Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Dobbeltstjerner, de Fiksstjerner, der bestaar af 2 ell. fl. meget nær hverandre staaende Stjerner
<< 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)
andre Kataloger med 4897 D., hvoraf 3430 ny
(udg. 1826-36), Burnham med sine 22
Kataloger paa 1336 samt Aitken med 2900 og Hussey
med 1650 ny D. Af andre, der har arbejdet paa
dette Felt, uden at de dog har beriget vort
Kendskab til ny D. synderlig, men som ved
deres Observationer har leveret brugbart Materiale
til nærmere Undersøgelse af disse binære
Systemers Natur (optiske ell. fysiske D.), fortjener
Barnard og Lewis, Dawes, Dembowski, Hall,
Dunér, Schiaparelli at fremhæves.
1854 forsøgte Bond at fotografere ζ Ursæ
majoris; senere er dette blevet gentaget af
Gould o. a., men det er kun ikke alt for trange
D., hvis Komponenter ikke differerer fl.
Størrelsesklasser fra hinanden, man med Held har
kunnet fotografere.
Som ovf. nævnt paaviste allerede Mayer, at
enkelte D. bevæger sig; da denne Bevægelse af
den ene Komponent i Forhold til den anden ikke
var retliniet, men krummet, kunde dette ikke
fremkomne af Egenbevægelse hos den ene
Stjerne, men maatte være fremkaldt af en
Banebevægelse. Det laa da nær at antage, at i dette
binære System Gravitationsloven virkede paa
samme Maade som i vort Solsystem, at Banen
m. a. O. var en Ellipse, i hvis ene Brændpunkt
den ene Stjerne befandt sig. Bestemmelsen af
denne Bane fordrer imidlertid Kendskabet til
et bestemt Antal konstante Størrelser (7),
Elementer, men da Masserne hos de to
Komponenter ikke er af saa ulige Størrelse som i vort
Solsystem, kan det fælles Tyngdepunkt, hvorom
D.-Systemets absolutte Banebevægelse foregaar,
komme til at ligge langt uden for
Hovedstjernen (for alle Planeter ligger Solens og Planetens
fælles Tyngdepunkt inden for Solen), og hver af
de to Stjerner vil da komme til at beskrive sin
Ellipse om dette Tyngdepunkt, hvis Beliggenhed
afhænger af Forholdet mellem de to Masser.
Metoden til at beregne Banen er givet af Savary
(1827), Encke (1830), John Herschel (1832)
(udviklet videre af Seeliger), Thiele o. a.
Med større ell. mindre Held er disse Metoder
blevne benyttede til at udlede Baneelementer
af Observationerne; men naar Resultaterne ofte
har været temmelig afvigende, for Castor f. Eks.
finder man Omløbstiden fra 232 til 1000 Aar,
for 61 Cygni fra 462 til 1159 Aar, kommer
dette for en stor Del af de systematiske Fejl,
Iagttagelserne er behæftede med; disse maa
reduceres til et Minimum, og man kan derfor ikke
være kritisk nok, naar man skal gaa i Gang
med at beregne en Dobbeltstjernebane. Blandt
dem, som har beregnet D., fortjener først og
fremmest Doberck og ved Siden af ham
Burnham og Lohse at nævnes. Af de hidtil kendte
henimod 20000 D. er Banen blevet
beregnet for henimod 300, men kun for de 90
er denne temmelig sikker. Thi kommer
Omløbstiden op i 150 Aar og mere, er det ikke muligt
f. T. at angive en nogenlunde nøjagtig Bane. Den
korteste Omløbstid har δ Equulei med 5,7 Aar.
Den gennemgaaende store Ekscentricitet hos
disse Baner mener See hidrører fra den ved
Tidevandet (dette taget i videre Bet., se
Tidevand) frembragte Friktion. Kender man D.’s
Parallakse ell. Afstand, kan man udlede Banens
virkelige Dimensioner; man har saaledes fundet,
at ved α Centauri de to Kloder har omtr.
samme Masse som Solen, medens ved Sirius den
klare Stjerne har en Masse af 2,3 Gange
Solens, Komponentens derimod er af samme
Størrelse som Solens. Det har vist sig, at
D.-Masserne af D.-Komponenten ikke staar i samme
Forhold som Lysstyrken, meget mere har den
lyssvagere Komponent gennemgaaende en større
Masse, end man skulde vente det af dens
Lysstyrke.
1844 udtalte Bessel, at Grunden til
Uregelmæssigheder i Egenbevægelsen hos Sirius og
Procyon sandsynligvis kom af, at disse to Stjerner
i deres Nærhed har betydelige Masser, som
sammen med den synlige Stjerne danner en D.
Peters beregnede Banen for Sirius, og 1862 fandt
Clark dens Ledsager; for Procyon har Auwers
beregnet Banen, og 1896 fandt Shaeberle paa
Lick dens Ledsager. Af andre mærkelige D.
fortjener ζ Cancri at nævnes. Den bestaar af to
nære Stjerner A og B med en Omløbstid paa 60
Aar samt en tredie C i nogen Afstand fra disse,
men denne bevæger sig efter Seeliger foruden
om Systemets fælles Tyngdepunkt i Løbet af 18
Aar om en mørk Ledsager.
D.’s Fordeling over Himlen stemmer i det
store og hele med de enkelte Stjerner ved at
optræde i størst Mængde i og nær Mælkevejen,
medens de er sjældnere ved dens Poler,
naturligvis bortset fra, at enkelte Steder optræder D.
i Grupper, hvor Systemer bestaaende af 2, 3, 4
Stjerner staar nær hverandre. D.’s Farve er
som oftest hvid, sjældnest grøn; ofte er
Stjerneparret af samme Farve, undertiden finder man,
at det har Komplementærfarverne rødt og grønt
ell. gult og blaat. Ikke saa sjælden hører man
om de mærkeligste Farvekombinationer; jo
større Lysforskellen er mellem Komponenterne,
desto større vil ogsaa Farveforskellen være;
lysstærke Stjerner med meget svage Ledsagere vil
som oftest have disse blaafarvet; en Stadfæstelse
heraf vil kun Spektroskopet give. Hidtil er der
kun anstillet meget faa spektroskopiske
Undersøgelser, der har ført til det Resultat, at
Farven af D.’s Komponenter fuldstændig stemmer
med Spektraltypen, saaledes som Tilfældet er
ved de enkelte Stjerner.
Bestemmelsen af Radialhastigheden af D.
efter Doppler’s Princip er af stor Bet.; thi man
kan af denne sammen med de af mikrometrisk
Maaling beregnede Baneelementer udlede
Banens absolutte Dimensioner og dermed ogsaa
Parallaksen og Systemets samlede Masse. Ad
den Vej har man f. Eks. fundet den samlede
Masse af α Centauri til det dobbelte af Solens
Masse. Kan man p. Gr. a. Lyssvagheden kun
maale Radialhastigheden af den ene Komponent,
men er dennes apparente Bevægelse om
Systemets Tyngdepunkt kendt, kan Systemets
Parallakse beregnes. Saaledes fandt Aitken for ε
Hydræ Parallaksen til 0,025 ell. 130 Lysaar.
Foruden de ovf. nævnte visuelle D. har
man i den senere Tid opdaget en særegen
Klasse, som kaldes spektroskopiske D.
Ved disse staar Stjernerne saa tæt ind paa
hinanden, at de ikke kan ses adskilte selv i de
største Kikkerter, men den for D.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
