- Project Runeberg -  Salmonsens konversationsleksikon / Anden Udgave / Bind XXI: Schinopsis—Spektrum /
1107

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

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

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)

altsaa den opadstigende Gren, den sidste den
nedadgaaende Gren.

Denne Lockyer’s Teori fandt ikke hos
Samtiden den Tilslutning, den havde fortjent.
Kunde ikke Hypotesen om, at deri planetariske
Taage var Urtilstanden, opretholdes —
Huggins havde fundet, at disse Taager har et
meget karakteristisk Gasspektrum — saa vilde
denne Vanskelighed være besejret ved at gaa
ud fra en ikke lysende Sky. Men Hovedanken,
man rettede mod Lockyer’s Teori, var, at de
eksperimentelle Data, og det var disse, Lockyer
udelukkende støttede sig til, nok var
tilstrækkelige til at bestemme Stjernens Plads i
Spektralrækken, men ikke med Sikkerhed kunde
fastslaa, til hvilken Gren Stjernen var at
henføre. Saaledes anbragte han Arkturus i den
nedstigende Gren, medens en Benyttelse af
Stjernens Parallakse og deraf flg. absolutte
Lysstyrke vilde have vist ham, at Stjernens
Overflade var meget stor og dens Tæthed
meget liden; dens Plads maatte være i den
opstigende Gren.

En Benyttelse af Stjernens absolutte
Lysstyrke som Kriterium for, om Stjernen var at
henføre til den opad- ell. nedadgaaende Gren, har
derimod vist Hertzsprung og uafhængig af ham
Russell, hvorledes Stjernens Livshistorie maatte
forløbe; deres Anskuelse er ogsaa nu alm.
anerkendt og stemmer i det hovedsagelige med
Lockyer’s Teori. Inden for Spektralklasserne F
til M kunde Stjernerne af hver af disse Klasser
deles i to tydelig adskilte Partier, det ene af
meget stor absolut Lysstyrke, det andet af
forholdsvis liden. Da nu alle Stjerner inden for
samme Spektralklasse vilde have den samme
Overfladetemperatur og dermed Overfladens
Straalingsevne stort set være den samme,
maatte Forskellen i Luminositeten (absolut
Lysstyrke) hovedsagelig hidrøre fra Forskellen i
Stjernernes Volum, med andre Ord: man
maatte have Stjerner af stort Volum, disse blev
kaldt »Kæmper« (giants), og Stjerner af lidet
Volum »Dværge« (dwarfs). Inden for de
tidligere Spektralklasser ser det ud til kun at være
»Kæmper«, men jo længere frem man gaar i
Spektralrækken, desto tydeligere skiller
»Dværgene« sig fra disse. Efter Russell’s Teori
begynder en Stjerne sin Udvikling som en
Gasklode af lav Temp. og meget lille Tæthed,
følgelig stor Overflade. Trods den lave Temp.
bliver derfor den absolutte Lysstyrke meget
stor. Og det første Stadium har man følgelig
i M »Kæmper« (α Orionis). Trækker nu
Kloden sig sammen, øges Tætheden, og Temp.
stiger. Den absolutte Lysstyrke bliver paa det
nærmeste uforandret, Stjernen gennemløber
Spektralrækken M K G F A med næsten
konstant absolut Lysstyrke. Efter Adams og Joys
er Luminositeten for de senere Spektralklasser
F0F9:1.m1, G0G9:0.m6, K0K9:1m4, Ma—Md,:1m6
Har Stjernen nu naaet sit Temperaturmaksimum
B, begynder Temp. at synke, Overfladen at
mindske, saa den absolutte Lysstyrke er i stærkt
Aftagende. Stjernen gennemløber den samme
Spektralrække, men i modsat Retning A F G
K M
. Stjernen tilhører Dværgstadiet. Efter
Adams og Joys er Luminositeten for de
senere Spektralklasser: F0F9: 4.m1, G0G9:
5.m3, K0K3 : 6.m3, K4K9 : 7.m8, MaMd : 10.m8.
Som typiske Repræsentanter for de ulige
Udviklingsstadier har man flg. Stjerner: Kæmper
med konstant Luminositet og stigende Temp.
M (mindste Tæthed): α Orionis, K: α Bootes,
G: α Aurigæ, F: α Carinæ, A: α Cygni. Den
højeste Temp.: B: β Orionis. Dværge med
aftagende Luminositet og Temp.: A: α Canis
majoris, F: α Canis minoris, G: Solen, K: 70
Ophiuchi, M (største Tæthed): Krüger 60.
Efter de fysikalske Love vil Gaskuglen naa en
desto højere Maksimaltemp., jo større dens
Masse er. Havde nu alle Stjerner lige stor
Masse, saa maatte der være flere Stjerner af
Klassen B end af de øvrige Klasser, da
B-Stadiet gennemløbes langsommere end de
øvrige. Nu er der imidlertid faa B-Stjerner, men
mange G- og K-Stjerner, følgelig maa man
antage, at Masserne er højst forsk. Og dette
bekræfter Studiet af Masserne hos Dobbeltstjerner,
thi hos disse har man fundet, at de kan variere
fra 0,1 til 50 Solmasser. En Stjerne af lille
Masse vil da ikke have saa megen Energi, at
den kan gennemløbe den hele Række; den naar
ikke B-Stadiet, men har sin Maksimumstemp.
tidligere, maaske allerede ved G, og synker fra
nu af hurtigt ned til at blive M-Dværg.
Stjerner er følgelig kun Kæmper ell. Dværge m. H.
t. deres Overflade, ikke m. H. t. Masse.
Specielt karakteristisk for Kæmper er bl. a., at
Brintlinien i Forhold til nærliggende
Metallinie er kraftigere end hos Dværge. Og dette
Intensitetsforhold er ikke blot kvalitativt, men
ogsaa kvantitativt for vedk. Stjernes absolutte
Lysstyrke. Lockyer tog Hensyn til Temp. og
Tæthed, Hertzsprung og Russell indfører Massen
som den tredje Variable, og ved denne
Udvidelse er der sket et betydeligt Fremskridt til
nærmere Forstaaelse af en Stjernes Udvikling.
Men Russell’s Teori maa man kun betragte som
en første Tilnærmelse, omend den har fundet
Støtte fra mange Sider, saaledes i Bestemmelse af
Stjernens Diameter, og her gaar Teori og
Observation sammen. Kienle har diskuteret denne
Teori mere indgaaende og bl. a. nærmere
paapeget, at der er yderst stærke Modsætninger
mellem Kæmper og Dværge i Klassen K5 og M:
alle M-Stjerner er enten vældige Kæmper med
en absolut Lysstyrke af c. 0m ell. ekstreme smaa
Dværge af c. 10m absolut Lysstyrke. Nogen
Mellemtilstand eksisterer ikke. Man kan nu
tænke sig fl. mulige Udviklingslinier for
Stjernerne. Efter Russell’s Teori er
Begyndelsesstadiet ved M-Kæmper, og Udviklingen gaar til
en vis Temp., hvorpaa Stjernen kommer over
i Dværgstadiet, som slutter ved M. Det første
Vendepunkt i Udviklingen p. Gr. a. de ulige
Masser ligger omkr. K0. De smaa Masser bøjer
nu af mod Dværgstadiet. De betydelige Masser,
supergiants af F- og A-Klassen naar frem til
B-Stadiet. Et andet kritisk Punkt ser ud til at
være i Nærheden af A0, hvor Kæmper og
Dværge mødes ved den absolute Størrelse + 1m.

Hertzsprung’s og Russell’s Teori betyder en

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


Project Runeberg, Mon Jul 4 09:03:57 2016 (aronsson) (diff) (history) (download) << Previous Next >>
http://runeberg.org/salmonsen/2/21/1141.html

Valid HTML 4.0! All our files are DRM-free