Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Dubbelfuga ...
<< 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)
Dubbelstjärnor, astron., två stjärnor, belägna så nära
hvarandra, att de först vid användning af starkare
tuber visa sig ej vara en enda. Ett sådant grannskap
är antingen endast skenbart och uppkommer däraf,
att de bägge stjärnorna befinna sig på nästan samma
synlinje (optiska dubbelstjärnor), eller ock verkligt,
i hvilket senare fall de tillsammans utgöra ett
stjärnsystem, hvaruti den mindre kroppen (drabanten)
beskrifver en bana kring den större (hufvudstjärnan),
eller rättare båda röra sig kring sin gemensamma
tyngdpunkt (fysiska dubbelstjärnor). Dubbelstjärnor
af sistnämnda slag äro ojämförligt flera till antalet
än de optiska samt skiljas från dessa ej allenast
därigenom, att de röra sig omkring hvarandra, utan
äfven därigenom, att de vid den s. k. "egenrörelsen"
följas åt. Då man känner stjärnparets årliga
parallax och därigenom äfven dess afstånd
från vårt solsystem, kan man ur drabantens skenbara
afstånd från hufvudstjärnan bestämma det verkliga
och, med kännedom om omloppstiden, äfven beräkna
stjärnparets massa. Vanligen äro stjärnorna af
samma färg, men hos omkr. 1/5 af hela antalet
äro de olikfärgade, hvarvid vanligtvis tvenne
komplementfärger äro representerade. Några bland
dessa stjärnsystem bestå af tre eller ännu flera
stjärnor, t. ex. det bekanta "trapetset" i Orions
stora nebulosa. — Studiet af dubbelstjärnorna
tillhör ett af den moderna stellar-astronomiens
intressantaste kapitel. Tillvaron af dylika var
känd redan af Galilei. Systematiska observationer
begyntes emellertid först af F. W. Herschel
(omkr. 1780). De arbeten, som F. W. och J. Herschel
samt W. och O. v. Struve utfört inom denna gren af
den observerande astronomien, hafva under senaste
decennier fortsatts af Dembowski, Dawes, Dunér,
Burnham, Engelmann, Schiaparelli m. fl. Särskildt
hafva rörelseföreteelserna inom dubbelstjärnsystemen
med ifver studerats. Såväl observation som kalkyl
hafva därvid öfverensstämmande bevisat, att Newtons
inom vårt planetsystem gällande gravitationslag eger
sin giltighet äfven inom dessa stjärnsystem. Ett i
matematiskt hänseende intressant problem erbjuda de
tre- och flerdubbla stjärnorna (stjärnsystem, där
flera än två kroppar röra sig kring den gemensamma
tyngdpunkten). De olika kropparna ("komponenterna"),
af hvilka systemet består, inverka här på grund af
sina stora massor i hög grad störande på hvarandra, så
att rörelserna blifva synnerligen invecklade och svåra
att beräkna (se Trekropparsproblemet). Ett
intressant exempel är ζ Cancri (Zeta i Kräftan). Då
man hittills endast i några få fall kunnat uppmäta
afståndet till dessa dubbelstjärnor, känner man
ej i allmänhet dubbelstjärnbanornas verkliga
dimensioner. För närvarande känner man omkr. 12,000
dubbelstjärnor, och för flera hundra af dessa har man
iakttagit omloppsrörelse. Endast för ett sextiotal
har man emellertid kunnat beräkna omloppstiden,
hvilken växlar mellan 11 och omkr. 1,000 år, samt
deras öfriga banelement. På grund af oregelbundenhet
i "egenrörelsen" hos Sirius och Procyon framställde
Bessel den hypotesen, att orsaken därtill vore den,
att de voro dubbelstjärnor. Peters sökte sedermera
för den förra och Auwers för den senare att enligt
denna hypotes bestämma dessa systems rörelse, och det
lyckades äfven Clark i Cambridge (Förenta staterna)
år 1862 i teleskopet finna Sirius’ följeslagare;
först i dec. 1896 upptäcktes Procyons drabant, en stjärna av
13:e storleken.
Ett nytt slag af dubbelstjärnor,
s. k. spektroskopiska, har genom Vogels och
Pickerings spektralanalytiska undersökningar
öfver fixstjärnornas rörelse i synlinjens riktning
uppdagats. En klass af dessa dubbelstjärnor
har efter sin förnämsta representant Algol (se
d. o.) i stjärnbilden Perseus erhållit namnet
algolstjärnor. Dessa variera sin ljusstyrka på
ett synnerligen egendomligt sätt. Man har medelst
spektroskopet funnit orsaken vara den, att man
här har att göra med ett dubbelstjärnsystem, i
hvilket den ena komponenten är mörk eller åtminstone
ljussvagare. Det är nu klart, att om bägges banplan
gå genom jorden, så skola partiella eller möjligen
totala förmörkelser af den lysande stjärnan ega
rum, då den mörka passerar förbi, något, som måste
åstadkomma en växling i ljusstyrka hos den ljusa
stjärnan. Lutar åter det gemensamma banplanet mot
synlinjen till jorden, så att de bägge kropparna
passera förbi hvarandra, utan att betäcka hvarandra,
kan ej någon variation i ljusstyrka ega rum. Enär
detta sista fall är det sannolikare, så drefs man till
det antagandet, att äfven bland stjärnor af konstant
ljusstyrka dubbelstjärnor måste finnas, hvilkas
komponenter stå hvarandra alltför nära för att kunna
på optisk väg särskiljas. Uti Spica (Alfa i Jungfrun)
fann Vogel på spektrografisk väg det första kända
exemplet på dylika täta dubbelstjärnor. Sedermera
ha genom undersökningar framför allt på Harvard-,
Lick- och Yerkes-observatorierna redan öfver 100
spektroskopiska dubbelstjärnor upptäckts, af hvilka
banelement beräknats för omkr. 20. Hos de flesta
af dessa är blott den ena komponentens spektrum
synligt, och stjärnans sammansatta natur röjes då
genom periodiska förskjutningar af spektrallinjerna
i enlighet med Doppler-Fizeaus princip (se Dopplers
princip). I åtskilliga fall äro emellertid båda
komponenterna ljusa, och man ser då i allmänhet
två spektra. I det jämförelsevis sällsynta fall,
att dessa äro identiska och komponenterna tillika
af samma ljusstyrka, synas linjerna dubbla. Så är
händelsen hos β Aurigæ (Beta i Kusken) och ζ Ursæ
majoris (Zeta i Stora björnen), för hvilka jämväl
massorna kunnat beräknas. Ett intressant exempel utgör
Polstjärnan. Denna stjärna beskrifver på fyra dagar en
bana omkring systemets gemensamma tyngdpunkt (blott
den ena komponenten är synlig). Emellertid har denna
tyngdpunkt själf i sin ordning en rörelse, som synes
antyda, att ännu en tredje kropp hör till systemet,
omkring hvilken polstjärnan med sin ledsagare
långsamt rör sig i en bana, hvars period skattats
till omkr. 17 år. — I betraktande däraf, att nämnda
linjeförskjutningar hos många dubbelstjärnsystem måste
vara alltför små för att kunna konstateras samt att
hittills endast ett halft tusental stjärnspektra
hunnit undersökas, är i sanning antalet dylika
sammansatta stjärnsystem utomordentligt stort.
E. J. N. V. E. N. (Rh.)
Dubbelstrykning, fys., en metod för framställning
af konstgjorda magneter. På midten af den stålstång,
som skall magnetiseras, ställas de oliknämnda polerna
af två magneter i 15—20 graders lutning mot stången
samt på kort afstånd från hvarandra (detta afstånd
hålles oföränderligt därigenom, att man lägger en
träbit emellan de bägge magneterna). Vidare föras
båda polerna till stålstångens
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
