Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Stjernehob
<< 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)
ligner disse og ikke minder om S. De
enkelte S. og Stjernetaager (s. d.)
benævnes sædvanlig med deres Nummer i
den af J. L. E. Dreyer udgivne: New
General Catalogue of Nebulæ and Clusters, 1887
(forkortet betegn, ved N. G. C.) og de to
Tillægskataloger Index Catalogue I og II (1895, 1908)
(fork. betegnet ved I. C. I og II). For de mere
bekendte og lysstærke S. og Stjernetaager
bruges ofte Nummeret i Messier’s Katalog (fork.
betegnet ved M.). Saaledes betegnes S. i
Herkules enten med M. 13 ell. N. G. C. 6205.
S. deles i kugleformede (globulære,
globular clusters) og aabne. Som en tredie
Klasse S. nævnes undertiden Stjernestrømme
(moving clusters) som Hyaderne og Ursa
major-Strømmen. De udgør strengt taget System af
samme Slags som de aabne S. og skiller sig fra
disse kun ved deres ringe Afstand fra os, hvorfor
de til samme S. hørende Stjerner synes at være
mere sparsomt udbredt paa Himlen, saa deres
fysiske Forbindelse alene opdages gennem den
fælles Egenbevægelse.
De kugleformede S. karakteriseres ved
deres sfæriske Form og ved deres tiltagende
Stjernetæthed mod Centrum, hvor Stjernerne
staar saa nær hverandre, at selv de kraftigste
Kikkerter ikke kan opløse dem. Hidtil kendes
95 saadanne, hvoraf alle paa 12 nær var kendte
af W. og J. Herschel. Man kan med Sikkerhed gaa
ud fra, at man kender alle betydelige
kugleformede S. N. f.—30° Deklination, hvoraf bl. 82 S.
63 er inden for ± 10°, 56 inden for ± 20° og
30 inden for ± 10° galaktisk Bredde, 19 ligger
uden for disse Grænser. Fordelingen i galaktisk
Længde er meget ujævn. De ligger alle paa en
Halvkugle, hvis Pol har 296° galaktisk Længde
og — 8° galaktisk Bredde. Som typiske
Eksempler nævnes S. i Herkules (M. 13), i Slangen (M.
5), i Jagthundene (M. 3) fra den nordlige
Himmel, ω Centauri og 47 Tucanæ fra den sydlige
Himmel.
En nøjere Undersøgelse af Fordelingen af
Stjernerne i disse S. har i den senere Tid
godtgjort, at Navnet kugleformet S. strengt taget
ikke er korrekt for alle disse. Man har fundet
flere ellipsoideformede, og i disse er de stærkeste
blaa Stjerner væsentlig koncentreret i
Ellipsoidens Ækvator. De lyseste Stjerner af
andre Typer optræder mere i virkelig
kugleformede S. Antallet af enkelte Stjerner kan
variere i betydelig Grad. Shapley har saaledes
paavist mindst 100000 Stjerner i N. G. C. 6205, men
der er andre, som er meget fattigere paa Stjerner.
Diameteren af disse S. varierer fra 0,7′ (N. G. C.
7006 i Delfinen) til 30′; Egenbevægelse har man
ikke sikkert paavist, derimod har Slipher
fundet radiale Hastigheder lige op til 350 km/sec.
(N. G. C. 6934), men positive og negative
Hastigheder er paa det nærmeste jævnt fordelte.
Det samlede Spektrum af de lysstærkere S. er
undersøgt bl. a. af Fath, som har fundet, at
det for de fleste ligger mellem Klasserne F og
G, men hertil er at bemærke, at det kun er
Spektret af de mere lysstærke Stjerner, som
gør sig gældende. Det ser ud til, at de
kugleformede S. alle har meget nær samme
Sammensætning, hvilket ogsaa Bestemmelsen af de
effektive Bølgelængder, foretaget af Lundmark
og Lindblad, synes at vise. Lysstyrken af
de mere fremtrædende S. varierer efter
Holetschek mellem 5,8 m (Andromedataagen) og
10,5 m (N. G. C. 6760 i Ørnen).
Bestemmelsen af de kugleformede S.’s Afstand
ad trigonometrisk Vej har hidtil ikke ført til
noget sikkert Resultat. Shapley har imidlertid
med Benyttelse af de store optiske
Hjælpemidler, som Observatoriet paa Mount Wilson
disponerer over, beskæftiget sig mere indgaaende
med Studiet af disse S. og har paa dette
Omraade skaffet os et større Kendskab til dem. Den
eneste Maade, som det for Øjeblikket ser ud til
vil føre til et mere indgaaende Kendskab til
disse fjerne og lyssvage Dannelser, er Studiet af
Lysstyrken (man har paavist Stjerner af absolut
Lysstyrke lige til ÷ 4m og ÷ 5m, men hidtil har
man ikke truffet paa nogen Stjerne af en
absolut fotovisuel Lysstyrke af over ÷ 6m, og Farven
af saa mange saavidt mulig enkelte Stjerner i S.
Strapley begyndte med S. i Herkules (undersøgt
af Scheiner i 1891, senere udmaalt af Ludendorff
og Plummer), og en nærmere Diskussion af
denne førte ham til det Resultat, at han ikke
kunde paavise nogen alm. Absorption af Lyset i
Verdensrummet. Gennem flere Metoder har
Shapley kunnet angive en Størrelsesorden for i alt 70
kugleformede S.’s Afstand og Anordning i
Rummet (hans Arbejde er blevet fortsat bl. a. af
Coebergh og v. Zeipel). Han fandt, at disse
Dannelser har en betydelig større Afstand fra
Solen end nogen Stjerne, som tilhører vort
galaktiske System. Fjernest er N. G. C. 7006 med
220000 Lysaar; ω Centauri og 47 Tucanæ er os
nærmest med 24000 Lysaar, og en Fjerdedel af
de undersøgte Objekter er fjernere end 100000
Lysaar. Deres Afstand fra Mælkevejplanet er
af samme Størrelsesorden. I galaktisk
Længde: 325° (Scorpio og Sagittarius) har man
Flertallet af S., medens Rummet mellem 41°
og 195° er saa godt som tomt; heller ikke har
man nogen af disse S. i en Afstand af 4400
Lysaar N. f. ell. S. f. Mælkevejen, som for S. er et
Symmetriplan. Inden for dette Omraade er det
ogsaa, at man har de aabne S., Stjernetaager
og den største Stjernerigdom. Til denne tomme
Zone slutter de Egne sig umiddelbart, som er
rigest paa kugleformede S. Men at disse S. staar
i saadan direkte Forbindelse med Mælkevejen,
gør det sandsynligt, at ogsaa de kugleformede S.
tilhører vort Stjernesystem. Afstandene er, som
det vil fremgaa af hvad der er nævnt, uhyre
store; det samme er ogsaa Tilfældet med S.’s
lineare Diameter. Saaledes har M. 3 en
Diameter af 470 Lysaar (30 Mill. Jordbaneradier).
Men p. Gr. a. Afstandens Størrelsesorden vil det
ikke undgaas, at Resultaterne fra andre
Forskere, bl. a. ten Bruggencate, Schouten,
Lundmark, baseret paa nyere Undersøgelsesmetoder,
kan komme til at afvige noget. Og det er
forbeholdt Fremtiden at afgøre, hvilke af de
erholdte Parallakser der staar Virkeligheden
nærmest. Men det kan ikke noksom fremhæves, at
det er først ved Shapley’s Arbejde, at man har
faaet noget Begreb om, i hvilken Afstand de
kugleformede S. befinder sig.
Foruden de allerede nævnte Resultater har
Shapley ogsaa paavist, at Stjernernes Farve
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
