Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Föredrag i astronomi, af prof. Karl Bohlin
<< 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.
FÖREDRAG I ASTRONOMI. 185
visuella observationerna af spektralliniernas förskjutning i
stjärnspektra i förhållande till motsvarande linier i vakuum-
röret underkastade de största svårigheter, så snart man ic’ke
hade tillgång till de ljusstarkaste tuber och icke ville in-
skränka sig tUl de allra ljusstarkaste fixstjärna. Det var först
sedan den fotografiska metoden börjat tillämpas på stellär-
spectroskopien genom Vogel 1887, som resultaten blefvo af
större räckvidd och noggrannhet. Det första verkligt klassi-
ska arbete af denna art var ock bestämningen af radialhastig-
heten hos 51 stjärnor genom Vogel och Scheixer, publicerad
i 7:de Volymen af Publicationen des Astrophysikalischen Obser-
vatoriums zu Potsdam. Det nästa framsteget i denna rikt-
ning är att tillskrifva mr Campbell, numera direktör för Lick-
observatoriet, i det nämligen han, genom användning af järn
såsom jämförelsespektrum, lyckades i hög grad uppdrifva
noggrannheten af de spektrografiska iakttagelserna. Man
började efter denna tid såsom enhet för radialhastigheten
införa kilometern i stället för den af Vogel begagnade geo-
grafiska milen (approximativt = 7 kilometer). Noggrannheten
har sedermera ytterligare stegrats genom användning af en
till alla delar med största omsorg konstruerad spektrograf,
vid hvilken principen för prismornas hållande vid konstant
temperatur genom en särskild värmeledningsapparat tilläm-
pats. Denna den s. k. BRUCE-spektrografen var redan hösten
1901 installerad å Yerkes-observatoriet och har sedermera
systematiskt kommit till användning för bestämning af stellära
rörelser i synliniens riktning.
Bland de uppgifter, som därvid kommit till behandling var
bestämningen af rörelsen hos stjärnor af den s. k. Orion-
typen, hvartill höra först och främst ett flertal stjärnor till-
hörande den uppenbarligen säregna trakt af himmelen, där
den mångbesjungna Orions stjärnbild aftecknar sig samt dess-
utom ett antal andra öfver himmelssferen temligen likformigt
fördelade klara stjärnor. Stjärnorna af Oriontyp hafva där-
utinnan för astrofysiken ett visst intresse, att desamma otvifvel-
aktigt befinna sig på ett mycket tidigt stadium af stellär
evolution. Deras kemiska sammansättning är enkel, i det
spektralliniema angifva hufvudsakligen endast följande be-
ståndsdelar: väte, helium, syre, siliciutn, kväfve, inagneshim.
Tillvaron af helium är det mest utmärkande draget för denna
typ, hvarför dithörande stjärnor ofta kallas för Heliumstjärnor.
Vetenskaps- Akademiens Årsbok. 3. 1905. ]3
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
