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.
11 augusti 1945
851
ket man skall tänka sig stjärnorna flyttade för att
få fram deras absoluta ljusstyrka, har man
följande samband
M = m + 5 + 51og^
där magnituden eller storleksklassen införes i
stället för ljusstyrkan. Man kan även skriva
M = m + 5 — 5 log r
De absoluta magnituderna komma således att
svara mot de magnituder som stjärnorna skulle
få om de samtliga kunde fästas på en sfär som
omgåve solen med en radie av 10 parsec, eller
32,57 ljusår.
Avståndsmätningen transformeras till ljusmätning
Det är lätt förstå att det måste bli svårt
komma till någon mera ingående kunskap om
stjärnornas fördelning i rymden genom att mäta upp
avstånd efter avstånd. Det skulle faktiskt ta flera
årtusenden i anspråk innan man på så sätt kunde
tänkas ha bestämt ens den ungefärliga
fördelningen i rymden av stjärnorna i vår närmaste
omgivning.
Emellertid blev det för trettio år sedan möjligt
ta ett jättesteg framåt i fråga om stjärnornas
avståndsbestämning. År 1914 lyckades sålunda
A Kohlschütter i samarbete med W S Adams att
framställa grunderna till en metod att bestämma
stjärnornas avstånd ur ljusstyrkorna hos vissa
linjer i st järnspektra.
För att ge en uppfattning om de tankegångar
som ligga bakom dessa insatser må här erinras
om följande. Fullvuxna människors kroppslängd
skiljer sig ej mycket ifrån ett visst
genomsnittsvärde. Om en militär genom kikare observerar en
avlägsen, marscherande trupp skulle han med ett
vinkelmätningsinstrument kunna mäta upp den
genomsnittliga synvinkel som soldaterna uppta.
Om han så ginge ut från vad han vet om
männens faktiska medellängd skulle han också
tämligen väl kunna beräkna hur långt borta truppen
var då iakttagelsen skedde (även korrektion kan
anbringas för spridningen kring medelvärdet).
Den vinkel som soldatens medellängd upptar är
på astronomiskt språk "truppens parallax med
soldaten som baslinje". På alldeles samma sätt
skulle man kunna bestämma avståndet till en
avlägsen trädgrupp och få fram "botaniska
paral-laxer", om man bara vet med vilket särskilt
trädslag man har att göra och känner till dess
genomsnittliga höjd. I detta fall rör man sig på
osäkrare mark enär man på långt håll ju kan missta
sig på vad trädart det är fråga om.
Adams och Kohlschütters sedermera i detalj
utarbetade metod kan sägas innebära att man tack
vare vissa indikationer hos några linjer i
stjärnornas spektra kan sluta sig till den faktiska
ljusmängdens storlek och genom jämförelse med den
uppmätta skenbara ljusmängden räkna ut hur
långt borta stjärnan måste befinna sig.
För denna metod måste emellertid spektra kunna
fotograferas i en viss utbredningsskala. En
betydelsefull utvidgning gjordes 1921 av B Lindblad,
som fann att den totala ljusmängdens storlek
kunde bestämmas med användning av vissa delar
av den kontinuerliga spektralbakgrundens
ljusstyrka. Härigenom blev det möjligt använda
jämförelsevis korta spektra, vilket å sin sida gör att
man kan nå längre ut i rymden.
På grundval av parallaxmätningar blev det
ganska snart klart att det ej kunde vara tal om
att alla stjärnor ens tillnärmelsevis hade en och
samma lyskraft. Denna växlar tvärtom inom
ganska vida gränser. Men begränsar man sig till
en enhetlig grupp av stjärnor, t.ex.
heliumstjär-norna, så finner man att dessa inte heller lysa
med precis en och samma absoluta ljusstyrka.
Men det är dock tydligt att växlingarna hos denna
äro tämligen små kring ett medelvärde. Dessa
stjärnors lyskraft är i medeltal 1 500 gånger så
stor som solens. De bilda alltså en enhetlig grupp,
vars medlemmar statistiskt taget äga "konstant"
absolut ljusmängd. C V L Charlier i Lund tog
fasta på detta förhållande och visade i ett par
uppmärksammade undersökningar av 1916 och
1927 att goda resultat kunna fås om hur
stjärnorna i denna grupp äro fördelade i rymden om
man tillämpade och utvidgade Herschels
tankegång enligt vilken alla stjärnor i sig själva ansågos
lika ljusstarka. På liknande sätt har stjärngrupp
efter stjärngrupp undersökts under de två sista
decennierna.
Även vätestjärnorna ha en ganska konstant lys-
Fig. 1. "En båge av skimrande ljus" — Västerbron i
Stockholm. En bättre illustration till den fotometriska
avstånds-mätningen ån den sköna bilden ovan får man leta efter. Då
ljusets styrka avtar omvänt med kvadraten på avståndet,
förstår man lätt att om man mäter avståndet till ett av
brons ljus och bestämmer de övrigas ljusstyrka i
förhållande till det direkt avståndsuppmättas ljus såsom enhet, så
kan avståndet till alla de övriga ljuspunkterna beräknas.
Här ligger det så enkelt till att alla ljusen på Våsterbron i
sig själva äro lika ljusstarka. Stjärnorna äro inte det, men
de i texten skildrade metoderna ge möjligheter att sortera
in stjärnorna i sådana grupper, där statistisk enhetlighet
råder i fråga om de absoluta ljusmängderna.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
