Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Väringen ...
<< 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 never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
Världsalltet
122
orbium colestium" den hypotesen, att solen är
världssystemets centrum och jorden i rörelse
omkring denna samt att jordens bana är belä-
gen mellan Venus’ och Mars’. Denna åsikt
hade haft sina föregångare under antiken och den
senare medeltiden, men hade ej förut kunnat göra
sig gällande. Kepler angaf de allmänna lagarna
för planeternas rörelser och gaf metoder att be-
räkna de ömsesidiga af stånden inom solsystemet.
En konsekvens af det coppernikanska systemet blef
ju, att jordens rörelse omkring solen borde af-
spegla sig hos stjärnorna och att deras parallaxer
(skenbara förflyttningar) således skulle bli möjliga
att uppmäta. Tycho Brahe kunde ur sina observa-
tioner ej finna några stjärnparallaxer större än
en bågminut, och då han trodde sig ha konsta-
terat, att stjärnornas diameter kunde uppgå till
en eller annan bågminut (ett misstag uppkommet
genom förväxling af diffraktionsbildens storlek hos
de större stjärnorna med stjärnornas verkliga stor-
lek), slöt han däraf, att stjärnorna skulle ha en
verklig diameter vida större än solens och ansåg
på grund häraf, att det coppernikanska systemet
måste vara delvis oriktigt. Han antog därför, att
jorden befann sig i världens medelpunkt och att
solen och månen rörde sig omkring jorden, men
de öfriga planeterna omkring solen. Denna teori
kom dock aldrig att spela någon större roll inom
astronomien. Genom Tycho Brahes arbeten fick
man klart för sig, att kometerna icke, som man
förut trott, äro företeelser hemmahörande i vår
atmosfär, utan medlemmar af planetsystemet.
Sedan Newton sammanfattat uttrycket för himla-
kropparnas rörelser i sin berömda gravitationslag,
Eade astronomien möjligheter att detaljeradt un-
dersöka deras banor. En lång rad af undersök-
ningar egnades åt rörelseförhållandena inom sol-
systemet, och samtidigt bestämdes vid upprepade
tillfällen den fundamentala astronomiska enheten,
d. v. s. jordens afstånd från solen, medelst olika
metoder. 1781 upptäckte Herschel en ny planet,
Uranus, och 1801 fann Piazzi en liten planet
mellan Mars och Juppiter. Sedermera har man
till våra dagar funnit något mer än 1,000 små-
planeter, som till allra största delen kretsa mellan
de nämnda planeternas banor. Slutligen upp-
täckte Adams och Leverrier 1846 en ny stor pla-
net, Neptunus, hvilken fortfarande är den yttersta
kända planeten.
Som medlemmar af vårt solsystem får man anse
äfven kometerna, af hvilka under historisk tid ett
tusental upptäckts. Dessas banor äro i regel myc-
ket långsträckta, och de gå i många fall långt
utanför de kända planeternas banor. Af E.
Strömgrens undersökningar har emellertid framgått,
att de äro hemmahörande inom vårt solsystem.
Kepler såg i stjärnorna solar, men trodde, att
de genomgående voro mindre än vår sol, hvilken
han tillmätte en dominerande betydelse såsom
centralkropp i stjärnsystemet. Giordano Brunos
idéer om världens oändliga utsträckning i rymden
och himlakropparnas praktiskt taget obegränsade
antal bröto definitivt med den trånga medeltida
uppfattningen. Kort efteråt uppfanns kikaren, och
Vintergatan upplöste sig, sedd genom detta in-
strument, i ett stort antal små stjärnor. Galilei
ansåg därför denna kosmiska bildning vara en
samling stjärnor, i likhet med hvad Demokritos
intuitivt hade anat. I Galileis arbete "Cosmo-
theoros" jämställdes för första gången stjärnorna
med solen i alla afseenden. Det dröjde likväl
sedan ganska länge, innan några egentliga fram-
steg gjordes i fråga om stellarastronomien. 1718
.visade Halley det vara sannolikt, att stjärnorna
icke, såsom man förut ansett, äro fixa, utan att
de med säkerhet röra sig.
Från Galileis tid till 1800-talets början gjordes
ett flertal försök att bestämma afståndet till
stjärnorna. Först 1838 lyckades Bessel bestämma
de första stjärnparallaxerna. (Se Stjärnor,
sp. 1435-36.) Sedan denna tid har vår känne-
dom om stjärnornas afstånd ständigt utvidgats,
samtidigt som metoderna också förbättrats. 1910
hade man något så när noggranna värden på
afstånden till 300 à 400 stjärnor. F. n. (1921)
torde omkr. 1,800 stjärnors afstånd vara kända.
Numera äro ej heller de direkta mätningsmeto-
derna de enda, som möjliggöra bestämning af
stjärnornas afstånd. Genom undersökningar af E.
Hertzsprung, Kohlschiitter och W. S. Adams m. fl.
har det under de sista åren framgått, att man af
vissa detaljer i stjärnornas spektra kan sluta sig
till deras afstånd. Särskildt denna metod har i
hög grad bidragit till den i våra dagar utom-
ordentligt raskt fortgående utvidgningen af vår
kännedom om stjärnornas afstånd.
Genom uppmätningarna af stjärnornas parallax
ha värdefulla upplysningar erhållits om fördelnin-
gen af de stjärnor, som ej ligga alltför långt bort
från vårt solsystem. Det har framgått, att den
oss närmast belägna stjärnan, a Centauri, befin-
ner sig på ett afstånd af 4,3 ljusår (l ljusår
= den väglängd ljuset med en hastighet af omkr.
3CO,COO km. i sekunden tillryggalägger på ett år.
Se Stjärnor, sp. 1437). För stjärnor, hvilkas
afstånd är större än 200-300 ljusår, kan man
icke på direkt väg bestämma parallaxen, beroende
på, att denna är så liten, att mätningsosäkerheten
är lika stor eller större. Medelst de spektralana-
lytiska metoderna kunna större afstånd bestämmas,
men endast undantagsvis torde det bli möjligt att
på denna väg uppmäta afstånd större än 1,COO
ljusår. Man måste därför se sig om efter andra
metoder, när det gäller att få någon kännedom om
hela stjärnsystemets dimensioner och allmänna
anordning
Bestämningarna af stjärnornas rörelseförhållan-
den kunna i många fall ge värdefulla upplysnin-
gar ang. stjärnornas fördelning i rymden. W.
Herschel visade, att vårt solsystem har en rörelse
i förhållande till de närmast omkringliggande
stjärnorna. Han fann denna rörelse vara riktad
mot stjärnbilden Herkules. En rad af senare
undersökningar har bekräftat hans resultat och
äfven visat, att solen förflyttar sig i förhållande
till de närbelägna stjärnorna med en hastighet
uppgående till nära 20 km. pr sekund. Denna
rörelse hos vårt solsystem återspeglas i de omkring-
liggande stjärnornas rörelser, så att dessa, utom
sina egna individuella rörelser, äfven utvisa en
s. k. parallaktisk rörelse. Då solens hastighet
är känd, kan man från den iakttagna storleken af
den parallaktiska rörelsen sluta sig till medel-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
