Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Sidor ...
<< 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.
505
Stjärnor
506
ersatt denna. Till grund för såväl den
foto-grafisk-fotometriska som den fotovisuella
skalan lägges nu vanl. den av Pickering och
miss Leavitt vid Harvardobservatoriet
sammanställda »North polar sequence», en serie
av nära n. himmelspolen belägna
standard-stjärnor, vilkas fotografiska och fotovisuella
ljusstyrkor noggrant fastställts.
Med avseende på s:s färger förekomma
olikheter, som delvis framträda redan vid ett
uppmärksamt betraktande med obeväpnat öga.
Man finner visserligen, att de flesta s. lysa med
vitt ljus, men några uppvisa avgjort en mera
gulaktig och t. o. m. rödaktig färgton. Bland s.
av l:a storleken förefalla för ett icke särskilt
färgkänsligt öga Sirius, Vega och Altair rent
vita, Antares, Arcturus, Aldebaran och
Betel-geuze gulröda el. rödaktiga; Capella är mera
rent gulaktig. Även vid betraktandet i
kikaren påträffar man hos s. knappast några
andra färger än vitt, gult och rött med alla
mellan dessa färger liggande övergångar. Hos
vissa dubbelstjärnor iakttagna andra färger,
blått, grönt o. s. v., torde bero på synvillor,
som förorsakats genom kontrastverkningar.
Om det hos de ljusstarkaste s. uppträdande
skenbara gnistrandet i olika färger se S c
intill a t i o n. — Åt de mer el. mindre
rödaktiga s. har ägnats särskild uppmärksamhet
på den grund, att större delen av de
långperiodiska föränderliga s. uppvisar denna färg
(se Föränderliga stjärnor).
Skillnaderna i färg bero av verkliga olikheter i
sammansättningen av det ljus s. sända till oss.
Dessa olikheter bero i sin tur av den olika
temperaturgrad, som råder på olika s:s yta,
och den approximativa temperaturgraden kan
bestämmas enl. Plancks lag ang. sambandet
mellan temp. och spektrai energifördelning.
Under det att de vita s. ha en temp. på ytan
i allm. överstigande 10,000° C, ha de gula s.,
ss. Capella och Pollux, en temp. mellan 5,000°
och 6,000°, de rödare s., t. ex. Aldebaran och
Betelgeuze, mellan 3,000° och 4,000°.
De olikheter i s:s spektra, som tagit sig
uttryck i s:s inordning i spektralklasser (se
d. o.), bero även i allt väsentligt på yttemp.
Sambandet mellan spektralklass och temp. för
de viktigaste klasserna är i genomsnitt:
Klass B (heliumtypen^ ....... 20,000°
» A (vätetypen) .......... 10,000°
» F (kalciumtypen) ........ 8,000°
» G (soltypen)............. 6,000°
» K (Arcturustypen)...... 4,500°
För s. av de »sena» typerna G och K är
sambandet mellan spektrum och temp. i viss mån
beroende av stjärnans absoluta
strålnings-kraft, i det att »dvärgstjärnor» av en viss
spektralklass ha en högre temp. än
»jättestjärnor» av samma klass. Då spektrums
karaktär är direkt beroende på temp. därigenom,
att denna påverkar och i väsentlig mån
bestämmer graden av atomernas emission och
absorption för olika spektrallinjer, kan man
ej av olikheterna i spektra utan vidare sluta
sig till att verkliga olikheter förefinnas
beträffande den kemiska sammansättningen av
s:s yttre delar, utan det är rätt sannolikt,
att för de flesta s:s yttre lager grundämnenas
relativa förekomst är väsentligen densamma
som vid solytan.
De senaste årtiondenas astronomiska
forskning har fört oss betydligt närmare en insikt
om s:s sanna natur, än vad en äldre tids
vetenskap mäktat. Detta är i ej ringa grad
en följd av den ökade kunskapen om s:s
avstånd. Bestämningen av dessa avstånd utgör
en av stellarastronomiens på samma gång
betydelsefullaste och svåraste uppgifter. För
närbelägna s. kan en stjärnas avstånd
bestämmas genom stjärnans årliga parallax (se
d. o. 1). Om en stjärna icke kan betraktas
som oändligt avlägsen, måste den riktning,
vari vi se stjärnan, då jorden förflyttar sig
i sin årliga rörelse kring solen, undergå
motsv. skenbara förskjutningar, som
naturligtvis, då avståndet i alla händelser är
ofantligt stort, bli mycket små. Under loppet av
ett år synes stjärnan sålunda beskriva en liten
periodisk rörelse, som utgör ett slags
återspegling av jordens årliga rörelse. Den största
vinkel, som riktningen till stjärnan på denna
grund under årets lopp kan bilda med
medelriktningen, är uppenbarligen densamma som
den vinkel, varunder jordbanans radie synes
från stjärnan. Den kallas för stjärnans årliga
parallax oeh är omvänt proportionell mot
stjärnans avstånd. Då jordbanans radie är känd,
kan stjärnans avstånd omedelbart beräknas,
om man blott lyckas uppmäta årliga
paral-laxen. Det var först framemot 1800-talets
mitt, som observationskonstens förfining hade
hunnit så långt, att dylika små rörelser hos
s. kunde uppmätas och sålunda de första
av-ståndsbestämningarna för någon stjärna
verkligen kunde utföras. Så kunde Bessel genom
sina på observatoriet i Königsberg 1837—40
utförda mätningar påvisa en parallax hos
stjärnan 61 Cygni. Det av Bessel funna
pa-rallaxvärdet uppgick till omkr. 0,3 bågsek.
Moderna mätningar bl. a. av Bergstrand ha i
huvudsak bekräftat Bessels resultat.
Observationerna för s:s parallax utföras numera så gott
som uteslutande med fotografiska
mätnings-metoder. Genom det vid vissa observatorier,
huvudsaki. Alleghany, Mc Cormick, Yerkes
och Mount Wilson i Amerika samt Greenwich
i England, planmässigt fullföljda
rutinarbetet på detta område föreligga nu mätningar
av parallax för omkr. 4,000 s.
Den stjärna, som, såvitt man f. n. känner,
har den största parallaxen och sålunda är den,
som befinner sig på minsta avståndet från
vårt solsystem, är dubbelstjärnan a Centauri,
en av de ljusstarkaste s. på södra
himmels-hemisfären (med en ljussvag följeslagare på
ett par graders avstånd, vilken möjl. ligger
oss något närmare än a Centauri själv). Dess
parallax är 0,76". Sirius har en parallax av
0,38", Procyon 0,31", Vega 0,12". Bland de s.,
som ha de största kända parallaxerna, befinna
sig emellertid åtskilliga relativt ljussvaga s.
Å andra sidan finnas flera stjärnor t. o. m.
av l:a storleken, som ha en så liten parallax,
att den ej med nu existerande metoder kan
uppmätas. — För angivande av s:s avstånd
ha flera enheter föreslagits. Numera brukas
ofta som enhet för dessa det avstånd, som
motsvarar en årlig parallax av 1 bågsek. För
denna enhet har man enl. förslag av H. H.
Turner, börjat använda den internationella
benämningen par sec (se d. o.). Ofta brukas
i populära arbeten ljusår (se d. o.).
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
