Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Sidor ...
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
676
i Messiers katalog. Resultatet Dblef,
att dessa gruppers stjärnor i de
centrala delarna äro ordnade enligt
Maxwells lag, men att mot gruppens
gränser det stationära rörelsetillstånd, som
denna lag innebär, ännu ej uppnåtts.
I bägge fallen, i gasbollen som i
stjärnhopen, blir alltså resultatet af
slumpens verksamhet detsamma; och
ändock förflyta måhända millioner år
mellan de s. k. «<stötarne« i
stjärngruppen, medan däremot enligt
gasteorien hvarje atom i en gas vid
normalt tryck och normal temperatur
är utsatt för flere milliarder stötar i
hvarje sekund.
Innan vi öfvergå till att omtala
vissa intressanta undersökningar
rörande stjärnornas ljusstyrka i de
klotformiga stjärnhoparna, torde några
anmärkningar rörande stjärnors
ljusstyrka i allmänhet vara af nöden.
Allt efter den kvantitet ljus en stjärna
sänder oss säges den tillhöra den
eller den storleksklassen. De
ljusstarkaste stjärnorna såsom Vega,
Capella, Arcturus o0. s. v. tillhöra 1:a
storleksklassen. — Därefter komma
stjärnor af 2:a storleken o. s. v.
De med blotta ögat knappt
synliga stjärnorna äro af 6:e storleken.
De i den stora Uppsalarefraktorn
synliga svagaste stjärnorna äro af omkring
14:de storleken. Dessa storleksklasser
äro definierade så, att en stjärna af
godtycklig storleksklass (t. ex. 5,2)
sänder oss 2,5 gånger så mycket ljus
som en stjärna, hvars storleksklass
är en enhet högre (t. ex. 6,2). Ju
starkare en stjärna lyser, desto mera
utbredd och svart blir dess bild på det
fotografiska negativet. Häraf inses
möjligheten att med användning af
fotografier studera stjärnornas
ljusstyrka. Dylika undersökningar ha så
småningom ledt till upptäckten af
H. v. ZEIPEL
bortåt 2,000 stjärnor på hela
himmelen, hvilkas ljusstyrka mer eller mindre
regelbundet förändras. Bailey i
Arequipa har sedan omkring femton år
systematiskt undersökt de klotformiga
stjärngrupperna i ändamål att
upptäcka föränderliga stjärnor inom dessa
grupper. Hans ansträngningar kröntes
med oväntad framgång, i det han fann,
att flere af de klotformiga
stjärngrupperna innehålla ett öfverraskande
stort antal af föränderliga stjärnor. I
23 undersökta grupper upptäckte han
bland 19,000 stjärnor icke mindre än
509, som äro föränderliga.
Ojämförligt största antalet finnes i gruppen
Messier 3, som bland 900 undersökta
stjärnor innehåller 132 föränderliga;
därpå följa w Centauri och Messier
5 med 125 resp. 85 föränderliga bland
3,000 resp. 900 undersökta stjärnor.
I den stora stjärngruppen i Herkules
(Messier 13) däremot finnas bland
1,000 stjärnor endast 2 med föränderlig
ljusstyrka. I medeltal uppvisa de
klotformiga stjärnhoparna omkring 3
gånger så stort procenttal af
föränderliga stjärnor som den öfriga himmelen.
Detta behöfver emellertid ej bero på
någon verklig skillnad mellan stjärn.
gruppernas stjärnor och den öfriga
himmelens. Man må blott betänka
att stjärngrupperna i detta afseende
äro mer fullständigt utforskade än
himmelen i öfrigt. Hvad
föränderlighetens natur beträffar, så äro de af
Bailey upptäckta stjärnorna i
allmänhet mycket regelbundet föränderliga,
så att ljusstyrkan, efter förloppet af
en för hvarje stjärna typisk och
oföränderlig period, återtar sitt gamla
värde. Dessa perioder äro
anmärkningsvärdt korta, i de flesta fall mellan
7 och 20 timmar. Skillnaden mellan
största och minsta ljusstyrkan är i
allmänhet omkring en storleksklass.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
