Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Astrofotografi, se Himmelfotografi - Astrofotometer - Astrofotometri - Astrofyllit - Astrofysik
<< 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)
Astrofotografi [↱a-], se Himmelfotografi.
Astrofotometer [↱a-], Instrument til
Maaling af Stjernernes Lysstyrke. (Se
Astrofotometri).
Astrofotometri [↱a-] - efter Spektralanalysen
den vigtigste og ældste Disciplin af Astrofysikken
— lærer, hvorledes Stjernernes Lysstyrke
bestemmes, og skaffer herved Data til at drage
Slutninger om deres Konstitution. De første Forsøg
gaar tilbage til Ptolemaios, der delte alle de
synlige Stjerner i 6 Klasser, hver med 3
Underafdelinger, senere blev hver Klasse for at faa flere
Nuancer opstykket i 10 Dele, og
Klasseinddelingen udvidet til de teleskopiske Stjerner, saaledes
at de svageste fik det højeste Klassenummer.
Hovedprincippet for alle fotometriske Maalinger
med eller uden dertil konstruerede Apparater
beror paa den fysiologiske Ejendommelighed ved
vort Øje, at det kan sammenligne 2 Lyskilder,
naar Forskellen mellem deres Lysstyrke er
liden. Medens intet Øje er i Stand til at bedømme,
hvor meget stærkere Solens Lys er end Maanens,
kan en øvet Iagttager temmelig sikkert angive,
om 2 Stjerner lyser lige stærkt. Et Fotometer
(s. d.) har derfor til Opgave at muliggøre den
nøje Bestemmelse af store Differenser i
Lysstyrken, idet Lyset fra den stærkere Lyskilde paa
maalbar Vej svækkes, saa det bliver ligt Lyset
fra den svagere Lyskilde — de to Lyskilder, som
skal sammenlignes, viser sig altsaa i Fotometret
lige stærke. I den Maade, hvorpaa dette sker,
er det, at de forsk. af Nutidens Fotometre skiller
sig fra hverandre.
Zöllner’s Astrofotometer benytter som
Sammenligningsobjekt for den Stjerne, som skal
maales, en kunstig Stjerne, hvis Lysstyrke svækkes ved
polariserende Medier; den ser lidt anderledes
ud end den virkelige Stjerne, og det er
Hovedulempen ved dette Fotometer, som med Lethed
kan anbringes paa enhver Kikkert, saa man kan
maale Lysstyrken hos alle de Stjerner, som
overhovedet kan ses i Kikkerten. I Potsdam har man
benyttet det til fotometrisk Maaling af alle
Stjerner til 7,5 paa den nordlige Himmel.
Pickering’s Meridianfotometer beror ogsaa paa
Polarisationsprincippet og har den Fordel fremfor
det Zöllner’ske, at man altid sammenligner to
virkelige Stjerner med hinanden — den ene
Stjerne er Polarstjernen —, men da det er fast
opstillet i Meridianen, er man bunden til
Observation i Nærheden af denne. Benyttelsen af
Polarstjernen som Sammenligningsobjekt kan
bevirke, at de to Stjerner staar langt fra
hinanden, saa højst forsk. Luftforhold kan komme
til at have en skadelig Indflydelse paa
Maalingerne. Hertil kommer, at Instrumentet er forh.
lyssvagt, saa at det maa have temmelig store
Dimensioner, hvis svage Stjerner skal observeres.
Paa et andet Princip beror det af
Pritchard benyttede Kilefotometer, der i det
væsentlige bestaar af en Kile af neutralt
absorberende, mørkt Glas, som bevæges gennem
Kikkertens Felt. En Skala angiver, ved hvilken
Tykkelse af Kilen Stjernen er bragt til at forsvinde,
hvorved man af Kilens bekendte
Absorptionsforhold kan beregne Differencen i Lysstyrken af
de observerede Stjerner. Tilsyneladende har
denne Metode intet tilfælles med de ovenfor
nævnte, hvor Lysstyrken af den klarere Stjerne
bliver bragt ned til Niveauet af den svagere; i
Virkeligheden er det dog det samme, da en
Stjerne forsvinder, naar dens Skin er lig
Baggrundens. Manglen ved denne Metode ligger
fornemmelig deri, at Øjets Ømfindtlighed kan
forandre sig ikke saa lidt ved Siden af, at
Himmelgrundens større ell. mindre Skin influerer i høj
Grad paa Maalingens Godhed.
Fotografisk kan man udlede Stjernens
Størrelse af Diametren af den paa Pladen dannede
Skive ell. af Sværtningen af det fotografiske
Billede, naar Forholdet mellem Lysstyrken og den
ved denne fremkaldte Effekt (Størrelsen af
Diametren ell. Graden af Sværtningen) er kendt.
Sværtningsmetoden giver nøjagtigere Resultater
end den førstnævnte, da de fotografiske Billeder
ikke er skarpt begrænsede, men den har den
Mangel, naar det gælder svage Stjerner, hvor
det fokale Billede er saa lille, at Sværtningen
ikke kan maales — det bedste Apparat er
Hartmann’s Mikrofotometer — at man maa enten
benytte Instrumenter af forholdsvis større
Dimensioner ell. anvende meget lang
Ekspositionstid. For at hjælpe herpaa eksponerer man
ekstrafokalt (efter Forslag af Janssen) ell. giver
Kassetten under Ekspositionen en saadan
Bevægelse, at man af hver Stjerne faar en lille
skraveret Flade (efter Forslag af Schwarzschild).
Men da den fotografiske Plade paavirkes mest
af de blaa og violette Straaler, medens Øjet er
mest ømfindtlig for de gule Straaler, vil den
visuelle og fotografiske Lysstyrke kun stemme
overens for de hvide Stjerner. Hertil kommer, at
man kun for de klarere Stjerner til 7,5 Størrelse
besidder nøjagtige visuelle fotometriske
Maalinger, for de svagere og de svageste Stjerner kun
ganske spredte Maalinger. Man er derfor nødt
til at indføre i den cølestiske Fotografi en ny
fotografisk Lysskala, og hermed er fl.
Observatorer for Tiden beskæftigede. I Harvard har
man bestemt den fotografiske Lysstyrke af 96
Stjerner i Nærheden af Nordpolen efter en
absolut Skala, som giver Normalværdier,
hvormed Lysstyrken af Stjerner i andre Egne af
Himlen kan sammenlignes. Og Arbejdet er nu
skredet saa langt frem, at man for Øjeblikket
skulde være i Stand til af en eneste Plade at
udlede den fotografiske Størrelse af Stjerner lige
til 9,5 med en sandsynlig Fejl af under 0,1
Størrelseslklasse. Skal man maalbar sammenligne
Lysintensiteten af de forsk. Dele af Spektret af
to Stjerner med hinanden, benytter man
Spektralfotometer. (Litt.: G. Müller, »Photometrie
der Gestirne« [Leipzig 1897]).
J. Fr. S.
Astrofyllit, et bronzegult til guldgult, sjældnere
mørkere gulbrunt farvet Mineral af
Sammensætning (Na,K)4(Fe,Mo)4Ti(SiO4)4, der p. Gr. a.
en udpræget Spaltelighed i een Retning ligner
Glimmer, men dog ikke tilhører
Glimmergruppen, idet Krystallerne er rombiske. Mineralet
er først fundet ved Langesund, Norge, senere
ogsaa ved Kangerdluarsuk i Grønland og fl. St. i
de forenede Stater.
O. B. B.
Astrofysik kaldes efter Zöllner (1865) den
Gren af Astronomien, som har til Opgave
hovedsagelig ved fysikalske Metoder at udforske
Himmellegemernes fysiske Beskaffenhed. Den deles i
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
