Nordisk familjebok / Uggleupplagan. 26. Slöke - Stockholm / 1429-1430 (1917) Tema: Reference Table of Contents / Innehåll | << Previous | Next >>
	Project Runeberg | Catalog | Recent Changes | Donate | Comments? |

Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Stjärnor

<< 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 been proofread at least once. (diff) (history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång. (skillnad) (historik)

Det antal stjärnor, som äro åtkomliga med nutidens
optiska hjälpmedel och i synnerhet med de moderna
astrofotografiska instrumenten, kan icke ens
tillnärmelsevis anges; säkerligen måste man emellertid
uppskatta detta antal till hundratals millioner.

I ett afseende likna alla stjärnor hvarandra: de äro,
äfven med användning af de starkaste förstoringar,
omätbart små till sin skenbara utsträckning och
framstå, om man bortser från det af ögats och det
använda instrumentets ofullkomligheter betingade
utbredandet i en liten skifva, endast som små
ljuspunkter. De enda olikheter, som vid blotta
betraktandet af stjärnorna med obeväpnadt öga eller
med tillhjälp af kikare kunna upptäckas hos dem,
hänföra sig till deras skenbara ljusstyrka och
färg. – Med afseende på stjärnornas ljusstyrka har
man redan i den klassiska forntiden indelat dem i
olika s. k. storleksklasser. Man sammanförde ett
visst antal af de allra ljusstarkaste stjärnorna
och kallade dem för stjärnor af 1:a storleken, ett
antal af de därnäst ljusstarkaste betecknades som
stjärnor af 2:a storleken o. s. v. De för blotta ögat
nätt och jämnt synliga stjärnorna räknas enligt detta
indelningssystem till 6:e storleken. Den sedan gammalt
använda benämningen "storlek" har här ingenting att
göra med stjärnornas verkliga storlek i egentlig
mening, som ju i allmänhet är fullkomligt obekant,
utan afser endast att ge ett begrepp om den skenbara
ljusstyrkan. Enligt denna ursprungligen godtyckligt
definierade storleksindelning har man för hela
himmelssfären följande antal för blotta ögat synliga
stjärnor, tillhörande de olika storleksklasserna:

Storlek	Antal	Summa
1	18	18
2	60	78
3	171	249
4	411	660
5	1123	1783
6	3908	5691

Liksom icke alla stjärnor af 1:a storleken äro
lika ljusstarka – Sirius är t. ex. mer än 5
gånger så ljusstark som Vega –, så gäller detta
äfven för de öfriga storleksklasserna. Denna
klassindelning var sålunda tillräcklig endast för
en ungefärlig uppskattning af stjärnornas inbördes
ljusstyrkeförhållanden. Man var därför nödsakad
att införa underklasser, om man ville noggrannare
ange ljusstyrkorna. Detta sker ändamålsenligast
genom att helt enkelt indela storleksklasserna
i tiondedelar, hundradelar o. s. v. Sålunda
betecknas t. ex. ljusstyrkorna mellan 2:a och 3:e
storleksklassen med 2,1, 2,2, 2,3 o. s. v. eller,
om det är fråga om ännu noggrannare bestämningar, med
2,01, 2,02, 2,03 o. s. v. Till 1:a storleksklassen
hade man från början utan undantag hänfört alla
stjärnor, som äro ljusstarkare än 2:a storleken, ehuru
vissa af dem egentligen skilja sig från hvarandra
med betydligt mer än en storleksklass. Genom
införandet af decimalindelningen blef det nu
möjligt att få en konsekvent beteckning äfven för
dessa största ljusstyrkor, i det att man fortsatte
räkningen bakåt från 1 och införde klasserna 0,9,
0,8, 0,7 o. s. v. Vissa af de allra ljusstarkaste
stjärnorna skola sålunda egentligen, i st. f.
att betecknas som af 1:a storleken, anges som af 0:e
storleken. För himmelens två ljusaste stjärnor, Sirius
och Canopus, räcker t. o. m. detta icke till, utan
man måste konsekvent fortsätta från O till negativa
tal, så att Sirius enligt detta system betecknas med
storleken -1,7 och Canopus med
-1,0. Med en negativ storleksbeteckning
som -1,0 förstår man alltså, att den ifrågavarande
stjärnan är en storleksklass ljusstarkare
än en stjärna af 0:e och två storleksklasser
ljusstarkare än en stjärna af 1:a storleken.
För det noggrannare fastställandet af stjärnornas
ljusstyrka äro naturligtvis blotta uppskattningar
icke tillräckliga. Härtill erfordras särskilda mer
eller mindre noggranna apparater, astronomiska
fotometrar (se Astronomiska instrument, sp. 299).
Det är genom fotometriska uppmätningar af stjärnornas
ljusstyrka, som man kunnat skaffa en
rationell grundval för stjärnornas indelning i
storleksklasser, hvilken från början var
endast ungefärlig och tämligen godtycklig.
Man har på denna väg funnit, att förhållandet i
ljusstyrka mellan två successiva storleksklasser i
den ursprungliga indelningen visserligen icke var
alltigenom konstant, men att det dock i genomsnitt
kunde anges till ungefär 2,5, så att t. ex.
en stjärna af 5:e storleken sänder oss ungefär 2 1/2
gånger så mycket ljus som en stjärna af 6:e storleken.
På grund af detta resultat har man numera definierat
storleksklasserna så, att två stjärnor sägas skilja
sig med en storleksklass från hvarandra, då den
enas ljusstyrka är 2,5 gånger så stor som den
andras. Matematiskt kan detta uttryckas på
följande sätt. Om h_m är ljusstyrkan hos en stjärna
af storleksklassen m och h_n ljusstyrkan hos en
stjärna af storleksklassen n, har man:

(h_m / h_n) = 2,5n - m,

hvaraf:

log h_m - log h_n = 0,39794 (n - m),

där, såsom af det föregående framgår, m och n icke
nödvändigt behöfva betyda hela tal. Då man nu vid
undersökningar öfver stjärnornas ljusstyrka vanligen
räknar med ljusstyrkelogaritmerna, har man
för att förenkla räkningarna afrundat koefficienten
i sista ledet till 0,4, så att ekvationen
kommer att lyda (se Pogson, N. R.):

log h_m - log h_n = 0,4 (n - m).

Denna förenkling innebär, att förhållandet i
ljusstyrka mellan två successiva storleksklasser
strängt taget definieras som 2,512 i st. f. 2,5. Genom
detta fastställande har den gamla indelningen
i storleksklasser kunnat i hufvudsak bibehållas,
men den har baserats på en fast grundval, och den
osäkerhet och godtycklighet, hvarmed den ursprungligen
var behäftad, ha aflägsnats. Man har nu utan svårighet
kunnat fortsätta storleksindelningen till de ljussvaga
stjärnor, som äro osynliga för blotta ögat, och
man kan sålunda med samma otvetydighet definiera
t. ex. den 14:e eller 15:e storleksklassen som den 4:e
eller 5:e. – Resultaten af fotometriska undersökningar
och mätningar af stjärnornas ljusstyrka af Pritchard,
Pickering, Müller och Kempf m. fl. ha nedlagts i mer
eller mindre omfattande fotometriska

<< prev. page << föreg. sida <<     >> nästa sida >> next page >>