Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Variabla stjärnor, Föränderliga 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)
krönikesamlingen Ma-tuan-lin berättelser om nya stjärnors
uppträdande. I vissa fall torde det ha varit
ljusstarka kometer, som förväxlats med stjärnor,
men i andra fall är det otvifvelaktigt frågan om
ovanligt ljusstarka temporära stjärnor. Det synes
troligt, att i 12 af de förmodade fallen en temporär
stjärna verkligen iakttagits. Deras ljusstyrka anges
i några fall lika stor som Venus’ och i ett fall
såsom jämförlig med fullmånens. Den mest bekanta och
första med säkerhet observerade af dessa stjärnor
var den, som Tyko Brahe 11 nov. 1572 på kvällen fann
ha plötsligt uppflammat i stjärnbilden Cassiopea
med en ljusstyrka större än Venus’. Stjärnan aftog
hastigt i glans och var redan i dec. något svagare
än Juppiter samt nedsjönk i febr. och mars 1573
till en stjärna af 1:a storleken, i april och maj
till en af 2:a. I början af 1574 var den endast
af 5:e storleken, och den försvann i april och maj
s. å. h. o. h. Den synes nu existera som en stjärna
af 11:e storleken. 1600 iakttogs en ny stjärna
af 3:e storleken i stjärnbilden Cygnus, hvilken
såtillvida afviker från öfriga temporära stjärnor,
att den sjönk ned endast två storlekar från sin
största ljusstyrka. Den har till våra dagar varit
underkastad förändringar af det för nya stjärnor
karakteristiska slaget dock med den skillnaden,
att växlingarna försiggått vida långsammare, och den
är nu en stjärna af 5:e storleken, hvars ljusstyrka
undergår endast mycket små förändringar. Ytterligare
två nya stjärnor upptäcktes under 1600-talet. 1604
framträdde nämligen en mycket ljusstark stjärna i
Ophiuchus, hvilken småningom aftog i ljusstyrka och
1606 försvann h. o. h. Stjärnan iakttogs och beskrefs
af Kepler och bär hans namn. 1670 upptäckte munken
Anthelmus en ny stjärna af 3:e storleken i Cygnus,
hvilken försvann i mars 1672 efter att ha företett
en serie af ljusväxlingar och tidtals ej varit synlig
för blotta ögat. Det dröjde sedan 178 år, tills någon
ny stjärna upptäcktes, så mycket mer förvånande, som
kikaren uppfanns kort efter framträdandet af Keplers
stjärna. Under 1800-talet observerades 12 temporära
stjärnor, och hittills äro under 1900-talet ej mindre
än 48 temporära stjärnor iakttagna. De märkligaste af
dessa stjärnor äro: Nova Aurigæ, upptäckt 1891 med en
maximal ljusstyrka af 4,5 och nu af 14:e storleken;
Nova Persei (1901), som nådde storleksklassen 0,0 och
förut existerat som en stjärna af 13:e storleken och
nu åter sjunkit ned till denna storlek; Nova Geminorum 2,
upptäckt 1912 af norske amatörastronomen Enebo,
med en maximalstorlek af 3,7 och nu af 10:e storleken;
Nova Aquilæ 3, upptäckt 1918 på ett flertal ställen
ungefär samtidigt och i vårt Land af A. Corlin, med
en storlek i maximum af — 0,4 och förut existerande
som en stjärna af storleken 11,5, samt slutligen
Nova Cygni 2, som uppflammade i sept. 1920 och når i
maximum storleken 1,6. Den sistnämnda är intressant
bl. a. därför, att den före uppflammandet synes
ha varit något svagare än 17:e storleken. De med
stor ifver bedrifna undersökningarna af temporära
stjärnor ha lämnat synnerligen intressanta resultat;
af dessa må här antydas några ang. dessa stjärnors
spektra. Vid tiden före uppflammandet och under detta
äro de temporära stjärnornas spektra öfverensstämmande
med öfriga stjärnors. Så snart den största ljusstyrkan är
nådd, uppträda jämte absorptionslinjerna breda
kraftiga emissionslinjer, tillhörande väte och
kalcium. När ljuset börjar aftaga, framträda dessa
emissionslinjer, till hvilka äfven sälla sig sådana
för andra element karakteristiska (t. ex. helium,
natrium m. fl.), alltjämt starkare i förhållande
till det kontinuerliga spektret. Ett flertal af
de i spektret uppträdande grundämnena visa såväl
absorptionslinjer som emissionslinjer, och den mörka
(absorptions-)linjen ligger städse intill den ljusa
förskjuten åt den violetta delen till. Skulle man
anse dessa linjeförskjutningar orsakade af rörelser
i synlinjens riktning, måste förutsättas, att de
gasmassor, som emittera de ljusa linjerna, röra sig i
förhållande till stjärnan med hastigheter uppgående
ända till 1,000—2,000 km. i sekunden. De temporära
stjärnorna själfva, att döma af förskjutningen hos
de ämnen, som visa endast fina absorptionslinjer,
synas röra sig med hastigheter af den storleksordning,
som man funnit gälla för stjärnorna i allmänhet. Vid
ytterligare ljusaftagande försvinner det kontinuerliga
spektret alltmer, och slutligen återstå endast de
ljusa linjerna. Genom tillkomsten af nebuloslinjerna
liknar spektret mycket en planetarisk nebulosas
spektrum. Slutligen öfvergår stjärnans spektrum
till att bli identiskt med Wolf-Rayetstjärnornas
(se d. o.), och det är ej omöjligt, att dessa
äro f. d. nya stjärnor. Det förhållandet, att båda
slagen af himlakroppar nästan undantagslöst uppträda
i Vintergatan (se d. o.), talar också för ett dylikt
samband. Försök att uppmäta de temporära stjärnornas
afstånd och en del iakttagna förhållanden visa,
att de i regel befinna sig på mycket stora afstånd
från solsystemet. Äfven de närmaste af dem synas
vara flera hundra ljusår aflägsna. Om de temporära
stjärnornas uppkomst råda ännu de mest olika
åsikter. Den förr rätt gängse teorien, att deras
uppflammande orsakades af en sols sammanstötning
med en annan himlakropp och den därvid uppkommande
värmen, torde ej nu ha många anhängare på grund af
osannolikheten för ett sådant sammanträffande. Mera
plausibla synas de teorier vara, som söka förklaringen
i plötsligt uppträdande kemiska processer i stjärnans
atmosfär. Bäst torde väl Seeligers teori harmoniera
med resultaten af nyare undersökningar. Enligt denna,
som utgår från de ofvan antydda egendomligheterna i
de temporära stjärnornas spektra, uppstår fenomenet
därigenom, att en stjärna med ringa ljusstyrka,
en helt eller delvis afsvalnad sol under sin
färd genom världsrymden intränger i någon af de
i rymden förefintliga vidt utbredda tunna gas-
eller stoftmassorna. Genom friktionen uppstår häftig
värmeutveckling, som försätter kroppens yta och de
närmast omgifvande partierna af det kosmiska molnet
i stark glödning. Ett flertal af de under de senaste
åren upptäckta temporära stjärnorna är uppflammad
i spiralnebulosorna. I Andromedanebulosan (se
Nebulosor) ha sålunda ej mindre än 17 nya
stjärnor iakttagits. Då det är troligt, att de i
denna nebulosa uppflammade, i regel mycket ljussvaga
temporära stjärnorna ega samma lyskraft i genomsnitt
som de nya stjärnor, hvilka iakttagits i Vintergatan,
erhålles genom detta antagande en möjlighet att
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
