Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Stjernetaage
<< 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)
Taagelinier, λ 3869, 3727. Kernen i c. Halvparten
af disse Taager har et kontinuert Spektrum,
som kan følges ud i det ultraviolette; i den
anden Halvpart har den O-Stjernernes
Baandspektrum, og i nogle Kerner er kun de brede
Emissionsbaand af O-Typen synlige, medens de
egl. Taagelinier, λ 3727, 4959 og 5007 mangler
i Kernen. En planetarisk Taage er sikkert ikke af
homogen Struktur. Radialhastigheden er maalt
for mere end 100 S. Hos 6 af disse har man
paavist Hastigheder op til over 200 km pr Sek.,
medens den for de fleste i Gennemsnit er 30
km. For henimod 25 Taager har man paavist
indre Bevægelser, som for 21 kan anses som
Rotation om en Akse, der paa det nærmeste
falder sammen med Taagens korteste Akse.
(Man har ogsaa fundet Spektrallinierne i den
midtre Del af Taagen dobbelte med ulige
Intensitet af Komponenterne i de forsk. Dele af
Taagen). Alle Taager, som roterer, er elliptiske,
og jo større Fladtrykningen er, desto større er
Rotationshastigheden, men den hele Taage
roterer ikke som et fast Legeme (Spirallinierne
er S-formede), men Hastigheden er desto
mindre, jo længere fra Taagens Midte.
Antager man Rotationsbevægelsen for at være
cirkelformet, og kender man Taagens Afstand,
kan man beregne Rotationstiden og Taagens
Masse udtrykt i Solens Masse som Enhed. For
Ringtaagen i Lyren (N. G. C. 6720), hvor et
Punkt i Afstanden 25″ fra Taagens Midte havde
Hastighed af 1,4 km/Sek., fandtes dens Masse
at være 14 Gange Solens, og Rotationsperioden
133000 Aar. For to andre planetariske Taager
(N. G. C. 7009 og 7662) var Massen henh. 162
og 19 Gange Solens, og Rotationsperioden 12500
og 970 Aar. De planetariske S.’s Plads i
Stjernernes Udvikling er endnu et uløst
Spørgsmaal; muligvis de ikke indtager et bestemt
normalt Udviklingsstadium hos Stjernerne. De
mørke S. lyser, hvis de overhovedet lyser,
med samme Lys som de Stjerner, der enten
befinder sig i Taagen ell. staar denne nær.
Saaledes har Pleiade-Taagen Absorptionsspektret
af Klasse B, som Pleiade-Stjernerne tilhører.
Huletaagen omkr. ρ Ophiuchi denne Stjernes
Spektrum. — Orion-Taagen lyser under
Indflydelse af »Trapetsstjernerne«. Men om denne
Materie, som reflekterer Lyset, og som vi ser,
hidrører fra Gasarter ell. kosmisk Støv,
muligvis fra begge Dele, er endnu under
Diskussion. Barnard opstillede to Klasser af disse
mørke Dannelser. Men om begge disse Klasser
er af samme Natur, er tvivlsomt. Man har dem,
som ses paa Himmelen, og dem, som kommer
til Syne i Mælkevejen, og som kan kaldes
mørke Gasarter. De optræder hovedsagelig, hvor
Stjernetætheden er meget lille, og kontrasterer
derfor paafaldende mod omkringliggende
stjernerige Felter. Tidligere ansaa man dem for
Huller i Mælkevejen, men sandsynligere er det,
at de er Mørketaager, der ligger mellem os og
Mælkevejens stjernerige Omraade, og som
absorberer Lyset fra dette. Som Eksempel paa
sidstnævnte nævnes den ejendommelig mørke,
skarpt begrænsede Plet, mindende vel nærmest
om et Hestehoved, som skærer sig ind i en
lyssvag Taagesky, der udgaar fra ζ i Orion. Og
det synes at være evident, at man har at gøre
med en mørk Taage, som skærmer for Lyset
fra de bagenfor liggende Stjerner og Partier
af den lyse S. Hagen, som siden 1911 har
studeret disse mørke Taager, har fundet, at de
udgør et sammenhængende Hele, som kan
forfølges over hele Himmelen og danner en
»Taagevej« som Modstykke til Mælkevejen. De
stjernerigeste Egne er tyndest overtrukket af
Taage, derfor ser man den i Mælkevejen som fint
Slør, men nu og da kan der optræde mørkere
Skyer, som tydelig træder frem mod den lyse
Himmelgrund. Helt fri for Taage er Himmelen
kun, hvor man har de rigeste Stjernehobe. Til
de mørke Taager hører ogsaa de af W.
Herschel (han var den første [1818] til at henlede
Opmærksomheden paa disse Taagefelter) først
nævnte Taagestjerner, hvoraf man f. T.
kender c. 100, som samtlige ligger i eller nær
Mælkevejen. De minder helt om Fiksstjerner,
som er omgivet af et Taagehylle. Deres
Spektrum tilhører saa godt som udelukkende de
tidlige Spektralklasser, spec. Klassen B. Taagerne
har, saa vidt man nu ved, et kontinuert
Spektrum; undtagen er N. G. C. 1514, som viser
Taagelinier; Seares og Hubble har hos 36 af 42
undersøgte Objekter fundet en Farveindeks,
som i Middel er 0.m4 større, end den skulde
være efter Spektraltypen.
Til de mørke Taager maa muligvis ogsaa
henregnes de variable S., hvoraf man hidtil
kender 3, og som alm. har Form af en Vifte,
straalende ud fra en variabel Stjerne. Den
første blev opdaget af Hind 1852. Taagen ligger
nær den variable Stjerne T Tauri (i samme
Egn har man en anden variabel Taage, som
muligvis staar i en Slags Forbindelse med den
først nævnte). Den blev set 1854 og 1858, men
var forsvundet 1861, kom til Syne Vaaren 1862
som meget svag; efter 1868 var den ikke at se.
Barnard og Burnham saa den 1890 og 1895,
men i Slutn. af 1895 var den forsvunden. 1899
blev den fotograferet af Keeler, og siden 1911 er
den hyppig fotograferet fra Mount Wilson; man
har konstateret Forandringer saavel i Formen,
som i Lysstyrken. Man antog fra først af, at
Forandringerne i Taagens Lysstyrke stod i
Forbindelse med T Tauri, men dette har ikke
bekræftet sig. Hind’s Taage staar i en
stjernefattig Egn og er omgivet af yderst svage
Taager af større Udstrækning. Den næste (N. G. C.
2261) blev fundet af Hubble og staar nær R.
Monocerotis, men dens Variation i Lysstyrken
forløber ikke parallelt med de betydelige
Ændringer i Form, Struktur og Lysstyrke, som
Hubble og Lampland har paavist finder Sted i
Taagen i Løbet af nogle faa Dage. Den tredie
(N. G. C. 6729) henledede J. Schmidt
Opmærksomheden paa, men det var først Innes og
Astronomerne ved Herwan-Observatoriet (uden
for Kairo), som sikkert paaviste dens
Variabilitet, saavel i Form som Lysstyrke.
Forandringerne er hyppig meget stærke og foregaar i
Løbet af en Dag. I Taagen staar den variable
R Coronæ austrinæ. Muligvis er de nævnte
Variationer hos disse 3 Taager kun optiske,
ikke reelle, og kan hidrøre fra den variable
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
