Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Spektralanalyse
<< 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)
i 4 Underafdelinger. Sammen med den følgende
Klasse N er disse to Klasser identiske med
Secchi’s Type IV.
Klassen N har Absorptionsbaand af Kuloxyd
og Cyan. Den deles i Underafdelingerne Na,
Nb og Nc, alt efter den relative Intensitet af de
to Dele af det kontinuerte Spektrum, som er
skilt ved det Kulstofbaand, der først viser sig
i Klassen R. I Na er Intensiteten af det blaa
0.7. i Nb, 0.5 af det røde, medens i Nc det
violette er saa godt som usynligt.
Klassen S omfatter ganske faa røde Stjerner.
Det mest fremtrædende i Spektret er Partiet
fra Hβ til Hγ, men det er af kompliceret
Natur med mørke og lyse Baand; efter Merrill
hidrører Baandene fra Zirkoniumoxyd. Baand
af Titanoxyd optræder i Spektret, men ikke
saa stærkt som i Klassen M. Strontium og
ioniseret Barium giver stærke
Absorptionslinier; ioniseret Jern giver lyse Linier. Forsk.
variable Stjerner, som R Andromedæ, tilhører
denne Klasse. Det mest karakteristiske ved
Spektret er Partiet λ 4630—4660, som har
baade Absorptions- og Emissionslinier samt et
Absorptionsbaand i det røde omkr. λ 6470.
Miss Maury’s, 22 Grupper, i hvilke alt efter
Liniernes Udseende der er dannet
Underafdelinger a, b og c med deres Kombinationer i alt
154, er lidet oversigtig og har kun historisk
Interesse. Men det værdifulde ved dette
Arbejde er Beskrivelsen over Bredden og Udseendet
af Spektrallinierne hos talrige Stjerner.
Harvard-Klasserne er af rent empirisk Art,
idet man, som Tilfældet var med Secchi’s og
Vogel’s Klassifikation, ikke engang forudsatte
Kendskab til de kemiske Elementer, som
Linierne tilhører, heller ikke til de Betingelser,
under hvilke Linierne kan optræde. Den er en
Temperaturskala, idet de forsk. Spektraltyper
hidrører fra en Forskel i Temperaturen.
Saaledes har senere Undersøgelser, specielt af
Wilsing, vist, at Typen B0 har Temp. 18300°,
A0 11000°, F0 7700°, G0 5900°, K0 4600°, Ma
3800°, Mb 3400°. Men denne Skala viser
synkende Temp., de hedeste Stjerner skulde efter
dette være de først dannede, saa at ved stadig
Afkøling Stjernerne efterhaanden blev gule og
til sidst røde, inden de ganske slukkede. Men
man maatte med samme Ret kunne tale om, at
de røde Stjerner var de yngste, de hvide de
ældste. Paa denne Vis fik man kun den ene
Gren af Stjernens Udvikling, enten den
opadstigende ell. nedadstigende.
Norman Lockyer var tidlig opmærksom paa i
denne ensidige Ordning og gik derfor ud fra,
at Stjernen opstod af en planetarisk Taage,
som han ansaa for en stor Meteorsky. Ved
stadige Sammenstød af Meteorerne i Skyen
begynder denne at lyse, Temperaturen at stige, i
til Skyen er helt forvandlet til en Gaskugle. Den
saaledes opstaaede Stjerne har altsaa opr. lav
Temp. og liden Tæthed. Lockyer satte
M-Stjernerne i Beg. af sin Klasseinddeling, fordi han
antog, at de lyse Linier i Mira Ceti-Typen var
et Tegn paa, at disse Stjerner var i et tidligt
Stadium af Kondensation. Er nu Meteorskyen
helt igennem overført til en Gaskugle, vil den
som Følge af den stadige Udstraaling trække
sig sammen. Tætheden vil vokse, og er nu
denne blevet saa stor, at Gaskuglen ophører at
være en ideal Gas, vil Temp. ved videre
Sammentrækning ikke mere stige; ved yderligere
Stigning af Tætheden vil Temp. synke, til
Tætheden har naaet sit Maksimum, Temp. sit
Minimum. Hver Stjerne skulde saaledes to Gange
i sin Livshistorie have den samme Temp., den
ene Gang under stigende Temp. med liden
Tæthed, den anden Gang under synkende Temp.,
men med stor Tæthed. Efter denne Lockyer’s
Skala skulde t. Eks. Antares og Aldebaran
høre til den opstigende Gren med voksende
Temp. og liden Tæthed, medens Sirius og
Procyon skulde have deres Plads i den nedstigende
Gren med aftagende Temp. og voksende
Tæthed. Udviklingsprocessen skulde følgelig efter
Lockyer være en Funktion af to fysikalsk af
hinanden uafhængige Variable, nemlig Temp.
og Tæthed —, der forudsattes, at Massen
forblev uforandret under den hele Proces — efter
Harvard-Systemet ligesom efter de tidligere var
Temp. den eneste Variable. Kriteriet for Temp.
og for, hvilken Gren i Udviklingen Stjernen
tilhørte, søgte Lockyer at skaffe til Veje ved meget
indgaaende Laboratoriumeksperimenter, idet
han fandt, at Spektret varierede i Antallet af
Linier, alt efter som man fordampede et
Præparat i en Gas- ell. Vandstofflamme, i den
elektriske Lysbue ell. i den elektriske Funke.
Forstærkedes Funkeudladningen ved Benyttelse af
kraftigere Apparater, fik man Funkespektrum af
højere Orden. Disse Ændringer havde man
tidligere tilskrevet en forandret Temp. under
Fordampningen, idet Buen havde en højere Temp.
end Flammen, Funken en højere Temp. end
Buen. Lockyer lagde nu Hovedvægten paa de
Linier, som undergik de største Forandringer,
og for de fleste Elementer opsøgte han
Funkelinierne. Den Del af et Element, som gav disse,
kaldte han for »Protoelement«, nu anses dette
for et »ioniseret« Atom ɔ: et Atom, som har
mistet et ell. fl. Elektroner, og som har en
positiv elektrisk Ladning. Ved at sammenligne
Stjernespektra med, hvad Elementerne gav
under de forsk. Forhold, disse blev prøvet,
bestemte Lockyer Stjernens Spektralklasse ɔ: dens
Plads i Temperaturskalaen. Nu giver Lockyer’s
Klassificering, som udelukkende var bestemt af
Laboratorieforsøg, den samme Rækkefølge i
Stjernetyperne, som Harvard-Skalaen
forlanger. Men for at kunne afgøre, om denne
saaledes fundne Spektraltype tilhørte den opad-
ell. nedadstigende Gren, sammenligner Lockyer
hos Stjerner af samme Temp. — ɔ: samme Type
— den relative Intensitet af Brint- og
Protometallinierne, idet Stjerner med voksende
Temp. adskiller sig fra de af samme Type, men
med aftagende Temp. i deri, at Brintlinierne
er smallere, medens Piiotometallinierne er
bredere og har større Intensitet. Saaledes har
Polaris smallere Brintlinier og stærkere
Protometallinier end Procyon, som har samme
Plads i Temperaturskalaen. Den første tilhørte
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
