Full resolution (JPEG) - 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 never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
507
Stjärnor
508
Då man känner en stjärnas avstånd, kan
man efter uppmätning av dess skenbara
ljusstyrka beräkna hur stor energimängd
stjärnan utstrålar i rymden per tidsenhet. Detta
kan kallas stjärnans absoluta ljusstyrka el.
strålningskraft. Det visar sig då, att s. med
avseende på absolut ljusstyrka skilja sig
ofantligt från varandra. De i strålning
kraftigaste kända s. överträffa vår sols ljusstyrka
tusenfalt, under det att å andra sidan de
svagaste kända s. äro ända till tiotusen ggr
ljussvagare än solen. Det finns, för att
begagna ett par av den moderna astronomiens
termer, »stjärnjättar» såväl som
»stjärn-dvärgar». Vår sol räknas till dvärgstjärnorna
och är i själva verket typisk för en i rymden
mycket vanligt förekommande klass av sådana
s. En av de första, som påpekade den ofantliga
olikheten i strålningskraft mellan jättestjärnor
och dvärgstjärnor inom en och samma
spektral-klass, var den danske astronomen Hertzsprung.
Han gjorde dessutom den viktiga upptäckten,
att olikheterna i absolut strålningskraft
åtföljas av vissa smärre olikheter i spektra.
Detta var uppslaget till en metod att ur vissa
spektrallinjers intensitet bestämma en
stjärnas absoluta strålningskraft. En jämförelse
mellan den ur spektrum skattade absoluta
ljusstyrkan och den direkt uppmätta
skenbara ljusstyrkan ger då stjärnans avstånd el.
dess paral lax, om rymden mellan oss och
stjärnan förutsattes vara fri från absorberande
materia. En på denna princip grundad
metod att bestämma »spektroskopiska
paral-laxer» utbildades framför allt av Adams,
Kohlschütter m. fl. vid Mount
Wilsonobser-vatoriet.
Med avseende på den absoluta
strålnings-kraften kunna s. i det väsentliga inordnas i
två serier, huvudserien samt de gula och röda
jättestjärnornas serie. Den förra serien
omfattar s. från de ljusstarka heliumstjärnorna
(spektralklass B), ofta tusentals ggr
ljus-starkare än solen, till dvärgstjärnor av
mycket låg yttemp. och i absolut
strålningskraft endast omkr. tusendelen av solens.
Solen är en medlem av denna serie och kan
sägas representera en intermediär typ mellan
de nämnda ytterligheterna. Vid sidan av
huvudserien uppträder den serie s., som
representeras av ljusa s. som Capella, Arcturus,
Aldebaran, vilka äro jättestjärnor av
jämförelsevis låg temp. En följd av sambandet
mellan strålning och temp. blir, att dessa s.
måste ha en mycket stor strålande yta, vilket
i vissa fall kunnat direkt verifieras med hjälp
av interferometer (Mount Wilson). För s. som
Betelgeuze och Antares finner man en
skenbar diam, av omkr. 0,05", motsv. en verklig
diam., nära lika med Marsbanans diam, i vårt
solsystem. Bland s. av hithörande slaer äro
att nämna de långperiodiska föränderliga s.
Materien i s. är h. o. h. av gasformig natur,
och s. äro gasklot av i genomsnitt mycket hög
temp. Den viktigaste egenskapen hos dessa
gasklot är deras strålning. Ehuru man ej
med bestämdhet vet varifrån i sista hand
denna strålning härstammar, känner man i ej
oväsentlig grad de lagar, som bestämma en
stjärnas jämviktstillstånd, samt hur detta
beror av den energiström, som väller fram ur
stjärnans inre och som slutligen utträder
genom stjärnans ytlager, och man kan genom
indirekta slutsatser bilda sig en föreställning
om materiens tillstånd i s:s inre, ehuru detta
inre naturligtvis aldrig direkt kan bli
föremål för iakttagelse. Stjärnans jämvikt
fordrar, att tryck, täthet och temp. tilltaga inåt
från stjärnans yta. Den engelske astronomen
Eddington beräknar för vår sol, att tätheten
hos gasen i dess centrum är omkr. 76 ggr
vattnets och temp. omkr. 40 mill. grader.
Detta ungefärliga värde på centraltemp.
gäller enl. Eddington för de flesta dvärgstjärnor.
— För jättestjärnorna äro centrala temp. och
tätheten betydligt mindre. Materien i dessa
s. uppbäres mot tyngdkraften i väsentlig grad
av det utåt verkande strålningstrycket.
Ang. s:s massor ge vissa dubbelstjärnor och
föränderliga s. (särskilt t. ex.
förmörkelsevariablerna av Algols typ) värdefulla
upplysningar. Man finner, att massan varierar med
den absoluta ljusstyrkan men på långt när
ej i samma proportion som denna. Man
känner fall, där massan måste överstiga 100
sol-massor, under det att de minsta kända
massorna belöpa sig till omkr. 0,2 solmassor.
Dvärgstjärnor av solens typ ha med denna
nära överensstämmande massor. Capella åter
består av två s. av tills, över 200 ggr solens
ljusstyrka, vilka fullborda ett omlopp kring
varandra på 104 dagar med ett inbördes
avstånd, något mindre än jordens avstånd från
solen. Av de två komponenternas massor äro
den störres något mer än 4, den mindres över
3 solmassor.
Ang. s:s utveckling vet man ännu
ingenting med bestämdhet. Stort intresse väckte
en teori, som särskilt framfördes av H. N.
Russell, vilken antog, att de röda
jättestjärnorna representera begynnelsestadiet, efter
vilket stjärnan först sammandrar sig under
ökning av yttemp. för att slutligen nå en
vändpunkt i temp. och vid fortsatt
sammandragning småningom avkylas. I detta senare
stadium passerar stjärnan utför huvudserien
för att sluta sin existens som en röd
dvärgstjärna. Flera fakta, som i senare tid
uppmärksammats, bl. a. existensen av de »vita
dvärgstjärnorna», d. v. s. stjärnor av hög
yttemp. men av låg absolut strålningskraft,
antyda dock, att problemet är mycket
komplicerat och ännu i det väsentliga olöst.
Betydelsen av de s. k. nya s. (novae) för detta
problem har särskilt betonats av H. von
Zeipel.
Genom jämförelse mellan noggranna
bestämningar av s:s orter, utförda vid olika
tider, har man konstaterat, att s. icke äro
absolut orörliga på himmelssfären utan att de
småningom förändra sina lägen. Man kallar
denna rörelse för s:s egen rörelse (lat. motus
proprius), till skillnad från de skenbara
ortsförändringar, som bero på den dagliga
rörelsen, samt precession och nutation o. dyl.
Redan i början av 1700-talet fann Halley vissa
avvikelser mellan de dåtida
ortsbestämningarna för en del s. och de äldre
observationerna, särskilt Hipparchos’ och Ptolemaios’.
Dessa avvikelser voro så stora, att de icke
kunde förklaras blott genom observationsfel.
Härigenom leddes Halley till den betydelsefulla
upptäckten av s:s egenrörelser. Genom senare
arbeten har kännedomen om s:s
egenrörel
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
