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)
stjärnor, af 8:e och t. o. m. 9:e storleken. Å
andra sidan finnas flera stjärnor t. o. m. af 1:a
storleken, som ha en så liten parallax, att den
ej med nu existerande metoder kan uppmätas. Ehuru
man naturligtvis måste antaga, att de skenbart
ljusare stjärnorna i genomsnitt ligga oss
närmare än de ljussvagare, framgår sålunda af
parallaxbestämningarna, att man ingalunda i hvarje
särskildt fall får utan vidare af en stjärnas större
ljusstyrka sluta sig till dess större närhet till
oss. Den skenbara ljusstyrkan är ju icke blott
beroende af afståndet, utan äfven af stjärnans
verkliga storlek och absoluta lyskraft, och dessa
kunna naturligtvis vara mycket olika för olika
stjärnor. – För angifvande af stjärnornas afstånd ha
flera enheter föreslagits. Den för afstånden inom
solsystemet brukliga s. k. astronomiska enheten,
d. v. s. jordens medelafstånd från solen, är för
liten för att vara bekväm i fråga om stjärnornas
afstånd. Numera brukas ofta som enhet för dessa
det afstånd, som motsvarar en årlig parallax af 1
bågsekund. För denna enhet, som af tyska författare
någon gång benämnts "sternweite", har man på sista
tiden, enligt ett förslag af H. H. Turner, börjat
använda den internationella benämningen parsec (en
sammansättning af orden parallax och sekund). Denna
enhet är ungefär lika med 206,000 "astronomiska
enheter", d. v. s. omkr. 31,000,000,000,000 (31
billioner) km. Den närmaste stjärnan, α Centauri,
har ett afstånd af 1,3 parsec. Af öfriga föreslagna
enheter kunna nämnas Seeligers "Siriusweite"
(motsvarande en parallax af 0",2, sålunda = 5 parsec)
och Charliers "siriometer" (= 1 mill. astronomiska
enheter, motsvarande en parallax af 0,"206). Slutligen
brukas ofta, i synnerhet i populära arbeten, ljusår,
d. v. s. den sträcka, som af ljuset tillryggalägga
på 1 år. Ett ljusår är ungefär = 9,500,000,000,000
(9 1/2 billioner) km. = 0,31 parsec. Mot de minsta
parallaxvärden, som kunna någorlunda säkert bestämmas
(ungefär 0,"05), svara sålunda blott omkr. 20
parsec, d. v. s. några tiotal ljusår. Då man nu
måste antaga, att det oss omgifvande stjärnsystemet
sträcker sig till många tusen ljusårs afstånd omkring
vårt solsystem, är det sålunda blott inom en nästan
försvinnande liten rymd närmast omkring oss, som vi
i allmänhet kunna direkt bestämma några afstånd. För
det ojämförligt stora flertalet af stjärnorna är man
hänvisad till ungefärliga uppskattningar, byggda på
mer eller mindre tillförlitliga hypoteser. (Se vidare
Världsalltet.)
Genom jämförelse mellan noggranna
bestämningar af stjärnornas orter, utförda vid
olika tider, har man konstaterat, att stjärnorna
icke äro absolut orörliga på himmelssfären,
utan att de småningom förändra sina lägen. Man
kallar denna rörelse för stjärnornas egenrörelse
(lat. motus proprius), till skillnad från de skenbara
ortsförändringar, som bero på den dagliga rörelsen,
precession och nutation o. d. Redan i början af
1700-talet fann Halley vissa afvikelser mellan de
dåtida ortsbestämningarna för en del stjärnor och de
äldre observationerna, särskildt Hipparchos’. Dessa
afvikelser voro så stora, att de icke kunde förklaras
blott genom observationsfel, äfven om man tog hänsyn
till den naturligtvis ganska stora bristfälligheten
i de antika observationerna, jämförda med
de nyare. Härigenom leddes Halley till den
betydelsefulla upptäckten af stjärnornas
egenrörelser. Genom senare arbeten, grundade på
alltmer förfinade observationer, har vår kännedom
cm stjärnornas egenrörelser småningom betydligt
utvidgats. En af de förnämsta källorna för denna
kännedom utgör Boss’ "Preliminary general catalogue"
(1910), som upptar de ur de tillförlitligaste
observationsserierna sedan Bradleys tid (midten af
1700-talet) härledda egenrörelserna för öfver 6,000
stjärnor. För många af dessa stjärnor är emellertid
rörelsen så långsam, att den icke på 150 år kunnat
med full säkerhet fastställas. Då de ljusstarkare
stjärnorna i genomsnitt ligga oss närmare än de
svagare, är det naturligt, att de förra i allmänhet
uppvisa starkare egenrörelser än de senare, enär
rörelsen gifvetvis måste framträda allt tydligare,
ju mindre afståndet till stjärnan är. Liksom i fråga
om parallaxerna får man dock ingalunda af en stjärnas
större ljusstyrka sluta sig till, att den nödvändigt
skall förete en starkare egenrörelse. Åtskilliga
stjärnor t. o. m. af 1:a storleken, såsom α och
β Orionis, α Virginis m. fl., ha egenrörelser,
som icke uppgå till 0,"1 om året. Å andra sidan
äro af de 10 à 12 stjärnor, hvilkas egenrörelse
konstaterats öfverstiga 4 bågsekunder om året, endast
en ljusstarkare än 5:e storleken. Den stjärna, som
har den största kända egenrörelsen (den upptäcktes
af Barnard 1916), är en liten stjärna af 11:e
storleken i Ormbärarens stjärnbild; dess rörelse
uppgår till omkr. 10" årligen. Såvidt man hittills
kunnat finna, förlöpa egenrörelserna fullkomligt
rätlinigt, d. v. s. synas på himmelssfären fortgå
utefter storcirklar. Detta kan naturligtvis bero
därpå, att under den jämförelsevis korta tid,
som observationerna omfatta, banans krökning ej
hunnit göra sig märkbar. (I några få fall har man
visserligen konstaterat periodiska afvikelser från
den rätliniga rörelsen, men detta har då berott på,
att dessa stjärnor varit dubbelstjärnor och att den
periodiska banrörelsen inom dubbelstjärnsystemet
sammansatt sig med egenrörelsen.) En stjärnas
egenrörelse kan icke i och för sig lämna ett
mått på stjärnans verkliga rörelsehastighet i
rymden. Det är ju endast förändringen i stjärnans
riktning, uttryckt i vinkel- eller bågmått, som man
erhåller, och denna förändring är, som ofvan nämnts,
naturligtvis beroende af afståndet. Endast i de få
fall, då man känner stjärnans afstånd (t. ex. genom
parallaxbestämningar), kan man ur egenrörelsen beräkna
rörelsens verkliga belopp i linjärt mått. Vidare
kunna ju dessa bestämningar endast ge den del
af rörelsen, som är vinkelrät mot synlinjen; en
rörelse i synlinjens riktning kan naturligtvis icke
ge sig till känna som en ortsförändring af stjärnan
på himmelen. Om rörelserna hos dubbelstjärnornas
komponenter se Dubbelstjärnor.
Rörelsen utefter synlinjens riktning, den
s. k. radialrörelsen, kan man emellertid numera
studera genom ett helt annat slag af observationer,
nämligen uppmätningen af linjeförskjutningarna
i stjärnornas spektra, enligt Dopplers princip
(se d. o.). Spektralanalysen har sålunda fått en
för stellarastronomien utomordentlig betydelse icke
blott vid studiet af stjärnornas fysiska beskaffenhet,
utan äfven vid bestämmandet af
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
