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
855
inte det. Vi kunna här se bort från att Spencer
ej kände till nebulosornas uppdelning i två
fundamentalt skilda klasser. Det förelåg här, om man
vill skämta, det fall, när lagen om det uteslutna
tredje icke håller streck. Det gällde icke "antingen
— eller" utan "både — och". Det fanns ett tredje
som Spencer ej kände till nämligen
ljusutsläck-ningen inom vårt stjärnsystem.
Det existerar helt visst ett samband mellan
nebu-losorna och stjärnorna i den meningen att vårt
stjärnsystem själv hör till spiralnebulosorna och
kan sägas vara en av dem (kanske ej
spiralformat). Av en händelse råkar vårt stjärnsystem,
eller vår vintergata, ha sitt huvudplan nästan
vinkelrätt orienterat mot längdaxeln i det system
som formas av de olika vintergatorna. På grund
av att de centrala områdena av vintergatan ha en
ljusutsläckande förmåga, som avtar när man går
från vintergatans huvudplan mot dess poler
tillväxer skenbart antalet nebulosor från detta plan
upp mot vintergatspolerna.
Under de följande decennierna fann man en del
som talade för att spiralnebulosorna kanske ändå
kunde vara avlägsna vintergator. Men så kommo
förmenta uppmätningar av deras avstånd och
rörelser. Hade dessa resultat varit riktiga skulle
de slutgiltigt ha inlemmat de nämnda nebulosorna
inom vintergatans gränser.
För att komma till något avgörande var det
nödvändigt att de förut nämnda metoderna att
bestämma avstånd med ljusmätningar blevo
utvecklade och att man skulle kunna känna igen
någon bestämd stjärnklass i spiralnebulosorna.
År 1898 lyckades Julius Scheiner påvisa att
Andromedanebulosan har ett spektrum av samma
slag som det för en stjärna och att nebulosan
måste ha samma fysikaliska sammansättning som
vår sol. Det låg då närmast till hands tänka sig
att de spiralformade nebulosorna voro kolossala
samlingar av stjärnor och ej gasmassor. Det blev
dock först under det senast gångna kvartsseklet
som man nådde full klarhet om nebulosornas
verkliga natur.
Den spiralformiga nebulösa som förefaller ligga
oss närmast på nordhimlen är
Andromedanebulosan. Sedan 1912 upptäckte man i denna ett antal
"nya stjärnor", eller som vi nu säga,
exploderande solar, som alla syntes ha en föga växlande
ljusstyrka när de nådde upp till sitt maximum.
Kände man avståndet till de nya stjärnorna inom
vårt stjärnsystem och kunde förutsätta att de nya
stjärnorna i Andromedanebulosan vore av
samma slag, så skulle man genom en jämförelse
också kunna bestämma avståndet till denna. Detta
ledde till ekvationerna
Mmax — nimax +5 + 5 log 7l„p
M’max = TH*max + 5 + 5 log Tlnov *
där medelparallaxen för vintergatans novor är
jinov och Andromedasystemets (medel) parallax är
jisp samt de apparenta medelmagnituderna för
vintergatans och Andromedasystemets novor äro
m’max och mmax och de absoluta magnituderna
respektive M’max och Mmax. Nu göres antagandet
att
M max = Mmax
Varav följer
log Jlsp = 0,2 (mmax-m’max) + log 7lnov
År 1919 utförde jag det första försöket att enligt
dessa förutsättningar siffermässigt bestämma
Andromedanebulosans avstånd. Resultatet blev
650 000, eller avrundat 700 000 ljusår — ett
fantastiskt avstånd.
Vid granskning av några Mount
Wilson-foto-grafier av ett antal spiralnebulosor fann jag 1919
att dessa objekt voro i sina yttre delar upplösta
i stjärnor. Då man kunde anta dessa vara de allra
ljusaste solarna i systemet och även kunde gå ut
från att dessa i genomsnitt voro lika ljusstarka
som vårt vintergatsystems ljusstarkaste stjärnor,
och då dessa syntes vara av absoluta
storleks-klassen — 7, fick man ekvationen
— 7 = mAndr +5 — 5 log R
eller
log R = 2,4 + 0,2 mAndr
där mAndr är den skenbara magnituden för de
ljusaste stjärnorna i Andromedanebulosan och R
dess avstånd i parsec*.
År 1923 skedde en viktig upptäckt i det E P
Hubble fann i Andromedasystemet en grupp
pulserande stjärnor (Gepheider). Miss Henrietta
Leavitt hade funnit att om perioden i
ljusväxlingen är P, uttryckt i dygn, och den absoluta
magnituden M, så gäller
M = a log P + b
där a och b äro vissa konstanter. Sedermera
bestämde E Hertzsprung och H Shapley värdet av
dessa konstanter. Numera får man göra bruk av
ett mera komplicerat uttryck än det nyss nämnda.
Emellertid möjliggjorde Hubbles studium av ett
antal cepheiders ljuskurvor i
Andromedanebulosan att på ett nytt och oberoende sätt bestämma
detta systems avstånd. Det resultat som då
erhölls var en smula större än det ovan givna
nämligen 930 000 ljusår. Slutligen upptäcktes för en
del år sedan också av Hubble ett antal klotformiga
stjärnhopar i Andromedasystemet. Till att börja
med föreföll det som om dessa skulle
genomgående vara ljussvagare än de klotformiga
stjärnhoparna i vårt stjärnsystem. Nyare undersökningar
över de i vår vintergata hemmahörande
cepheider-nas, de nya stjärnornas och de ljusaste vanliga
stjärnornas allmänna egenskaper ha givit en god
överensstämmelse mellan de olika avstånden som
* Det är ganska eget att under ett kvartssekels undersökningar har
värdet för den absoluta magnituden av de ljusaste stjärnorna i vårt
solsystem endast ändrat sig från — 7 till — 7,5.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
