Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 35. 2 september 1944 - Astronomiska beräknings- och mätmetoder, av Bengt Svedberg
<< 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 never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
1008
TEKNISK TIDSKRIFT
avbildas med hjälp av en spektrallinjes centrala
delar, erhålles till följd därav en bild av
sol-atmosfärens högsta skikt. Med ljus något på sidan
om mitten av linjen, bli något djupare delar av
atmosfären iakttagna.
För tekniska mätningar användes alltid en
mät-normal. I astronomin är det dock svårt att
erhålla en mätnormal till exempel vid mätning av
avstånd. Att använda längden 1 m såsom normal
vid mätning av avstånd där 106 m är helt och
hållet försumbart, är ju ur mätteknisk synpunkt
omöjligt. För mätning av avstånd i stellarastrono
min, om man alltså bortser från avstånden inom
solsystemet, användes därför en mätnormal som
är cirka 1017 gånger större än 1 m, nämligen det
avstånd från solsystemet varifrån jordbanan
synes under en vinkel av 1 bågsekund. Att detta
dock är en konstant mätnormal framgår av att
omloppstiden för jorden kring solen är i vår tid
knappt en halv sekund kortare än för 2 000 år*
sedan.
Om man vill mäta en transformators
järnförluster, kan man göra en mätning vid likström och
en vid växelström. Samma mätprincip kan
användas för att skilja jordatmosfärens
absorptions-linjer från solens spektrallinjer. Ty betraktas
solrandens dopplerförskjutna spektrallinjer, så skola
dessa skilja sig från de av jordatmosfären
uppkomna icke förskjutna linjerna.
Registrerande instrument förekomma i
astronomin lika väl som i teknisk mätteknik.
Fotograferas på samma papper stjärnan och dess jordiska
ljuskälla, kan en mätnoggrannhet för
radialhas-tigheten av 0,5 km/s uppnås. Tydligen motsvaras
1 Å dopplerförskjutning på 5 000 Å våglängd av
en radialhastighet av 60 km/s. Att alltså kunna
mäta 5 000 Å med en noggrannhet av cirka 0,01 Å
möjliggöres i detta fall genom att
spektrallinjer-nas lägen jämföras med de fixa linjernas lägen.
Noggrannheten erhålles med hjälp av
kompensationsprincipen. Den lilla differensen mellan de två
nästan lika värdena kan mätas med större
noggrannhet än de två värdena var för sig. På samma
sätt kunna stjärnornas rörelser uppmätas ur
fotografier tagna vid motsvarande tidpunkter under
två olika år.
Det är endast med de allra noggrannaste
vinkelmätare, som man kan upptäcka någon skillnad
mellan riktningen till en stjärna från två
diametralt motsatta punkter av jordbanan. En sådan
vinkel på upp till en halv bågsekund har
uppmätts för de närbelägnaste stjärnorna.
Mätnoggrannheten vid vinkelmätning är cirka en
hundradels bågsekund. Det betyder att stjärnor på ett
avstånd, varifrån jordbanan synes under en
vinkel av en hundradels bågsekund, befinna sig
enligt denna mätmetod hur långt borta som helst.
För att kunna mäta de 100- och 1 000-faldigt
större avstånden till andra stjärnor och
stjärnhopar får man alltså tillgripa andra mätmetoder.
En av dessa består i den ovannämnda
differensprincipen, det vill säga mätning av vinkeln mellan
stjärnan och en skenbart närbelägen men i radiell
led mycket avlägsen så kallad fix stjärna.
De mätmetoder byggda på spektralanalysen som
användas för att utforska universum påminna
mycket om de mätmetoder som användas för att
undersöka metallers strukturella uppbyggnad med
hjälp av röntgenljusets interferensbilder. Man
sammanför stjärnor med likartat spektrum i
klasser och inprickar dem i diagram där
spektralty-pen är abskissa och absoluta ljusstyrkan ordinata.
På samma sätt klassificerar man de olika
metalllegeringarnas strukturer genom att inpricka dem
i ett diagram med de geometriska dimensionerna
hos en rymdcell avsatta längs axlarna. På grund
av symmetriegenskaper, vilka bestämma
interferensbilderna, låta sig samtliga kristaller indela
i kristallklasser. Analogt låta sig stjärnorna på
grund av deras olika radier och innehåll av
grundämnen, vilka bestämma spektret, indela i
spektral-klasser. Härvid är det en stor skillnad mellan
stjärnvärldens uppbyggnad och materiens
ato-mistiska struktur, ty, medan den atomiska
strukturen helt och hållet är underkastad de fysikaliska
lagarna, kommer det i astronomin in lagar som
mera äro att hänföra till geografi än fysik. Man
kan ej skylla uppkomsten av en bergskedja eller
av kontinenternas utsträckning här på jorden på
fysikaliska orsaker, ty av fysikaliska orsaker
skulle alltihop vara likformigt fördelat, utan i
stället på de slumpvisa företeelser som vid dessa
stora dimensioner göra sig gällande.
För att ta ett välkänt exempel på hur olika
dimensioner göra sig olika gällande gentemot
fysikaliska lagar, så är det bekant hur vissa insekter
kunna gå på en vattenyta utan att tränga igenom
ythuden. Här är insektens vikt av samma
storleksordning som ytspänningen. Analogt kan
vätska stiga upp i kapillärrör, som äro så smala att
den uppstigande vätskans vikt är av samma
storleksordning som ytspänningen. Men placeras en
enkilovikt på en vattenyta, eller användes ett rör
med flera decimeters diameter till kapillärrör, gör
sig ytspänningen ej längre gällande gentemot
andra krafter av en helt annan storleksordning.
Det är på så sätt som de fysikaliska lagarna göra
sig olika gällande vid de dimensioner, som
förekomma i astronomin, och de dimensioner som
förekomma vid de fysikaliska försök, som kunna
utföras på jordytan. Den mätmetod, som består
i jämförelse mellan modell och full skala, är vid
astronomisk forskning mestadels oanvändbar. Att
exempelvis göra en modell av solsystemet för att
genom mätningar kunna ersätta en del av de
komplicerade beräkningar som på grund av de
många planeternas inverkan uppstå där, är på
grund av de komplikationer som tillstöta på grund
av de stora dimensionerna ej möjligt. Jordklotets
gravitationskraft kan man endast upphäva genom
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
