Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Verdenssystem
<< 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)
fjerneste, en Anskuelse, som W. Struve senere
benyttede, og som førte ham til det Resultat, at
Stjernerne stod desto tættere sammen i og i
Nærheden af Mælkevejen, jo længere de var
fjernede fra os. Heraf sluttede Struve videre,
at Stjernesystemet bestaar af Lag af forskellig
Tæthed, men alle parallelle med Mælkevejen.
Argelander kommer i sine Studier over den
tilsyneladende Fordeling af Stjernerne til det
Resultat, at Stjerner til henved 10.
Størrelsesklasse er fordelte i Lag, der staar omtrent
lodret paa Mælkevejen, og som er tættest i den,
men hurtig aftager i Tæthed paa begge Sider
af den. Argelander finder ogsaa, hvad W.
Herschel allerede tidligere havde bemærket, at
Stjernerne viser en stærk Tendens til at
danne Grupper og Partialsystemer. Gould har
nærmere undersøgt den tilsyneladende Fordeling
af de klarere Stjerner og Beliggenheden af vort
Solsystem i Stjernesystemet; han finder, at der
gives et Bælte paa Himmelen af klarere
Stjerner, hvis Midtlinie meget nær er en Storcirkel,
som dianner en Vinkel med Mælkevejen paa
19°, skærende denne i Cassiopeia og Sydkorset,
samt at der eksisterer en relativ lille
temmelig flad Stjernehob, som bestaar af omtrent 400
Stjerner af 1. til 7. Størrelse, og i hvilken vort
Solsystem er beliggende excentrisk, men ikke
langt fra Mælkevejens Plan.
I nyere Tid har forskellige som Seeliger,
Schwarzschild og Kapteyn, og i allernyeste Tid
Shapley foretaget Undersøgelser over
Universets Bygning. Seeliger benyttede dels »Bonner
Durchmusterung« og Herschel’s
Stjernetællinger dels »Potsdamer Photometrische
Durchmusterung« og fotografiske Stjernetællinger.
Ogsaa han kom til det Resultat, at vort
Stjernesystem har størst Udstrækning og Tæthed i
Mælkevejen, hvor han anslog den minimale
Middelafstand til de længst bortliggende
Stjerner til 15000 Lysaar. Selve Stjernesystemet
mente Seeliger indeholdt 5—10 Milliarder
Stjerner. Schwarzschild’s Undersøgelser sluttede sig
teoretisk set nær til Seeliger’s, og ved at gøre
visse indskrænkende Forudsætninger lykkedes
det Schwarzschild at opstille nogle faa elegante
matematiske Formler for Stjernernes
Fordeling. Schwarzschild havde til sin Raadighed
Stjernetællinger for Stjerner indtil 16.
Størrelsesklasse, endvidere Middelparallakser (πm)
for Stjerner af tilsyneladende Størrelsesklasse
m, og Middelparallakser (πm, μ) for Stjerner
med tilsyneladende Størrelsesklasse m og
Egenbevægelse μ. At man kan benytte Stjernernes
Egenbevægelser (s. d.) til at beregne
Middelparallakser, vil man forstaa af følgende
Betragtning: En Stjernes Egenbevægelse
sammensættes af to Dele, nemlig Stjernens individuelle
Egenbevægelse og den saakaldte parallaktiske
Forskydning, der foraarsages af Solsystemets
Bevægelse, hvor Hastigheden er kendt i
Kilometer pr. Sekund. Forudsætter man nu, at de
individuelle Egenbevægelser ikke følger nogen
bestemt Lov, men at de lige saa ofte gaar i
een Retning som i den stik modsatte, saaledes
at de for en større Gruppe Stjerner i
Gennemsnit ophæver hinanden, kan man for en saadan
Gruppe beregne dens Middelafstand ud fra de
parallaktiske Forskydninger, der er indeholdt
i de observerede samlede Egenbevægelser.
Schwarzschild har selv gennemført sin Metode
i Praksis, og senere er dette blevet gentaget af
Schouten med forbedrede Værdier, der
stammer fra Kapteyn. Af Undersøgelserne fremgaar
det, at Stjernetætheden ved smaa Afstande fra
os først er konstant, derpaa begynder at
aftage langsomt og længere ude hurtigere, saa
at f. Eks. Stjernetætheden ved en Afstand paa
c. 2700 Lysaar er sunket ned til omtrent 1/3 af
Tætheden i de indre Dele af Systemet.
Kapteyn har gjort en stor Indsats til
Løsningen af Spørgsmaalet om V.’s Bygning, idet
han ikke indskrænkede sig til teoretisk at
bearbejde det forhaandenværende Materiale, men
satte et planmæssigt Arbejde i Gang for at
skaffe rigere Observationsdata. Da han indsaa,
at det vilde være umuligt i en overskuelig
Fremtid at faa observeret hele Himlen,
udvalgte han c. 200 Himmelfelter (selected areas),
der skulde tjene som Stikprøver, og som man
i rimelig Tid kunde faa undersøgt ned til de
svageste Stjerner med Hensyn til visuelle og
fotografiske Størrelsesklasser, Spektraltyper,
Egenbevægelser, Radialhastigheder og
Parallakser. Denne store Arbejdsplan er endnu ikke
gennemført, men der foreligger dog allerede
betydelige Mængder nyt Observationsmateriale.
Til sine teoretiske Undersøgelser anvendte
Kapteyn for det første direkte maalte
Stjerneparallakser, men da disse kun er paalidelige for
nære Stjerner, udledte han ogsaa
Middelparallakser for større Grupper af Stjerner ud fra
Egenbevægelserne. Hans Maal var at udlede:
1. Hyppighedsloven, d. v. s. Antallet af
Stjerner af en bestemt absolut Lysstyrke pr.
Rumfangsenhed, 2. Tæthedsloven, d. v. s. Antallet
af alle Stjerner pr. Rumfangsenhed i
forskellige Afstande fra Solen. Kapteyn’s Metode var
rent empirisk i Modsætning til Seeliger’s og
Schwarzschild’s, hvor man i Forvejen
opstillede visse Hypoteser om Tæthedsforløbet i
Rummet. Kapteyn fandt, at i Solens
umiddelbare Nærhed er der flest Stjerner af den
absolutte Størrelsesklasse 2m—3m (d. v. s. noget
lysstærkere end Solen), endvidere at
Stjernetætheden indtil en Afstand af c. 80 Lysaar fra
Solen er omtrent konstant, derefter aftager den
først langsomt, senere hurtigere og i en
Afstand af c. 2800 Lysaar er den 0,09 af den
konstante Tæthed. Ved større Afstande end 3000
Lysaar kan man ikke naa paalidelige
Resultater ud fra de forhaandenværende
Observationer. For at naa ud til endnu større Afstande
opstillede Kapteyn da den Hypotese, at den
tidligere nævnte Hyppighedslov, som han
havde fundet for Stjerner nær Solen, ogsaa gælder
i større Afstande, og ved Hjælp af denne
Hyppighedslov for de absolutte Størrelsesklasser og
Antallet af Stjerner N(m) af en vis
tilsyneladende Størrelse (m) udledte han paa
lignende Maade som Schwarzschild Tæthederne for
de større Afstande, hvor han nu ogsaa tog
Hensyn til Mælkevejens Indflydelse paa
Stjernefordelingen. Efter Kapteyn har vort
Stjernesystem følgende Udseende: En flad Linse med
Mælkevejen som Symmetriplan og med en svag
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
