Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Stjärnorna — vintergatornas stjärnvärldar - Minst 20 000 dubbelstjärnor kända - Stjärnornas massor och inre täthet - De största kända stjärnorna - Milliarder stjärnor i rymden
<< 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.
3258 STJÄRNORNA____________________________________
Med kikarens hjälp fann man redan tidigt, att ett
stort antal solar måste vara dubbla och röra sig kring
en för dubbelstjärnans komponenter gemensam
tyngdpunkt. Mitchell visade 1784, att de kända fall
då stjärnor skenbart befann sig nära varandra var
vida fler än vad som enligt sannolikhetskalkylen
skulle synas vara fallet vid en slumpartad fördelning
i rymden. William Herschel kunde efter 25 års
studier påvisa i fråga om flera av de observerade
dubbelstjärnorna, att deras komponenter rörde sig runt den
gemensamma tyngdpunkten. Omloppstiden är
ibland flera tusen år, varför det tar tid att kunna
konstatera en sådan rörelse. Sedan Herschels tid har man
genom omfattande iakttagelser kunnat inregistrera
åtminstone 20 000 dubbelstjärnor. I åtskilliga andra
fall får man ställa på framtiden avgörandet, om det är
fråga om verkliga dubbelstjärnor, där
komponenterna hör samman, eller om det är ett »falskt par»,
endast en optisk dubbelstjärna.
I vissa fall ligger komponenterna mycket nära
varandra, så nära, att man inte ens i de största
instrument kan skilja dem åt. Man kan likväl konstatera, att
det föreligger en dubbelstjärna, inte endast när den
ena komponenten periodiskt förmörkar den andra,
såsom fallet är med Algol, utan även i andra fall. Det
är spektrallinjernas periodiska klyvning och
förskjutning som avslöjar, att en sådan stjärna verkligen är
en dubbelstjärna. Flera tusen sådana
spektroskopi-ska dubbelstjärnor är kända, och i över 500 fall har
man kunnat beräkna deras banor.
Förutom dubbelstjämorna finns även tredubbla
och mångdubbla stjärnor med komplicerade
inbördes rörelser. En fullständig undersökning av det
relativa antalet dubbla och flerdubbla stjärnor har inte
slutförts, men det anses nu sannolikt, att rent av
hälften av alla individuella stjärnor tillhör dubbla eller
flerdubbla system.
Beträffande stjärnhopar, öppna och klotformiga,
hänvisas till artikeln Vintergatan.
Stjärnornas massor och inre täthet
Dubbelstjärnorna ger möjlighet att väga
stjärnorna, dvs. bestämma hur mycket materia de innehåller.
Om man hos ett dubbelst järnpar känner avståndet
mellan dess bägge solar och den tid under vilken de
gör ett omlopp kring den gemensamma
tyngdpunkten, kan man beräkna parets sammanlagda massa,
jämförd med massan av vår sol. Förhållandet mellan
de bägge komponenternas massor kan bestämmas, så
snart man känner tyngdpunktens läge på den linje som
tänkes sammanbinda de båda solarna. Det tal som
anger stjärnans massa, multiplicerat med avståndet till
tyngdpunkten, är lika stort för de båda stjärnorna i
enlighet med samma princip som gäller t. ex. för en
decimalvåg. Dubbelstjärnor ger oss alltså en
möjlighet att beräkna massan för enskilda stjärnor.
Av dessa undersökningar framgår, att det råder ett
intimt samband mellan en stjärnas massa och dess
lyskraft. Så länge en stjärna har oförändrad massa,
har den också i det närmaste samma lyskraft. Detta
gör, att i HR-diagrammet måste en stjärna under
utvecklingens gång förflytta sig nästan parallellt med
den vågräta axeln, så länge inte massan avsevärt
förändras.
En stjärnas energialstring sker enligt den nya
astro-fysikens resultat genom atomkärnprocesser i
stjärnans centrala delar (se Solen). Därvid omvandlas
stjärnans massa till strålningsenergi, och
stjärnmas-san kommer alltså att minska, såvida stjärnan inte
kompenserar denna minskning genom att dra till sig
nebulösa massor från den omgivande rymden. Dessa
båda nämnda processer är avgörande för stjärnans
utvecklingsförlopp, dess förflyttning över
HR-diagrammet under utvecklingens gång.
Då man känner en stjärnas temperatur och därmed
intensiteten hos dess utstrålning samt stjärnans
absoluta ljusstyrka, kan man beräkna storleken av
stjärnans yta, såsom förut nämnts. Då man nu även kan
beräkna stjärnans massa, blir därmed också
stjärnmassans genomsnittliga täthet bekant.
De största kända stjärnorna
Den största hittills kända stjärnan är en
komponent till Epsilon i Kusken med en diameter 3 000
gånger solens. Alfa i Herkules har en diameter = 800
soldiametrar, diametern hos Betelgeuze varierar
mellan 300 och 450 soldiametrar. Alla dessa är röda
jättar med en medeltäthet så låg att den nästan
påminner om ett vakuum på jorden, i varje fall många
gånger mindre än tätheten hos vanlig luft. De vita
dvärgarna har däremot diametrar som endast är några
procent av solens, och deras medeltäthet kan vara
flera tiotal tusen gånger vattnets täthet.
Trots att stjärnorna är så oerhört olika varandra
i fråga om diametrar och inre täthet, visar de
märkligt nog en ganska stor enhetlighet i fråga om
massans storlek. Medan de minsta st järnmassorna är
ungefär tiondelen av vår sols massa, har det stora
flertalet stjärnor en massa av ungefär solens storlek
eller något mindre, och de väldiga jättestjärnoma har
i regel en massa som inte är mer än några tiotal eller
något hundratal gånger solens massa.
Milliarder stjärnor i rymden
Förutom de milliarder stjärnor som bildar vårt
Vintergatsystem finns det otaliga stjärnor i andra
liknande system, som astronomerna nu kan upptäcka i
milliontal med nutidens jätteinstrument. Av dessa är
det endast ett som kan ses med blotta ögat:
Andro-medasystemet, bortsett från två drabanter till
Vin-tergatssystemet, de magellanska molnen. Se vidare art.
Världsalltet, Vintergatan och Nebulosor.
Artiklar, som saknas i detta band, torde sökas i registerbanden
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
