惑星状星雲における内部運動の調査。

100インチ望遠鏡のクーデ分光器を用いて、26個の明るい惑星状星雲のスリットスペクトログラム（分散10 A/mm）を取得した。これらの星雲のうち13個については、同一の装置を用いてスリットレススペクトログラムを取得した。主な観測結果は、二重の星雲線の成分の分離幅および対応するスリットレス画像の寸法である。これらのデータの解析により、以下の主要な結論が導き出される：1. 星雲線の赤色成分と紫色成分の相対強度（V/R）と、星雲の全般的な励起レベルとの間には相関関係がない。2. V/R > 1 の星雲の数は V/R < 1 の数とほぼ等しく、したがって星雲は観測された波長範囲において恐らく透明である。3. 膨張速度の最も信頼性の高い尺度として、H、O III、Ne IIIの輝線によって得られる値の平均であることが示される。この値と励起レベルとの間には、極めて弱い正の相関が存在する可能性がある。4. 惑星状星雲のスペクトルにおいて成分分離幅に差異が存在する場合（これは極めて一般的である）、高励起粒子は低励起粒子よりも小さな分離幅を示す。極端な例としては、分離幅がしばしばゼロに近いNe Vや、時に大きな分離幅を示すO IIおよびN IIが挙げられる。水素は励起に伴う一般的な分離幅の傾向に対する顕著な例外を示し、O IIIおよびNe IIIと非常によく一致している。得られた証拠は、成分分離幅が遷移確率に著しく依存しているという見解を否定している。5. 一般に、成分分離幅と単色画像サイズとの間には正の相関がある。常にではないものの通常、画像サイズの差異は分離幅の差異よりもはるかに小さい。6. 星雲線の成分は極めてシャープであることが多く、その見かけの幅は乳剤の分解能によって決定されることが頻繁にある。しかし、H線の成分はすべての星雲において著しく拡散している。本調査の副産物として、20本の星雲線の精度の向上した波長、および12個の星雲の視線速度が含まれる。観測結果を説明する試みとして、2つのモデルが検討された。第1のモデルの基本的な仮定は、任意のイオンの輝線から得られる速度は、問題となる輝線が生成される領域に豊富に存在するHおよびHeの速度の尺度であるという点である。このモデルでは、物質は元々Ne Vについて測定された速度に等しい速度を持っていたと想定され、この値は一部の星雲において恐らく5 km/sec未満である。Ne VとHe IIの間、およびHe IIとHの間の速度の増分は、それぞれx 228 A未満およびx 912〜x 228 Aの核放射の吸収に伴い、ガスによって運ばれる運動量束の増加によるものと仮定される。中心星の半径および温度の妥当な値により、このモデルにおいて速度変化と星雲全体の明るさの双方が正しい桁数で導き出される。第2のモデルは、測定された速度差が、一部の希薄なイオンに作用し、豊富に存在するHおよびHeに対する相対運動を維持させる選択的な力に起因すると仮定する。このようにして、明るい水素殻からのライマン連続光の内向きの束に基づいてNe Vの異常を説明できるモデルを構築することが可能であるように思われる。しかしながら、このモデルでは星雲が約5 mag.暗くなりすぎてしまうため、この理由から第1のモデルの方が好ましいと考えられる。