Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 31. 4 augusti 1945 - Hur astronomins jätteavstånd bestämmas, av Knut Lundmark
<< 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.
(77
TEKNISK TIDSKRIFT
stånd. Härmed hade man faktiskt nått fram till
storleksordningen av stjärndistanserna.
Galilei var den förste som skisserade själva
metoden för stjärnavståndens bestämning. Han gick
ut från den i och för sig förnuftiga tanken att om
man ser en ljusstark och en ljussvag stjärna i
nästan samma riktning, så bör den ljusstarkare
vara den närmare. Jordens rörelse kring solen
under ett års tid måste då ge sig tillkänna mera
hos den närbelägna än hos den avlägsna stjärnan.
Noggranna mätningar av det ömsesidiga
vinkelavståndet böra alltså ge riktningsförändringen
eller parallaxen av den närbelägna stjärnan i
förhållande till den avlägsna. Detta var riktigt
uttänkt men anledningen till att man ej förrän mer
än 200 år senare med någon säkerhet lyckades
att uppmäta parallaxvinklarna för stjärnorna är
den, att astronomin inte förr än då (1838) i sina
mätningar nått den tillräckliga
noggrannhetsgraden. Som ändringen i stjärnornas riktningar till
följd av vår årliga rörelse kring solen endast i ett
fall uppgår till 1,5" och i de allra flesta fall ligger
under 0,1" är det nödvändigt för att få pålitliga
resultat att man skall kunna uppmäta dessa
riktningar med en noggrannhet av minst en eller
annan hundradels bågsekund. Det betonas ofta i
populär litteratur hur svårt det är att uppmäta
stjärnornas parallaxer. Det klargöres likväl ej
därvidlag att detta inte gäller själva metoden utan
mätningstekniken.
Uppmätning av stjärnornas distanser
Det är en beundransvärd sida av den moderna
astronomin man lär känna vid ett studium av
utvecklingen av vår kunskap om stjärnornas
avstånd. För närvarande äro omkring 6 000
stjärn-avstånd bestämda på direkt väg, dvs. genom
uppmätning av parallaxvinklar. Mellan avståndet
uttryckt i ljusår’, R, och parallaxvinkeln uttryckt
i bågsekundmått, eller kort sagt parallaxen, n,
råder följande samband
R = 3,257\n
Av andra enheter som användas för att ånge
stjärnavstånd behöva vi numera endast ta hänsyn
till parsec som erhålles ur sambandet
Rp = lin
En parsec är således 3,26 ljusår. Denna
måttsenhet svarar mot det avstånd från vilket jordens
banradie, eller den astronomiska enheten, synes
under en parallaxvinkel av en bågsekund.
Om man ställer samman de hittills kända
stjärnor som befinna sig inom ett avstånd från oss
som är kortare eller ungefär lika med tio ljusår
* Ett ljusår är den väglängd ljuset går på ett år och erhålles sålunda
som resultat av följande multiplikationer
365,2563 • 24 • 60 • 60 • 299 776 = 9 461 biljoner km eller 9,5 • 1012 km.
Det har tidigare rått stor förvirring i fråga om avståndsenheterna
inom astronomin. Ljusåret är den enhet som ligger närmast till
hands och som erbjuder de största fördelarna.
finner man antalet vara elva. Det är påfallande
att endast en av de skenbart ljusstarkaste
stjärnorna på himlen, nämligen den dubbla solen (o
Centauri kommer med i denna sammanställning.
Detta betyder att om stjärnorna antas ligga något
så när likformigt spridda i de oss närmaste
delarna av världsrymden, vilket man har fullgod
anledning tro att de göra, så bör antalet stjärnor
inom 32,6 ljusårs (10 parsec) avstånd vara 380. I
själva verket äro hittills ej mera än cirka 260
stjärnor funna inom denna sfär. Om man ej
kunnat finna mer än drygt hälften av de stjärnor som
ligga i vår omedelbara närhet så gäller det i ännu
högre grad för de avlägsnare delarna av rymden
att vår kunskap om denna med avseende på
stjärnornas fördelning ännu är mycket mera
ofullständig. Enär en parallaxvinkel som är mindre än
0,02" ej kan bestämmas med någon högre grad
av säkerhet, så följer härav att det ej ännu är
möjligt att på direkt väg undersöka
världsrymdens byggnad på större avstånd än högst 160
ljusår från oss. Då inom detta område åtminstone
40 000 stjärnor måste vara tillfinnandes, skulle,
eftersom med nuvarande hjälpmedel omkring 200
stjärnor per år uppmätas med avseende på sin
parallax, ett par sekler gå innan man
tillfredsställande hade uppmätt dessa de oss närmaste
delarna av världsrymden. Ändå uppta dessa
endast 1I25000000 av hela vårt stjärnsystem! Vi förstå
härav att även om ofantligt stora tekniska
framsteg gjordes skulle det likväl aldrig bli tänkbart
att mäta upp avstånden till samtliga stjärnor. Vi
måste därför se oss om efter andra möjligheter
för att lära känna hur stjärnorna äro fördelade
inom vårt stjärnsystem. Sådana möjligheter äro
redan funna genom de indirekta metoder för
bestämning av avstånd byggda på ljusmätning och
genom mera rent statistiska metoder.
Avstånd, apparent och absolut ljusstyrka
När parallaxen är bekant kan en stjärnas
absoluta ljusmängd beräknas. Detta är egentligen
samma sak som det antal normalljus stjärnan
innehåller, blott med den skillnaden att det
enhetsavstånd under vilket en stjärna synes är ett vida
större än det av 1 m under vilket man tänker sig
betrakta en ljuskälla då man talar om dess
nor-malljusstyrka. Man har tidigare haft många olika
enhetsavstånd men numera kommit överens om
att använda 10 parsec, eller 32,57 ljusår, som det
enhetsavstånd till vilket en stjärnas
normalljus-styrka hänföres.
Emellertid använder astronomin för att få större
konformitet med ögats reaktion för ljusintryck en
logaritmisk skala, den s.k. magnitudskalan (eller
storleksklasskalan). Mellan magnituden m och
intensiteten i råder följande allmänna samband
m = — 2,5 log i
Ta vi 32,57 ljusår som det enhetsavstånd, till vil-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
