Edwin Hubble

Two Methods of Investigating the Nature of the Nebular Redshift

Two theoretically possible methods of investigating the nature of the nebular redshift have been known for some time. These two methods depend on the relations connecting either nebular dimensions with observed luminosities or nebular counts with observed luminosities, which might be expected to hold under the alternative assumptions of mutual recession or some other cause for the red-shift. The main purpose of the present article is to study in detail the procedure that must be adopted in applying these methods to actual observations in view of such factors as the indefiniteness of nebular diameters resulting from their gradual decrease in surface brightness from the center outward, the necessity for relating apparent bolometric luminosities to observed photographic magnitudes, and the effect on nebular counts produced by a wide spread in the values of absolute nebular magnitudes. In addition to this study, preliminary statements are made as to the present status of the observational findings. In the case of the relation between nebular dimensions and luminosities, the observations are such as to confirm our general ideas as to the extra-galactic character of the objects in question, but are not yet sufficient to permit a decision between recessional or other causes for the red-shift. In the case of the relation between nebular counts and luminosities, the observations now available show a rate of increase in counts with distance which seems rather large compared with what would be expected for a homogeneous distribution of nebulae on the basis of either a recessional or a non-recessional theory. Nevertheless, by assuming no appreciable absorption of light on the path from the nebulae and by ascribing a rather high effective temperature to the nebulae, it might be possible to explain the counts on the basis of either a static homogeneous model with some unknown cause for the red-shift or an expanding homogeneous model having a positive spatial curvature which introduces effects that seem unexpectedly large but may not be impossible. This conclusion must be considered as tentative, however, and may need serious modification as a result of further work. THE NATURE OF THE PROBLEM

Die Geschwindigkeit—Entfernungsbeziehung

Spektren von Nebelnl) sind zuerst im Jahre 1864 von Sir Wil liam Huggins (1824–1910) visuell untersucht worden. Die Spektren der weisen Nebel, wie man die extragalaktischen Systeme damals nannte, waren offenbar kontinuierlich, doch waren sie so schwach, das man keine Einzelheiten mit Sicherheit feststellen konnte. Die fortgesetzte Untersuchung des hellsten Nebels, M 31 fuhrte dann zu der Vermutung, das sowohl Absorptionslinien als auch Emissionslinien oder Banden vorhanden seien, und eine sehr schwache photographische Aufnahme aus dem Jahre 1888 schien diesen verlockenden Schlus zu bestatigen. Die obige Aufnahme war noch nicht veroffentlicht, als Scheiner im Jahre 1899 die Frage mit Hilfe besserer Spektren von M 31 klarte2). Diese zeigten ein sonnenahnliches Spektrum ohne Emissionslinien. Er schlos daraus, das der Spiralnebel ein Sternsystem sei, und belebte dadurch das schwindende Interesse an der Frage der Weltinseln. Fath und Wolf dehnten die Untersuchungen auf weitere Nebel aus und kamen zu ahnlichen Ergebnissen, und schlieslich fand das Vorherrschen des Sonnentypus in den Spektren der helleren Spiralnebel allgemeine Anerkennung.

Die lokale Gruppe

In dem vorangehenden Kapitel haben wir die sichtbaren Zuge der Nebel und ihre Verteilung sowie die Entwicklung von Methoden zur Erforschung ihrer wahren Eigenschaften beschrieben. Die weiteren Kapitel berichten uber einige der mit diesen Methoden gewonnenen Ergebnisse; zunachst eine Anwendung auf eine Gruppe von Nebeln in unserer unmittelbaren Nachbarschaft, dann auf entferntere Nebel, die im allgemeinen Feld verstreut sind, und schlieslich auf das Reich der Nebel als Ganzes.

Die Erforschung des Raumes

Erst vor kurzem ist die Erforschung des Raumes bis zum Reich der Spiralnebel vorgedrungen. Dieser Vorstos in bisher unbekannte Gebiete ist nur mit Hilfe der grosen Teleskope moglich gewesen. Der beobachtbare Raumteil des Universums ist nun umrissen — auch ist seine Erforschung schon zu einem gewissen Abschlus gekommen. Die folgenden Kapitel sind Berichte uber verschiedene Stufen dieser Raumforschung.

Die Verteilung der Nebel

Die raumliche Verteilung der Nebel, wie auch ihre Klassifizierung, kann im wesentlichen ohne Kenntnis der wirklichen Entfernungen untersucht werden. Die Verteilung im Raum wird aus umfangreichen Durchmusterungen hergeleitet. Die wesentlichen Zahlengrundlagen sind die Anzahlen der Nebel, die heller als verschiedene bestimmte Grenzen der scheinbaren Helligkeit sind. Wenn diese Grenzen zu kleineren Helligkeiten fortschreiten — wenn also die Durchmusterung in immer grosere Tiefen des Raumes vordringt — so nehmen die Nebelzahlen schnell zu, und die allgemeinen Zoge der Verteilung treten immer klarer zutage. Durchmusterungen bis zu einer einzigen Grenzgrose geben die Verteilung uber den Himmel, wahrend die Verteilung in der Tiefe durch die vergleichenden Durchmusterungen bis zu verschiedenen Grenzen gefunden wird. Es sind uns also zwei Probleme gestellt, und die wirklich wesentlichen Ergebnisse werden bei den sehr schwachen Grenzgrosen gewonnen, die die grosten Nebelzahlen liefern.

Das Allgemeine Feld

Die lokale Gruppe ist eine Mustersammlung von Nebeln, deren Entfernungen mit den lange bekannten, fur Untersuchungen innerhalb des galaktischen Systems gebrauchlichen Methoden bestimmt wurden. Die Sammlung ist klein, doch bildet sie eine sehr notwendige und willkommene Brucke zu den Nebeln des allgemeinen Feldes. Die Klasse der hellsten Objekte in den Mitgliedern der lokalen Gruppe ist auch noch in den naheren mit dem Fernrohr aufgelosten Feldnebeln zu sehen. Diese hellsten Objekte machen es moglich, diese und jene auf einen, gemeinsamen Nenner zu bringen und zu ver-gleichen. Der Vergleich zeigt, das Feldnebel, die das Fernrohr noch auflost, im grosen und ganzen den Nebeln der lokalen Gruppe ahnlich sind. Diese Feststellung ist von grundsatzlicher Bedeutung.

Die Entfernungen der Nebel

Die bisher besprochenen Daten bezogen sich auf die sichtbaren ZUge und die Verteilung der Nebel, gaben jedoch keine Auskunft uber ihre absoluten Entfernungen und Abmessungen. Die Untersuchungen fogten einer naturlichen Entwicklungslinie, die vor langer Zeit mit der EinfUhrung photographischer Methiden begann. Die meisten Ergebnisse lagen innerhalb der Reichweite bescheidener Teleskope. Das durchgefuhrte rogramm bildete den Vorlaufer der Forschungen, aus denen dann ein eindeutiges Bild der Nebel hervorging: Die Nebel sind nehe verwandte Mitgleider einer grosen Familie, und sind ziemlich gleichmasig uber den beobachtbaren Raum verteilt.