan únicamente en estadísticas de fotones). Aplicamos correcciones de apertura para hacer que estas magnitudes del modelo sean iguales a las magnitudes de PSF en el caso de un objeto no resuelto.

Magnitudes del modelo

El código ahora también toma el mejor ajuste exponencial y De Vaucouleurs encaja en cada banda y solicita la combinación lineal de los dos que mejor se ajusta a la imagen. El coeficiente (recortado entre cero y uno) del término de Vaucouleurs se almacena en la cantidad fracDeV en el CAS. (En los archivos planos del DAS, este parámetro se denomina engañosamente fracPSF). Esto nos permite definir un flujo compuesto:

donde FdeV y FExp son los de Vaucouleurs y los flujos exponenciales (no magnitudes) del objeto en cuestión. La magnitud derivada de Fcompuesto se denomina a continuación la magnitud del modelo c (a diferencia de la magnitud del modelo, que se basa en el mejor ajuste de los modelos exponencial y de Vaucouleurs en la banda r).

Para medir los colores no sesgados de las galaxias, medimos su flujo a través de aberturas equivalentes en todas las bandas. Elegimos el modelo (exponencial o deVaucouleurs) de mayor probabilidad en el r filtrar y aplicar ese modelo (es decir, permitir que solo varíe la amplitud) en las otras bandas después de convolucionar con el PSF apropiado en cada banda. Las magnitudes resultantes se denominan modelMag. La estimación resultante del color de la galaxia no será sesgada en ausencia de gradientes de color. De hecho, las diferencias sistemáticas de los colores petrosianos a menudo se deben a los gradientes de color, en cuyo caso el concepto de un color de galaxia global es algo ambiguo. Para las galaxias débiles, los colores del modelo tienen una relación señal / ruido apreciablemente más alta que los colores Petrosianos.

En la actualidad existe una excelente concordancia entre las magnitudes de galaxias cmodelo y petrosiano, y las magnitudes cmodelo y PSF de las estrellas. No se espera que las magnitudes modelo C y Petrosiana sean idénticas, por supuesto, como Strauss et al. (2002) describen, la apertura petrosiana excluye las partes externas de los perfiles de galaxias, especialmente para las galaxias elípticas. Como consecuencia, hay un desplazamiento de 0.05-0.1 mag entre las magnitudes cmodelo y petrosiano de galaxias brillantes, dependiendo del paso de banda fotométrico y el tipo de galaxia. La dispersión rms entre las magnitudes modelo y petrosiana en el extremo brillante ahora está entre 0.05 y 0.08 magnitudes, dependiendo del paso de banda, la dispersión entre las magnitudes cmodelo y petrosiana para galaxias es menor, 0.03 a 0.05 magnitudes. A modo de comparación, el código que se usó en el EDR y DR1 tenía dispersiones de 0.1 mag y mayores, con compensaciones mucho más significativas.

Las magnitudes cmodel y PSF de las estrellas están de acuerdo (se ven obligadas a ser idénticas en el medio por las correcciones de apertura, como era cierto en versiones anteriores de la tubería). La dispersión rms entre las magnitudes del modelo y la PSF para las estrellas se reduce mucho, pasando de 0.03 mag a 0.02 magnitudes, los valores exactos dependen del paso de banda. En EDR y DR1, la separación estrella-galaxia se basó en la diferencia entre las magnitudes del modelo y la PSF. Ahora hacemos la separación estrella-galaxia usando la diferencia entre las magnitudes cmodel y PSF, con el umbral en el mismo valor (0,145 magnitudes).

Debido a la forma en que se llevan a cabo los ajustes del modelo, existe una discretización débil de los parámetros del modelo, especialmente r_exp y r_deV. Esto aún no se ha solucionado. Se han solucionado otros dos problemas (relaciones de eje negativas y mags de modelos incorrectos para objetos brillantes) desde la EDR.

Magnitudes petrosianas

Almacenado como petroMag. Para la fotometría de galaxias, medir el flujo es más difícil que para las estrellas, porque no todas las galaxias tienen el mismo perfil de brillo de superficie radial y no tienen bordes afilados. Para evitar sesgos, deseamos medir una fracción constante de la luz total, independientemente de la posición y la distancia del objeto. Para satisfacer estos requisitos, el SDSS ha adoptado una forma modificada del sistema Petrosian (1976), midiendo los flujos de galaxias dentro de una apertura circular cuyo radio está definido por la forma del perfil de luz promediado azimutalmente.

Definimos la `` razón petrosiana '' RPAG en un radio r desde el centro de un objeto para ser la relación del brillo de la superficie local en un anillo en r al brillo superficial medio dentro r, como describen Blanton et al. 2001a, Yasuda y col. 2001:

dónde Yo (r) es el perfil de brillo superficial promediado azimutalmente.

El radio petrosiano rPAG se define como el radio en el que RPAG(rPAG) es igual a un valor especificado RP, lim, establecido en 0,2 en nuestro caso. El flujo petrosiano en cualquier banda se define entonces como el flujo dentro de un cierto número nortePAG (igual a 2.0 en nuestro caso) de r Radios petrosianos:

En la fotometría de cinco bandas SDSS, la apertura en todas las bandas se establece por el perfil de la galaxia en el r banda sola. Este procedimiento asegura que el color medido comparando el flujo Petrosiano FPAG en diferentes bandas se mide a través de una apertura constante.

La apertura 2rPAG es lo suficientemente grande como para contener casi todo el flujo de los perfiles típicos de galaxias, pero lo suficientemente pequeño como para que el ruido del cielo en FPAG es pequeño. Por tanto, incluso errores sustanciales en rPAG causan sólo pequeños errores en el flujo petrosiano (errores estadísticos típicos cerca del límite de flujo espectroscópico de r

17.7 son & lt 5%), aunque estos errores están correlacionados.

El radio de Petrosian en cada banda es el parámetro petroRad, y la magnitud de Petrosian en cada banda (calculado, recuerde, usando solo petroRad para el r band) es el parámetro petroMag.

En la práctica, hay una serie de complicaciones asociadas con esta definición, porque el ruido, la subestructura y el tamaño finito de los objetos pueden hacer que los objetos no tengan radio petrosiano, o que tengan más de uno. Aquellos con más de uno se marcan como MANYPETRO se usa el más grande. Aquellos que no tienen ninguno tienen NOPETRO configurado. Más comúnmente, estos objetos son débiles (r & gt 20.5 más o menos) la relación Petrosiana se vuelve inconmensurable antes de caer al valor límite de 0.2, estos tienen PETROFAINT configurado y tienen sus `` Radios Petrosianos '' establecidos en el valor predeterminado del mayor de 3 "o el punto medido más externo en el perfil radial. Por último, una galaxia con un núcleo estelar brillante, como una galaxia Seyfert, puede tener un radio petrosiano establecido solo por el núcleo; en este caso, el flujo petrosiano pierde la mayor parte de la luz extendida del objeto. Esto ocurre muy raramente, pero uno Un ejemplo dramático en los datos de EDR es la galaxia Seyfert NGC 7603 = Arp 092, en RA (2000) = 23: 18: 56.6, Dec (2000) = +00: 14: 38.

¿Qué tan bien funciona la magnitud petrosiana como una medida confiable y completa del flujo de galaxias? En teoría, las magnitudes petrosianas definidas aquí deberían recuperar esencialmente todo el flujo de un perfil de galaxias exponencial y aproximadamente el 80% del flujo para un perfil de De Vaucouleurs. Como muestran Blanton et al. (2001a), esta fracción es bastante constante con la relación del eje, mientras que a medida que las galaxias se vuelven más pequeñas (debido a una visión peor oa una mayor distancia), la fracción de luz recuperada se acerca más a la fracción medida para una PSF típica, aproximadamente 95% en el caso el SDSS. Esto implica que la fracción de flujo medida para perfiles exponenciales disminuye mientras que la fracción de flujo medida para perfiles deVaucouleurs aumenta en función de la distancia. Sin embargo, para las galaxias en la muestra espectroscópica (r & lt17.7), estos efectos son pequeños, el radio petrosiano medido por fotogramas es extraordinariamente constante en tamaño físico en función del corrimiento al rojo.

Magnitudes de PSF

Almacenado como psfMag. Para las estrellas aisladas, que están bien descritas por la función de dispersión puntual (PSF), la medida óptima del flujo total se determina ajustando un modelo PSF al objeto. En la práctica, hacemos esto sincronizando la imagen de una estrella para que esté exactamente centrada en un píxel y luego ajustando un modelo gaussiano de la PSF. Este ajuste se lleva a cabo en el modelo local de PSF KL en cada posición y la diferencia entre los dos es entonces una corrección de apertura local, que da una magnitud de PSF corregida. Finalmente, usamos estrellas brillantes para determinar una corrección de apertura adicional a un radio de 7.4 '' en función de la visión, y aplicamos esto a cada fotograma en función de su visión. Este procedimiento involucrado es necesario para tener en cuenta la variación completa de la PSF en el campo, incluidas las alas de baja relación señal / ruido. Empíricamente, esto reduce la dependencia de la vista de la fotometría por debajo de 0.02 mag para ver tan deficiente como 2 ''. La magnitud resultante se almacena en la cantidad psfMag. El indicador PSF_FLUX_INTERP advierte que la fotometría PSF puede ser sospechosa. La bandera BAD_COUNTS_ERROR advierte que debido a los píxeles interpolados, el error puede estar subestimado.

La corrección del enrojecimiento

Las correcciones de enrojecimiento en magnitudes en la posición de cada objeto, enrojecimiento, se calculan siguiendo a Schlegel, Finkbeiner & Davis (1998). Estas correcciones son no aplicado a las magnitudes en las bases de datos. Conversiones de E (B-V) a la extinción total Alambda, asumiendo un z = 0 distribución de energía espectral de galaxias elípticas, se tabulan en la Tabla 22 del documento EDR.

¿Qué magnitud debo usar?

Frente a este conjunto de medidas de diferentes magnitudes para elegir, ¿cuál es la adecuada en qué circunstancias? No podemos dar ninguna garantía de lo que es apropiado para la ciencia. usted queremos hacer, pero aquí presentamos algunos ejemplos, donde usamos la pauta general de que uno generalmente quiere maximizar alguna combinación de relación señal-ruido, fracción del flujo total incluido y libertad de variaciones sistemáticas con las condiciones de observación y la distancia .

Dado el excelente acuerdo entre las magnitudes del modelo c (ver magnitudes del modelo c arriba) y las magnitudes de PSF para las fuentes puntuales, y entre las magnitudes del modelo c y las magnitudes petrosianas (aunque con compensaciones intrínsecas debido a las correcciones de apertura) para las galaxias, la magnitud del modelo c es ahora un proxy adecuado para usar. como magnitud universal para todo tipo de objetos. Como se trata de una apertura aproximadamente similar a una galaxia, tiene la gran ventaja sobre las magnitudes petrosianas, en particular, de tener propiedades de ruido cercanas a las óptimas.

Ejemplo de uso de magnitud

  • Fotometría de estrellas brillantes: Si los objetos son lo suficientemente brillantes, sume todo el flujo del perfil profMean y genere una gran magnitud de apertura. Recomendamos utilizar los primeros 7 anulos.
  • Fotometría de cuásares distantes: Estos no estarán resueltos y, por lo tanto, tendrán imágenes consistentes con el PSF. Por esta razón, psfMag es imparcial y óptimo.
  • Colores de las estrellas: Nuevamente, estos objetos no están resueltos y psfMag es la medida óptima de su brillo.
  • Fotometría de galaxias cercanas: Las galaxias lo suficientemente brillantes como para ser incluidas en nuestra muestra espectroscópica tienen medidas de relación señal / ruido relativamente altas de sus magnitudes petrosianas. Dado que estas magnitudes son independientes del modelo y producen una gran fracción del flujo total, aproximadamente constante con el corrimiento al rojo, petroMag es la medida de elección para tales objetos. De hecho, las propiedades de ruido de las magnitudes petrosianas siguen siendo buenas para r = 20 más o menos.
  • Fotometría de galaxias: En la mayoría de las condiciones, la magnitud del modelo c es ahora una estimación fiable del flujo de galaxias. Además, esta magnitud explica los efectos de la visión local y, por lo tanto, depende menos de las variaciones de la visión local.
  • Colores de las galaxias: Para medir colores de objetos extendidos, seguimos recomendando utilizar el modelo (no el modelo c) magnitudes, los colores de las galaxias casi no se vieron afectados por el error del software DR1. La magnitud del modelo se calcula utilizando los parámetros de mejor ajuste en la banda r, y se aplica a todas las demás bandas, por lo que la luz se mide de manera consistente a través de la misma apertura en todas las bandas.

Por supuesto, lo haría no Sería apropiado estudiar la evolución de las galaxias y sus colores utilizando magnitudes petrosianas para galaxias brillantes y magnitudes modelo para galaxias débiles.

Finalmente, observamos que también se proporcionan perfiles radiales promediados azimutalmente, como se describe a continuación, y se pueden usar fácilmente para crear magnitudes de apertura circular de cualquier tipo deseado. Por ejemplo, para estudiar un gran rango dinámico de flujos de galaxias, se podrían medir magnitudes petrosianas alternativas con parámetros ajustados de manera que el flujo petrosiano incluya una pequeña fracción del flujo total, pero produzca mediciones de relación señal / ruido más altas en magnitudes débiles.

Perfiles radiales

La tubería de marcos extrae un perfil de brillo de superficie radial promediado azimutalmente. En los catálogos, se da como el brillo superficial promedio en una serie de anillos. Esta cantidad está en unidades de `` maggies '' por segundo de arco cuadrado, donde un maggie es una medida lineal de flujo una maggie tiene una magnitud AB de 0 (por lo tanto, un brillo superficial de 20 mag / seg. de arco cuadrado corresponde a 10 -8 maggies por seg. de arco cuadrado). El número de anillos para los que hay una señal medible se enumera como nprof, el brillo superficial medio se enumera como profMean y el error se enumera como profErr. Este error incluye tanto el ruido de fotones como la `` irregularidad '' a pequeña escala en los recuentos como función del ángulo azimutal.


Pregunta sobre las magnitudes absolutas totales de las galaxias: ¿negativas o no? - Astronomía

El sistema de clasificación tridimensional revisado de Hubble (de Vaucouleurs 1959, 1963, 1974 Sandage 1961, 1975) sigue siendo básico. Otros sistemas (Yerkes: Morgan 1958, 1959 DDO: van den Bergh 1960 RDDO: van den Bergh 1976 Byurakan: Tovmassian 1964) proporcionan información adicional importante. Los tipos T revisados ​​ahora están disponibles para más de 4000 galaxias, pero para menos de 1000 en otros sistemas (Tabla 1). Aunque todos estos sistemas siguen siendo completamente subjetivos, las clasificaciones independientes realizadas por observadores entrenados concuerdan bastante (Corwin 1968, Nilson 1973, Buta 1977). En general, la fiabilidad de una clasificación depende de la apertura del telescopio, la escala de la placa y el área de la imagen, así como de la inclinación. En buenos casos de objetos casi de frente clasificados en placas originales con N> 104 píxeles en el área de la imagen, el m.e. de los tipos T puede ser tan pequeño como el 5 por ciento de las clasificaciones de rango en impresiones de alto contraste a pequeña escala, como las copias POSS tienen un peso mucho menor (en el límite, todas las galaxias parecen "elípticas").

Debido a que la mayoría de los sistemas están altamente correlacionados (de Vaucouleurs 1963) y el sistema Hubble revisado da la mejor "resolución" (rango /), la correlación más cercana con los parámetros físicos, así como la superposición más extensa con otros sistemas, es conveniente considerar T como parámetro cualitativo básico y para correlacionarlo con otros sistemas cualitativos y con parámetros cuantitativos. El siguiente informe actualiza o reemplaza los resultados revisados ​​en el simposio de Canberra (IAU 58) 1973 (de Vaucouleurs 1974) en la medida de lo posible, las estadísticas se basan en Segundo catálogo de referencia de galaxias brillantes (RC2) (de Vaucouleurs et al. 1976).

La clase de luminosidad DDO L está altamente correlacionada con el tipo T (Fig.1) esto se debe a que el sistema DDO usó solo las etapas originales Sa, Sb, Sc Hubble y esencialmente cierra la brecha con los irregulares magallánicos Im por medio de las clases de luminosidad IV, V adjunto a Sc por el contrario, el sistema de Hubble revisado introduce etapas de espiral tardía Sd, Sm a través de esta brecha, pero no tiene clases de luminosidad. Cada sistema proporciona alguna información no proporcionada por el otro debido a esto y al hecho de que cada uno está sujeto a errores de clasificación de

12 por ciento (sobre el rango restringido 2 T 10, es decir, Sab a Im, sobre el cual la clasificación L es válida) es conveniente combinarlos en un compuesto índice de luminosidad = (T + L) / 10 que está más estrechamente correlacionado con la magnitud absoluta que T o L solos (de Vaucouleurs 1976).

Excluyendo algunos tipos iniciales (L, Sa) que se clasificaron erróneamente como espirales de tipo posterior en el sistema DDO debido a una resolución inadecuada (impresiones de papel POSS), el significar relación es simplemente T = L + 1.0, con un s.d. (L - T) = 1.4, consistente con los errores medios (L) (T) 1.0 paso para cada sistema. El rango total de es de 0.3 (Sab I) a 1.9 (Im V) con una resolución = rango / = 1.6 / 0.14 = 11. Pruebas extensivas de la correlación entre y la magnitud absoluta corregida M & # 176T (en el B & # 176T sistema de RC2) conducen (sin extrapolación arbitraria) a la línea de regresión adoptada

La constante se deriva de 9 galaxias cercanas (0.5 1.5) que tienen distancias de indicadores primarios y secundarios (de Vaucouleurs 1977b) el coeficiente de 2 se deriva de las magnitudes aparentes de 22 galaxias en el cúmulo de Virgo y de magnitudes absolutas provisionales de 351 galaxias calculadas de sus corrimientos al rojo (asumiendo linealidad) (Fig. 2). (1)

Si B & # 176T(1) = B y # 176T - 1.4 (2-1), el módulo de distancia geométrica de cualquier espiral para la cual B & # 176T, T y L se conocen está dado por & # 1810 = 19,25 + B & # 177T(1) con un error medio estimado (& # 1810) 0.5 mag si 6, L> 5) en particular, tanto los sistemas cercanos de baja luminosidad como los distantes de alta luminosidad se mezclan entre los "enanos" DDO (Fisher y Tully 1975). Los irregulares de Magallanes abarcan un rango muy amplio de luminosidades desde enanos extremos como DDO 155 = GR 8 = A 1256 + 14 con M & # 176T -11 (Hodge 1974, de Vaucouleurs 1977b) hasta sistemas gigantes "grumosos" como Mark 325 en M & # 176T -20 (Casini y Heidmann 1976), pero el promedio aún coincide con la ecuación (1).

La correlación entre las dos listas de Yerkes Y1, Y2 y el error tipo T revisado de Hubble se ha analizado previamente (de Vaucouleurs 1963) (Fig. 3). El principal interés de los tipos Y radica en proporcionar información adicional sobre la relación abultamiento / disco y en su (débil) correlación con los residuos de color en el tipo T constante (Sección 2.2).

Se examinaron los tipos nucleares N 'de Byurakan en busca de errores sistemáticos dependientes del diámetro y la inclinación aparentes. No se encontró un efecto significativo del diámetro aparente, pero un efecto de la relación del eje R = a / b está presente para los tipos t> -2, es decir

donde c (t) -1.5 & # 177 0.3 para t> -2 (0 para t -2). Esto es claramente un efecto del oscurecimiento interno del núcleo en galaxias polvorientas. El tipo N 'con corrección de inclinaciónC = N + 1.5 (log R - 0.2) muestra una correlación débil pero significativa con el tipo morfológico T en el sentido esperado como se muestra en la Fig.4, es decir, los tipos tardíos (t 5) tienen núcleos más débiles que los tipos tempranos, pero la dispersión es largo. Se ha observado confusión ocasional entre núcleos y regiones HII brillantes (p. Ej., En NGC 55), especialmente entre los tipos tardíos.

Las clases nucleares BGC N '' codificadas como en RC2 (Tabla 1) también se investigaron para determinar los efectos de resolución e inclinación utilizando el peso (log W) y la relación del eje (log R) como parámetros. En cuanto a los datos de Byurakan, se indicó un efecto de inclinación (oscurecimiento) con c (t) = 0 para t -2, c (t) = -1.5 & # 177 0.2 para t> -2. El efecto de la resolución medida por el peso log W de la clasificación morfológica (función del tamaño de la imagen y la escala de la placa como se explica en RC2) se expresó mediante

dónde t = 0 para t -4 (E), 0.058 & # 177 0.014 para -3 t 0 (L), 0.115 & # 177 0.013 para 1 t 4 (Sa-Sbc) y 0.049 & # 177 0.023 para 5 t 10 (Sc -Soy). La clase N corregida ''C se correlaciona con el tipo morfológico en el mismo sentido que los tipos Byurakan (Fig. 4).

Existe una correlación débil entre el sistema DDO revisado (van den Bergh 1976) y los tipos T revisados ​​de Hubble (Tabla 3). RDDO tiene más pasos entre lenticulares y espirales tempranas (que componen las clases S0 y A de RDDO) y menos entre las espirales de tipo tardío e irregulares (que comprenden Sc, Sc / Irr e Irr de RDDO). Esencialmente, las etapas L tardía y S temprana (-2 t 2) se han agotado para formar la clase A de "espiral anémica". La razón fundamental que se ofrece para esta reorganización es que mejora la correlación con los índices de color y la relación abultamiento / disco. No he podido fundamentar esta afirmación a partir de un estudio de datos cuantitativos disponibles para el pequeño conjunto de 126 ejemplos de tipos de RDDO en el Atlas de Hubble. En particular, la afirmación de que las espirales anémicas (A) son más rojas que las espirales normales (5) de la misma etapa de Hubble no se verifica en el caso mejor documentado del color medio de objetos RDDO Ab de tipos t = 1 a 3 (Sa - Sb) es = 0,73 en comparación con 0,74 para RDDO Sb en el mismo rango t (consulte la Sección 2.2c).

(1) El término constante implica 90 (1 & # 177 0,1) km s -1 Mpc -1 para el promedio local de todo el cielo de la relación de Hubble para 300 espirales que tienen módulos de distancia & # 1810 *****


Viaje al Gran Atractor

A mediados de la década de 1970, los astrónomos que estudiaban la radiación de fondo de microondas cósmico para estudiar la homogeneidad a gran escala del Universo descubrieron un sorprendente patrón de dipolos en el cielo. De hecho, observaciones más modernas con el satélite COBE (Explorador de fondo cósmico) han demostrado que se trata esencialmente de un dipolo perfecto. La amplitud del dipolo es solo 3.358 +/- 0.001 mili Kelvins en la dirección (l = 264.31 +/- 0.16, b = +48.05 +/- 0.09, coordenadas galácticas, o RA = 11.199 h, Dec = -7.22, celestial coordenadas). El dipolo se interpretó casi de inmediato como un movimiento de la Vía Láctea o de todo el Grupo Local. En forma cruda, dado que la observación se realiza desde el sistema solar, su amplitud es de solo 369,0 +/- 2,5 km / sy está en una dirección casi opuesta a la dirección de rotación del Sol alrededor del centro del MW. Sin embargo, después de la corrección al marco de referencia (baricentro) del grupo local de galaxias, la amplitud de la velocidad aumenta a 627 +/- 22 km / s hacia (l = 276 +/- 3, b = +30 +/- 2) donde el aumento de la incertidumbre se debe a la incertidumbre en la transformación de coordenadas (cf Lineweaver 1996).

Incluso antes del descubrimiento de este movimiento dipolo, los astrónomos habían estado "olfateando" la idea de que la expansión del Universo podría no ser uniforme, especialmente a pequeña escala. Por ejemplo, sabemos que el Grupo Local de galaxias está ligado y, por lo tanto, las galaxias en él no participan en la expansión global, al menos entre sí. También sabemos que las galaxias en los núcleos de ricos cúmulos de galaxias están unidas a esos objetos mucho más masivos y están en órbita alrededor de sus centros con "velocidades peculiares" que son sustanciales, miles de km / s, de modo que en el cúmulo rico más cercano, Virgo, la velocidad inducida gravitacionalmente puede empequeñecer la "Hubble" velocidad (la velocidad debida a la expansión del Universo). A principios de la década de 1950, Vera Rubin (1951) intentó por primera vez medir velocidades peculiares en el Universo cercano y, a mediados de la década de 1950, Gerard deVaucouleurs (1956, 1958) planteó la hipótesis de que la Vía Láctea debería estar cayendo (es decir, expandiéndose desde más lentamente) el supercúmulo local (véanse los proyectos de seminario sobre el cúmulo de Virgo y el supercúmulo local).

La idea fundamental aquí es que el movimiento no cosmológico del Grupo Local sería causado por una gran concentración de masa que nos empujara hacia él. En otras palabras, el teorema de Gauss dice que si la materia en el Universo estuviera realmente distribuida de manera uniforme, no habría fuerza neta en ninguna galaxia, pero como sabemos que el Universo es desigual, las galaxias serán aceleradas por grandes masas como otras galaxias, galaxias. grupos y cúmulos de galaxias que están cerca de ellos. Dado que la atracción de la gravedad disminuye con el cuadrado de la separación, las masas cercanas tienen un efecto mucho mayor que las masas distantes. Además, todavía pensamos que en escalas muy grandes, en palabras de Edwin Hubble, "el Universo es sensiblemente uniforme".

Dado eso, el primer lugar donde los astrónomos buscaron la causa de nuestro movimiento w.r.t. el CMB fue el supercúmulo local siguiendo a deVaucouleurs (cf. Schechter 1980 Davis et al. 1980 Aaronson et al. 1982). El supercúmulo local domina la distribución de galaxias dentro de una distancia de unos pocos miles de km / s (40-50 Megaparsecs o 120-150 millones de años luz). Encontramos un "flujo" definido en el LSC, el Grupo Local se está expandiendo lejos de Virgo unos 250 km / s más lento de lo que sería si estuviéramos participando libremente en el Flujo del Hubble, pero ese movimiento de 250 km / s es mucho menor que la

630 km / sy no en la dirección correcta.

Dado que Virgo y el supercúmulo local no pueden hacerlo, los astrónomos buscaron cosas más grandes más lejos.

El propósito de este proyecto es estudiar las propiedades del Gran Atractor (GA) con un nuevo y profundo estudio de galaxias en todo el cielo, el 2MASS Redshift Survey (2MRS). Mediremos varias propiedades globales de la AG, incluido su tamaño y forma. Examinaremos mapas de la distribución de galaxias en este supercúmulo y la distribución por tipo morfológico.


Magnitudes límite telescópicas realistas

Bien, es hora de abrir una lata de gusanos. He estado mirando los informes de Schaefer y Crumey sobre magnitudes limitantes telescópicas y, aunque soy educativo, tengo problemas con ambos. La más obvia es que son demasiado conservadores en sus resultados. Tengo que usar

0,4 factor de observación, F, para que coincida con mis resultados en varios ámbitos. Eso es menos de la mitad de los valores más optimistas de Crumey y no es tan bueno como informaron otros observadores. Corro alrededor de 0,9 F a simple vista, a pesar de los problemas de visión a medida que envejezco. Parte del problema es que, en algunos aspectos, agrupan a los observadores con visión promedio o deficiente con los que considero de buena agudeza (leyendo los datos sin procesar) y tratan de ajustar la curva desde allí utilizando NELM y suposiciones sobre la experiencia, etc. El resultado es que pierden más de una magnitud en comparación con lo que mi ojo puede mostrar en el ocular (y casi tanto incluso hoy en día en cuanto a NELM a pesar de haber perdido aproximadamente la mitad de la magnitud de mis años de juventud), incluso en una visión mediocre.

Schaefer también trató de predecir resultados para ubicaciones no oscuras. que está tan plagado de problemas que, en mi opinión, no es un enfoque útil. al menos hasta que se haya logrado una muy buena correlación de cielo oscuro a partir de la cual trabajar. Apéguese a lo que los observadores experimentados con buena agudeza pueden hacer en cielos oscuros, y luego tendrá una medida de lo que el ojo puede hacer con la ayuda de un telescopio. Nerfear todo por una combinación de malas condiciones o inexperiencia / agudeza comprometida dará resultados insatisfactorios porque no hay una buena manera de correlacionar NELM con telescópico, ya que el telescopio corrige varios aspectos de las fallas de visión a simple vista. La última desconexión es un gran problema.

Otro problema es la suposición de que

25 MPSAS = negro. Esto es más notable en el excelente trabajo de Crumey y se muestra como una pupila de salida cortada de aproximadamente 2.0 mm en cielos muy oscuros (tal vez un poco menos). A pesar de las referencias bibliográficas que lo respaldan, esto es ciertamente incorrecto en mi opinión, ya que el análisis de Los datos individuales de Schaefer lo demuestran: los datos muestran consistentemente alumnos de salida más pequeños que toman a observadores experimentados en cielos oscuros / semioscuros mucho más profundo (típicamente 0,7 magnitudes o más en comparación con el límite supuesto que supera con creces la importancia del modelo). El impacto se reduce un poco al aumentar la apertura que aplana la curva, porque los efectos visuales convierten las estrellas en objetos extendidos en las pupilas de salida pequeñas, y estos son más difíciles de ver como todos sabemos. Por lo tanto, un término de visión es una consideración crítica una vez que la apertura excede quizás las 4 pulgadas (aunque ya uso una pupila varias veces más pequeña a 4.3 "para ir bien pasado las predicciones de correlación.) Ver más allá de 10 "es uno de los factores más importantes en mi experiencia. Crumey aborda la pupila de salida para objetos extendidos, pero perdió la oportunidad de fuentes puntuales versus efectos de difracción / visión para estrellas (típicamente fuentes puntuales. pupila de salida y / o visión deficiente).

De nuevo en la oscuridad. ¿Dónde ven otros aquí que el campo y la parada del campo se vuelven indistinguibles? He hecho algunas pruebas en condiciones moderadamente oscuras (21.38 MPSAS) y encontré que en un porción relativamente oscura del cielo de arriba, Me vuelvo incapaz de detectar la parada de campo excepto cuando una estrella lo suficientemente brillante la ilumina a aproximadamente 0,4 mm de pupila de salida con 20 ". A 0,5 mm de pupila de salida y más, después de un tiempo puedo detectar la parada de campo desde el campo y trazar en una visión evitada. Esto significa que puedo detectar una fuente puntual desde el campo, si todavía es una fuente puntual o casi. Debajo de eso, estoy ciego a la transición y no puedo encontrar mucho en lo que enfocar más que el desenfoque de estrellas de campo tenue como objetos extendidos (como era de esperar, esto tiende a coincidir con una visión deficiente a más de 1000x). La lente del ojo permanece negra y busco a tientas algo en lo que enfocar. Los modelos actuales asumen 25 MPSAS como el límite según los datos de Blackwell , mientras que en realidad veo 27 MPSAS o más. aunque ciertamente con una agudeza reducida que compensa parte de la ganancia, particularmente cuando se considera ver. Considero mi adaptación a la oscuridad / sensibilidad de umbral bien, pero no lo encuentro particularmente impresionante, otros lo han demostrado considerablemente mejor (Skiff en particular, y por supuesto O'Meara, así como varios observadores en CN).

He buscado la solicitud de datos de Schaefer en el S & ampT de marzo de 1989. Utiliza M67 como campo de prueba con una secuencia de estrellas marcadas en incrementos de aproximadamente 0,35 de magnitud en promedio. Si bien son sistemáticos, estos son incrementos bastante burdos que se inclinarán hacia valores bajos / conservadores. Es probable que el sesgo sea la mitad del delta asumiendo una precisión perfecta, porque es poco probable que uno informe con confianza haber visto más allá de lo que realmente se vio. Ver no se solicita específicamente (solo se sugiere como una nota complementaria). Esto se vuelve más problemático para las estrellas tenues cerca de estrellas de cúmulos mucho más brillantes. Varias estrellas de campo / más distantes podrían haber sido útiles más allá de la magnitud 16. Las estrellas de 17+ mag son muy difíciles de detectar cerca de estrellas de campo brillante en mi experiencia. Una estrella de magnitud 17,64 intercalada entre 12 y 13 estrellas de magnitud es sustancialmente más resistente que una estrella de magnitud cercana a 15/16 incluso con buena visibilidad. El siguiente paso es 18.04. muy cerca de una estrella de 13 magnitudes.Menos obvio es por qué no se vio la estrella 17.38, ya que está más aislada, sin embargo, hubo pocos informes de gran apertura en el cielo oscuro. En cambio, 17.05 se informó como incierto para un 17.5 "en cielos de 7.2 mag, un resultado creíble.

Cuando se realizó la solicitud de datos de Schaefer, los medidores SQM / SQM-L aún no estaban disponibles y las estimaciones de NELM eran todo lo que se podía esperar. Ahora que los mejores instrumentos están comúnmente disponibles, parece un buen momento para que alguien repita el ejercicio usando datos SQM para el brillo real del cielo. frente a aproximaciones muy propensas a errores. Con los medidores, una variable en las ecuaciones se puede fijar con relativa precisión en comparación con las demás. Espero poder ver el próximo mes para intentar la secuencia de Schaefer en M67. No sé si tendré tiempo para experimentar con más de una apertura o pasar por varios niveles de aumento. Ver probablemente será un factor importante. pero al menos tengo la intención de intentar calificarlo en una escala de Pickering para cualquier apertura utilizada.

No es que el trabajo anterior fuera deficiente y ciertamente no para la base en ese momento, es más que el tiempo y la tecnología mejorada brindan una oportunidad para ser más precisos y abordar los aspectos problemáticos de los enfoques anteriores. Es un proceso de construcción sobre el trabajo previo.


Magnitud

Un medio para medir el brillo de una estrella u otro cuerpo: cuanto más bajo es el valor de magnitud del cuerpo, más brillante aparece en el cielo. Una estrella de magnitud +5,0 es tenue y apenas visible a simple vista, mientras que una estrella con una magnitud cercana a 0,0 (como Capella en Auriga) es realmente muy brillante.

El sistema de magnitudes estelares tiene más de dos mil años. Su primer uso conocido fue por el astrónomo griego Hiparco alrededor del 120 a. C., cuyo sistema informal clasificaba las estrellas como de primera magnitud para las más brillantes hasta sexta magnitud para las más débiles.

Especialmente con la llegada del telescopio, este tipo de enfoque informal resultó inadecuado y, a mediados del siglo XIX, se introdujeron estándares para el cálculo de magnitudes. Según estos estándares, que todavía se utilizan hoy en día, una diferencia de brillo de cinco magnitudes equivale a un factor de 100. Por ejemplo, Alpha Centauri o Rigil Kentaurus (con una magnitud muy cercana a 0,0) es cien veces más brillante que Marsic en Hércules, una de las estrellas con nombre más tenues con una magnitud de casi exactamente +5,0. De esto se deduce que una diferencia de una magnitud corresponde a una diferencia de brillo de un poco más de 2 & # 189 veces.

La escala de magnitud está calibrada para los brillos de alrededor de un centenar de estrellas específicas, todas situadas a unos pocos grados del Polo Celeste Norte y, por lo tanto, se denomina Secuencia Polar Norte. Por coincidencia, la constelación del Polo Norte, la Osa Menor, proporciona una "clave" útil para las magnitudes estelares. Las cuatro estrellas que forman el "cuenco" rectangular de la Osa Menor representan cada una un nivel diferente de brillo. Kochab, el más brillante, tiene una magnitud de +2.1 Pherkad es de magnitud +3.0, Alifa al Farkadain es +4.3 y el más débil, Anwar al Farkadain, tiene una magnitud de +5.0.

+6,5 se considera convencionalmente como el límite de visibilidad a simple vista. El límite real, por supuesto, dependerá del observador, pero pocas personas pueden ver objetos más débiles que este valor. Sin embargo, dado que la escala de magnitud funciona con los objetos de brillo relativo, puede continuar por debajo de este umbral de visibilidad. Los objetos de magnitud +6,0 son 2 & # 189 veces más débiles que los de magnitud +5,0, y así sucesivamente. En el momento de escribir este artículo, por ejemplo, el planeta Plutón tiene una magnitud de +13,8, demasiado débil para ser visto a simple vista, pero calculable como unas 400.000 veces más débil que Alpha Centauri.

Algunas estrellas muy brillantes y ciertos objetos dentro del Sistema Solar superan la magnitud 0.0 y, por lo tanto, necesitan números negativos para describir su brillo. Hay cuatro estrellas con magnitudes negativas: Sirio (-1,4), Canopus (-0,6), Arcturus (-0,1) y Alpha Centauri, con una magnitud que se acerca extremadamente a la marca cero en -0,01. Dentro del Sistema Solar, todos los planetas visibles a simple vista tienen magnitudes negativas durante al menos parte del tiempo. Los objetos más brillantes de todos son la Luna (que puede alcanzar -13,0 o más) y, por supuesto, el Sol, cuyo valor de magnitud varía en torno a un extremo -26,7.

En gran medida, el brillo de los objetos en el cielo depende de su posición en el espacio. Sirio es la estrella más brillante del cielo, pero es una estrella enana, y no particularmente luminosa en términos estelares; parece brillante porque está a menos de nueve años luz de distancia. En comparación, la estrella Deneb en Cygnus parece mucho más débil que Sirius en el cielo, pero en realidad es una supergigante miles de veces más luminosa que Sirius; parece más débil porque está a más de tres mil años luz de distancia.

Por esta razón, el brillo de los objetos tal como aparecen en el cielo se denomina propiamente su aparente magnitud. Existe una escala separada - absoluto magnitud: para describir el brillo intrínseco de un objeto, independientemente de la ubicación de su observador. Este concepto se discute en su propia entrada en este sitio.


CONSEJO NACIONAL DE INVESTIGACIÓN

El universo físico [1] era antropocéntrico para el hombre primitivo. En una etapa posterior del progreso intelectual, se centró en un área restringida en la superficie de la tierra. Aún más tarde, para Ptolomeo y su escuela, el universo era geocéntrico, pero desde la época de Copérnico, se ha considerado que el sol, como cuerpo dominante del sistema solar, está en o cerca del centro del reino estelar. Con el origen de cada una de estas sucesivas concepciones, el sistema de estrellas nunca ha aparecido más grande de lo que se pensaba. Así, la importancia del hombre y la tierra en el esquema sideral ha disminuido con el avance del conocimiento del mundo físico, y nuestra concepción de las dimensiones del universo estelar discernible ha cambiado progresivamente. ¿No es probable una mayor evolución de nuestras ideas? Frente a grandes acumulaciones de información nueva y relevante, ¿podemos mantener firmemente nuestras viejas concepciones cósmicas?

[1: La palabra "universo" se usa en este artículo en el sentido restringido, como aplicando al total de sistemas siderales que ahora se sabe que existen.]

Como consecuencia del crecimiento y la actividad excepcionales de los grandes observatorios, con sus poderosos métodos de analizar las estrellas y del espacio sonoro, hemos llegado a una época, creo, en la que es necesario otro avance, nuestra concepción del sistema galáctico debe ampliarse a mantener en la relación adecuada los objetos que nuestros telescopios están encontrando, el sistema solar ya no puede mantener una posición central. Los estudios recientes de cúmulos y temas relacionados me parecen no dejar alternativa a la creencia de que el sistema galáctico es al menos diez veces mayor en diámetro, al menos mil veces mayor en volumen, de lo que se suponía recientemente.

El Dr. Curtis [1], por otro lado, sostiene que el sistema galáctico tiene las dimensiones y la disposición que le asignaron anteriormente los estudiantes de la estructura sideral; apoya las opiniones sostenidas hace una década aproximadamente por Newcomb, Charlier, Eddington, Hertzprung, y otros líderes de la astronomía estelar. En contraste con mi estimación actual del diámetro de al menos trescientos mil años luz, Curtis describe su posición de la siguiente manera: [2]

[1: Ver la Parte II de este artículo, por Heber D. Curtis.]
[2: Citado de una copia manuscrita de su dirección en Washington].

"En cuanto a las dimensiones de la galaxia indicadas por nuestra Vía Láctea, hasta hace poco ha habido un buen grado de uniformidad en las estimaciones de aquellos que han investigado el tema. Prácticamente todos han deducido diámetros de 7.000 a 30.000 años luz. Supondré un diámetro máximo de 30.000 años luz representa suficientemente bien esta visión más antigua a la que me suscribo, aunque es bastante seguro que es demasiado grande ".

Creo que debería señalarse que cuando Newcomb escribía sobre el tema hace unos veinte años, el conocimiento de esos factores especiales que influyen directamente en el tamaño del universo era extremadamente fragmentario en comparación con nuestra información actual. En 1900, por ejemplo, se conocían los movimientos radiales de unas 300 estrellas, ahora conocemos las velocidades radiales de miles. Entonces se registraron distancias precisas para posiblemente 150 de las estrellas más brillantes, y ahora para más de diez veces más. Los espectros estaban disponibles para menos de una décima parte de las estrellas para las que tenemos los tipos en la actualidad. En ese momento no se sabía prácticamente nada de los métodos fotométricos y espectroscópicos para determinar la distancia, ni de las velocidades radiales de los cúmulos globulares o de las nebulosas espirales, ni siquiera del fenómeno de la corriente de estrellas.

Como una indicación más de la importancia de examinar de nuevo la evidencia sobre el tamaño de los sistemas estelares, consideremos el gran cúmulo globular de Hércules, una vasta organización sideral sobre la que teníamos hasta hace poco ideas vagas. Debido a investigaciones extensas y variadas, llevadas a cabo durante los últimos años en Mount Wilson y en otros lugares, ahora conocemos las posiciones, magnitudes y colores de todas sus estrellas más brillantes, y muchas relaciones entre color, magnitud, distancia desde el centro y densidad de estrellas. Conocemos algunas de estas importantes correlaciones con mayor certeza en el cúmulo de Hércules que en la vecindad solar. Ahora tenemos los espectros de muchas de las estrellas individuales y el tipo espectral y la velocidad radial del cúmulo en su conjunto. Conocemos los tipos y periodos de variación lumínica de sus estrellas variables, los colores y tipos espectrales de estas variables, y algo también de la luminosidad absoluta de las estrellas más brillantes del cúmulo por la aparición de sus espectros. ¿Es sorprendente, por tanto, que nos atrevamos a determinar la distancia de Messier 13 y sistemas similares con más confianza de la que era posible hace diez años cuando ninguno de estos hechos era conocido, o incluso considerado seriamente en las especulaciones cósmicas?

Si estuviera escribiendo ahora, con conocimiento de estos desarrollos relevantes, creo que Newcomb no mantendría su punto de vista anterior sobre las dimensiones probables del sistema galáctico.

Por ejemplo, el profesor Kapteyn ha encontrado ocasión, con el progreso de sus elaborados estudios de las leyes y de la luminosidad y densidad estelar, para indicar dimensiones de la galaxia más grandes de lo que antes se aceptaba. En un artículo que acaba de aparecer como Mount Wilson Contribution, No. 188, [1] encuentra, como resultado de la investigación que se extiende durante unos 20 años, que la densidad de estrellas a lo largo del plano galáctico es bastante apreciable a una distancia de 40.000 luz. -años - dando un diámetro del sistema galáctico, excluyendo las nubes de estrellas distantes de la Vía Láctea, aproximadamente tres veces el valor que Curtis admite como máximo para toda la galaxia. De manera similar, Russell, Eddington y, creo, Hertzprung, ahora se suscriben a valores más grandes de dimensiones galácticas y Charlier, en una conferencia reciente ante la Asociación Astronómica Sueca, ha aceptado la característica esencial de la galaxia más grande, aunque anteriormente identificó el sistema local. de estrellas B con todo el sistema galáctico y obtuve distancias de los cúmulos y dimensiones de la galaxia de solo una centésima parte del tamaño que derivo.

[1: La contribución se publica conjuntamente con el Dr. van Rhijn.]

LEVANTAMIENTO DEL BARRIO SOLAR

Recordemos primero que el universo estelar, tal como lo conocemos, parece ser un esferoide o elipsoide muy achatado, un sistema en forma de disco compuesto principalmente por estrellas y nebulosas. El sistema solar no está lejos del plano medio de esta organización aplanada que llamamos sistema galáctico. Apartando la mirada del plano vemos relativamente pocas estrellas mirando a lo largo del plano, a través de una gran profundidad de espacio poblado de estrellas, vemos un gran número de objetos siderales que constituyen la banda de luz que llamamos Vía Láctea. Los cúmulos de estrellas poco organizados, como las Pléyades, las nebulosas difusas, de las cuales la nebulosa del anillo es Lyra es un buen ejemplo, las nebulosidades oscuras: todos estos tipos siderales parecen ser parte del gran sistema galáctico, y se encuentran casi exclusivamente a lo largo del plano de la Vía Láctea. Los cúmulos globulares, aunque no en la Vía Láctea, también están afiliados al sistema galáctico, las nebulosas espirales parecen ser objetos distantes principalmente, si no completamente, fuera de las partes más pobladas de la región galáctica.

Esta concepción del sistema galáctico, como una organización aplanada, en forma de reloj de estrellas y nebulosas, con cúmulos globulares y nebulosas espirales como objetos externos, es generalmente aceptada por los estudiosos del tema, pero en la cuestión de las distancias de los diversos objetos siderales - el tamaño del sistema galáctico - hay, como se sugirió anteriormente, opiniones muy divergentes. Por lo tanto, primero consideraremos brevemente las dimensiones de esa parte del universo estelar respecto de la cual existe una unanimidad esencial de opinión, y luego discutiremos con más detalle el campo más amplio, donde parece haber una necesidad de modificación de la visión convencional más antigua. .

Posiblemente la forma más conveniente de ilustrar la escala del universo sideral es en términos de nuestras varas de medición, pasando de las unidades terrestres a las de los sistemas estelares. En la superficie de la tierra expresamos las distancias en unidades como pulgadas, pies o millas. En la luna, como se ve en la fotografía adjunta hecha con el reflector de 100 pulgadas, la milla sigue siendo una unidad de medida utilizable, una escala de 100 millas se indica en la escena lunar.

Sin embargo, nuestra escala de medición debe incrementarse considerablemente cuando consideramos las dimensiones de una estrella, las distancias en la superficie de nuestro sol, por ejemplo. Las grandes manchas solares que se muestran en la ilustración no se pueden medir convenientemente en unidades apropiadas para la distancia terrestre; de ​​hecho, toda la tierra en sí no es demasiado grande. Las unidades para medir las distancias del sol a los planetas que lo acompañan, es, sin embargo, 12.000 veces el diámetro de la tierra, es la llamada unidad astronómica, la distancia promedio de la tierra al sol. Esta unidad, 93,000,000 millas de longitud, es amplia para las distancias de planetas y cometas. Probablemente sería suficiente medir las distancias de cualquier planeta y cometa que pueda haber en la vecindad de otras estrellas pero, a su vez, se vuelve engorroso expresar las distancias de una estrella a otra, ya que algunos de ellos son cientos de millones, incluso mil millones de unidades astronómicas de distancia.

[Texto: nota del editor del procesador: Las limitaciones técnicas pueden haber causado que las tres figuras citadas en el texto del Dr. Shapley no se reproduzcan en esta versión. Sin embargo, se incluyen las leyendas de las figuras y se cree que la línea de argumentación es clara.]

Fig. 1. - La región de los Apeninos en la superficie de la luna fotografiada con el reflector de 100 pulgadas. Fotografía de F. G. Pease

Fig. 2. - Un grupo de manchas solares que aparecen por primera vez en febrero de 1920 y duran 100 días. Las regiones sombreadas y no sombreadas indican polaridades magnéticas de signos opuestos. Dibujo de S. B. Nicholson.

Fig. 3.- Dos fotografías sucesivas en la misma placa de la nebulosa difusa N. G. C. 221, realizadas con el reflector de 100 pulgadas para ilustrar la posibilidad de incrementar en gran medida la potencia fotográfica de un reflector grande mediante el uso de dispositivos accesorios. El tiempo de exposición de la imagen de la izquierda fue de quince minutos y de cinco minutos para la imagen de la derecha, que se realizó con la ayuda del intensificador fotográfico descrito en Proc. Nat. Acad. Sci., 6., 127, 1920. Al preparar la figura, las dos fotografías se ampliaron a la misma escala.

Esto nos lleva a abandonar la unidad astronómica e introducir el año luz como medida para sondear la profundidad del espacio estelar. La distancia que recorre la luz en un año es algo menos de seis millones de millones de millas. La distancia de la tierra al sol es, en estas unidades, ocho minutos luz. Esta distancia a la luna es de 1,2 segundos luz. En algunas fases de nuestros problemas astronómicos (estudiando fotografías de espectros estelares) hacemos medidas microscópicas directas de una diezmilésima de pulgada e indirectamente medimos cambios en la longitud de onda de la luz un millón de veces más pequeños que esto al discutir la disposición de cúmulos globulares en el espacio, debemos medir cien mil años luz. Expresando estas medidas grandes y pequeñas con referencia a la velocidad de la luz, tenemos una ilustración de la escala del universo del astrónomo; sus medidas van desde la billonésima parte de una mil millonésima parte de un segundo luz, hasta más de mil siglos luz. La razón de la medida más grande a la más pequeña es de 10 ^ 33 a 1.

Cabe señalar que la luz juega un papel de suma importancia en el estudio del universo. Conocemos la física y la química de las estrellas solo a través de su luz, y su distancia de nosotros la expresamos por medio de la velocidad de la luz. El año luz, además, tiene un doble valor en la exploración sideral: es geométrico, como hemos visto, y es histórico. Nos dice no solo qué tan lejos está un objeto, sino también cuánto tiempo hace que la luz que examinamos se inició en su camino. No ves el sol donde está, sino donde estaba hace ocho minutos. No se ven las débiles estrellas de la Vía Láctea como son ahora, sino más probablemente como eran cuando se estaban construyendo las pirámides de Egipto y los antiguos egipcios las vieron como eran en una época aún más remota. Por lo tanto, estamos cronológicamente muy por detrás de los eventos cuando estudiamos las condiciones o el comportamiento dinámico en sistemas estelares remotos, los movimientos, las emisiones de luz y las variaciones que ahora se investigan en el cúmulo de Hércules no son contemporáneos, pero, si mi valor de la distancia es correcto, son los fenómenos de hace 36.000 años. Sin embargo, la gran edad de estos pulsos entrantes de energía radiante no es una desventaja; de hecho, su antigüedad se ha convertido en un buen propósito al probar la velocidad de la evolución estelar, al indicar las enormes edades de las estrellas, al sugerir la vasta extensión de la universo tanto en el tiempo como en el espacio.

Tomando el año luz como una unidad satisfactoria para expresar las dimensiones de los sistemas siderales, consideremos las distancias de las estrellas y cúmulos vecinos y mencionemos brevemente los métodos para deducir sus posiciones espaciales. Para los objetos estelares cercanos, podemos hacer medidas trigonométricas directas de distancia (paralaje), utilizando la órbita de la tierra o la trayectoria del sol a través del espacio como línea de base. Para muchas de las estrellas más distantes se dispone de métodos espectroscópicos, que utilizan la apariencia de los espectros estelares y el brillo aparente de las estrellas, fácilmente medible. Para ciertos tipos de estrellas, demasiado distantes para los datos espectroscópicos, todavía existe la posibilidad de obtener la distancia mediante el método fotométrico. Este método es particularmente adecuado para los estudios de cúmulos globulares; consiste primero en determinar, por algún medio, la luminosidad real de una estrella, es decir, su denominada magnitud absoluta, y segundo, en medir su magnitud aparente. Obviamente, si una estrella de brillo real conocido se aleja a distancias cada vez mayores, su brillo aparente disminuye, por lo tanto, para tales estrellas de magnitud absoluta conocida, es posible, usando una fórmula simple, determinar la distancia midiendo la magnitud aparente. .

Por lo tanto, parece que, aunque el espacio puede explorarse a una distancia de sólo unos pocos cientos de años luz mediante métodos trigonométricos directos, no nos vemos obligados, por nuestra incapacidad para medir ángulos aún más pequeños, a extrapolar con incertidumbre o hacer conjeturas relativas vagas. a regiones más lejanas del espacio, ya que las distancias determinadas trigonométricamente se pueden utilizar para calibrar las herramientas de métodos más nuevos y menos restringidos. Por ejemplo, los métodos trigonométricos para medir la distancia a la luna, el sol y las estrellas más cercanas son decididamente indirectos, en comparación con la medición lineal de la distancia en la superficie de la tierra, pero no por esa razón son inexactos o cuestionables en principio. Los métodos espectroscópicos y fotométricos de medir una gran distancia estelar también son indirectos, en comparación con la medición trigonométrica de una pequeña distancia estelar, pero tampoco por eso son poco fiables o de valor dudoso. Estas grandes distancias no son extrapolaciones. Por ejemplo, en el método espectroscópico, las magnitudes absolutas derivadas de distancias medidas trigonométricamente se utilizan para derivar las curvas que relacionan las características espectrales con la magnitud absoluta y las paralaje espectroscópicas para estrellas individuales (ya sean cercanas o remotas) son, casi sin excepción, interpolaciones. Por lo tanto, los datos de las estrellas más cercanas se utilizan con fines de calibración, no como base para una extrapolación.

Por un método u otro, la distancia de casi 3.000 estrellas individuales en la vecindad solar se ha determinado ahora, solo unas pocas están a diez años luz del sol. A una distancia de unos 130 años luz encontramos las Híades, el conocido cúmulo de estrellas a simple vista a una distancia de 600 años luz, según las extensas investigaciones de Kapteyn, llegamos al grupo de estrellas azules en Orión - otro físicamente -Cúmulo organizado compuesto por gigantes en luminosidad. A distancias comparables a los valores anteriores también encontramos el grupo Escorpio-Centauro, las Pléyades, el sistema de la Osa Mayor.

Allí se hace referencia específicamente a los grupos cercanos por dos razones.

En primer lugar, deseo señalar la prevalencia en todo el sistema galáctico de cúmulos de estrellas, organizados de diversas formas en cuanto a densidad estelar y contenido estelar total. La organización gravitacional de las estrellas es una característica fundamental del universo: una estrella doble es un aspecto de un cúmulo estelar, un sistema galáctico es otro. De hecho, podemos rastrear el motivo de la agrupación desde los cúmulos globulares aislados más ricos, como el sistema de Hércules, hasta los grupos cercanos débilmente organizados tipificados en las estrellas brillantes de la Osa Mayor. A cien veces su distancia actual, el cúmulo de Orión se parecería mucho a Messier 37 o Messier 11 decenas de cúmulos telescópicos que tienen la forma general y la densidad de estrellas de las Pléyades y las Híades. Naturalmente, la diferencia entre los cúmulos brillantes y débiles del sistema galáctico parece ser únicamente una cuestión de distancia.

En segundo lugar, deseo enfatizar el hecho de que las estrellas cercanas que usamos como estándares de luminosidad, particularmente las estrellas azules de tipo espectral B, son miembros de cúmulos estelares. Ahí radica un punto muy importante en la aplicación de métodos fotométricos. Quizás, podríamos cuestionar la validez de comparar las estrellas aisladas en la vecindad del sol con estrellas en un cúmulo compacto, pero la comparación de estrellas de cúmulos cercanos con estrellas de cúmulos remotos es completamente razonable, ya que ahora estamos tan lejos del antropocéntrico primitivo. nociones de que es una tontería postular que la distancia a la Tierra tiene algo que ver con el brillo intrínseco de las estrellas.

SOBRE LAS DISTANCIAS DE LOS CLUSTERS GLOBULARES

1. Como se indicó anteriormente, los astrónomos están de acuerdo en las distancias a las estrellas y grupos estelares cercanos, la escala de la parte del universo que podemos llamar dominio solar. Pero hasta ahora no hay acuerdo en relación con las distancias de los cúmulos remotos, las estrellas y las nubes estelares, la escala del sistema galáctico total. El desacuerdo en este último particular no es una pequeña diferencia de un pequeño porcentaje, un argumento de menor detalle es una cuestión de un mil por ciento o más.

Curtis sostiene que las dimensiones que encuentro para el sistema galáctico deben dividirse por diez o más (ver cita en la página 172) por lo tanto, el tamaño galáctico no se interpone en el camino de interpretar las nebulosas espirales como galaxias comparables (una teoría que él favorece en otros motivos, pero se considera incompatible con los valores más grandes de las dimensiones galácticas). En su discurso de Washington, sin embargo, simplificó enormemente la presente discusión al aceptar los resultados de estudios recientes sobre los siguientes puntos importantes:

Proposición A. - Los cúmulos globulares forman parte de nuestra galaxia, por lo tanto, el tamaño del sistema galáctico propiamente dicho no es probablemente menor que el tamaño del sistema subordinado de cúmulos globulares.

Proposición B. - Las distancias derivadas en Mount Wilson para cúmulos globulares entre sí son esencialmente correctas. Esto implica, entre otras cosas, que (1) la absorción de luz en el espacio no ha afectado apreciablemente los resultados, y (2) los cúmulos globulares son muy parecidos en estructura y constitución, difiriendo principalmente en la distancia. (Estos valores relativos se basan en diámetros aparentes, magnitudes integradas, la magnitud de gigantes individuales o grupos de gigantes y variables cefeidas Charlier ha obtenido resultados muy parecidos a partir de diámetros aparentes solamente, y Lundmark a partir de diámetros aparentes y magnitudes integradas).

Proposición C. - Las estrellas en cúmulos y en partes distantes de la Vía Láctea no son peculiares, es decir, la uniformidad de las condiciones y de los fenómenos estelares prevalece naturalmente en todo el sistema galáctico.

También compartimos la misma opinión, creo, sobre los siguientes puntos:

una. El sistema galáctico es una organización estelar extremadamente aplanada, y la aparición de una Vía Láctea se debe en parte a la existencia de distintas nubes de estrellas, y en parte es el resultado de la profundidad a lo largo del plano galáctico.

B. Las nebulosas espirales son en su mayoría objetos muy distantes, probablemente no miembros físicos de nuestro sistema galáctico.

C. Si nuestra galaxia se acerca al orden más grande de dimensiones, surge de inmediato una seria dificultad para la teoría de que las espirales son galaxias de estrellas comparables en tamaño con las nuestras: sería necesario atribuir magnitudes imposiblemente grandes a las nuevas estrellas que han aparecido en el mundo. nebulosas espirales.

2. Mediante acuerdo aproximado sobre los puntos anteriores, se despeja el camino para que la diferencia sobresaliente pueda ser claramente establecida: Curtis no cree que el valor numérico de la distancia que derivo para cualquier cúmulo globular sea del orden correcto de magnitud.

3. Por lo tanto, el problema actual puede restringirse estrechamente, y puede reformularse de la siguiente manera: Demuestre que cualquier cúmulo globular está aproximadamente tan distante como se deriva en el Monte Wilson, entonces la distancia de los otros cúmulos será aproximadamente correcta (ver Proposición B) El sistema de cúmulos y el sistema galáctico tendrán dimensiones del orden asignado (véase la Proposición A), y la teoría de las espirales de las "galaxias comparables" se habrá encontrado con una dificultad seria, aunque quizás no insuperable.

En otras palabras, para mantener mi posición, será suficiente mostrar que cualquiera de los cúmulos globulares brillantes tiene aproximadamente la distancia en años luz que se indica a continuación, en lugar de una distancia de una décima parte de este valor o menos [1]:

[1: En el borrador final del siguiente artículo, Curtis ha calificado su aceptación de las proposiciones anteriores de tal manera que, en algunos detalles numéricos, las comparaciones que se dan a continuación ya no son aplicables con precisión a sus argumentos. Creo, sin embargo, que las comparaciones sí lo hacen. contrastar correctamente el punto de vista actual con el generalmente aceptado hace unos años.]

De manera similar, debería ser suficiente mostrar que los objetos brillantes en cúmulos son gigantes (véase la última columna anterior), en lugar de estrellas de luminosidad solar.

4. Por observación, sabemos que algunos o todos estos cuatro grupos contienen:

una. Un intervalo de al menos nueve magnitudes (aparente y absoluta) entre las estrellas más brillantes y más débiles.

B. Un rango de índice de color de -0,5 a +2,0, correspondiente a todo el rango de color que se encuentra comúnmente entre los conjuntos de estrellas.

C. Estrellas de los tipos B, A, F, G, K, M (a partir de observaciones directas de espectros), y que estos tipos coinciden lo suficiente con las clases de color para permitir el uso de estas últimas para consideraciones estadísticas ordinarias donde los espectros aún no se conocido.

D. Variables cefeidas y de cúmulos que son ciertamente análogas a las variables galácticas del mismo tipo, en espectro, cambio de color, duración del período, cantidad de variación de luz y todos los caracteres de la curva de luz.

mi. Variables irregulares, rojas, de rango pequeño del tipo Alpha Orionis, entre las estrellas más brillantes del cúmulo.

F. Muchas estrellas rojas y amarillas de aproximadamente la misma magnitud que las estrellas azules, en obvio acuerdo con los fenómenos de estrellas gigantes del sistema galáctico, y claramente en desacuerdo con todo lo que sabemos sobre la relación de color y magnitud para las estrellas enanas.

Primero, dado que el cúmulo globular es un "universo" bastante completo por sí mismo, con fenómenos estelares típicos y representativos, incluidas varias clases de estrellas que en la vecindad solar se reconocen como gigantes en luminosidad.

En segundo lugar, estamos muy afortunadamente situados para el estudio de cúmulos distantes, en el exterior en lugar de en el interior. Por lo tanto, obtenemos una vista dimensional completa, podemos determinar las luminosidades reales relativas en lugar de las luminosidades aparentes relativas, y tenemos la clara ventaja de que las estrellas más luminosas se aíslan fácilmente y son las más fáciles de estudiar. Ninguna de las estrellas más brillantes de un cúmulo se nos escapa. Si hay gigantes o supergigantes, son necesariamente las estrellas que estudiamos. No podemos tratar legítimamente con el brillo promedio de las estrellas en cúmulos globulares, porque los límites más débiles están aparentemente mucho más allá de nuestro poder telescópico actual. Nuestras fotografías ordinarias registran solo los radiadores más potentes, que abarcan un rango de solo tres o cuatro magnitudes en la parte superior de la escala de luminosidad absoluta, mientras que en el dominio solar tenemos un rango extremo conocido de 20 magnitudes en brillo absoluto, y un intervalo generalmente estudiado de doce magnitudes o más. 6. Examinemos algunas de las condiciones que existirían en el Cúmulo de Hércules (Messier 13) sobre la base de los dos valores opuestos para su distancia:

una. Las estrellas azules. - Los colores de las estrellas han sido reconocidos desde hace mucho tiempo como característicos de los tipos espectrales y como una ayuda inestimable en el estudio de las estrellas débiles para las que las observaciones espectroscópicas son difíciles o imposibles. El índice de color, como se usa en Mount Wilson, es la diferencia entre las magnitudes llamadas fotográficas (pg) y fotovisuales (pv.), La diferencia entre el brillo de los objetos en luz azul-violeta y en luz amarillo-verde. Para un índice de color negativo (C. I. = pg. - pv.

Definición de unidades empleadas. - La distancia recorrida por la luz en un año, 9.5x10 ^ 12 km., O casi seis billones de millas, conocida como año luz, se ha utilizado durante aproximadamente dos siglos como un medio para visualizar distancias estelares y forma una conveniente y unidad de fácil comprensión. A lo largo de este artículo, las distancias de las estrellas se expresarán en años luz.

La magnitud absoluta de una estrella se necesita con frecuencia para poder comparar las luminosidades de diferentes estrellas en términos de alguna unidad común. Es la magnitud aparente que tendría la estrella si se la viera desde la distancia estándar de 32,6 años luz (correspondiente a una paralaje de 0 ".1).

Conociendo el paralaje, o la distancia, de una estrella, la magnitud absoluta se puede calcular a partir de una de las ecuaciones simples:

Limitaciones en estudios de dimensiones galácticas. - Mediante métodos directos, las distancias de las estrellas individuales pueden determinarse con considerable precisión hasta una distancia de unos doscientos años luz.

A una distancia de trescientos años luz (28 x 10 ^ 14 km.), El radio de la órbita de la Tierra (1,5 x 10 ^ 8 km) subtiende un ángulo ligeramente mayor que 0 ".01, y el error probable de la mejor Las determinaciones fotográficas modernas de paralaje aún no se han reducido materialmente por debajo de este valor. El método espectroscópico para determinar la distancia estelar a través de la magnitud absoluta probablemente tiene, en la actualidad, las mismas limitaciones que el método trigonométrico del que depende el método espectroscópico para su escala absoluta.

Se han empleado varios métodos indirectos que se extienden hacia el espacio algo más lejos para las distancias medias de grandes grupos o clases de estrellas, pero no dan información sobre las distancias individuales de las estrellas del grupo o clase. Entre tales métodos se pueden señalar como más importantes las diversas correlaciones que se han hecho entre los movimientos propios de las estrellas y el movimiento paraláctico debido a la velocidad de nuestro sol en el espacio, o entre los movimientos propios y las velocidades radiales de las estrellas.

Las limitaciones de tales métodos de correlación dependen, en la actualidad, del hecho de que, en general, se conocen movimientos propios precisos sólo para las estrellas más brillantes. Un movimiento de 20 km / seg. a través de nuestra línea de visión producirá los siguientes movimientos propios anuales:

El error medio probable de los movimientos propios de Boss es de aproximadamente 0 ".006. Estos métodos de correlación no son, además, una simple cuestión de comparación de valores, sino que se vuelven difíciles y hasta cierto punto inciertos por las desconcertantes complejidades introducidas por el variación de los movimientos espaciales de las estrellas con el tipo espectral, la masa estelar (?), la luminosidad estelar (?), y factores aún imperfectamente conocidos de la deriva estelar comunitaria.

[Comentario del editor de texto: los signos de interrogación que aparecen en el párrafo anterior aparecen en el documento publicado].

Entonces será evidente que la línea de base disponible en los estudios de las regiones más distantes de nuestra galaxia es lamentablemente breve, y que en tales estudios debemos depender en gran medida de las investigaciones de la distribución y de la frecuencia de aparición de las estrellas de las diferentes regiones. magnitudes aparentes y tipos espectrales, en el supuesto de que las estrellas más distantes, cuando se toman en grandes cantidades, promediarán aproximadamente lo mismo que las estrellas más cercanas conocidas. Esta suposición es razonable, aunque no necesariamente correcta, ya que tenemos poco conocimiento seguro de regiones galácticas tan distantes como quinientos años luz.

Si todas las estrellas tuvieran aproximadamente la misma magnitud absoluta, o si esto fuera cierto incluso para las estrellas de cualquier tipo o clase en particular, el problema de determinar el orden general de las dimensiones de nuestra galaxia sería comparativamente fácil.

Pero el problema se complica por el hecho de que, tomando las estrellas de todos los tipos espectrales juntas, la dispersión en luminosidad absoluta es muy grande. Incluso con la exclusión de un pequeño número de estrellas que son excepcionalmente brillantes o débiles, esta dispersión probablemente alcanza diez magnitudes absolutas, lo que correspondería a una incertidumbre de cien veces en la distancia para una estrella dada. Sin embargo, se verá más adelante que poseemos información moderadamente definida en cuanto a la magnitud absoluta promedio de las estrellas de los diferentes tipos espectrales.

Dimensiones de nuestra galaxia. - Los estudios de la distribución de las estrellas y de la relación entre el número de estrellas de sucesivas magnitudes aparentes han llevado a varios investigadores a la postulación de dimensiones bastante acordes para la galaxia, algunas pueden citarse:
Lobo de unos 14.000 años luz de diámetro.
Eddington a unos 15.000 años luz.
Shapley (1915) a unos 20.000 años luz.
Newcomb no menos de 7.000 años luz después, quizás 30.000 años luz de diámetro y 5.000 años luz de espesor.
Kapteyn unos 60.000 años luz. [1]

[1: Una bibliografía completa del tema ocuparía muchas páginas. En consecuencia, se omitirán en general las referencias a las autoridades. Se puede encontrar una lista excelente y casi completa de referencias en el artículo de Lundmark, "Las relaciones de los cúmulos globulares y las nebulosas espirales con el sistema estelar", en K. Svenska Vet. Handlingar, Bd. 60, núm. 8, pág. 71, 1920.]

Estructura general de la galaxia. - De las líneas de investigación mencionadas anteriormente se ha observado una coincidencia general similar en los resultados deducidos en cuanto a la forma y estructura de la galaxia:

1. Las estrellas no son infinitas en número ni uniforme en distribución.

2. Nuestra galaxia, delimitada para nosotros por los contornos proyectados de la Vía Láctea, contiene posiblemente mil millones de soles.

3. Esta galaxia tiene una forma muy parecida a una lente, o un reloj delgado, y el grosor probablemente sea inferior a un sexto del diámetro.

4. Nuestro Sol se encuentra bastante cerca del centro de la figura de la galaxia.

5. Las estrellas no se distribuyen uniformemente por la galaxia. Es probable que una gran proporción se encuentre realmente dentro de la estructura de anillos sugerida por la aparición de la Vía Láctea, o están dispuestas en regiones grandes e irregulares de mayor densidad de estrellas. El escritor cree que la Vía Láctea es al menos tanto un efecto estructural como de profundidad.

Se ha sugerido una estructura en espiral para nuestra galaxia; la evidencia de tal estructura en espiral no es muy fuerte, excepto que pueda estar respaldada por la analogía de las espirales como universos insulares, pero tal estructura no es ni imposible ni improbable. La posición de nuestro Sol cerca del centro de la figura de la galaxia no es favorable para la determinación precisa de la estructura galáctica real.

Escasez relativa de géneros galácticos. - El mero tamaño no implica necesariamente complejidad; es un hecho notable que en una galaxia de mil millones de objetos observamos, no diez mil tipos diferentes, pero quizás no más de cinco clases principales, fuera de los fenómenos menores de nuestro propio sistema solar.

1. Las estrellas. - La primera y más importante clase la forman las estrellas. De acuerdo con el tipo de espectro exhibido, podemos dividir las estrellas en unos ocho o diez tipos principales, incluso cuando incluimos las gradaciones internas consecutivas dentro de estas clases espectrales, es dudoso que los métodos actuales nos permitan distinguir hasta cien por separado. subdivisiones en todos. Las velocidades espaciales medias varían de 10 a 30 km / seg., Existiendo un aumento bien marcado en la velocidad espacial media a medida que se avanza de las estrellas azules a las más rojas.

2. Los cúmulos de estrellas globulares son agregaciones muy condensadas de diez mil a cien mil estrellas. Quizás se conozcan cien. Aunque son bastante irregulares en su agrupación, generalmente se considera que su distribución es definitivamente galáctica. Las velocidades espaciales son del orden de 300 km / seg.

3. Las nebulosas difusas son masas enormes, tenues, parecidas a nubes, bastante numerosas, siempre de distribución galáctica. Con frecuencia muestran un espectro gaseoso, aunque muchos concuerdan aproximadamente en el espectro con sus estrellas involucradas. Las velocidades espaciales son muy bajas.

4. Las nebulosas planetarias son pequeñas, redondas u ovaladas y casi siempre con una estrella central. Se conocen menos de ciento cincuenta. Son galácticos en el espectro de distribución y las velocidades espaciales gaseosas son de unos 80 km / seg.

5. Las espirales.- Quizás un millón esté al alcance de grandes reflectores, el espectro es generalmente como el de un cúmulo de estrellas. Tienen una distribución enfáticamente no galáctica, agrupados alrededor de los polos galácticos, en forma de espiral. Las velocidades espaciales son del orden de 1200 km / seg.

Distribución de géneros celestes. - Con una, y sólo una, excepción, todos los géneros conocidos de objetos celestes muestran tal distribución con respecto al plano de nuestra Vía Láctea, que no puede haber ninguna duda razonable de que todas las clases, excepto ésta, son miembros integrales de nuestra Vía Láctea. galaxia. Vemos que todas las estrellas, sean típicas, binarias, variables o temporales, incluso las más raras, muestran esta inconfundible concentración hacia el plano galáctico. Lo mismo ocurre con las nebulosas difusa y planetaria y, aunque algo menos definitivamente, con los cúmulos de estrellas globulares.

La única excepción la forman las espirales agrupadas alrededor de los polos de nuestra galaxia, que parecen aborrecer las regiones de mayor densidad estelar. Parecen claramente una clase aparte. Nunca encontrado en nuestra Vía Láctea, no existe otra clase de objetos celestes con sus características distintivas de forma, distribución y velocidad en el espacio.

La evidencia actualmente disponible apunta fuertemente a la conclusión de que las espirales son galaxias individuales, o universos insulares, comparables con nuestra propia galaxia en dimensiones y en número de unidades componentes. Si bien la teoría de las espirales del universo insular no es un postulado vital en una teoría de las dimensiones galácticas, sin embargo, debido a su relación indirecta con la cuestión, los argumentos a favor de la hipótesis del universo insular se incluirán con aquellos que afectan más directamente a las dimensiones probables de nuestra propia galaxia.

Otras teorías de las dimensiones galácticas. - A partir de la evidencia a la que se hará referencia más adelante, el Dr. Shapley ha deducido distancias muy grandes para los cúmulos de estrellas globulares, y sostiene que nuestra galaxia tiene un diámetro comparable con las distancias que ha obtenido para los cúmulos, es decir, un diámetro galáctico de aproximadamente 300.000. años luz, o al menos diez veces más de lo que se aceptaba anteriormente. Los postulados de las dos teorías pueden resumirse de la siguiente manera:

Nuestra galaxia probablemente no tenga más de 30.000 años luz de diámetro y quizás 5.000 años luz de grosor.

Los cúmulos y todos los demás tipos de objetos celestes, excepto las espirales, son componentes de nuestro propio sistema galáctico.

Las espirales son una clase aparte y no son objetos intragalácticos. Como universos insulares, del mismo orden de tamaño que nuestra galaxia, están distantes de nosotros entre 500.000 y 10.000.000, o más, años luz.

La galaxia tiene aproximadamente 300.000 años luz de diámetro y 30.000 años luz o más de espesor.

Los cúmulos globulares son objetos remotos, pero forman parte de nuestra propia galaxia. El cúmulo más distante se encuentra a unos 220.000 años luz de distancia.

Las espirales son probablemente de constitución nebulosa, y posiblemente no sean miembros de nuestra propia galaxia, alejadas de alguna manera de las regiones de mayor densidad estelar.

PRUEBAS AMUEBLADAS POR LA MAGNITUD DE LAS ESTRELLAS

La estrella "promedio". - Será conveniente considerar las dos teorías de las dimensiones galácticas desde el punto de vista de la estrella media. ¿Cuál es el tipo de estrella "promedio" o más frecuente de nuestra galaxia o de un cúmulo globular, y si podemos postular con alguna probabilidad una estrella tan promedio, qué relación tendrán las características de dicha estrella con la cuestión de su promedio? distancia de nosotros?

No hay evidencia adecuada disponible de que las estrellas más distantes de nuestra galaxia sean de alguna manera esencialmente diferentes de las estrellas de distancias conocidas más cercanas a nosotros. Parecería entonces que podemos establecer con seguridad tales correlaciones entre las estrellas más cercanas y las más distantes, en masa. En tales comparaciones, las limitaciones del tipo espectral deben observarse de la manera más rígida posible y, si es posible, deben evitarse los resultados basados ​​en un pequeño número de estrellas.

Muchas investigaciones, en particular los estudios de Shapley sobre los colores de las estrellas en los cúmulos globulares, y los espectros integrados de Fath de estos objetos y de la Vía Láctea, indican que la estrella promedio de un cúmulo de estrellas o de la Vía Láctea, en la gran mayoría de los casos , ser algo como nuestro Sol en tipo espectral, i. e., una estrella promedio de este tipo estará, en general, entre los tipos espectrales F y K.

Características de las estrellas tipo F-K de distancia conocida. - Las distancias de estrellas de tipo F-K en nuestro propio vecindario han sido determinadas en mayor número, quizás, que para las estrellas de cualquier otro tipo espectral, de modo que la magnitud absoluta promedio de estrellas de este tipo parece bastante bien determinada. Sin embargo, existen muchas razones para creer que nuestra selección de estrellas de estos u otros tipos para determinar la distancia directa no ha sido representativa. Nuestros programas de paralaje tienden a seleccionar estrellas de gran luminosidad o de gran velocidad espacial.

Los valores de Kapteyn para las magnitudes absolutas promedio de las estrellas de los diversos tipos espectrales son los siguientes:

La curva de luminosidad-frecuencia más reciente del mismo investigador coloca el máximo de frecuencia de las estrellas en general, tomando todos los tipos espectrales juntos, en una magnitud absoluta +7,7.

Una tabulación reciente de alrededor de quinientos lugares con paralaje modernos determinados fotográficamente con una magnitud absoluta promedio de estrellas de tipo F-K en aproximadamente +4,5.

La magnitud absoluta promedio de quinientas estrellas de tipos espectrales F a M es cercana a +4, según lo determinado espectroscópicamente por Adams.

Parece cierto que los dos últimos valores de la magnitud absoluta promedio son demasiado bajos, es decir, indican una luminosidad promedio demasiado alta, debido a la omisión de nuestros programas de paralaje de las estrellas intrínsecamente más débiles. Las magnitudes absolutas de las estrellas enanas se determinan, en general, con bastante precisión; las magnitudes absolutas de muchas de las estrellas gigantes dependen de paralaje pequeños e inciertos. En vista de estos hechos, podemos tomar de manera algo tentativa la magnitud absoluta promedio de las estrellas F-K de distancia conocida como no más brillante que +6, algunos investigadores preferirían un valor de +7 o +8.

Comparación de las estrellas de la Vía Láctea con las estrellas "promedio". - Podemos tomar, sin serios errores, las distancias de 10,000 y 100,000 años luz respectivamente, como representando la distancia en las dos teorías desde nuestro punto en el espacio hasta la línea central de la estructura de la Vía Láctea. Entonces se puede preparar la siguiente tabla corta:

Se verá en la tabla anterior que las estrellas de magnitudes aparentes de 16 a 20, observadas en nuestra estructura de la Vía Láctea en cantidades tan grandes y, de su espectro, que se cree que son predominantemente de tipo FK, son esencialmente de la misma luminosidad absoluta. como estrellas más cercanas conocidas de este tipo, si se supone que están a una distancia media de 10.000 años luz. El mayor valor postulado para las dimensiones galácticas requiere, en cambio, una enorme proporción de estrellas gigantes.

Proporción de estrellas gigantes entre estrellas de distancia conocida.- Toda la evidencia existente indica que la proporción de estrellas gigantes en una región dada del espacio es muy pequeña. Como bastante representativos de varias investigaciones, podemos citar los resultados de Schouten, en los que deriva una densidad estelar promedio de 166.000 estrellas en un cubo de 500 años luz de lado, siendo la distribución en magnitud absoluta la siguiente:

Comparación de las estrellas de los cúmulos globulares con la estrella "media". A partir de un estudio algo superficial de los negativos de diez cúmulos globulares representativos, estimo la magnitud visual aparente media de todas las estrellas de estos cúmulos como en la vecindad del siglo XVIII. . Los instrumentos más potentes pueden eventualmente indicar un valor medio algo más débil, pero no parece probable que este valor tenga tanto como dos magnitudes de error. Entonces tenemos:

Aquí nuevamente vemos que la estrella F-K promedio de un cúmulo, si se supone que está a una distancia de 10,000 años luz, tiene una luminosidad promedio aproximadamente la misma que la encontrada para las estrellas más cercanas conocidas de este tipo. La mayor distancia promedio de 100.000 años luz requiere una proporción de estrellas gigantes enormemente mayor que la que se encuentra en aquellas regiones de nuestra galaxia de las que tenemos datos de distancia bastante definidos.

Si bien no es imposible que los cúmulos sean regiones excepcionales del espacio y que, con una tremenda concentración espacial de soles, también exista una concentración única de estrellas gigantes, la hipótesis de que los cúmulos de estrellas son, en su conjunto, como los de distancia conocida. parece inherentemente el más probable.

Parecería, también, que las dimensiones galácticas deducidas de las correlaciones entre un gran número de lo que podemos llamar estrellas promedio deben tener prioridad sobre los valores encontrados a partir de un pequeño número de objetos excepcionales, y que, cuando las deducciones no concuerden, tenemos derecho a exigir que un La teoría de las dimensiones galácticas basada en el objeto excepcional de clase no dejará de dar una explicación adecuada del objeto o clase habitual.

La evidencia de mayores dimensiones galácticas. - Los argumentos a favor de un diámetro de nuestra galaxia mucho mayor que el que se sostenía hasta ahora, y las objeciones que se han planteado contra la teoría del universo insular de las espirales se basan principalmente en las grandes distancias que se han deducido para los cúmulos de estrellas globulares.

No puedo aceptar la tesis de que los cúmulos globulares están a distancias del orden de 100.000 años luz, sintiendo que se necesita mucha más evidencia en este punto antes de que sea justificable suponer que las estrellas del cúmulo son predominantemente gigantes en lugar de promedio. estrellas. También estoy influenciado, quizás indebidamente, por ciertas incertidumbres fundamentales en los datos empleados. Las limitaciones de espacio disponible para la publicación de esta parte de la discusión impiden, lamentablemente, un tratamiento completo de la evidencia. Al llamar la atención sobre algunas de las incertidumbres en los datos básicos, debo rechazar cualquier espíritu de crítica capciosa y aprovechar esta ocasión para expresar mi respeto por el punto de vista del Dr. Shapley y mi gran reconocimiento por el trabajo extremadamente valioso que ha realizado. hecho en los racimos. Estoy dispuesto a aceptar correlaciones entre grandes masas de datos estelares, ya sea de magnitudes, velocidades radiales o movimientos propios, pero creo que la dispersión en las características estelares es demasiado grande para permitir el uso de cantidades limitadas de cualquier tipo de datos, particularmente cuando dichos datos son del mismo orden que los probables errores de los métodos de observación.

Las deducciones en cuanto a las distancias muy grandes de los cúmulos globulares descansan, en el análisis final, sobre tres líneas de evidencia:

1. Determinación de las distancias relativas de los conglomerados suponiendo que son objetos del mismo orden de tamaño real.

2. Determinación de las distancias absolutas de los cúmulos mediante correlaciones entre estrellas variables Cefeidas en los cúmulos y en nuestra galaxia.

3. Determinación de las distancias absolutas de los cúmulos mediante una comparación de sus estrellas más brillantes con las estrellas intrínsecamente más brillantes de nuestra galaxia.

De estos tres métodos, Shapley le da mayor peso al segundo.

Parece razonable suponer que los cúmulos globulares son del mismo orden de tamaño real y que a partir de sus diámetros aparentes pueden determinarse las distancias relativas. Sin embargo, el escritor no pondría un énfasis indebido en esta relación. No parece haber una buena razón para que no exista entre estos objetos una cantidad razonable de diferencia en el tamaño real, digamos de tres a cinco veces, diferencias que no impedirían que se los considere del mismo orden de tamaño. pero que introduciría una considerable incertidumbre en las estimaciones de distancia relativa.

La evidencia de las estrellas variables Cefeidas. - Esta parte de la teoría de Shapley se basa en las siguientes tres hipótesis o líneas de evidencia:

R. Que existe una estrecha coordinación entre la magnitud absoluta y la duración del período para las variables cefeidas de nuestra galaxia, similar a la relación descubierta por la señorita Leavitt entre las cefeidas de la Nube de Magallanes más pequeña.

B. Que, si son de períodos idénticos, las Cefeidas en cualquier parte del universo tienen magnitudes absolutas idénticas.

C.Esta coordinación de magnitud absoluta y duración del período para las cefeidas galácticas, la derivación de la escala absoluta para sus distancias y las distancias de los cúmulos, y, combinada con A) y B), las deducciones de las mismas en cuanto a dimensiones mucho mayores. de nuestra galaxia, dependen casi por completo del tamaño y las relaciones internas de los movimientos propios de once variables cefeidas.

Bajo el primer título, se verá más adelante que la evidencia real de tal coordinación entre las Cefeidas galácticas es muy débil. siempre que la Nube de Magallanes Más Pequeña no sea de alguna manera una región única del espacio, el comportamiento de las variables Cefeidas en esta Nube es, por analogía, quizás el argumento más fuerte para postular un fenómeno similar entre las variables Cefeidas de nuestra galaxia.

Lamentablemente existe una gran dispersión en prácticamente todas las características de las estrellas. Que las cefeidas carezcan de una cantidad razonable de tal dispersión es contrario a toda la experiencia de las estrellas en general. Hay muchos que considerarán la suposición hecha en B) anterior como bastante drástica.

Si tabulamos los movimientos propios de estas once cefeidas, como los da Boss, y también sus probables errores, se verá que el movimiento propio medio de estas once estrellas es del orden de un segundo de arco por siglo en cualquier coordenada. que el error medio probable es casi la mitad de esta cantidad, y que los errores probables de la mitad de estas veintidós coordenadas bien pueden describirse como del mismo tamaño que los movimientos propios correspondientes.

Las ilustraciones que tienen que ver con la incertidumbre de los movimientos propios del orden de 0 ".01 por año pueden multiplicarse en gran medida. Los errores fundamentales e inevitables en las posiciones de nuestras estrellas, los errores probables de las observaciones de los meridianos, la incertidumbre en el valor adoptado de la constante de precesión, las incertidumbres introducidas por las correcciones sistemáticas aplicadas a diferentes catálogos, tienen un efecto comparativamente pequeño cuando se utilizan movimientos adecuados de hasta diez segundos o arco por siglo. Los movimientos adecuados de tan solo un segundo de arco por siglo son , sin embargo, todavía cantidades muy inciertas, totalmente al margen de la cuestión de la posible existencia de errores sistemáticos. Como ilustración de las diferencias en los movimientos propios tan minuciosos que derivan de diversas autoridades, los movimientos adecuados de tres de los mejores determinados de esta lista de once Cefeidas, según lo determinado por Auwers, están en diferentes cuadrantes para las derivadas por Boss.

No parece haber una buena razón por la que las coordenadas más pequeñas de esta lista de veintidós no puedan llegar a ser diferentes en una o dos veces su magnitud actual, con cambios ocasionales de signo. Una cantidad tan pequeña de datos presuntamente inciertos es insuficiente para determinar la escala de nuestra galaxia, y muchos preferirán esperar material adicional antes de aceptar tal evidencia como concluyente.

1. Las incertidumbres conocidas de pequeños movimientos propios, y

2. La magnitud conocida de los movimientos puramente aleatorios de las estrellas, la determinación de paralaje individuales a partir de movimientos propios individuales nunca puede dar resultados de valor, aunque las distancias promedio obtenidas por tales métodos de correlación de un gran número de estrellas son aparentemente confiables. El método no puede considerarse válido, y esto se aplica tanto si los movimientos adecuados son muy pequeños como si son de tamaño apreciable.

En lo que respecta a las Cefeidas galácticas, la curva de coordinación de Shapley entre la magnitud absoluta y la duración del período, aunque se encuentra a través de la magnitud absoluta media del grupo de once, se basa en realidad en paralaje individuales determinados a partir de movimientos propios individuales, como se puede verificar. comparando sus valores para el paralaje de estas once estrellas con [1] los valores encontrados directamente del componente ascendente del movimiento propio (es decir, el componente que es paralelo al movimiento del Sol) y el movimiento solar. Las diferencias en los dos conjuntos de valores, 0 ".0002 en la media, surgen del complicado sistema de ponderación empleado.

[1: Mt. Wilson Contr. Núm. 151, cuadro V.]

La prueba final de una relación funcional es la concordancia obtenida cuando se aplica a datos similares que no se emplearon originalmente para deducir la relación. Debemos estar dispuestos a permitir alguna desviación en dicha prueba, pero cuando una proporción considerable de los demás datos disponibles no concuerde dentro de una cantidad razonable, estaremos justificados para retener nuestra decisión.

Si la curva de correlación deducida por Shapley para las cefeidas galácticas es correcta tanto en su escala absoluta como relativa, y si es posible determinar distancias individuales de los movimientos propios individuales, la curva de correlación, usando el mismo método en la medida de lo apropiado los movimientos se refieren (cuya validez no admito), deberían encajar bastante bien con otros datos disponibles de movimiento propio y paralaje. Las paralaje determinadas directamente son conocidas para cinco de este grupo de once, y para otras cinco cefeidas. Hay, además, otras veintiséis Cefeidas o cuyos movimientos propios han sido determinados. Uno de estos fue omitido por Shapley debido a la irregularidad del período, uno por la irregularidad de la curva de luz, dos porque los movimientos propios se consideraron de precisión insuficiente, dos porque los movimientos propios son anormalmente grandes, los movimientos propios de los demás se han investigado recientemente. en el Observatorio Dudley, pero tienen menos peso que los de las once Cefeidas utilizadas por Shapley.

[Texto: nota del editor del procesador: Las limitaciones técnicas pueden haber causado que la figura citada en el texto del Dr. Curtis no se reproduzca en esta versión. Sin embargo, se incluye la leyenda de la figura y se cree que la línea argumental es clara.]

Fig. 1. - Concordancia de otros datos con la curva de correlación luminosidad - período. Las magnitudes absolutas calculadas a partir del componente ascendente del movimiento propio se indican mediante círculos, los once empleados por Shapley están marcados con una barra. Los puntos negros representan paralaje determinados directamente. Las flechas adjuntas a los círculos en el borde superior del diagrama indican que el paralaje o el componente ascendente del movimiento propio es negativo y, en consecuencia, la magnitud absoluta indeterminada.

En la Figura 1, las magnitudes absolutas se representan frente al logaritmo del período en el que se toma la curva de Mt. Wilson Contr. No. 151, y es la adoptada finalmente por Shapley luego de la introducción de unas doce Cefeidas de largo período en conglomerados, veinticinco de la Nube de Magallanes Más Pequeña, y un gran número de variables tipo conglomerado de período corto en conglomerados con períodos menores a al día, que tienen poco efecto sobre la forma general de la curva. Los círculos con barras representan las once Cefeidas galácticas empleadas por Shapley, los puntos negros aquellas Cefeidas para las que se han determinado paralaje, mientras que los círculos abiertos indican variables para las que desde entonces se dispone de movimientos adecuados, o que Shapley no empleó originalmente.Para las estrellas en el borde superior del diagrama, las flechas adjuntas indican que el paralaje o el componente ascendente del movimiento propio es negativo, de modo que la magnitud absoluta es indeterminada y puede ser cualquier cosa desde el infinito hacia abajo.

A partir de lo anterior, parecería que los datos de observación disponibles prestan poco apoyo al hecho de una relación período-luminosidad entre las cefeidas galácticas. En vista de las grandes discrepancias mostradas por otros miembros del grupo cuando se grafican en esta curva, parecería más prudente esperar pruebas adicionales en cuanto al movimiento adecuado, la velocidad radial y, si es posible, el paralaje, antes de que se pueda depositar toda la confianza en la hipótesis de que las cefeidas y las variables de tipo conglomerado son invariablemente supergigantes en luminosidad absoluta.

Argumento de las estrellas intrínsecamente más brillantes. - Si la ley de luminosidad-frecuencia es la misma para las estrellas de los cúmulos globulares que para nuestra galaxia, debería ser posible correlacionar las estrellas intrínsecamente más brillantes de ambas regiones y así determinar las distancias de los cúmulos. Parecería, a priori, que las estrellas más brillantes de los cúmulos deben ser gigantes, o al menos acercarse a ese tipo, si las estrellas de los cúmulos son como la serie general de estrellas. Mediante la aplicación de un método espectroscópico, Shapley ha descubierto que los espectros de las estrellas más brillantes en cúmulos se asemejan a los espectros de estrellas gigantes galácticas, un método que debería ser sumamente útil después de que se hayan realizado suficientes pruebas para asegurarse de que en este fenómeno, como es Desafortunadamente, en el caso de prácticamente todas las características estelares, no hay una gran dispersión, y también si las pequeñas diferencias en el tipo espectral pueden afectar materialmente las deducciones.

La estrella "gigante" promedio. - Determinando la distancia de Messier 3 de las estrellas variables que contiene, Shapley luego deriva la magnitud absoluta -1,5 como la luminosidad media de las veinticinco estrellas más brillantes de este cúmulo. A partir de este valor medio, -1,5, determina las distancias de otros grupos. Sin embargo, en lugar de determinar distancias de conglomerados del orden de 100.000 años luz por medio de correlaciones, en un número limitado de variables cefeidas, una clase pequeña y posiblemente excepcional, y a partir de las distancias así derivadas, se deduce que las magnitudes absolutas de muchas de las las estrellas más brillantes del cúmulo son tan grandes como -3, mientras que una gran proporción son mayores que -1, parecería preferible comenzar la línea de razonamiento con los atributos de las estrellas conocidas en nuestro vecindario, y pasar de ellas a la racimos.

¿Cuál es la magnitud absoluta promedio de una estrella gigante galáctica? Sobre este punto hay margen para una honesta diferencia de opinión, y sin duda habrá muchos que considerarán las conclusiones de este artículo como ultraconservadoras. Limitándonos a los datos de observación existentes, no hay evidencia de que un grupo de gigantes galácticos, de tipo espectral promedio alrededor de G5, tenga una magnitud absoluta media tan grande como -1.5; es más probable que esté en la vecindad de +1.5, o tres valores absolutos. magnitudes más débiles, lo que hace que las distancias de Shapley sean cuatro veces más grandes.

Vale la pena citar la sugerencia de Russell a este respecto, escrita en 1913, cuando los datos de paralaje eran mucho más limitados y menos confiables que en la actualidad:

“Las estrellas gigantes de todas las clases espectrales parecen tener aproximadamente el mismo brillo medio, promediando un poco por encima de la magnitud absoluta cero, es decir, unas cien veces más brillantes que el Sol. Dado que las estrellas de esta serie ... han sido seleccionado por el brillo aparente, que da una fuerte preferencia a los de mayor luminosidad, el brillo promedio de todas las estrellas gigantes en una región dada del espacio debe ser menor que éste, quizás considerablemente ".

Ya se ha hecho alguna referencia al dudoso valor de paralaje del orden de 0 ".010, y es sobre paralaje tan pequeño o negativo que depende la mayor parte de la gran luminosidad absoluta en las listas actuales. Parece claro que el trabajo de paralaje debería apuntan a utilizar estrellas de comparación tan débiles como sea posible, y que las correcciones aplicadas para reducir los paralaje relativos a paralaje absolutos deben incrementarse considerablemente con respecto a lo que se pensaba aceptable hace diez años.

A partir de un estudio de las magnitudes absolutas trazadas por tipo espectral de unas quinientas paralaje directas modernas, teniendo debidamente en cuenta las incertidumbres de las paralaje diminutas, y teniendo en cuenta que la mayoría de los gigantes serán de los tipos F a M, parece haber pocas razones. por colocar la magnitud absoluta promedio de estrellas gigantes como más brillantes que +2.

La magnitud absoluta promedio para los gigantes en la lista de Adams de quinientos paralaje espectroscópicos es +1.1. Los dos métodos difieren más en las estrellas de tipo G, donde el método espectroscópico muestra un máximo en +0,6, lo que no es muy evidente en las paralaje trigonométricas.

En cúmulos de estrellas en movimiento como el grupo de las Híades, hasta ahora, evidentemente, sólo hemos observado las estrellas gigantes de esos grupos.

La magnitud absoluta media de cuarenta y cuatro estrellas que se cree pertenecen al cúmulo en movimiento de las Híades es +2,3. La magnitud absoluta media de las trece estrellas de los tipos F, G y K es +2,4. La magnitud absoluta media de las seis estrellas más brillantes es +0,8 (dos A5, una G y tres de tipo K).

Las Pléyades no pueden compararse adecuadamente con tales cúmulos o con los cúmulos globulares, su composición parece completamente diferente ya que las estrellas más brillantes promedian alrededor de B5, y solo entre las estrellas más débiles del cúmulo hay algunas tan tardías como de tipo F. La paralaje de este grupo todavía es muy incierta. Con el valor de Schouten de 0 ".037, la magnitud absoluta media de las seis estrellas más brillantes es +1,6.

Teniendo debidamente en cuenta el enrojecimiento de los gigantes en los cúmulos, la magnitud visual media de Shapley de las veinticinco estrellas más brillantes en veintiocho cúmulos globulares es de aproximadamente 14,5. Entonces, de la ecuación dada en la primera sección de este artículo tenemos, -
+2 = 14,5 + 7,6 - 5 x distancia logarítmica,
o, distancia logarítmica = 4.02 = 10.500 años luz como la distancia promedio.

Si adoptamos en cambio el valor medio de Adams +1,1, la distancia se convierte en 17.800 años luz.

Cualquiera de los valores para la distancia promedio de los cúmulos puede considerarse satisfactoriamente cercano a los postulados para una galaxia de dimensiones más pequeñas que se muestran en este documento, en vista de las muchas incertidumbres en los datos. Cualquiera de los valores, también, dará en los mismos supuestos una distancia del orden de 30.000 años luz para algunos de los cúmulos más débiles y aparentemente más distantes. Considero muy dudoso que algún cúmulo sea realmente tan distante como éste, pero no encuentro ninguna dificultad en aceptarlo provisionalmente como una posibilidad, sin por ello extender necesariamente la estructura principal de la galaxia a tales dimensiones. Si bien los cúmulos parecen concentrados hacia nuestro plano galáctico, su distribución en longitud es muy irregular, casi todos se encuentran en el cuadrante entre 270 grados y 0 grados. Si las espirales son galaxias de estrellas, su analogía explicaría la existencia de frecuentes nódulos de condensación (cúmulos globulares) que se encuentran fuera y distintos de la estructura principal de una galaxia. A partir de la minuciosidad de sus propios movimientos, la mayoría de los investigadores han deducido que las grandes luminosidades de estas estrellas en nuestra galaxia varían. Examinando los valores de Kapteyn para estrellas de este tipo, se verá que encuentra un rango en magnitud absoluta de +3.25 a -5.47. Dividiendo las 433 estrellas de sus listas en dos grupos de magnitud, tenemos:

O el valor de las estrellas más brillantes, -1,32, o la media de todas, -0,36, está en una magnitud más brillante que la magnitud absoluta promedio de los gigantes de los otros tipos espectrales entre las estrellas galácticas más cercanas. Ahora bien, esta relación galáctica aparentemente se invierte en cúmulos como M. 3 o M. 13, donde las estrellas de tipo B son aproximadamente tres magnitudes más débiles que las estrellas K y M más brillantes y aproximadamente una magnitud más débil que las de tipo G. Suponiendo que los valores actuales muy altos para las estrellas galácticas de tipo B sean correctos, si asumimos una luminosidad similar para las de los cúmulos, debemos asignar magnitudes absolutas de -3 a -6 a las estrellas F a M de los cúmulos, para lo cual no tenemos cierto paralelo galáctico, con una distancia de quizás 100.000 años luz. Por otro lado, si las estrellas F a M del cúmulo son como las estrellas más brillantes de este tipo en la galaxia, la magnitud absoluta promedio de las estrellas de tipo B será solo de +3, y demasiado baja para coincidir con la actual. valores para las estrellas B galácticas. Prefiero aceptar la última alternativa en este dilema y creer que pueden existir estrellas de tipo B de solo dos a cinco veces el brillo del Sol.

Si bien mantengo una teoría de las dimensiones galácticas de aproximadamente una décima parte de la respaldada por Shapley, si no se sigue que mantengo esta proporción para cualquier distancia particular del cúmulo. Todo lo que he intentado hacer es mostrar que 10,000 años luz es una distancia promedio razonable de un cúmulo. Hay tantas suposiciones e incertidumbres involucradas que dudo mucho en intentar asignar una distancia dada a un grupo dado, una vacilación que no se ve disminuida por una consideración de las siguientes estimaciones de la distancia de M. 13 (The Great Cluster en Hércules).

Cabe señalar aquí que la estimación anterior de Shapley era simplemente una suposición provisional para la ilustración computacional, pero todas se basan en material moderno e ilustran el hecho de que la buena evidencia puede interpretarse con frecuencia de diferentes maneras.

Mi propia estimación, basada en las consideraciones generales esbozadas anteriormente en este artículo, sería de unos 8.000 años luz, y me parece, en la actualidad, que esta estimación está quizás dentro del cincuenta por ciento de la verdad.

LAS ESPIRALES COMO GALAXIAS EXTERNAS

Las espirales. - Si las espirales son universos islas, parecería razonable y muy probable asignarles dimensiones del mismo orden que nuestra galaxia. Sin embargo, si sus dimensiones alcanzan los 300.000 años luz, los universos insulares deben situarse a distancias tan enormes que sería necesario asignar magnitudes absolutas que parecen imposiblemente grandes a las novas que han aparecido en estos objetos. Por esta razón, la teoría del universo insular tiene una relación indirecta con el tema general de las dimensiones galácticas, aunque, por supuesto, es totalmente posible sostener tanto la teoría del universo insular como la creencia en las mayores dimensiones de nuestra galaxia al hacer la No es improbable la suposición de que nuestro propio universo insular, por casualidad, resulta ser varias veces más grande que el promedio.

Algunos de los argumentos en contra de la teoría del universo insular de las espirales han sido presentados de manera convincente por Shapley, y se citarán aquí como referencia. Es solo primero afirmar que estas declaraciones anteriores no representan adecuadamente el punto de vista actual de Shapley, que coincide algo más de cerca con el sostenido por el escritor.

"Con el plan del sistema sideral aquí esbozado, parece poco probable que las nebulosas espirales puedan considerarse galaxias de estrellas separadas. Además de la evidencia existente hasta ahora, los siguientes puntos parecen oponerse a la teoría del" universo insular "(a) el carácter dinámico de la región de evitación (b) el tamaño de la galaxia (c) la luminosidad máxima que puede alcanzar una estrella (d) la creciente frecuencia de las altas velocidades entre otros objetos siderales, particularmente aquellos fuera de la región de evitación ... el El trabajo en cúmulos sugiere fuertemente la hipótesis de que las nebulosas espirales ... son, sin embargo, miembros de la organización galáctica ... las novas en espirales pueden ser consideradas como la envoltura de una estrella por la nebulosidad que se mueve rápidamente. "(Publ. Astron. Soc. . of the Pacific, febrero de 1918, p. 53.)

"El trabajo reciente sobre cúmulos de estrellas, en la medida en que arroja algo de luz sobre la probable extensión y estructura del sistema galáctico, justifica una breve reconsideración de la cuestión de las galaxias externas y aparentemente conduce al rechazo de la hipótesis de que las nebulosas espirales debe interpretarse como sistemas estelares separados.

"Abandonemos la comparación con la galaxia y supongamos una distancia promedio para las espirales más brillantes que dará una magnitud absoluta máxima razonable para las novas (y en una nota al pie de página, provisionalmente, digamos, del orden de 20.000 años luz). Además, es posible explicar la distribución peculiar de las espirales y su recesión sistemática suponiendo que sean repelidas de alguna manera por el sistema galáctico, que parece moverse como un todo a través de un campo nebular de extensión indefinida. La hipótesis, por supuesto, no se propone como evidencia competente contra la teoría del "universo isla" ... Observación y discusión de las velocidades radiales, los movimientos internos y la distribución de las nebulosas espirales, del brillo real y aparente de las novas, de la luminosidad máxima de estrellas galácticas y de cúmulos, y finalmente de las dimensiones de nuestro propio sistema galáctico, todos parecen definitivamente oponerse a la hipótesis del "universo isla" de las nebulosas espirales. . (Publ. Astron. Soc. Of the Pacific, octubre de 1919, págs. 261 y sig.)

El dilema de las dimensiones aparentes de las espirales. - En tamaño aparente, las espirales varían desde un diámetro de 2 grados (Andrómeda) hasta diminutas motas de 5 "o menos de diámetro.

Posiblemente pueden variar en tamaño real, aproximadamente en la progresión exhibida por sus dimensiones aparentes.

El principio general de igualdad aproximada de tamaño para objetos celestes de la misma clase parece, sin embargo, inherentemente el más probable, y se ha utilizado en numerosas investigaciones modernas, p. gramo. por Shapley para determinar las distancias relativas de los conglomerados.

Según el principio de igualdad aproximada del tamaño real:

Sus distancias probables van desde unos 500.000 años luz (Andrómeda) hasta distancias del orden de 100.000.000 años luz.

A 500.000 años luz, la Nebulosa de Andrómeda tendría un diámetro de 17.000 años luz, o del mismo orden de tamaño que nuestra galaxia.

Si la Nebulosa de Andrómeda está a 20.000 años luz de distancia, las diminutas espirales tendrían que estar a distancias del orden de 10.000.000 años luz, o muy por fuera de las mayores dimensiones postuladas para la galaxia.

Si todos son objetos galácticos, se debe abandonar la igualdad de tamaño y se supone que las diminutas espirales son mil veces más pequeñas que las más grandes.

El espectro de las espirales. -

El espectro de la espiral promedio es indistinguible del dado por un cúmulo de estrellas.

Es aproximadamente de tipo F-G y, en general, su carácter se parece mucho al espectro integrado de nuestra Vía Láctea.

Es el espectro que cabría esperar de un vasto cúmulo de estrellas.

El espectro de las espirales no ofrece dificultades en la teoría del universo insular.

Si las espirales son intragalácticas, debemos asumir que son una especie de materia finamente dividida o de constitución gaseosa.

En cualquier caso, no tenemos evidencia adecuada y realmente existente mediante la cual podamos explicar su espectro.

Muchas nebulosidades difusas de nuestra galaxia muestran un espectro gaseoso de líneas brillantes. Otros asociados con estrellas brillantes, están de acuerdo con sus estrellas involucradas en el espectro y se explican bien como un efecto de reflexión o resonancia.

Tal explicación parece insostenible para la mayoría de las espirales.

La distribución de las espirales.- Las espirales se encuentran en mayor número justo donde hay menos estrellas (en los polos galácticos), y nada donde las estrellas son más numerosas (en el plano galáctico). Este hecho hace que sea difícil, si no imposible, encajar las espirales en cualquier esquema coherente de evolución estelar, ya sea como punto de origen o como producto evolutivo final. Hasta ahora no se ha encontrado ninguna espiral dentro de la estructura de la Vía Láctea. Esta distribución peculiar es ciertamente difícil de explicar con cualquier teoría. Este factor de distribución en las dos teorías puede contrastarse de la siguiente manera:

Es muy improbable que nuestra galaxia, por mera casualidad, se coloque a medio camino entre los dos grandes grupos de universos insulares.

Tantas de las espirales de borde muestran anillos periféricos de materia oculta que este anillo oscuro bien puede ser la regla más que la excepción.

Si nuestra galaxia, en sí misma una espiral en la teoría del universo insular, posee un anillo periférico de materia oculta, esto borraría las espirales distantes en nuestro plano galáctico y explicaría la peculiar distribución aparente de las espirales.

Existe alguna evidencia de tal materia oculta en nuestra galaxia.

Con respecto al exceso observado de velocidades de recesión, observaciones adicionales pueden eliminarlo. Parte del exceso puede deberse al movimiento de nuestra propia galaxia en el espacio. La Nebulosa de Andrómeda se nos acerca.

Si las espirales son objetos galácticos, deben ser una clase aparte de todos los otros tipos conocidos, ¿por qué no hay ninguno en nuestro vecindario?

Su aborrecimiento por las regiones de mayor densidad de estrellas sólo puede explicarse con la hipótesis de que, de alguna manera desconocida, las repelían las estrellas.

No conocemos ninguna fuerza adecuada para producir tal repulsión, excepto quizás una ligera presión.

¿Por qué esta repulsión debería haber actuado invariablemente esencialmente en ángulo recto con nuestro plano galáctico?

¿Por qué algunos no han sido repelidos en dirección a nuestro plano galáctico?

La teoría de la repulsión, es cierto, está respaldada por el hecho de que la mayoría de las espirales observadas hasta la fecha se están alejando de nosotros.

Las velocidades espaciales de las espirales. -

Las espirales observadas hasta la fecha tienen la enorme velocidad espacial promedio de 1200 km / seg.

En este factor de velocidad, se destacan de todos los objetos galácticos.

Su velocidad espacial es cien veces mayor que la de las nebulosidades difusas galácticas, unas treinta veces la velocidad media de las estrellas, diez veces la de las nebulosas planetarias y cinco veces la de los cúmulos.

Estas velocidades tan altas parecen posibles para galaxias individuales.

Nuestra propia galaxia probablemente tiene una velocidad espacial, relativa al sistema de las espirales, de varios cientos de kilómetros por segundo. Se ha intentado derivar esto a partir de las velocidades de las espirales, pero aún no se sabe con certeza, ya que tenemos las velocidades radiales de sólo treinta espirales.

Velocidades espaciales de varios cientos de km / seg. se han encontrado para algunas de las estrellas más débiles.

Se ha argumentado que una extensión de los estudios de velocidades radiales a las estrellas más débiles posiblemente eliminaría la discrepancia entre las velocidades de las estrellas y las de las espirales.

Esto es posible, pero no parece probable. Las estrellas débiles seleccionadas hasta ahora para la investigación han sido estrellas de grandes movimientos propios conocidos. Son objetos excepcionales a través de este método de selección, no objetos representativos.

Las altas velocidades espaciales siguen siendo la excepción, no la regla, para las estrellas de nuestra galaxia.

Movimientos adecuados de las espirales.- Si los resultados del próximo cuarto de siglo muestran una estrecha concordancia entre diferentes observadores en el sentido de que los movimientos anuales de traslación o rotación de las espirales igualan o exceden 0 ".01 en valor promedio, parecería que la teoría del universo insular debe abandonarse definitivamente.

Un movimiento de 700 km / seg.a través de nuestra línea de visión producirá los siguientes movimientos propios anuales:

Las observaciones visuales más antiguas de las espirales tienen un error probable tan grande que resultan inútiles para la determinación de los movimientos propios; si es pequeño, el intervalo de tiempo disponible para las determinaciones fotográficas es inferior a veinticinco años.

El primer movimiento propio dado anteriormente debería haberse detectado inevitablemente por métodos visuales o fotográficos, por lo que parece claro que las espirales no pueden estar relativamente cerca de nosotros en los polos de nuestro disco galáctico aplanado. En vista del carácter nebuloso de las condensaciones medidas, considero que la determinación confiable del segundo movimiento propio dado arriba es imposible por los métodos actuales sin un intervalo de tiempo mucho más largo que el que está disponible actualmente para el tercero y el cuarto, necesitaríamos siglos.

Nuevas estrellas en las espirales.- En los últimos años han aparecido unas veintisiete nuevas estrellas en espirales, dieciséis de ellas en la Nebulosa de Andrómeda, frente a unas treinta y cinco que han aparecido en nuestra galaxia en los últimos tres siglos. Por lo que se puede juzgar a partir de objetos tan tenues, las novas en espirales tienen una historia de vida similar a la de las novas galácticas, destellando repentinamente, y más lentamente, pero aún relativamente rápido, hundiéndose nuevamente a una luminosidad diez mil veces menor. intenso. Tales novas forman un fuerte argumento para la teoría del universo insular y proporcionan, además, un método para determinar las distancias aproximadas de las espirales.

Con todos sus elementos de simplicidad y continuidad, nuestro universo es demasiado desordenado en sus detalles para justificar deducciones de un pequeño número de objetos excepcionales. Cuando no se disponga de otra correlación, tales deducciones deben hacerse con cautela y con una plena apreciación de las incertidumbres involucradas.

Parece cierto, por ejemplo, que la dispersión de las novas en las espirales, y probablemente también en nuestra galaxia, puede alcanzar al menos diez magnitudes absolutas, como lo demuestra la comparación de S. Andromedae con las débiles novas encontradas recientemente en esta espiral. Una división en dos clases de magnitud no es imposible.

La Nova de Tycho, para ser comparable en magnitud absoluta con algunas novas galácticas recientes, no podría haber estado a más de diez años luz de distancia. Si tan cerca de nosotros como cien años luz debe haber sido de magnitud absoluta -8 como máximo si sólo se encuentra a mil años luz de distancia, habría sido de magnitud absoluta -13 como máximo.

Hasta ahora se han determinado las distancias y magnitudes absolutas de sólo cuatro novas galácticas; la magnitud absoluta media es -3 como máximo y +7 como mínimo.

Estos valores medios, aunque ciertamente se basan en una cantidad muy limitada de datos, pueden compararse con las novas más débiles que han aparecido en la Nebulosa de Andrómeda de la siguiente manera: donde se asumen 500.000 años luz para esta espiral en la hipótesis del universo insular y , a modo de comparación, la distancia más pequeña de 20.000 años luz.

De lo anterior se verá que, a mayor distancia de la teoría del universo insular, la concordancia en magnitud absoluta es bastante buena para las novas galácticas y espirales. Sin embargo, si están tan cerca como 20.000 años luz, estas novas deben ser diferentes a objetos galácticos similares, y de magnitud absoluta inusualmente baja como mínimo. Hasta ahora se han encontrado muy pocas estrellas con una luminosidad tan baja como la magnitud absoluta +13, correspondiente, a esta distancia, a la magnitud aparente 27.

"La simple hipótesis de que las novas en espirales representan el descenso de las estrellas galácticas ordinarias por la nebulosidad que se mueve rápidamente se convierte en una posibilidad sobre la base de la distancia (es decir, 20.000 años luz) porque las espirales más brillantes están dentro de los bordes del sistema galáctico. (Shapley) ".

Esta hipótesis del origen de las novas en espirales está abierta a graves objeciones. Implica:

1. Que las estrellas así alcanzadas tienen una luminosidad absoluta menor que la más débil observada hasta ahora, con muy pocas excepciones.

2. Que estas estrellas débiles son extraordinariamente numerosas, conclusión que contradice los resultados de los recuentos de estrellas, que parecen indicar que hay una marcada caída en el número de estrellas por debajo de la magnitud aparente 19 o 20.

Como ilustración de las dificultades a las que se enfrentaría tal hipótesis, he hecho un recuento de las estrellas en varias áreas alrededor de la Nebulosa de Andrómeda, incluidas, se cree, estrellas al menos tan débiles como de magnitud 19,5, y encontré un densidad de estrellas, incluidas todas las magnitudes, de unas 6.000 estrellas por grado cuadrado.

Si no está a más de 20.000 años luz de distancia, esta espiral estará a 7.000 años luz del plano de la Vía Láctea, y si se mueve a una velocidad de 300 km / seg., Recorrerá 385 años luz cúbicos por año.

Para que el caso sea lo más favorable posible para la hipótesis sugerida, suponga que ninguna de las 6.000 estrellas por grado cuadrado está tan cerca como 15.000 años luz, pero que todas están dispuestas en un estrato que se extiende 5.000 años luz en cada sentido desde la espiral. .

Entonces, la Nebulosa de Andrómeda debería encontrar una de estas estrellas cada 520 años. Por lo tanto, la velocidad real a la que se han encontrado novas en esta espiral indicaría una densidad de estrellas aproximadamente dos mil veces mayor que la mostrada por el recuento que cada estrella ocuparía aproximadamente un segundo cuadrado de arco en la placa fotográfica.

Las espirales como universos insulares: resumen. -

1. En la teoría evitamos las dificultades casi insuperables que implica un intento de encajar las espirales en cualquier esquema coherente de evolución estelar, ya sea como punto de origen o como producto evolutivo.

2. Según esta teoría, es innecesario intentar coordinar las tremendas velocidades espaciales de las espirales con las de la estrella promedio.

3. El espectro de las espirales es el que se esperaría de una galaxia de estrellas.

4. Se ha sugerido una estructura en espiral para nuestra propia galaxia, y no es improbable.

5. Si se trata de universos insulares, las nuevas estrellas observadas en las espirales parecen una consecuencia natural de su naturaleza de galaxias. Las correlaciones entre las novas en las espirales y las de nuestra galaxia indican distancias que van desde quizás 500.000 años luz en el caso de la Nebulosa de Andrómeda, hasta 10.000.000 o más años luz para las espirales más remotas.

6. A tales distancias, estos universos insulares serían del mismo orden de tamaño que nuestra propia galaxia.

7. Muchas espirales muestran evidencia de anillos periféricos de materia oculta en sus planos ecuatoriales. Tal fenómeno en nuestra galaxia, considerado como una espiral, serviría para borrar las espirales distantes en nuestro plano galáctico, y proporcionaría una explicación adecuada de la distribución de las espirales, de otro modo inexplicable.

Hay una unidad y un acuerdo interno en las características de la teoría del universo insular que me atrae mucho. La evidencia con respecto a las dimensiones de la galaxia, en ambos lados, es demasiado incierta hasta ahora para permitir pronunciamientos dogmáticos. Hay muchos puntos de dificultad en cualquiera de las teorías de las dimensiones galácticas, y es indudable que muchos preferirán suspender el juicio hasta que se presenten muchas pruebas adicionales. Sin embargo, hasta que se disponga de una evidencia más definitiva de lo contrario, creo que la evidencia de las dimensiones galácticas más pequeñas y comúnmente aceptadas sigue siendo que las dimensiones galácticas más fuertes y comúnmente aceptadas son aún más fuertes y que el diámetro postulado de 300.000 años luz debe ser bastante ciertamente se dividirá entre cinco y quizás entre diez.

Sostengo, por tanto, la creencia de que la galaxia probablemente no tiene más de 30.000 años luz de diámetro, que las espirales no son objetos intragalácticos, sino universos insulares, como nuestra propia galaxia, y que las espirales, como galaxias externas, indican para nosotros un universo mayor en el que podemos penetrar a distancias de diez millones a cien millones de años luz.

[Transcrito al formato de procesador de texto por Robert Nemiroff. Se ha hecho todo lo posible por transcribir el texto en su forma original, incluidos los errores tipográficos. Gran parte del texto en formato de cursiva no permaneció en formato de cursiva en esta versión. Sin embargo, es posible que se hayan agregado nuevos errores tipográficos, por lo que no puedo garantizar que el texto anterior sea una reproducción perfecta. Para citas precisas, consulte el texto original: Curtis, H. 1921, Bull. Nat. Res. Coun., 2, 194 Shapley, H. 1921, Bol. Nat. Res. Coun., 2, 171]


Pregunta sobre las magnitudes absolutas totales de las galaxias: ¿negativas o no? - Astronomía

Se ha dicho que la relación Tully-Fisher (TF) es el `` caballo de batalla '' de los estudios de velocidad peculiares. Se puede anticipar un momento en un futuro no muy lejano en el que técnicas más precisas pueden suplantarlo, pero al menos durante los próximos años, es probable que la relación TF siga siendo el indicador de distancia más utilizado en los estudios de velocidad cósmica. Su papel en tales estudios hasta la fecha ha sido, de hecho, demasiado grande para ser revisado aquí, y los lectores interesados ​​pueden consultar la Sección 7 de Strauss y Willick (1995). En la Sección 8 se discuten varios desarrollos recientes.

La relación TF es una de las propiedades más fundamentales de las galaxias espirales. Es el enunciado empírico de una relación aproximadamente de ley de potencia entre la luminosidad y la velocidad de rotación. Específicamente, se encuentra que

o, utilizando la formulación logarítmica preferida por los astrónomos que trabajan,

En la ecuación (4) METRO = -2,5 log (L) + const. es la magnitud absoluta, y la parámetro de ancho de velocidad registro (2vputrefacción) - 2.5, donde vputrefacción se expresa en km s -1, es una medida adimensional útil de la velocidad de rotación.

Un hecho importante, no siempre suficientemente apreciado, es que el exponente de la ley de potencias no tiene un valor único. Los detalles de las mediciones fotométricas y espectroscópicas lo afectan. Un resultado típico encontrado en estudios contemporáneos es 3. El valor correspondiente de la `` pendiente TF '' B, es

7.5. Sin embargo, cambios leves en los detalles de la medición pueden resultar en cambios significativos en B. Esto se ilustra en la Figura 2, en la que se grafican las relaciones TF en cuatro pasos de banda. Los pasos de banda ópticos (B, R, y I) todos representan datos de la muestra de Mathewson et al. (1992). En cada caso la pendiente es 0.2µ . De ello se deduce que un error A en el punto cero de TF, por lo tanto, corresponde a un error de distancia fraccional F = 10 -0.2A . Una constante de Hubble inferida a partir de tales distancias estará entonces desviada por un factor F -1. Para velocidades peculiares, la calibración de la relación TF consiste en elegir A tal que D 10 0.2[m - (A - b)] da la distancia de una galaxia en km s -1. No es necesario que ceda la distancia en Mpc. No obstante, como se mencionó anteriormente, los errores de calibración del punto cero aún son posibles. Errores en A producir distancias en km s -1 que difieren en una fracción F de la verdadera velocidad del Hubble, con los resultantes errores de velocidad peculiares vpag = -fd.


Ver el vídeo: Μεγέθη πλανητών u0026 αστέρων (Mayo 2022).