Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Stjärnor - Stjärnorp - Stjärnskott - Stjärnströmmar
<< 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.
509
Stjärnorp—Stjärnströmmar
510
ser småningom betydligt utvidgats. En av
de förnämsta källorna för denna kännedom
utgör Boss’ »Preliminary general catalogue»
(1910), som upptar de ur de tillförlitligaste
observationsserierna sedan Bradleys tid
(mitten av 1700-talet) härledda egenrörelserna för
över 6,000 s. För många av dessa s. är
emellertid rörelsen så långsam, att den icke på
150 år kunnat med full säkerhet fastställas.
Den stjärna, som har den största kända
egenrörelsen (den upptäcktes av Barnard 1916), är
en liten stjärna av 9:e storleken i
Ormbärarens stjärnbild; dess rörelse uppgår till omkr.
10" årl. Såvitt man hittills kunnat finna,
förlöpa egenrörelserna fullkomligt rätlinigt,
d. v. s. synas på himmelssfären fortgå utefter
storcirklar. En stjärnas egenrörelse kan icke
i och för sig lämna ett mått på stjärnans
verkliga rörelsehastighet i rymden. Det är ju
endast förändringen i stjärnans riktning,
uttryckt i vinkel- el. bågmått, som man
erhåller; en rörelse i synlinjens riktning kan
naturligtvis icke ge sig till känna som en
ortsförändring av stjärnan på himlen. Om
de periodiska rörelserna hos dubbelstjärnornas
komponenter se Dubbelstjärnor.
Rörelsen utefter synlinjens riktning, den
s. k. radialrörelsen, kan man emellertid
numera studera genom ett helt annat slag av
observationer, näml, uppmätningen av
linje-förskjutningarna i s:s spektra, enl. Dopplers
princip (se d. o.). Denna metod att
studera radialrörelser har i själva verket visat
sig vara ett av den moderna astronomiens
mäktigaste hjälpmedel och har redan lett till
en mängd märkliga upptäckter. Under det
att, som ovan nämnts, egenrörelserna
erhållas i vinkel- el. bågmått och deras belopp
bero på s:s avstånd, erhåller man med
till-lämpning av Dopplerska principen
radialrö-relserna i lineärt mått, t. ex. km i sek., och
alldeles oberoende av avståndet. De båda så
erhållna rörelsekomposanterna för en stjärna
— egenrörelsen och radialrörelsen — äro
sålunda i allm. icke direkt jämförbara med
varandra. Endast i de fall, då parallaxen är känd
och egenrörelsen på grund härav kan
omräknas i lineärt mått, kunna de båda
rörelsekomposanterna sammansättas, och man får
en bestämning av stjärnans verkliga
rörelseriktning och hastighet i rymden. Man
känner numera radialhastigheterna för nära 7,000
s. Som exempel på radialrörelser kunna följ,
anföras: Sirius —8, Capella + 30, Vega —14,
Aldebaran -f- 54, Procyon — 3 (hastigheterna
äro uttryckta i km per sek., + betecknar, att
stjärnan avlägsnar sig från, — att den
närmar sig vårt solsystem). S:s radialhastigheter
uppgå endast i undantagsfall till värden,
överstigande 100 km i sek. Vissa s. uppvisa
radialrörelser, som äro periodiskt föränderliga.
Om dessa s. k. spektroskopiska dubbelstjärnor
se Dubbelstjärnor.
En mycket viktig uppgift inom
stellarastro-nomien är naturligtvis att söka konstatera
någon lagbundenhet i s:s egen rörelser och
radialrörelser. Redan W. Herschel fann en
antydan till en viss lagbundenhet hos
egenrörelserna, näml, en tendens hos dem att vara
riktade företrädesvis mot en viss trakt av
himlen. Han visade, att denna gemensamma
rörelse endast är skenbar och att den
åter
speglar vårt solsystems rörelse i rymden åt
motsatt håll. Herschel kunde sålunda ange
den ungefärliga riktningen av solsystemets
rörelse, och han betecknade en punkt i
stjärnbilden Herkules som solsystemets apex, d. v. s.
den punkt, mot vilken rörelsen är riktad.
Senare bestämningar, baserade på säkrare
observationsmaterial, ha fullständigt
bekräftat denna upptäckt (se S o 1 s y s t e m e t).
Genom de senare tillkomna bestämningarna av
radialhastigheterna kunde man också ernå
en bestämning av hastigheten i denna rörelse
i förhållande till de kringliggande s.; denna
hastighet uppgår till i det närmaste 20 km
i sek.
Andra viktiga effekter, som ge möjlighet
att ur rörelserna draga slutsatser ang.
stjärnsystemets natur, storlek m. m., äro
stjärnrö-relsernas ellipsoidala fördelning (den
Kap-teynska stjärnströmningen) och en märklig
asymmetrisk fördelning av de stora
stjärn-hastigheterna.
Litt.: Se Nebulösa. B-d. (B. L-d.)
Stjärnorp. 1. Socken i Östergötlands län,
Gullbergs härad, på Roxens n. strand; 144,62
kvkm, 1,146 inv. (1933). Skogigt platåområde
med branta bergsluttningar mot Roxen. 1,404
har åker, 7,583 har skogsmark. Ingår i Vreta
klosters och S:s pastorat i Linköpings stift,
Gullbergs och Bobergs kontrakt.
Stjärnorps slottsruin.
2. Gods i S:s socken (se ovan), på n.
stranden av Roxen; 1,210 har, därav 350 har åker;
tax.-värde 548,000 kr. (1931). Har sedan
1650-talet, med avbrott 1806—76, tillhört ätten
Douglas. En ståtlig ruin kvarstår av det av
fältmarskalken R. Douglas på 1650-talet
grundade slottet (brunnet 1789). Södra flygeln är
sedan 1810 församlingskyrka, den norra
huvudbyggnad.
Stjärnskott, se Stjärnfall.
Stjärnströmmar. Kapteyn framställde 1904
som resultat av sina forskningar, att de oss
omgivande stjärnorna med avseende på sin
rörelse kunna indelas i två grupper, kallade
s. el. s t j ä r n d r i f t e r, som röra sig i
förhållande till varandra utefter en viss linje i
rymden, den s. k. vertexlinjen. Kapteyns åsikt
modifierades senare något genom den s. k.
ellipsoidalteorien. Verkliga s. av mindre
mäktighet äro emellertid säkert identifierade,
t. ex. Hyadernas ström el. Taurusströmmen
(efter stjärnbilden Taurus) samt Ursa
majorströmmen (till vilken de flesta stjärnorna i
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
