Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Hur avspeglar sig en stjärnas konstitution i dess spektrum? Av doc. B. Lindblad
<< 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.
täthet kunde endast vara att betvivla, att sambandet mellan yttemperatur och. ytljusstyrka äger tillämpning i detta speciella fall. Men möjligen är det i stället en fördom att ej vilja medge, att en så tät packning av materia är möjlig i en stjärna.
I den nya form Eddingtons teori tagit är dess ställning till teorier om stjärnornas utveckling en annan än förut. Den RussELi’ska utvecklingsgången vore endast möjlig, om stjärnorna utstråla av sin massa så länge, att en kraftig reduktion av massan äger rum. Men till en sådan effekt skulle åtgå även ur astronomisk synpunkt fantastiska tidrymder. Möjligen lutar vågskålen mer åt den åsikten, att den gängse föreställningen om en stjärnornas utveckling från en av de vanliga typerna till en annan inneburit en överdrift, och att åtminstone i första approximationen stjärnorna äro att anse som konstanta. Exempel på en övergång mellan olika spek-traltyper ha vi visserligen för ett slag av variabla stjärnor, den s. k. Cepheidtypen, men i detta fall rör det sig om periodiska förändringar, som kunna uppfattas som svängningar omkring ett jämviktsläge.
Strålningsjämvikten för roterande stjärnor har undersökts av Milne och von Zeipel. Den senare finner, att för jämvikt fordras, att den inre frigörelsen av energi per massenhet e står i följande relation till tätheten g och rotationshastigheten tu:
DE SPEKTROSKOPISKA BESTÄMNINGARNA AV AVSTÅND. ABSOLUT LJUSSTYRKA OCH SPEKTRALTYP.
Med Eddingtons samband mellan massa och total utstrålning följer, i enlighet med vad vi i ett föregående kapitel utrett, att efter en bestämning av en stjärnas effektiva temperatur stjärnans konstitution i själva verket endast har en
I
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
