Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Pyrstötähdet ...
<< 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.
241
Pyrstötähdet
1242
heitteestä. Yleensä arveltiin vanhalla ja
ceskiajalla, että p. olivat valoilmiöitä maan
ilmakehässä. Vasta 1600-luvulla päästiin yleisesti
selville siitä, että p. todella ovat
taivaankappaleita. Newton todisti gravitatsionilakinsa
perusteella. että jos jollakin taivaankappaleella maan
etäisyydellä auringosta on alkunopeus > 42 km
sekunnissa aurinkoon nähden, niin on rata
hyperbeli ja kappale avaruudesta kotoisin. Jos
nopeus on < 42 km sekunnissa, on rata ellipsi
ja kappale aurinkokuntaan kuuluva; rajasattuma
näitten tapausten välillä, nopeus = 42 km
sekunnissa, antaa parabelinmuotoisen radan.
Teoreettisesti tämmöinen rajasattuma on
epätodenmukai-nen; koska kuitenkin p. ovat havaittavissa
ainoastaan siinä osassa rataa mikä on lähinnä
aurinkoa ja tämä osa yleensä ei riitä varmuudella
määräämään radan laatua, oletetaan komeettien
ratalaskuissa yksinkertaisuuden vuoksi radan
olevan parabelin (jo Newton keksi menettelytavan,
minkä avulla kolmesta havainnosta voitiin
laskea p:n parabelinmuotoinen rata). Uusista
havainnoista voidaan mahdollisesti päättää,
aukeneeko rata apiieliumissa hyperbelinmuotoiseksi.
vai suippeneeko se ellipsiksi.
Hyperbelinmuotoi-set radat ovat erittäin harvinaisia, useimmissa
tapauksissa rata kallistuu ellipsinmuotoiseksi.
Kiertoaika on kuitenkin vaikea varmuudella
määrätä. ja kuta suuremmaksi se on laskettu, sitä
suurempi todenmukainen virhe siinä on. Yleensä
arvellaan niiden ratojen ulottuvan tosin kauas
planeettiratojen ulkopuolelle, mutta kuitenkin
•pysyvän siksi lähellä aurinkosysteemiä, että ne
täytyy laskea siihen kuuluviksi.
Seuraava taulu luettelee ne p., joitten
kierto-ajat on laskettu olevan alle sadan vuoden ja jotka
ovat havaitut useammin kuin kerran.
Nimi
Radan kaltevuus I) suora
liikesuunta, K
retrogradinen suunta Eksentrlsiteettl Suurin entisyys auringosta (maan radan sltde = 1) Kiertoaika vuosia
Encke 12° 35’ D 0,847 4,10 3,301
Tempels 12° 45’ D 0.55s 4,66 5,173
Brorsen 29° 23’ D 0,810 5,61 5,456
Tempelj-L. Swift 5° 27’D 0,038 5,33 5.681
Winnecke 18° 17’D 0,702 5,55 5,893
De Vico-E. Swift 3° 35’ D 0,816 5,5» 6,400
Perrine 15° 41’D 0,663 5,76 6,454
Tempeli 10° 47’ D 0,403 4.90 6,538
Finlay 3" 3’D 0,734 6.03 6,540
d’Arrest 15° 47’D 0,837 5,73 6,543
Biela 12° 22’ D 0,753 6.33 6.893
Wolf 25° 16’ D 0,538 5,60 6.804
Holmes 20° 49’ D 0.415 5,10 6,857
Brooks» 6° 4’D 0,489 5,43 7,105
Faye 10° 38’D 0,585 5,94 7,105
Tuttle 54° 29’ D 0.833 10,41 13.667
Pons-Brook s 74° 3’D 0,855 33,70 71,56
Olbers 44° 34’ D 0,931 33,65 72,65
Halley 17° 47’R 0,987 35,31 76,03
Taulusta huomaa, että lyhytperiodiset p.
yleensä liikkuvat radoissa, joitten tasot eivät
suuresti poikkea ekliptikasta, ja että liikesuunta
on tav. sama kuin planeettienkin.
Pitkäperiodis-ten p:n ratakaltevuudet jakaantuvat sitävastoin
jokseenkin tasan kaikille kulmille, ja liike-
suunta on yhtä usein retrogradinen kuin
suorakin. Lyhytperiodisten p;n eksentrisiteetit ovat
pienemmät kuin pitkäperiodisten (jotka
lähenevät lukua 1) eivätkä poikkea suuresti muutamien
planetoidieu eksentrisiteetistä (esim. 475 Ocllou
eksentrisiteetti on=0.s»i). Lisäksi huomaa, että
taulun 15 ensimäisen pyrstötähden suurin
etäisyys auringosta ei tuntuvasti poikkea Jupiterin
vastaavasta keskietäisyydestä (=5,so). Tuttleup:n
apheliumväli lähenee taas Saturnuksen
keskietäi-syyttä (= 9.54) ja kolmen viimeisen radat
ulottuvat hieman ulkopuolelle Neptunuksen rataa
(keskietäisyys = 30,07). Koska vielä nimenomaan
on huomattu, että kiertotähdet (etenkin Jupiter,
vrt. Lexellin pyrstötähti) usein
muuttelevat p:n ratoja, niin käy vaikeaksi päättää,
kuuluuko joku pyrstötähti alkuaan aurinkokuntaan
vai onko se avaruudesta tullut ja jonkun
kiertotähden „vangitsema". Pyrstötähti on tietysti sitä
helpompi vangita, kuta enemmän sen radan taso
käy yhteen ekliptikan tason kanssa. Kun toisaalta
taas ei ole havaittu, että p. olisivat
aikaansaaneet minkäänlaisia häiriöitä kiertotähtien
liikkeessä, täytyy olettaa, että komeettien massa
(ainemäärä) on erinomaisen pieni. Pyrstön
hataruuden arvaa myös siitä, ettei se mitenkään
himmennä tai taita sen läpi näkyvien kiintotähtien
valoa. Kun suuri pyrstötähti 1882 ja Halleyn
pyrstötähti 1910 kulkivat maasta katsottuina
auringonpinnan yli, ei auringonpinnalla nähty
minkäänlaista pilkkua sydämestäkään. Kuinka
tämä pieni ainemäärä voi synnyttää satoja
miljoonia km :ejä pitkän pyrstön ja aikaansaada
p :lle ominaisen suuren loiston, on vaikeata
selittää. Pyrstön synnystä arvellaan
seuraavasti : Kun pyrstön pää, joka -suurimmaksi
osaksi on kiinteitten kappalten muodostama,
lähenee aurinkoa, eristää auringonlämpö
kiinteissä kappaleissa sisältyviä kaasuja, joissa
syntyvät sähköilmiöt aikaansaavat valon.
Spektroskooppi osoittaa osaksi heijastunutta
auringonvaloa. osaksi hehkuvien kaasujen, etupäässä joko
hiilivedyn tai hiilioksidin synnyttämää.
Kaasujen haihtuminen komeetin lähestyessä aurinkoa
tapahtuu siltä puolen päätä, mikä on aurinkoon
päin käännetty. Määrätyllä etäisyydellä päästä
alkaa kaasu uudelleen kondenseerautua ja nyt
vaikuttaa auringonvalon säteilypaine
kondenseeraus-pisaroiliin, työntäen ne kauas pään toiselle puolen
ja siten synnyttäen pyrstön, missä sähköilmiöt
jatkuvat valolähteenä. Pyrstö on niin muodoin
aina käännetty auringosta poispäin, ja siinä
loistava aines on koko ajan liikkeessä samaan
suuntaan. joten pyrstö yhä syö uutta ainesta päästä
hajoittaakseen sen näkymättömiin. Jos RP on osa
pyrstötähden P:n rataa auringon A :n ympäri,
niin on pyrstöaines liikkunut välin XH samalla
aikaa kun pää on siirtynyt välin XP. Pyrstön
kaarevuus on niin muodoin riippuvainen
suh-XH
teestä Vp, ja kaarevuudesta voidaan siis
laskea se nopeus, millä auringon
säteily-paine työntää pyrstöainesta ulospäin.
Bredihin on tutkinut suuren joukon
komeetinpyrstöjä tässä suhteessa ja
huomannut, että p. täten voidaan
luokitella kolmeen ryhmään:
ensimäi-seen ryhmään kuuluvilla p :Ilä on
pyrstön repulsioui n. 18 kertaa auringon
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
