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
ha blivit härledda på grundval av dessa fyra
objektgrupper. Ännu kvarstå vissa oförklarade
motsägelser i fråga om de klotformiga stjärnhoparna
men icke desto mindre kan man anse det i hög
grad sannolikt att Andromedasystemets avstånd
är nära 1,2 miljoner ljusår.
Andromedasystemet är säkerligen en av de allra
största av vintergatorna. Dess dimensioner i dess
"ekvatorsplan" synas vara bortåt 160 000 ljusår,
vilket betydligt överträffar vår egen vintergatas
största genomskärning.
De exploderande solarna
Första gången som den gamla tron på stjärnorna
som eviga och oföränderliga fick en viss chock
var när Tycho Brahe och andra den 11 november
1572 upptäckte en stjärna som aldrig förr blivit
sedd. Den var belägen i Cassiopeias stjärnbild och
gav åt denna ett alldeles förändrat utseende. När
stjärnan lyste klarast kunde Tycho Brahe som
observerade på Herrevadskloster se henne under
starkaste dagsljus, ja, t.o.m. då lätta molnslöjor
lågo på himlen. Denna enorma stjärnglans varade
ej länge utan stjärnans ljus avtog undan för
undan och i mars 1574 försvann hon, som man
då trodde. Man hade ej ännu några kikare och
kunde därför ej följa stjärnan längre i dess
dalande än tills hon ej syntes mera för blotta ögat.
Chocken över detta vittnesbörd om förändringar
inom stjärnornas värld blev därför inte särskilt
stor. Tycho Brahe menade att den nya stjärnan
skapats av Gud för särskilda syften och sedan
försvunnit. Den hade, menade han, kommit till
för rent astrologiska ändamål som ett tecken åt
världen att nu stundade stora och viktiga
förändringar. Han tolkade stjärnans betydelse i enlighet
med astrologins grundläror. Han fann att det
måste vara fråga om ett slags Messiasstjärna som
bådade framträdandet av en person som skulle
märkligt omskapa förhållandena i Europa. Denna
profetia tillämpades sedan på Gustav II Adolf
när han framträdde och gjorde europeisk
storpolitik i trettioåriga kriget.
Under 1600-talet uppflammade tre novor. Den
ena var den numera som en stjärna av magnituden
5,8 synliga stjärnan P i Svanen som i sitt
maximum nådde magnituden 3. Den andra var en år
1604 bl.a. av Kepler upptäckt stjärna som nästan
nådde upp till samma högsta ljusstyrka (—4
ungefär) , som Tycho Brahes stjärna. Den tredje var
den år 1670 sedda stjärnan i Lilla Räven som
nådde magnituden 3 och som ej med visshet kan
återfinnas numera. Under 1800-talets senare hälft
upptäcktes ett tiotal novor. Anledningen till att
tämligen få sådana iakttogos tidigare än 1860
måste tydligen sättas i samband med att man före
denna tid ej systematiskt kartlagt och förtecknat
stjärnor ljussvagare än 6m. Genom F W
Argelan-ders och hans medhjälpares väldiga verk "Bonner
Durchmusterung" fick man nya betydelsefullare
möjligheter att upptäcka föränderliga stjärnor
över huvud och då framför allt "nya" stjärnor.
Sedan den omfattande samlingen av astronomiska
fotografier lagts upp vid Harvardobservatoriet
omkring 1890 fick man andra möjligheter att
upptäcka nya stjärnor. Medan man omkring 1900
blott kände till cirka sexton sådana ha under
följande 44 åren så många blivit upptäckta, att man
har cirka 120 säkra fall. Därjämte har man sedan
år 1850 iakttagit minst omkring 200 osäkra fall
inom vårt stjärnsystem.
De mest karakteristiska dragen i en novas
uppflammande avspeglas i de spektrala processer som
gå parallellt med ljusväxlingarna. Man kan i
detta hänseende skilja mellan minst sju särskilda
stadier. Det första av dem är det som går före
uppflammandet, dvs. prenovastadiet. Stjärnan
synes då vara en vanlig stjärna. Det är troligt
att dess ljusstyrka på ett oregelbundet sätt
fluktuerar helt obetydligt. I uppflamningsstadiet, dvs.
då stjärnans ljusstyrka synnerligen snabbt växer
till, undergår ej spektret några påtagliga
förändringar på annat sätt än att absorptionslinjerna
förskjutas starkt åt violett. De synas därvid bli
diffusare än de varit förut. När stjärnan nått upp
till sin största ljusstyrka inträder maximistadiet.
Emissionslinjer börja då framträda och äro
kantade på den violetta sidan med fina
absorptions-linjer. Emissionslinjerna som ha ytterst
invecklad struktur växa snabbt till i bredd och intensitet.
Därefter följer ett stadium då nya
absorptions-linjer framträda som äro ännu starkare
förskjutna åt violett än den första uppsättningen var det.
Framträdandet av nya serier av emissions- och
absorptionslinjer gör detta eftermaximala stadium
till en spektralanalytisk djungel.
Under det ljusstyrkan fortsätter att avta
inträffar nästa spektrala stadium som kan benämnas
det planetariska nebulosastadiet. De för detta
karakteristiska av högjoniserat syre, kol och
kväve orsakade "nebulosalinjerna" träda nu fram.
Stjärnans spektrum är till den grad likt de
planetariska nebulosornas att det stundom kan vara
svårt att skilja mellan de bägge slagen av
världskroppar. Den enda differensen synes vara att de
nya stjärnorna ej stanna länge i det planetariska
nebulosastadiet utan snabbt övergå i nästa
spek-tralstadium. Detta kallas Wolf Rayet eller
O-stadiet. Vissa av ljusa linjer framträda här som
karakterisera dessa stjärnofs spektra. Inte heller
detta stadium blir särskilt långvarigt. Det
kontinuerliga spektret börjar nu växa till medan
emissionslinjerna bli allt svagare för att i flera fall
alldeles försvinna och ersättas av ett spektrum
av det för vanliga stjärnor typiska slaget.
Samtidigt härmed har stjärnan mer eller mindre åter
nått sin ursprungliga ljusstyrka (postnovastadiet).
Ursprungligen tänkte man sig en stjärnas
uppflammande som nova närmast vore att likna vid
en meteors inträngande i vår atmosfär. Uppflam-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
