Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Stjärnorna — vintergatornas stjärnvärldar - Stjärnor som växlar i ljusstryka - Världsrymdens blinkfyrar - Minst 20 000 dubbelstjärnor kända
<< 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.
STJÄRNORNA 3257
eller, rättare sagt, att de båda kretsar runt den
gemensamma tyngdpunkten.
Det finns flera andra slag av variabla stjärnor.
Intill slutet av 1700-talet var dock endast Algol,
»demonstjärnan», och 9 andra variabler kända. Numera
upptäcks något hundratal varje år och det totala
antalet kända variabler är för närvarande ca 20 ooo. De
allra flesta är även i sitt maximum mycket ljussvaga,
så att de inte kunnat upptäckas utan nutidens starka
instrument. Av de för blotta ögat synliga stjärnorna
har endast 3 % variabel ljusstyrka.
De föränderliga stjärnor som inte såsom Algol är
förmörkelsevariabler har skiftande ljusstyrka
därför att de pulserar, dvs. växelvis utvidgar och
sammandrar sig, en pulsation som kan ske mer eller
mindre regelbundet.
Världsrymdens blinkfyrar
En typ av ytterligt regelbundna, pulserande
variabler är de s. k. cepheiderna, som fått sitt namn efter
stjärnan Delta i Cepheus. De växlar så punktligt, att
man nästan skulle kunna använda dem som klockor
på himlavalvet. Men det är en annan oerhört viktig
användning de fått.
Cepheidernas ljus ändras på liknande sätt som
ljusskenet skulle växla hos en gaslåga, om man skruvade
upp kranen med ett ryck (härav namnet »blinkfyrar»)
men sedan långsamt vred till den igen. Delta i Cepheus
har en period av 5 dygn 8 tim. 47/2 min. Men redan
efter 1/2 dygn växer dess ljusstyrka från sitt minsta
till sitt största värde, varunder ljusstyrkan
fördubblas. Vid sitt maximum strålar denna jättestjärna ut
lika mycket ljus som 600 sådana solar som vår sol.
Miss H. S. Leavitt på Harvardobservatoriet
gjorde år 1912 en ytterligt viktig upptäckt. Hon fann, att
cepheider som har samma absoluta ljusstyrka också
har samma pulsationsperiod och att ju större
absolut ljusstyrka en cepheid har dess längre är perioden
för dess ljusväxling. En ljusstarkare cepheid utför
så att säga sin andningsrörelse i en långsammare takt
än en ljussvagare. Detta samband mellan absolut
ljusstyrka och ljusväxlingsperiod följer en så exakt lag
att man av den senare kan sluta sig till den förra.
Man behöver alltså endast mäta
Ijusväxlingsperio-den för en cepheid för att veta, hur stor verklig
ljusstyrka den har, och då man ju också känner dess
skenbara ljusstyrka, är det ingen som helst
svårighet att beräkna dess avstånd.
Här föreligger alltså ännu en metod att på indirekt
väg beräkna en stjärnas avstånd. Och det märkliga är
att, då cepheider ger sig till känna i oerhört avlägsna
stjärnhopar och stjärnsystem, kan man ur
Ijusväx-lingsperioden bestämma dessa stjärnsystems avstånd,
även om de uppgår till ett par mill. ljusår eller något
mera. Betydelsefullt är att bestämningen av dessa
svindlande avstånd kan ske med procentuellt större
Överst. Förklaringen till den regelbundna förändringen av
stjärnan Algols ljusstyrka: Vart tredje dygn skyms
huvud-stjärnan delvis av sin mycket ljussvaga komponent under ca
9 timmar. När komponenten skyms inverkar det däremot
obetydligt på stjärnans ljusstyrka. — I stjärnbilden Hercules
uppflammade i slutet av 1934 en nova (nedre bilden t. v.).
Redan 6 maj 1936 hade den försvagats så kraftigt som nedre
bilden t. h. visar. Sedan ökade den något i ljusstyrka men
är osynlig för blotta ögat.
noggrannhet än den med vilken man med den direkta
avståndsmätningsmetoden, »lantmäterimetoden», kan
bestämma avstånd om 100 ljusår.
Minst 20 ooo dubbelstjärnor kända
Stjärnan Algol är en dubbelstjärna, men det är
givetvis undantag att en dubbelstjärnas
komponenter kretsar runt varandra på sådant sätt, att de
periodvis skymmer varandra. Även om de kretsar mycket
nära varandra, behöver det inte ske i ett sådant plan,
att den ena periodvis syns komma framför den andra.
Artiklar, som saknas i detta band, torde sökas i registerbanden
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
