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)
att antaga och f. ö. flera bevis för, att det i
universum existerar otaliga mörka, på ytan helt
eller delvis utslocknade solar. Anmärkas må, att
enligt vissa teorier förloppet vid stjärnornas
utveckling är ett annat än det här i sina gröfsta
drag skisserade. Enligt vissa forskares åsikt
kunna de röda stjärnorna representera ett tidigare
utvecklingsstadium än de hvita. Hertzsprung och
H. N. Russell ha genom olika undersökningar ledts
till den hypotesen, att stjärnorna med afseende
på sin verkliga storlek kunna uppdelas i två olika
slag: jättestjärnor (eng. giants) och dvärgstjärnor
(eng. dwarfs). Enligt Russell befinna sig stjärnorna
under sin utveckling först i "jätte"-stadiet, utmärkt
af stor volym och liten täthet. Under aftagande
volym och växande täthet och temperatur genomlöpas
stadierna M, K, G, F, A, B.
(Undersökningen omfattar
icke de fåtaliga O- och N-stjärnorna.) Ungefär i
B-stadiet uppnås den högsta temperaturen, hvarefter
stjärnan under fortfarande aftagande storlek och
växande täthet alltmer utvecklas till "dvärg",
genomlöpande samma spektraltyper i omvänd ordning,
sålunda B, A, F, G, K, M.
Enligt denna teori äro
sålunda vissa af de stjärnor, som tillhöra en
viss spektralklass, jättestjärnor med tilltagande
temperatur, andra dvärgstjärnor med aftagande
temperatur. I öfvergångsstadiet B sammanfalla de två
slagen af stjärnor. Af Hertzsprungs undersökningar
synes framgå, att det skulle vara möjligt att af
vissa detaljer i spektrum kunna bland stjärnorna af
en viss spektralklass afgöra, hvilka äro "jättar"
och hvilka äro "dvärgar". Vår sol skulle tillhöra det
senare slaget. – Det behöfver knappast påpekas, att
en stjärnas öfvergång från ett utvecklingsstadium
till ett annat måste ta i anspråk så enorma
tidrymder, att vi i normala fall gifvetvis icke
kunna iakttaga några som helst förändringar i en och
samma stjärnas spektrum. Det är naturligtvis genom
sammanställandet af spektra för stjärnor, som befinna
sig i olika stadier, sbm man söker sluta sig till den
sannolika utvecklingsgången. – Det mest omfattande
observationsmaterial vi f. n. ega om stjärnornas
spektra är nedlagdt i de stora, många tusen stjärnor
omfattande kataloger öfver stjärnspektra, som utgetts
från Harvardobservatoriet i Cambridge i Nord-Amerika
under ledning af E. C. Pickering.
För ernåendet af en verklig kännedom om stjärnornas
ställning i världsalltet är det af största vikt att
få någon föreställning om deras afstånd. Bestämningen
af dessa afstånd utgör en af stellarastronomiens
på samma gång betydelsefullaste och svåraste
uppgifter. Möjligheten att bestämma en stjärnas
afstånd beror i de flesta fall på möjligheten att
bestämma stjärnans årliga parallax (se Parallax
1. B). Om en stjärna icke kan betraktas som oändligt
aflägsen, måste den riktning, hvari vi se stjärnan,
då jorden förflyttar sig i sin årliga rörelse kring
solen, undergå motsvarande skenbara förskjutningar,
som naturligtvis, då afståndet i alla händelser är
ofantligt stort, bli mycket små. Under loppet af ett
år synes stjärnan sålunda beskrifva en liten periodisk
rörelse, som utgör ett slags återspegling af jordens
årliga rörelse. Den största vinkel, som riktningen
till stjärnan på denna grund under årets lopp kan
bilda med medelriktningen, är uppenbarligen
densamma som den vinkel, hvarunder jordbanans
radie synes från stjärnan. Den kallas för stjärnans
årliga parallax och är omvändt proportionell mot
stjärnans afstånd. Då jordbanans radie är känd,
kan stjärnans afstånd omedelbart beräknas, om man
blott lyckas uppmäta den årliga parallaxen. Redan
under 1600- och 1700-talen gjordes flera försök att
genom upprepade bestämningar af vissa stjärnors
lägen på himmelssfären påvisa en årlig parallax
hos dem. Det var dock först framemot midten af
1800-talet, som observationskonstens förfining
hade hunnit så långt, att dylika små rörelser hos
stjärnorna kunde uppmätas, och sålunda de första
afståndsbestämningarna för någon stjärna verkligen
kunde utföras. Det var Bessel, som genom sina på
observatoriet i Königsberg 1837–40 utförda mätningar
af stjärnan 61 Cygni påvisade en parallax hos denna
stjärna. Det af Bessel funna parallaxvärdet uppgick
till omkr. 0,3 bågsekund. Många undersökningar öfver
denna stjärnas parallax ha senare utförts, och de
noggrannaste moderna mätningarna ha i hufvudsak
bekräftat Bessels resultat. Under de senare
årtiondena har en mängd parallaxundersökningar
utförts för åtskilliga stjärnor, vanligen sådana,
som genom starkare egenrörelse eller stor ljusstyrka
läto förmoda, att deras afstånd skulle vara så
litet, att parallaxen vore mätbar. Genom dessa
mödosamma och svåra arbeten ha visserligen några
hundratal stjärnors parallaxer blifvit undersökta,
men för de flesta af dessa stjärnor ha de härledda
parallaxvärdena varit så små, att en verklig
bestämning af deras afstånd därur knappast är
möjlig. Man torde kanske kunna anslå antalet af de
stjärnor, hvilkas afstånd genom parallaxmätningarna
blifvit åtminstone något så när väl kända, till
ett hundratal. Detta är ju ett försvinnande fåtal i
förhållande till stjärnornas stora antal, och dessa
stjärnor äro naturligtvis uteslutande sådana, som
äro belägna på ett jämförelsevis mycket litet afstånd
från vårt solsystem. Men för alla uppskattningar af
stjärnornas afstånd i allmänhet utgöra dessa genom
parallaxbestämningar härledda afstånd den enda säkra
grundvalen. Vid bestämningen af stjärnornas årliga
parallaxer användas mikrometer-, heliometer- och i
vissa fall äfven meridianobservationer. I senare
tid ha för dylika undersökningar de fotografiska
mätningsmetoderna lämnat mycket goda resultat. Bland
dem, som lämnat de viktigaste bidragen till
bestämmandet af stjärnornas parallaxer, må nämnas
Kapteyn, Peter, Elkin, Flink, Bergstrand, Schlesinger
och Chase. De hufvudsakliga resultaten af de intill
1910 utförda undersökningarna öfver stjärnparallaxer
äro sammanställda och diskuterade i Kapteyns och
Weersmas "List of parallax determinations" (1910).
Den stjärna, som, så vidt man f. n. känner, har den
största parallaxen och sålunda är den, som befinner
sig på minsta afståndet från vårt solsystem är α
Centauri, en af de ljusstarkaste stjärnorna på södra
himmelshemisfären. Dess parallax är 0",76. Sirius
har en parallax af 0",38, Procyon O",32, Vega
0",09, Polaris 0",05 o. s. v. Bland de stjärnor,
som ha de största kända parallaxerna, befinna sig
emellertid åtskilliga relativt ljussvaga
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
