Nordisk familjebok / Uggleupplagan. 26. Slöke - Stockholm / 1433-1434 (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)

men förtonande mot det röda. Den violetta delen af
det kontinuerliga spektrum mycket svag, den röda
delen ljusstark. Dessa stjärnor äro fåtaliga, Secchi
räknar hit endast 25 stycken. Exempel: α Herculis,
α Orionis. IV (röda stjärnor): Jämte metallinjerna
uppträda breda absorptionsband, som äro skarpt
begränsade mot rödt, förtonande mot violett. Den
röda delen af spektrum relativt mycket ljusstark,
de blåa och violetta delarna helt eller delvis
osynliga. Ett ringa fåtal starkt rödaktiga stjärnor,
alla ljussvagare är 6:e storleken; Secchi upptar 17
stycken. (Af Pickering utvidgades denna klassifikation
sedermera med en typ V, omfattande ett fåtal stjärnor,
som utom mörka absorptionslinjer äfven ha ljusa
spektrallinjer (emissionslinjer). Dessa spektra voro
icke kända på Secchis tid).

Secchis typindelning används ännu med fördel, då det
gäller en klassificering af stjärnspektra i stora
drag utan hänsyn till små detaljskillnader. Andra
klassifikationssystem ha uppställts af Vogel,
Maury m. fl. Det nu allmännast tillämpade är det
Pickering-Cannonska. Enligt detta system indelas
stjärnornas spektra i en serie klasser, betecknade
med bokstäfverna O, B, A, F, G, K, M, N, hvartill
komma klasserna P för planetariska nebulosor och Q
för abnorma eller sammansatta spektra, som icke låta
inordna sig i ofvannämnda serie. (Den icke strängt
alfabetiska bokstafsordningen beror på historiska
orsaker.) Denna indelning är uppställd med hänsyn
till den sannolika gången af stjärnornas utveckling,
och ordningen mellan de olika klasserna är så vald,
att så godt som alla förekommande stjärnspektra
kunna kontinuerligt inordnas i serien. Man tänker
sig nämligen hvarje klass indelad i 10 underklasser,
och olika intermediära stadier mellan hufvudtyperna
karakteriseras genom beteckningar sådana som B5
(= stadium midt emellan B och A), G2 (= stadium,
som ligger 0,2 klass efter G och 0,8 före K)
o. s. v. Öfver hufvud är det ett mycket viktigt
resultat af de nyare undersökningarna, att nästan
alla stjärnors spektra kunna inordnas i en sådan
serie, där det ena stadiet omärkligt öfvergår i
det andra. Klasserna B och A motsvara tillsammans
ungefär typen I i Secchis klassifikation, F,
G och K utgöra tillsammans typen II, M motsvarar
III, och N motsvarar IV. Klassen O utgöres af de
mycket fåtaliga s. k. Wolf–Rayet-stjärnorna, som
karakteriseras genom vissa ljusa emissionslinjer
i spektrum. Klassen B utmärkes för några särskildt
framträdande absorptionslinjer, tillhörande grundämnet
helium, hvarföre de ofta kallas för
heliumstjärnor. Några af de ljusstarkare stjärnorna i
Orion, såsom δ och ε Orionis, tillhöra denna typ, som
därför ibland benämnes "Oriontypen". Klassen G är den,
som närmast öfverensstämmer med solspektrum. – För
undersökningen af stjärnornas spektra tillämpas numera
nästan uteslutande de fotografiska metoderna. Det
därvid använda instrumentet är vanligast spektrografen
(se Spektroskopiska apparater, där fig. 7, sp. 633,
afbildar en af de mindre spektrograferna
å Potsdamsobservatoriet, visserligen nu något
föråldrad). Ett annat slags spektralapparat, som också
för vissa fotografiska arbeten öfver stjärnspektra
ofta kommer till användning, är det s. k.
objektivprismat. För mycket ljussvaga stjärnor kan man
med dessa spektralapparater icke erhålla något tydligt
spektrum. För sådana stjärnor får man emellertid
en approximativ uppskattning af spektraltypen
genom fastställandet af en färgekvivalent,
t. ex. färgindex eller effektiv våglängd. Som ofvan
framhållits, svara nämligen de spektrala hufvudtyperna
någotsånär mot stjärnornas färger. Under de olika
utvecklingsstadierna från O- och B-spektrum till
M- och N-spektrum förskjutes intensitetsmaximum i
det kontinuerliga spektret från det violetta hållet
mot det röda. Med tillämpning af Wiens och Plancks
lagar är det alltså möjligt att på samma sätt som
i fråga om solen ur undersökningen af stjärnornas
spektra, resp. färger, härleda approximativa värden
på den effektiva absoluta temperaturen hos stjärnor
af de olika typerna. Ur Wilsings och Scheiners
spektralfotometriska mätningar framgår i genomsnitt:

Klass	A:	eff.	temp.	8,600°
»	F:	»	»	6,000°
»	G:	»	»	4,700°
»	K:	»	»	3,900°

Af den omständigheten, att så godt som alla stjärnor
med afseende på sitt spektrum låta sig inordnas i en
kontinuerlig serie med omärkliga öfvergångar, drar
man den slutsatsen, att stjärnornas olika spektra
representera olika utvecklingsstadier, och att gången
i utvecklingen är i stort sedt densamma för alla
stjärnor. Under den mycket antagliga förutsättningen,
att hvarje stjärna genom utstrålning alltjämt förlorar
mer och mer af sitt värme och samtidigt härmed
undergår en förtätning, har man tänkt sig utvecklingen
i hufvudsak försiggå på följande sätt. En stjärna
utvecklar sig till en början ur nebulosastadiet
därigenom, att en i intensivaste hvitglödning
befintlig kärna eller förtätning har uppstått, hvars
yta är jämförbar med fotosfären hos vår sol och liksom
denna utsänder hvitt ljus, som ger ett kontinuerligt
spektrum. Omkring denna kärna befinner sig en mäktig
atmosfär, väsentligen bestående af helium och vätgas
(klasserna O–B–A). Under den fortskridande afkylningen
förtätas stjärnan alltmer, kärnan växer, och det
atmosfäriska höljet aftar. Närmast kring kärnan
bildar sig, liksom hos vår sol, ett skikt af afkylda
metallångor, ett slags inre, tätare atmosfär. Af denna
anledning uppträder i spektrum, utom de nu på grund
af den yttre atmosfärens aftagande relativt svagare
vätgaslinjerna, en mängd metallinjer, hvilkas antal
och intensitet växa, ju längre afkylningen fortskrider
(klasserna F–G–K). Stjärnan har då ett spektrum, som
i hufvudsak öfverensstämmer med vårt solspektrum;
solen är en stjärna i detta utvecklingsstadium. En
ytterligare utveckling af de till samma typ som
vår sol hörande stjärnorna förorsakar ett allt
talrikare och kraftigare uppträdande af de mörka
absorptionslinjerna i spektrum. Slutligen uppträda i
stjärnans atmosfär äfven kemiska föreningar, hvilka
ge upphof till de karakteristiska bandspektra, som
utmärka de sista spektralklasserna M och N. De mest
utvecklade spektralbanden hos dessa typer tillhöra
titanoxid och kolväten. Vid en ytterligare fortgående
afkylning upphör stjärnan småningom att utsända
tillräckligt med ljus för att vara synbar. Man har
också all anledning

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