Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Stjerneskud - Stjerneskærm - Stjerneskøre - Stjernestrømme - Stjernestørrelse
<< 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)
ændret Banen og uden Tvivl spredt
Meteoritterne ud over et større Rum; tvivlsomt er det
derfor, om de vil vise sig oftere. Allerede 1741
saa man Bieliderne, senere 1798, 1830, 1838, 1847
og 1867. Kometen skal have opløst sig i
Meteoritter. 1892 og 1899 viste Sværmen sig 4 Dage
tidligere p. Gr. a. Perturbation af Juppiter
1889—91. Antager man nu Kometerne for at bestaa
af en Samling af faste Smaalegemer — kosmisk
Sky —, vil Solens ulige Tiltrækning paa de
forsk. Dele virke som en opløsende Kraft, idet
hver af de smaa Partikler vil faa nogenlunde
de samme Baner, men passere Perihel til forsk.
Tider. Kometens Stof vil for en Del ved dens
Nærmelse til Solen blive tværet ud i Kometens
Bane, og saafremt denne er elliptisk, vil dette
gentage sig, hver Gang Kometen passerer
Perihel; hvis Kometen kommer i Nærheden af en
af de større Planeter, vil Opløsningen kunne
blive paaskyndet. Paa denne Maade vil
Kometens Stof blive ligesom strøet ud over dens Bane
og danner i Tidens Løb en sammenhængende
Ring. Skærer Jorden denne Ring, vil der vise
sig periodiske S. fra et bestemt Radiationspunkt
enten hvert eneste Aar paa den Dag, Jorden
passerer Ringen, hvis denne er
sammenhængende som ved Perseiderne, ell. med visse Aars
Mellemrum, hvis Stoffet kun er fordelt over et
mindre Stykke som ved Leoniderne. Ser man
flere Nætter i Rad S. fra samme
Radiationspunkt, viser dette, at Ringen har en betydelig
Tykkelse, ell. at de enkelte Meteoritters Baner
i Tidens Løb er blevne ikke lidet forsk. Efter
denne Hypotese, som væsentlig skriver sig fra
Schiaparelli og Weiss, skulde altsaa Kometerne
være de primære og S. deres opløste Dele. Men
hertil er det at bemærke, at flere
Stjerneskudsværme har man kendt, længe før vedk. Komet
blev synlig. Saaledes mener Egenitis at kunne
forfølge Bieliderne helt til Aar 532, og for
Leoniderne har man større Sværme 902, 1002, 1202
og 1602, men Kometen viste sig først 1866, hvis
ikke Kometen fra 1366 skulde være identisk
med denne. Desuden kan ikke den
Omstændighed, at Biela-Kometen er forsvunden, berettige
til at antage, at den er opløst, fordi man har
været Vidne til, at den har delt sig. Der gives
nemlig ikke saa faa Tilfælde, hvor periodiske
Kometer ikke er sete igen, og man har
Eksempler paa, at Kometer har vist sig igen, men med
en betydelig Formindskelse i Lysstyrken,
hvilket kun kan hidrøre fra en partiel Opløsning.
Man kan derfor ikke uden videre antage, at
hver Stjerneskudsværm er Resultatet af en
Opløsning af en Komet. Meget mere ligger det nær
at antage, at man har med et Kredsløb af
Fænomener at gøre, der dels er af konstituerende,
dels af destruerende Natur. (Litt.:
Schiaparelli, »Entwurf einer astronomischen Theorie
d. Sternschnuppen« [Stettin 1871];
Lehmann-Filhés, »Die Bestimmung v. Meteorbahnen«
[Berlin 1883]; Charles P. Olivier,
»Meteors« [1925]; Schiaparelli, Le stelle
cadenti, Astronomia populare [1925]).
J. Fr. S.
Stjerneskærm, se Astrantia.
Stjerneskøre, se Kernekløft.
Stjernestrømme, se Egenbevægelse.
Stjernestørrelse er Maal for den
Lysmængde, en Stjerne udsender. Ordnes de Tal,
hvormed Stjernernes Størrelse angives, i en
aritmetisk Række, vil de Tal, som angiver de
tilsvarende Lysmængder, følge en geometrisk
Række (Fechner’s fotometrisk-psykofysiske Lov).
Betegner saaledes L0 den Lysmængde, som en
Stjerne af Størrelse M0 udsender, og er K
Kvotienten i den geometriske Række,
svarende til Differensen 1 i den aritmetriske, saa vil
følgelig en Stjerne af Størrelse M0—1 give
Lysmængden KL0, til Størrelse M0—2 vil der svare
K2L0 o. s. v. Følgelig vil en Stjerne af
Størrelse M give Lysmængden : L = KM0—M . L0
ell. log (L : L0) = (M0—M) log K.
Overensstemmende med Erfaring sættes gerne (efter
Pogson’s Forslag) log K = 0,4, hvortil svarer
K = 2,512, og man faar da den alm.
Forbindelse mellem Lysmængde (Lysstyrke) og
Størrelse : log (L : L0) = 0,4 (M0—M). Vokser
saaledes Størrelsen ved Addition med 1,
mindskes Lysmængden ved Division med 2,512,
og Forskellen mellem to Stjerners Lysstyrke er
følgelig proportional ikke med Forskellen
mellem deres Lysmængder (Lysstyrke), men
mellem Forskellen i Logaritmen for deres
Lysstyrke. Er saaledes Forskellen mellem to
Stjerners Størrelse 6 ɔ: den ene Stjerne er 6
Størrelseklasser lysstærkere end den anden, vil
Lysstyrken af den klareste være 251 Gange
Lysstyrken af den svageste. Er omvendt
Intensitetsforholdet 15 : 2, vil Forskellen mellem
Størrelsen være 2,19. Men den Lysstyrke, man
direkte observerer, er den visuelle (den
apparente), og den afhænger af Stjernens Afstand og
dens specifikke (indre) Lysstyrke. Den
Størrelse, Stjernerne vilde have, hvis de alle var i
samme Afstand fra Solen, kaldes den
absolutte. Sættes denne Afstand efter Kapteyn til
rundt 32,6 Lysaar (Parallaksen 0,1″ ell. 10
Parsek), vil Relationen mellem den absolutte
(M) og den apparente (m) Størrelse være,
naar Stjernens Parallakse betegnes med π,
M = m + 5 + 5 . log π. Vælges Afstanden til
3,36 Lysaar (Parallaksen 1″ = 1 Parsek), bliver
Relationen M = m + 5 . log π. Nu lyser
Solen 60000 Mill. Gange stærkere end Stjernen
Capella, hvis Parallakse er 0,08″ og Størrelse
0,2. Udtrykt i Størrelseklasse lyser Solen 26,9
stærkere end Capella, eller Solen vilde
være en Stjerne af Størrelse —26,7. I Capellas
Afstand vilde Solen være en Stjerne af
Størrelse 5,4 i Afstanden 0,1″ af Størrelse 4,9. Ved
Angivelse af Lysstyrken (Luminositet)
sættes Solen som Enhed. Nu er den apparente
(visuelle) Lysstyrke ikke et Maal for Stjernens
totale Energi i Form af Lys; den er kun et
Maal for vor Jugering af denne. Har vi saaledes
to Stjerner i samme Afstand, og den ene
udsender Lys hovedsagelig fra den usynlige
infrarøde Del af Spektret, medens den anden har sit
Maksimum uden for det blaa, vil den sidste
vise sig meget lysstærkere end den første.
Endnu stærkere vil Forskellen komme til Syne,
hvis vi ikke opfanger Lyset med Øjet, som er
mest ømfindtligt for de gule Straaler (λ 560 μμ),
men med den fotografiske Plade, som er mest
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
