Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Variabla stjernor, föränderliga stjernor, astron., sådana fixstjernor, hvilkas ljusstyrka är underkastad förändring
<< 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 been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
Variabla stjernor, föränderliga stjernor, astron.,
sådana fixstjernor, hvilkas ljusstyrka är underkastad
förändringar. Till de variabla stjernorna höra 1)
s. k. nya l. temporära stjernor, d. v. s. sådana,
som plötsligen uppträdt på himmelen, vanligen med
stor ljusstyrka, och sedermera långsamt aftagit i
glans för att ofta slutligen alldeles försvinna,
och 2) variabla stjernor i egentlig mening,
hvilka, så vidt man vet, ständigt funnits på
himmelen, men hvilkas glans från tid till annan,
ofta periodiskt, fluktuerar. – A. v. Humboldt har
lemnat en förteckning på temporära stjernor till ett
antal af 21, till stor del iakttagna och antecknade
af kinesiska astronomer. Den första uppträdde år
134 f. Kr. och var sannolikt samma stjerna, som
föranledde den alexandrinske astronomen Hipparchos
att upprätta den första stjernkatalogen. Alla dessa
stjernor hafva uppträdt med en betydande ljusstyrka,
som i några fall angifves lika stark som Venus’,
i ett fall såsom jämförlig med halfmånens. En af
dessa stjernor skall, enligt den sannolikt något
öfverdrifna skildringen, t. o. m. hafva varit »lika
stor som solen». Den mest bekanta och första säkert
observerade af dessa stjernor var den, som Tycho
Brahe d. 11 Nov. 1572 på qvällen fann hafva plötsligt
uppflammat i stjernbilden Cassiopea med en ljusstyrka
såsom Venus’. Enligt hans iakttagelser var stjernan,
som hastigt aftog i glans, redan i Dec. något svagare
än Jupiter, och den nedsjönk i Febr. och Mars 1573
till en stjerna af 1:sta storleken, i April och
Maj till en af 2:dra. I början af 1574 var den
endast af 5:te storleken, och den försvann i Mars
s. å. helt och hållet. Få år derefter, 1604, visade
sig en annan ny stjerna, i stjernbilden Ophiucus,
äfven den vid sitt första uppflammande starkare än
stjernor af 1:sta storleken, och aftog småningom
i styrka till 1606, då den försvann. Stjernan,
som iakttogs och beskrefs af Kepler, bär dennes
namn. Dertill komma under 19:de århundradet iakttagna
nya stjernor: 1848 i Ophiucus, 1860 i en stjerngrupp
i stjernbilden Skorpionen, 1866 i Norra kronan,
märkvärdig derutinnan att den före sitt uppflammande
blifvit af Argelander katalogiserad såsom en stjerna
af 9:de–10:de storleken, 1876 i Svanen, 1885 i
Andromeda-nebulosan samt 1891 i Kuskens stjernbild
(Auriga). – De variabla stjernorna i egentlig mening –
f. n. ungefär 50 säkert konstaterade – kunna indelas
i sådana, hvilkas variationer ske med regelbundna
perioder, och sådana, hvilkas ljusstyrka fluktuerar
utan t. v. påvislig regelbundenhet. Variationen
i ljusstyrka kan vara mycket olika, omfattande än
flere storleksklasser, än blott en bråkdel af en
storleksklass. Äfven perioderna vexla betydligt,
från blott några få dagar för somliga stjernor till
flere år för andra. I regeln är tiden för ljusets
tilltagande från minimum af ljusstyrka till maximum
kortare än tiden för stjernans aftagande från maximum
till minimum. Den första periodiskt variabla stjerna
([omikron] Ceti) iakttogs af Fabricius 1596 och erhöll af
Hevelius, som närmare studerade densamma, namnet Mira
(»den underbara»). Den varierar från ungefär
3:dje till 9:de storleken med en period af ungefär
333 dagar. Dock inträffar det, att den i sitt maximum
når 2:dra storleken och vid andra tillfällen ej
hinner längre än till 4:de storleken. Äfven perioden
vexlar från tid till annan. Somliga föränderliga
stjernor hafva under perioden tvänne maxima och
tvänne minima. De flesta variabla stjernor hafva röd
färg. Derifrån utgöra undantag vissa – f. n. 6 kända –
hvita variabla stjernor af egendomlig art, för hvilka
[beta] Persei l. Algol, hvars föränderlighet redan 1667
upptäcktes af Montanari, utgör typ. Denna stjerna,
med en noga bestämd ljusvexlingsperiod af 2 dagar 20
t. 48 m. 54 s., håller sig under loppet af 2 dagar och
13 timmar vid den konstanta storleken, 2–3, sjunker
derefter under 3–4 timmar till storleken 4 och förblir
så under omkr. 1/4. timme för att derefter under
den återstående delen af perioden (4 timmar) åter
tilltaga, tills den på nytt når storleken 2–3. Ett
exempel på oregelbundet föränderliga stjernor utgör
[eta] Argus, som under 1600- och 1700-talen omvexlande
iakttogs såsom en 2:dra och 4:de storlekens stjerna,
under förra hälften af 19:de årh. vexelvis var än
klarare, än svagare än 1:sta storleken samt från
1850 till 1867 aftog från 1:sta till 7:de storleken,
som den nu innehar. – För de föränderliga stjernorna
finnas flere olika teorier. Enligt en förklaring
åstadkommas de periodiska ljusvexlingarna derigenom
att stjernan har en mörk drabant, som tid efter annan
passerar mellan henne och jorden. Denna förklaring
egnar sig i synnerhet för stjernor af Algol-typen,
emedan deraf ock inses hvarför stjernan under större
delen af sin ljusvexlingsperiod förblir konstant. I
sjelfva verket har ock professor H. C. Vogel i
Potsdam genom spektroskopiska mätningar (af liniernas
förskjutning i stjernans spektrum) visat, att denna
förklaring, hvad Algol beträffar, är den riktiga,
i det denna stjerna verkligen besitter en periodisk
rörelse, som kan vara möjlig endast derigenom att i
dess närhet en annan kropp kretsar. Enligt en annan
teori kan en stjernas föränderlighet förklaras, om
man antager, att stjernan har en mycket tillplattad
form och under sin rotation åt oss vänder än sin
smalare, än sin bredare sida. De flesta fall af
föränderlighet torde dock böra förklaras derigenom
att himmelskroppens yta på somliga ställen är ljusare,
på andra mörkare (möjligen till följd af slaggmassor
eller genom tillvaron af bildningar af samma art som
solfläckarna) och att stjernan under sin rotation
omvexlande vänder sina mörkare och sina ljusare
partier mot oss. I enlighet med den mekaniska
värmeteorien kunna föränderliga stjernor af lång
period förklaras derigenom att stjernan (som då måste
antagas befinna sig i gasformigt tillstånd), när den
till följd af tyngden sammandrager sig, upphettas
och börjar lysa klarare. Denna sammandragning når
derefter en gräns, i det den af sammandragningen
uppkomna värmen slutligen blir så stark, att stjernan
börjar expandera samt till följd deraf afsvalna
och mörkna. Hvad de temporära stjernorna beträffar,
ligger närmast att tillskrifva deras uppflammande
sammanstötandet
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
