- Project Runeberg -  Salmonsens konversationsleksikon / Anden Udgave / Bind XVIII: Nordlandsbaad—Perleøerne /
609

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

Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Orion (Stjernebillede)

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)

Michelson allerede i 1890 udviklet Princip
bestemt Diameteren af α til 0″,047 (med Variation
fra 0″,034 til 0″,054. Russel har teoretisk udledet
Diameteren til 0″,031). Stjernens Parallakse er
0″,016, følgelig dens Diameter 2,7 astronomiske
Enheder ell. 300 Gange Solens Diameter.
Jordbanens Diameter er 2 og Mars’ Bane 3,4
astronomiske Enheder, altsaa skulde Stjernen fylde
Rummet fra Solen til uden for Jordbanen.

I O. har man Himlens smukkeste
Stjernetaage, synlig for det blotte Øje, men først kendt
i den teleskopiske Tid; den blev funden 1618
af Cysat, uafhængig heraf af Huygens i 1656 og
af ham beskrevet i Systema Saturnium. Denne
var det første Objekt, mod hvilket W. Herschel
rettede sit første, af ham selv fabrikerede
Teleskop 4. Marts 1774, og den var ogsaa den første
Stjeraetaage, som det lykkedes at fotografere,
udført af Draper 30. Septbr 1880; senere er den
fotograferet af mange, det bedste Fotografi er
leveret af Roberts, Common, Keeler og
Barnard. Den smukkeste Tegning har G. P. Bond
givet. I det Indre af Taagen er der en kaotisk
Masse, de ydre Partier er mere regelmæssige.
Betragtet i Kikkert har man i dens Centrum et
Parti, som ser ud til ikke at indeholde nogen
Taage; her staar de kendte 4 Stjerner, θ,
der danner det saakaldte O.-trapez; de er
synlige i selv mindre Kikkerter. Men foruden
disse har W. Struve, J. Herschel og Alvan Clark
fundet hver sin, Barnard har fundet en, som
selv er dobbelt, og skimtet een til, saa man i
alt skulde have 10 Stjerner her. Den klareste
er af 6., den svageste af c. 16. Størrelse. Ved
Fotografi har man vist, at det tilsyneladende
taagefri Parti i Trapezet kun er en
Kontrastvirkning; disse Stjerner befinder sig i en klar
og tæt Del af Taagen og staar i direkte
Forbindelse med den. Taagen danner et Areal af i
Maanens Størrelse, men uden for den strækker
sig finere Partier omsluttende saa godt som det
hele Stjernebillede; dette blev først paavist af
W. H. Pickering, og senere uafhængig deraf
af Barnard. Taagen er i Gasform, hvilket
Huggins har vist saavel ved visuel spektroskopisk
Undersøgelse som ved at fotografere dens
Spektrum og derved nærmere paavist, at Taagen og
Trapezstjernerne hører sammen. Man har
tillige paavist, at i enkelte Dele af Taaren er
Taagelinierne (λ 4959, λ 5007) lysstærkere end
Brintlinien; andre Steder er det omvendte
Tilfældet. Kapteyn har fundet en Parallakse af
0″,0054 (600 Lysaar) af Heliumstjernerne, og
denne kan ogsaa gælde for O.’s Taage, da
Heliumstjernerne er fysisk forbunden med dem. Mitchell
har fotograferet Spektret af Taagen med en
Spektograf uden Spalte (Objektivprisme eller
Objektivgitter), hvorved man i St f.
Spektrallinierne faar hele Taagen i monokromatisk Lys,
svarende til de enkelte Bølgelængder. Han har
derved kunnet paavise, at Taagen saavel i
Udseende som i Lysfordeling var højst forsk. i Lyset
af de forsk. Bølgelængder. Taagen har størst
Udstrækning i Lyset af Linien λ 3727. De svagere
uden for Taagen liggende Partier viser i Lyset
af denne Bølgelængde at strække sig betydelig
længere og har en mærkbar større Intensitet
end i Lyset af Linien Hβ. Det lyseste Parti af
Taagen, den saakaldte Huygens Region, har
samme Intensitet i Lyset af λ 3727, som i Lyset
af Hβ, medens det i Lyset af Nebellinien λ
5007 viser sig betydelig stærkere end i Lyset af
de to nævnte Linier. For de uden for denne
Region liggende Partier af Taagen er de i
Lyset af Hβ intensere, end i Lyset af
Nebellinierne. Dette viser, at Taagen, indeholder
forskellige Gasarter, og at i de forsk. Partier af
Taaren enten Optræden af disse Gasarter eller,
hvad der er sandsynligere,
Belysningsprocessen er højst forsk. 1902 fandt Vogel og
Eberhard, at Radialhastigheden af Taagen ved den
klareste Stjerne i Trapezet (θ1) og noget Østen
for var 5 til 6 km større end i Egnen 0:6 e Vesten
for denne Stjerne. Buisson, Fabry, Bourget
(1910—14) og Frost (1915) har bekræftet dette. De
udførligste Undersøgelser er anstillet paa
Lick-Observatoriet, hvor man 1913—17 har
gennemforsket saa godt som hele Taagen m. H. t.
relativ Bevægelse og bestemt Radialhastigheden
i talrige Punkter af denne med stor
Nøjagtighed. I et Parti, begrænset af en Cirkel af c.
1′ Radius, varierede Radialhastigheden fra 9,7
til 23,2 km (Fjernelse fra Solen). Der kan efter
dette ikke været Tvivl om, at Gasarterne i
Taagen er i meget livlig Bevægelse, og at denne
forandrer sig saa raskt inden for et lidet Areal,
at Bevægelserne maa være af ren lokal Natur
og ikke er af rotatorisk Karakter, som de fr.
Forskere har været mest tilbøjelige til at antage.
Foruden denne egl. O.-Taage (M 42) har man
ikke mindre end 5 andre Taager samt en
Stjernehob liggende i umiddelbar Nærhed af
denne. Saaledes har d’Arrest beskrevet to Taager,
som ligger henh. 43′ og 40′ Norden for;
den første hører sammen med den Taage, som
omgiver Stjernen c; d’Arrest fandt 22. Septbr
1865, at denne Taage var forbunden med den
egl. O.-Taage (θ). Den er fotograferet af
Roberts og Keeler. 8′ Nord for O.-Taagen har
man en liden Taage, der betegnes med M 43.
Stjernen ι 30′ Sønden for θ, er ogsaa omgivet
af Stjernetaage. Slipher har spektrografisk
undersøgt de klareste af de Taager, som strækker
sig saagodtsom over hele Stjernebilledet, og har
fundet, at den egl. O.-Taage (M 42) har et i høj
Grad svagt kontinueret Spektrum uden nogen
Absorptionslinier; de er antagelig fuldstændig
dækket af Emissionslinierne. M 43 viser ogsaa
et kontioueret Spektrum, hvis Intensitet inden
for Taagen varierer stærkt og helt uafhængig
af Lysstyrken for Emissionslinierne. Taagen
viser ogsaa, om end meget svagt,
Absorptionslinier af Helium, da Emissionslinierne af
denne Gas er saa svage, at de ikke helt dækker
Absorptionslinierne. Dette kommer end
tydeligere frem i den Taage, som ligger 33′
Nord for den egl. O.-Taage (N. G. C. 1977); da
der i denne ikke optræder Emissionslinier
undtagen af Brint. M 78, som ligger under
Ækvator. 14m Østen for og 20′ Nord for den
nordligste (δ) af de 3 Stjerner i O.-Bæltet, viser
Spektret (af en B-Stjerne uden lyse Linier.
Taagen, som er fotograferet af Keeler paa Lick 26.
Novbr 1902, viser sig som en meget
uregelmæssig Taage og ligger i en stjernetom Egn. Den

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


Project Runeberg, Fri Jan 21 21:41:51 2022 (aronsson) (diff) (history) (download) << Previous Next >>
http://runeberg.org/salmonsen/2/18/0645.html

Valid HTML 4.0! All our files are DRM-free