Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Mælkevejen - Mälzel
<< 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)
at de Partier af M., som omgiver disse
Taager, er meget fattige paa svage og
middellysstærke Stjerner, medens der i de lysere
Taager findes talrige Stjerner. Allerede W.
Herschel har været opmærksom herpaa. Et
typisk Eksempel har man i Egnen omkr.
Oriontaagen. Kopff har talt op Stjernerne i denne
Egn og givet en grafisk Fremstilling af sit
Resultat. Hans Tegning viser paa det
tydeligste, at den lysstærke Oriontaage er omgivet
af en Fordybning af stor Udstrækning, som er
helt fattig paa Stjerner. W. Struve fandt, at det
optiske Fænomen ved M. blev dannet af
Stjerner til 9. Størrelse. Denne Antagelse har saavel
Schiaparelli, der har nærmere undersøgt de
for det blotte Øje synlige Stjerner, som
Stratonoff, der har taget for sig de teleskopiske
Stjerner til 9. Størrelse, vist ikke holder Stik.
Hverken fremkommer Forgreningen fra Svanen
til Skytten, heller ikke falder de brede og
smalle Partier sammen med Maksimaltætheden
af Stjernerne, og heller ikke falder disse
Maksima sammen med de St., hvor M. lyser
stærkest. Plassmann har 1893 vist, at det er de
Stjerner, der er svagere end 9. Størrelse, som
frembringer Mælkevejens Skær, og Easton
finder, at Stjerner af 8,6 til 9,0 Størrelse begynder
at bidrage til Mælkevejsskæret, Stjernerne af
9,1—9,5 er endnu mere virksomme, men
Hovedandelen falder paa de endnu svagere Stjerner,
der staar betydelig tættere sammen end ellers
paa Himlen. Nu viser de svagere Stjerner
en desto mere blaa Farve, altsaa tilhører de en
tidligere Spektralklasse, jo nærmere de er M.
(Kapteyns Fænomen), og Pickering har
paapeget, at Forholdet mellem Antallet af A
Stjerner og de øvrige Klassers Stjerner vokser med
aftagende Lysstyrke, hvorefter man skulde være
berettiget til at antage, at Stjerner i M. selv
blev at henføre til de tidligere Spektralklasser.
Nu har imidlertid Fath paavist ved at
fotografere Spektret af M.’s samlede Lys i tre
lysstærke Egne i Skytten, Svanen og Sobieskis
Skjold, at Spektret er meget nær ligt
Solspektret, og Intensitetsfordelingen svarede til,
hvad man finder i Solspektret. Han fandt tillige,
at de svagere M.-Stjerner er rødere end de
lysere, følgelig maa Forholdet af Antallet af
A Stjerner til de senere Klasser (G til K) fra
9. Størrelse igen tage af, hvilket ogsaa Pickering
fandt Antydning af. Efter dette skulde de
svagere Stjerner tilhøre de senere Spektralklasser.
Spørgsmaalet om, hvorledes M. er at forstaa,
hænger nøje sammen med Løsningen af
Problemet om Stjernernes Fordeling i Rummet.
Seeliger og Kapteyn har i fl.. Afh. behandlet
dette Problem og er kommen til det Resultat,
at det hele Fiksstjernesystem i store Træk vil
kunne indordnes i en Rotationsfigur, som
minder om Ellipsoiden. Og man er ogsaa nu mere
og mere kommen bort fra at antage M. for een
ell. to Ringe, muligvis med tomt Rum imellem,
efter Analogi med Saturnringene, og hælder
mere til den Anskuelse, at M. efter Easton er
sammensat af Spiraler, som har deres
Oprindelse i den midterste Stjernehob i det
Fiksstjernesystem, vi selv tilhører. Da vort
Solsystem staar i M.’s Plan og tilmed meget nær
dens Centrum, kan vi ikke erkende Spiralerne,
de maa, ved at de delvis ligger over hverandre,
tilsyneladende danne en sluttet Ring. Efter
denne Antagelse lader mange Ejendommeligheder
i M. sig godt forklare. De St., som er
lettest opløselige, vilde altsaa tilhøre de nærmere
liggende Dele af Spiralerne, omvendt de
vanskeligere opløselige de fjernere Partier. Og
Delingen af M. vilde være simpel at forklare ved
bag hinanden liggende Spiralgange, muligvis
beliggende i Planer, der hælder 20° mod
hinanden. Spiralens Centrum skulde da være
beliggende i Svanen. De Resultater, som en
nøjere Undersøgelse af Andromeda-Taagen har
bragt for Dagen, lader sig næsten i alle
Enkeltheder anvende paa M. Saavel i denne som
i M. findes der nok af Fortætninger og Knuder,
Mælkevejsstjernehobe, og i begge viser den
midterste Stjernehob sig som en fladtrykt Kugle.
Og en Støtte for denne Antagelse har man end
mere faaet i den af Keeler gjorte Opdagelse,
at Spiralformen er at anse for fremherskende
ell. næsten for typisk for Stjernetaager. Kan
man nu bevise, at disse i deres Fordeling er
uafhængige af M., saa at Spiraltaager paa deres
Side bliver at opfatte som selvstændige
Mælkevejssystemer, saa er Antagelsen om en
spiralformet Struktur ogsaa for vor M. ikke blot en
mulig, men tillige en meget sandsynlig
Hypotese. Viser de derimod den samme Anordning
som de øvrige Stjernetaager, saa vilde de være
at regne til Mælkevejssystemet, og Easton’s
Hypotese vilde da være uden nogen Analogi.
M. vilde i saa Fald være sammen med
Stjernehobene og Stjernetaagerne kun en Ø i
Verdensaltet, og uden for den gaves der intet; al
Materie var samlet i denne ene Kosmos, bl. hvis
talrige Stjernehobe, som er fordelt i et
Hovedplan ved Siden og bag hinanden, en omslutter
ogsaa vor Sol. Er derimod Spiraltaagerne
Systemer lig vor M., saa findes der ogsaa uden
for vor Verdensø andre strøet ud i Rummets
Ocean. Shapley har i den sidste Tid betragtet
M.’s Problem ogsaa fra et astrofysikalsk
Synspunkt, idet han har taget Hensyn til Stjernernes
Spektrum, Farve og absolutte Lysstyrke.
Kernepunktet af hans Undersøgelser er hans
Opfattelse af de kugleformede Stjernehobe (s. d.);
han kommer til det Resultat, at disse er at
hensætte til Grænserne af det Stjernesystem, vort
Solsystem tilhører. Antagelig ligger de i de
yderste Partier, muligvis uden for den
Stjerneø., som omgiver os; paa sin Vis danner de
da Overgangen til andre fjernere
Stjernesystemer. Afstanden af de lysere Partier i M.
har han søgt at bestemme ved Hjælp af Russels
Lov om Relationen mellem den absolutte
Lysstyrke og Spektret; denne anser han gyldig
ogsaa uden for vort Stjernesystem, hvilket har
nogen Sandsynlighed for sig. Men ganske
utvungent kan Shapley endnu ikke forklare mange
af de Ejendommeligheder, man træffer paa i M.
J. Fr. S.
Mälzel [↱mæltsel], Johann Nepomuk,
tysk Mekaniker og Musiker, f. 15. Aug. 1772 i
Regensburg, d. 21. Aug. 1838 i Amerika, gjorde
sit Navn bekendt ved Konstruktionen af forsk.
Musikautomater. Størst Fortjeneste indlagde
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
