Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Stjärnorna — vintergatornas stjärnvärldar - Stjärnorna är solar - Stjärnornas ljusstyrkor - Stjärnornas avstånd
<< 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.
3252 STJÄRNORNA _____________________________________
lande till solens. Genom att anta, att Sirius och solen
i sig själva var lika ljusstarka, kunde han beräkna
avståndet från oss till Sirius. I verkligheten är
emellertid Sirius 26 gånger så ljusstark som vår sol. Detta
förhållande medförde, att den av Huygens beräknade
distansen till Sirius blev åtskilligt för liten.
Emellertid är det först vid denna tid som man började tänka
sig, att stjärnorna var världskroppar av samma slag
som vår sol, och den senare utvecklingen visade, att
detta antagande verkligen var berättigat.
Stjärnornas ljusstyrkor
Paulus påpekar i 1 Kor. 15: 41, att inte blott de stora
himlakropparna utan även stjärnorna lyser med olika
glans (»den ena stjärnan övergår den andra i
härlighet»). Men någon egentlig indelning av stjärnorna med
avseende på ljus hade dock vid denna tid ännu inte
gjorts. Den förste som gjorde en sådan systematik var
den berömde grekiske astronomen Ptolemai’os, som
föddes omkring 100 e. Kr. Han indelade stjärnorna
med avseende på deras ljusstyrka i olika
storleks-klasser. De starkast lysande stjärnorna sägs vara av
första storleken, de svagaste, som vi med blotta ögat
nätt och jämnt kan skönja, av sjätte. Man måste här
lägga märke till att uttrycket »storlek» egentligen är
ganska olämpligt. Det är troligt, att Ptolemaios trodde
sig bestämma stjärnornas storlek, men det han
faktiskt bestämde var stjärnornas skenbara ljusstyrka.
Då nu en stjärnas verkliga storlek, som i vissa fall
kunnat direkt uppmätas och i många fall beräknas
med stor noggrannhet, inte har något direkt att göra
med dess skenbara ljusstyrka, är det lämpligt, att
man i stället för stjärnstorlek som mått på ljusstyrkan
använder uttrycket ordnings- eller ljusstyrkeklass
eller facktermen magnitud.
De sex klasser som Ptolemaios hade infört räckte
emellertid inte till, sedan kikaren upptäckts. Denna
uppenbarade en mängd stjärnor, som man inte
kunnat se med blotta ögat, och Galilei framhöll, att man
kunde tillägga sex nya ljusstyrkeklasser. Då det är
lika viktigt att ha ljusstyrkebeteckning för de
ljus-svagare som för de ljusstarkare stjärnorna, fick man
öka indelningen med nya klasser.
Emellertid lämnade den antika indelningen länge
plats för en viss godtycklighet. Man måste nämligen
nöja sig med att med ögonens hjälp uppskatta
stjärnornas ljusstyrka, vilket medförde, att resultaten inte
kunde bli särskilt tillförlitliga. I och med
utvecklingen av fotometrin, den vetenskapsgren som anvisar
noggranna metoder att uppmäta ljusmängden, har
kunskapen om stjärnornas ljus utvecklats enormt.
Man kan nu med utomordentlig noggrannhet
bestämma den ljusmängd som en stjärna utsänder per
tidsenhet, och då en noggrann uppmätning av
stjärnornas ljusstyrkor är av stor vikt för astronomin,
måste en stjärnas ljusstyrkeklass (magnitud) anges
med decimalbråk. Man har då måst göra en noggrann
definition av klassindelningen. En stjärna, som är en
klass högre än en annan, har ungefär 2/2
(noggrannare 2,512) ggr så stor ljusstyrka. (Detta tal 2,512
har bl. a. den fördelen, att om en stjärna är 5 klasser
starkare än en annan, så har den exakt 100 ggr så
stor ljusstyrka.)
Man känner nu ljusstyrkeklassen för
hundratusentals stjärnor med tillfredsställande noggrannhet. För
somliga ljusstarka stjärnor måste man använda
klassbeteckningar med lägre tal än 1, för de allra ljusaste
t. o. m. tal som är mindre än noll, alltså negativa tal.
Så finns det stjärnor av t. ex. magnituderna 0,3, 0,1,
-0,89, -1,58.
Stjärnornas avstånd
I artikeln Astronomi visades i korthet, hur man
kan uppmäta avstånd i världsrymden. Då jorden
vandrar sin bana runt solen, ser vi, hur stjärnorna,
åtminstone de närmaste, tycks förskjuta sina lägen på
himlen, visserligen obetydligt men dock uppmätbart.
Ur förskjutningens storlek kan stjärnans avstånd
beräknas. Denna direkta metod ger noggranna
resultat endast när det gäller avstånd om några tiotal
ljusår, men för avstånd över 100 ljusår är den alltför
osäker. För sådana avstånd finns det emellertid flera
indirekta metoder. Med sådana har man kunnat
bestämma avstånd om tiotusentals ljusår, t. o. m.
avstånd till främmande stjärnvärldar om flera
millioner ljusår. Dessa metoder skall omnämnas senare.
I stället för ljusår (— 9,5 billioner km) använder
man i astronomin längdenheten parsek. Antag att vid
den nämnda direkta avståndsmätningen en stjärnas
läge på himlen skulle förskjutas en bågsekund,
medan jorden flyttar sig i sin bana så mycket som banans
(medel)radie. Då kallas stjärnans avstånd 1 parsek.
Blir stjärnans skenbara förskjutning då endast 0,1
bågsekund, är avståndet 10 parsek osv. Avståndet 1
parsek är 3,26 ljusår. Ingen känd stjärna ligger oss så
nära. Den närmaste kända stjärnan, a (alfa) i
Cen-tauren, har avståndet 1,3 parsek eller ca 4,3 ljusår.
(En komponent till denna stjärna har något kortare
avstånd, ca 4,2 ljusår.)
Hittills känner man inom 11 ljusårs avstånd 11
stjärnor, om vår sol medräknas, vilket kan vara lätt
att minnas. Bland dessa är emellertid två
dubbelstjärnor, nämligen Sirius, den ljusstarkaste stjärnan
på vår himmel, och Pro’cyon, den ljusstarka
stjärnan i Lilla Hunden, samt en tredubbel, nämligen den
nämnda närmaste stjärnan a i Centauren, som inte
syns på vår nordliga himmel. Det finns alltså 15
individuella stjärnor inom 11 ljusårs avstånd. Märkligt
nog hör endast de nämnda tre av dem till de
ljusstarkaste på vår himmel. Om vi undersöker
förteckningen över de stjärnor som ligger inom tredubbla
avståndet, så kunde man vänta, att eftersom denna
Artiklar, som saknas i detta band, torde sökas i registerbanden
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
