- Project Runeberg -  Salmonsens konversationsleksikon / Anden Udgave / Bind XVIII: Nordlandsbaad—Perleøerne /
285

(1915-1930)
Table of Contents / Innehåll | << Previous | Next >>
  Project Runeberg | Catalog | Recent Changes | Donate | Comments? |   

Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - nye Stjerner

scanned image

<< 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)

betydeligere n. S., man har haft i det sidste
Decennium, Nova Geminorum (opdaget af Enebo)
fra 1912, Nova Aquilæ fra 1918 — den mest
straalende siden Tyge Brahe’s Dage — og Nova
Cygni fra 1920, skulde levere yderligere
interessante Data til et større Kendskab af Forløbet
af disse Fænomener. De to sidstnævnte ser ud
til at have lyst op i to skarpt adskilte Perioder.
Fra en meget lille Lysstyrke (for Nova Aquilæ
11. Størrelse, for Nova Cygni under 15.
Størrelse) pludselig til henholdsvis 6. og 7.
Størrelse (denne Tilstand varede et Par Dage),
derpaa til henholdsvis ÷ 0,6 og 1,8. Størrelse.
Dette viste sig ogsaa at være Tilfældet med
Nova Ophiuchi fra 1919, og muligvis er dette en
Regel hos alle Nova’er, men tidligere er det
ikke observeret. Spektret af Nova Aquilæ, før
den lyste op, tilhørte samme Type, man havde
fundet hos Nova Persei fra 1901, før den
flammede op. Spektraludviklingen og
Lysvariationen — hos Nova Aquilæ fandt man Hastigheder
op til mere end 2000 km pr Sek., og der
maaltes 19. Juni 1918 en effektiv Temperatur lige
til 10000° (Spektret var da af Typen B og
Lysstyrken af 2,3. Størrelse) — var af samme Art,
og nogle Maaneder efter disse to Stjerners
Opblussen havde man omkr. dem en synlig
Taagering i Lighed med de planetariske Stjernetaager
med Nova’en i dens Centrum. Nylig har
Barnard paavist det samme ved Nova Aurigæ fra
1891 og Nova Ophiuchi fra 1919.

Man har af de spektralanalytiske Studier
fundet, at saa godt som alle Nova’er fra det
sidste Decennium — og der er vel ingen
Grund til at antage, at Reglen ikke er
almindelig — før Maksimum (det første Stadium) har
et Spektrum, svarende til Spektraltypen F—A,
og at det næste Stadium i Spektrets Udvikling
begynder samtidig med Maksimum af
Lysstyrken, idet der nu optræder lyse og mørke
Linier, hidrørende fra Brint og forsk.
Metaller. Stjernen gaar til sidst over til
Wolf-Rayet-Typen gennem stadige Variationer i
Lysstyrke. Til sidst har Stjernen Udseende af en
planetarisk Stjernetaage (Klasse P). Shapley,
Lundmark og Merill har søgt med Benyttelsen
af disse nyere og mere indgaaende Studier af
en Novas Udviklingshistorie at komme
Løsningen af dette Fænomen nærmere. Shapley
har sammenholdt alle de mange
Overensstemmelser, som der er mellem visse irregulært
foranderlige Stjerner og Nova’erne, saavel m. H.
t. Lysvariationen som Spektralvariationen. Han
finder, at man kan opstille en næsten komplet
Serie Overgangstyper. Efter hans Anskuelse er
Forskellen mellem en Nova og disse
foranderlige Stjerner kun af kvantitativ Art — en
Forskel i Fænomenets Styrke — og at derfor den
nuværende Inddeling i Nova’er og foranderlige
Stjerner kun har en hist. Berettigelse, men ikke
er naturlig. I St f. at benævne disse n. S.
vilde Udtrykket »temporære« Stjerner være
mere betegnende. Men Shapley fremholder tillige,
at Nova’erne specielt m. H. t. Lysvariationen
i flere Henseender afviger saa stærkt fra de
irregulære foranderlige Stjerner, at man
derfor ikke kan henføre dem alle til samme
Grundfænomen. At de begge kan komme i Stand ved
en Stjernes Passage gennem en Stjernetaage,
anser han ikke for umuligt, især da vi kender
nogle irregulære foranderlige Stjerner, som vi
ved er i Kontakt med Stjernetaager af
betydelig Udstrækning. Lundmark har studeret de
n. S.’s Fordeling paa Himlen, og fundet denne
meget karakteristisk. Han paaviser, at de n. S.
som Regel ikke optræder i de tætte
Stjerneansamlinger i Mælkevejen, hvilket man skulde
vente, hvis deres Fordeling var den samme som
de øvrige Stjerners, men paa Grænserne af
disse samt i de Strøg af Mælkevejen, hvor
Stjernetætheden er lille, mørke og lyse
Stjernetaager derimod optræder i større Mængde —
altsaa en Anskuelse til Gunst for Seeliger’s
Hypotese. Tilføjes kan det, at de ovenfor
paapegede store Variationer i Lysstyrken og andre
tilsvarende Fænomener kan forklares ved, at
tættere og tyndere Partier af Stjernetaager
passerer forbi Stjernen i Lighed med, hvad
man ser, naar Skyer driver hen over en
Stjerne. Man genfinder den samme Variation hos
de langperiodisk foranderlige Stjerner med
meget stor Amplitude, og dette kan ikke være
et Friktionsfænomen efter Seeliger’s Anskuelse.
For Tiden er derfor Problemet søgt forklaret
dels efter Seeliger’s Hypotese, dels efter den
Anskuelse, at de n. S. er mere normale
Fænomener i den antagne Udviklingsproces af
Stjernerne. Merill har søgt at forklare Fænomenet
ud fra, hvad han har iagttaget ved de
langperiodisk foranderlige Stjerner, som man har
paavist at være Kæmpestjerner. Hos disse vil
de ydre tyndere Gaspartier ved Afkøling mod
Verdensrummet kondenseres og danne et
relativt tæt Skylag; de derved indestængte
Gasarter vil følgelig hæve deres Temperatur, og
de kondenserede Partikler vil paa ny gaa over
i Gasform ɔ: Stjernen lyser op igen. Dette vil
gentage sig periodisk. Er nu Masseforholdene
af en saadan Art, at Kæmpestjerner kan
tænkes at være af kolossale Dimensioner, og det
dannede Skylag at blive betydelig
modstandskraftig, vil nu Skylaget til sidst briste; dette
sker med et Novafænomens Voldsomhed. De
moderne stellarfysiske Teorier, Eddington’s
Teori om Straaletrykket og dets Jævnbyrdighed
med Gravitationen samt Ioniseringsteorien — en
Tillempning af de Bohr’ske Atomteoriers
Konsekvenser lige over for Stjernernes Atmosfærer
— har ogsaa bidraget deres til en bedre
Forstaaelse af Novafænomenet. Ioniseringen ɔ: Tabet
af en ell. flere Elektroner hos Atomerne er
direkte proportional med Temperaturen og
omvendt proportional med Trykket. I en
Kæmpestjerne af den ovenn. Art bør da Ioniseringen
være kommet meget langt, thi Temperaturen
er blevet temmelig høj, takket være det
beskyttende Skylag, medens Trykket p. Gr. a. den
ringe Tæthed er lille. Dette er Tilfældet med
A-Stjernerne. Men høj Ioniseringsgrad betyder
ogsaa lille Evne til at absorbere Straaletrykket
og omvendt. Naar da Skylaget, som
Straaletrykket virker paa ud fra Stjernens hede Indre,
endelig brister, saa synker Temp. rask i de
ydre Partier og en hurtig De-Ionisation
indtræder ɔ: Elektronerne falder tilbage til deres
Atombaner; herved optræder der en kraftig

<< prev. page << föreg. sida <<     >> nästa sida >> next page >>


Project Runeberg, Wed Dec 20 20:00:50 2023 (aronsson) (diff) (history) (download) << Previous Next >>
https://runeberg.org/salmonsen/2/18/0313.html

Valid HTML 4.0! All our files are DRM-free