Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Stjärnor
<< 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)
stjärnkataloger. På senare tid har på detta område äfven
fotografien införts som ett viktigt hjälpmedel,
i det att ur de på de fotografiska plåtarna af
stjärnhimmelen erhållna bilderna af stjärnorna deras
ljusstyrka kan enligt olika förfaringssätt med stor
noggrannhet bestämmas. Bland större och noggrannare
fotografisk-fotometriska stjärnkataloger märkas
de af Schwarzschild ("Göttinger aktinometrie"),
Parkhurst ("Yerkes actinometry") samt på
Greenwichobservatoriet utarbetade. Som bekant äro
de vanligen använda fotografiska plåtarna mest
känsliga för de blåa och violetta strålarna, men
mer eller mindre okänsliga för de gula och röda,
under det att ögats känslighetsmaximum ligger inom
den gula delen af spektrum. En följd häraf blir,
att de gula och rödaktiga stjärnorna framstå
på de fotografiska plåtarna som jämförelsevis
ljussvagare än de hvita. Den häraf förorsakade
skillnaden mellan den "fotografiska" och den
"visuella" ljusstyrkan kan för vissa stjärnor
uppgå ända till 2 à 3 storleksklasser. Det har
därför blifvit nödvändigt att för de fotografiska
bestämningarna af stjärnornas ljusstyrka utbilda en
särskild storleksskala, som är h. o. h. oberoende af
den visuella storleksindelningen. Till grund för den
fotografisk-fotometriska skalan lägger man nu vanligen
den af Pickering sammanställda s. k. "North polar
sequence", en serie af nära norra himmelspolen belägna
standardstjärnor, hvilkas fotografiska ljusstyrkor äro
genom de tillförlitligaste och talrikaste mätningar
noggrant fastställda. – Om förändringar i vissa
stjärnors ljusstyrka se Variabla stjärnor.
Med afseende på stjärnornas färger förekomma
mer eller mindre betydliga olikheter, som delvis
framträda redan vid ett uppmärksamt betraktande med
obeväpnadt öga. Man finner visserligen, att de flesta
stjärnorna lysa med hvitt ljus, men några uppvisa
afgjordt en mera gulaktig och t. o. m. rödaktig
färgton. Bland stjärnorna af 1:a storleken förefalla
för ett icke särskildt färgkänsligt öga Sirius, Vega
och Altair rent hvita, Antares, Arcturus, Aldebaran
och Beteigeuze gulröda eller rödaktiga; Capella är
mera rent gulaktig. Äfven vid betraktandet i kikaren
påträffar man hos stjärnorna knappast några andra
färger än hvitt, gult och rödt med alla mellan dessa
färger liggande öfvergångar. Hos vissa dubbelstjärnor
iakttagna andra färger, såsom blått, grönt o. s. v.,
torde bero på synvillor, som förorsakats genom
kontrastverkningar. Om det hos de ljusstarkaste
stjärnorna uppträdande skenbara gnistrandet i olika
färger se Scintillation. – Åt de mer eller
mindre rödaktiga stjärnorna har egnats särskild
uppmärksamhet på den grund, att större delen af
de långperiodiska föränderliga stjärnorna uppvisar
denna färg. (Se Variabla stjärnor.) Bestämningen af
stjärnornas färger genom blotta uppskattningar är
naturligtvis behäftad med en viss osäkerhet. Dock ha
goda resultat på denna väg erhållits genom omfattande
observationsserier särskildt af Osthoff samt af
Müller och Kempf. Den noggrannaste bestämningen
af en stjärnas färg skulle naturligtvis erhållas,
om man använde spektralfotometer (se d. o.). På
grund af stjärnspektras ljussvaghet ha emellertid
dylika bestämningar hittills kunnat utföras blott
med ett ringa
fåtal af de allra ljusaste stjärnorna. En
viss ersättning för de omständliga och svåra
spektralfotometriska mätningarna lämna emellertid
de bestämningar af stjärnornas färger, som
enligt flera förfaringssätt kunna erhållas med
fotografiens tillhjälp. Det har ofvan framhållits,
att de på fotografisk väg härledda värdena för
stjärnornas ljusstyrka skilja sig från de genom
visuella observationer erhållna, och att denna
skillnad blir större, ju mera rödfärgad stjärnan
är. Schwarzschild har infört denna differens mellan
en stjärnas visuella och fotografiska storleksklass
såsom ett mått på stjärnans färg (ty. farbentönung,
färgindex). Omfattande undersökningar af
Schwarzschild, Parkhurst m. fl. ha visat, att denna
metod ger goda resultat. Enligt en helt annan princip
ha Hertzsprung och Bergstrand, äfven på fotografisk
väg, bestämt ett slags färgekvivalenter för
stjärnorna genom att fastställa deras s. k. effektiva
våglängder. Denna metod har hittills blifvit tillämpad
endast på ett jämförelsevis litet antal stjärnor,
men synes i noggrannhet vara nära likställd med
färgindexmetoden; de två metoderna komplettera
hvarandra på ett i flera afseenden förmånligt sätt. –
Bestämningen af stjärnornas färger har stor teoretisk
betydelse, bl. a. därigenom, att den möjliggör ett
uppskattande af stjärnornas temperatur.
För vissa dubbelstjärnor och variabla stjärnor har
det varit möjligt att ur deras rörelser härleda
deras massor. Det har i dessa fall visat sig,
att stjärnornas massor till sin storleksordning
nära öfverensstämma med vår sols massa. Några af
de bäst bestämda massorna äro följande, uttryckta
i solens massa som enhet: Sirius 3,4; Procyon 1,3;
α Centauri 1,9; ο2 Eridani O,7; η Cassiopejæ 1,0;
ζ Herculis 1,8.
Ett af de förnämsta hjälpmedlen för
studiet af stjärnornas natur och rörelser är
spektralanalysen. Redan Fraunhofer undersökte
spektra af vissa ljusstarka stjärnor. Han fann,
att en stjärnas spektrum alltid, liksom solens,
utgöres af ett kontinuerligt spektrum, af brutet af
mörka absorptionslinjer. Han konstaterade emellertid,
att icke alla stjärnspektra öfverensstämde med
solspektrum i afseende på linjernas anordning, utan
att flera olika typer bland dem kunde särskiljas
(1823). Den första brukbara klassifikationen af
stjärnornas spektra härstammar från Secchi (1868). Han
fann, att ett visst samband består mellan stjärnornas
spektrum och färg, och hans fyra hufvudtyper kunna
i korthet karakteriseras på följande sätt: I (hvita
stjärnor): Vätelinjerna äro kraftigt framträdande,
under det att metallinjer saknas eller äro
fåtaliga. Det kontinuerliga spektret är ljusstarkast
i den violetta delen. Hit hör mer än hälften af
alla ljusstarka stjärnor. Exempel: Sirius, Vega. II
(gula stjärnor): Kalciumlinjerna H och K kraftiga,
metallinjer talrika, vätgaslinjer ej särskildt
starkt framträdande. Den violetta delen af spektrum
relativt svag. Dessa spektra öfverensstämma mer eller
mindre nära med solspektrum. Hit räknas nästan alla
stjärnor, som ej tillhöra typ I. Exempel: Capella,
Solen. III (rödgula stjärnor): Vätgaslinjerna
obetydliga, metallinjerna ännu mer utvecklade än hos
II. Dessutom breda absorptionsband, som äro skarpt
begränsade åt det violetta hållet,
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
