Var ja—Värlasalltet 883 Värja, egentligen en avart av svärdet, skiljer sig från detta huvudsaki. genom en smalare, mera för stöt än hugg lämpad klinga. Gränsen mellan dessa båda vapen är mycket obestämd. V. leder, liksom fäktkonsten, sitt ursprung från Italien och torde först i början av 1500-talet över Spanien ha införts i de germanska länderna. Som v:s föregångare kunna nämnas dels borrsvärdet, dels pansarstickaren, båda med synnerligen kraftiga, stundom tre-el. fyrkantiga klingor. — Med fäkt-konstens utveckling blev v. allt vanligare för att mot slutet av 1600-talet utgöra arméernas förhärskande sidovapen. En av de bästa v., som funnits, är den av Karl XII 1708 införda (se bild). De svenska v. tillverkades till största delen vid Vira bruk i Uppland. Med v. närbesläktade äro dels pallaschen, dels de nuv. svenska sablarna, som oriktigt fått detta namn. Bredvid den militära värjtypen utvecklade sig dels en tidigare duelltyp, r a p p i r e n, med smalare klinga och ofta skålformigt fäste, dels en senare dylik, colichemarden, som hade den övre tredjedelen av klingan betydligt bredare än resten, dels en till de förnämares klädedräkt hörande v., från vilken såväl 1700-talets s. k. hovvärjor som de till vissa civila uniformer brukade v. härstamma. Th. J-n. Värjemålsed, se E d, sp. 284. Värkar, obstetr., se Förlossning, sp. 225—227. Världen, i vidsträcktaste mening sammanfattningen av allt varande, av allt, som finnes (grek. ko'smos, lat. unive'rsum, det förra beteckning för världsalltet såsom ett ordnat helt; se V ä r 1 d s a 1 11 e t). I N. T. förekommer ordet v. dels i betydelsen av allt, som Gud skapat, dels i betydelsen av en mot Gud fientlig makt; jfr utsagan om djävulen som »denna världens furste» (Joh. 14: 30). (G. A-n.) Världens sju underverk, se Underverk. Världsalltet (lat. unive'rsum), sammanfattningen av jorden och de övriga vä ridskropparna jämte den rymd, vari de befinna sig. — Om den tidigare utvecklingen av åskådningar rörande v. se Astronomi, G a 1 i-1 e i, K e p le r, K op e rn iku s och P t o-1 e m a i o s. Från Galileis tid till 1800-talets början gjordes flera försök att bestämma avståndet till stjärnorna. Först 1838 lyckades man emellertid bestämma de första stjärnparallax-erna (se S t j ä r n o r, sp. 506 f.). Sedan denna tid har kännedomen om stjärnornas avstånd ständigt utvidgats, samtidigt som metoderna för dessas bestämmande förbättrats. Vid sidan av de direkta ha även andra bestäm-ningsmetoder utarbetats. Genom undersökningar av E. Hertzsprung, A. Kohlschütter, W. S. Adams, B. Lindblad m. fl. har det under de senaste åren framgått, att man av vissa detaljer i stjärnornas spektra kan beräkna deras absoluta ljusmängd och således ur jämförelse med den skenbara ljusstyrkan bestämma avståndet, enär den förra är omvänt proportionell mot kvadraten på det se- 884 nare. Särskilt denna metod har visat sig i hög grad betydelsefull. Genom uppmätningarna av stjärnornas pa-rallaxer ha värdefulla upplysningar erhållits om fördelningen av de stjärnor, som ej ligga alltför långt bort från vårt solsystem. För stjärnor, vilkas avstånd är större än 200 ljusår, kan man i regel icke på direkt väg bestämma parallaxen på grund av dennas ringa storlek. Med de spektralanalytiska metoderna kunna dock större avstånd bestämmas, men endast undantagsvis torde det bli möjligt att på denna väg uppmäta distanser, som överstiga ett el. annat tusen ljusår. Andra metoder måste därför utarbetas. I många fall kunna bestämningarna av stjärnornas rörelseförhållanden leda till värdefulla upplysningar om stjärnornas fördelning i rymden. Vårt solsystems fortskridande rörelse genom rymden avspeglas i de omkringliggande stjärnornas rörelser, så att dessa, förutom sina egna individuella rörelser, också visa en s. k. parallaktisk rörelse. Då solens hastighet är känd, kan man från den iakttagna storleken av den parallaktiska rörelsen beräkna avståndet till stjärnor med bekant egenrörelse. Problemet kompliceras av den omständigheten, att den observerade egenrörelsen är sammansatt av såväl den parallaktiska rörelsen som den individuella. Emellertid kan man med statistiska metoder, som f. ggn utvecklats av J. C. Kapteyn (se d. o.), reda sig ur denna svårighet. Enligt denne kan man undersöka fördelningen i rymden av de stjärnor, vilkas egenrörelse blivit bestämd. F. n. känner man noggranna egenrörelser för omkr. 40,000 stjärnor. Radialhastigheter föreligga för omkr. 6,000. Användningen av detta material har medgivit en väsentlig utvidgning utöver de direkta parallaxmätningarnas resultat ang. kännedomen om stjärnornas fördelning i rymden. För vissa öppna stjärnhopar har man genom jämförelse mellan egenrörelserna och radialrörelserna erhållit mycket noggranna bestämningar av avstånden. Kapteyns 1904 gjorda upptäckt av två s. k. stjärnströmmar (se d. o.), vartill senare forskning lagt en tredje, sammansatt av stjärnor av spektralklassen B (heliumtypen; se Stjärnor, sp. 505), har även fått användning vid undersökningar ang. stjärnornas avstånd och fördelning. För den stora mängden av stjärnor känner man varken avstånd el. rörelser, varför andra metoder måste användas för att bestämma stjärnsystemets dimensioner och inre byggnad. F. W. Herschel försökte med utgångspunkt från två enkla principer härleda stjärnornas fördelning i rymden. Därvid antog han, att alla stjärnors absoluta ljusstyrka är densamma och att deras fördelning i rymden är likformig. Genom uppmätning av stjärnornas skenbara ljusstyrka erhölls enl. den första principen deras relativa avstånd. Då Herschel ansåg sig med tillhjälp av sina jätteinstrument kunna nå ut till stjärnsystemets yttersta gränser, trodde han sig genom att räkna antalet stjärnor i olika riktningar kunna bestämma stjärnsystemets form. Ät de håll, där detta har en större utsträckning, måste, om stjärnorna äro likformigt fördelade i rymden, flera stjärnor synas än åt de håll. Svensk värja m/1708.