Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Världsalltet
<< 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.
Världsalltet
886
885
där dess gräns ligger oss närmare. TIerschel
utförde jämte sin son J. F. W. TIerschel
dylika stjärnräkningar el.
»stjärnlod-ningar» på 3,400 ställen på himlen. J. F. W.
TIerschel konstruerade på grundval härav en
schematisk bild av stjärnsystemet, vilket han
fann likna en flat, oregelbunden lins, vars
diam, var 5,5 ggr så stor som tjockleken.
Största delen av denna lins utgöres av
Vintergatans många stjärnor, och linsen har sin största
utsträckning i Vintergatans plan. Vår sol
ansågs ligga nära stjärnsystemets centrum.
F. W. Herscbel angav stjärnsystemets
dimensioner, uttryckta i medelavståndet till
första storlekens stjärnor såsom enhet. Med
utgångspunkt från de modernaste
bestämningarna av denna storhet finner man, att den
Herschelska stjärnlinsen skulle ha en största
utsträckning av 44,000 ljusår och således
en tjocklek av 8,000 ljusår. De nyare
bestämningarna av stjärnsystemets dimensioner
överensstämma täml. nära med detta resultat.
Emellertid kom Herschel på äldre dagar till
den uppfattningen, att det ej var berättigat
att antaga, att hans jätteteleskop nådde ut
till stjärnsystemets gränser och att således
hans bestämning av Vintergatssystemets
dimensioner ej heller kunde vara riktig.
Efter F. W. TIerschel togs frågan om
stjärnsystemets byggnad upp av F. G. W. Struve.
Denne kom till den uppfattningen, att
stjärnsystemet bildade ett tunt skikt, som i
Vintergatans plan sträckte sig obestämbart långt ut.
Ehuru senare undersökningar ha visat, att
ingendera av F. W. Herschels två principer var
riktig, ej ens approximativt, ha hans arbeten
dock lagt grunden till de undersökningar, som
med tillhjälp av vissa statistiska metoder lett
fram till den nuvarande uppfattningen av v:s
byggnad. De viktigaste insatserna på detta
område äro gjorda av H. von Seeliger, J. C.
Kapteyn och K. Schwarzschild. Genom att
utgå ifrån att det blandningsförhållande. vari
stjärnorna med olika lyskraft förekomma, är
detsamma i olika delar av rymden, ett i stort
sett riktigt antagande, kunde Seeliger
fortfarande i huvudsak använda ljusstyrkan som
ett mått på avståndet. Seeliger har
undersökt stjärnfördelningen ned till 10:e
storlekens stjärnor. Ilans viktigaste resultat äro
följ. Stjärnornas antal ned till 9:e storleken
tillväxer för varje storleksklass avsevärt
långsammare, än vad som bort vara fallet,
om stjärnorna varit likformigt fördelade i
rymden. Vidare ökas antalet stjärnor för
varje storleksklass, när man från
Vintergatans poler närmar sig dess ekvator. Detta
innebär, att stjärnorna ligga varandra
närmare i Vintergatan än i övriga delar av
rymden, varför Vintergatan således representerar
en verklig anhopning av stjärnor. Alla
stjärnor, som vi kunna se med blotta ögat eller
med instrument, bilda tills, ett i rymden
avgränsat enhetligt system,
Vintergatssyste-met el. vårt stjärnsystem. Till sin form är
stjärnsystemet linsformigt och har i
Vintergatans plan sin största utsträckning (omkr.
80,000 ljusår). Seeligers undersökningar ha
bekräftats av Stratonov, som också gjort
ingående studier över fördelningen av
stjärnorna inom de olika storleksklasserna. Han
finner i Vintergatan flera utpräglade kon-
densationer av stjärnor, stjärnmoln.
Vår sol hör möjl. till ett av dessa, vars mitt
ligger i stjärnbilden Svanen.
Då det ej är tänkbart att göra hela vårt
stjärnsystem till föremål för en detaljerad
undersökning, får man nyttja stickprov
s-förfaranden, när det gäller att utforska
systemet i stort. En konsekvens därav är, att
vissa allmänna statistiska problem träda i
förgrunden, ss. bestämningen av totala antalet
stjärnor och uppskattningar av deras
genomsnittliga egenskaper. De hittills säkraste
uppgifterna äro byggda på F. II. Seares
bestämningar av antalet stjärnor inom de olika
storleksklasserna, varur han skattar hela antalet
stjärnor i vårt stjärnsystem till 30.000 mill.
Den genomsnittliga massan hos
stjärnorna är tydligen något mindre än solens massa.
En direkt bestämning av stjärnornas massa
är icke möjlig i andra fall än för
dubbelstjärnor, vilkas banor blivit beräknade.
Emeller-tid äro dubbelstjärnorna typiska stjärnor, och
det visar sig, att mellan massan och
ljusmängden består ett även på teoretisk väg
förutsagt samband. En kunskap om
stjärnornas absoluta ljusmängder leder därför till en
approximativ bestämning av massan. Om man
känner stjärnornas yttemp. och avstånd, kan
diam, beräknas i lineärt mått. Genom dylika
approximationer kan således skiktningen
av stjärnorna inom stjärnsystemet med
avseende på massor och diametrar för de
stjärnor, som bilda detta, härledas.
Ehuru en del massiva stjärnor finnas med
materiemängder, som äro några hundra gånger
så stora som vår sols, finns dock ingen stjärna,
som dominerar över alla andra. Den av många
sökta centrals olen synes ej existera.
Vid sekelskiftet och fram till omkr. 1920
ansågs det ganska troligt, att
Vintergatssyste-met i sig inneslöt alla astronomiska objekt
man kände till. Inom detta begränsade system
hade man att tänka sig hela den för oss
förnimbara materien innesluten, möjl. med
undantag av de klotformiga stjärnhoparna (se
Stjärnhop) och de spiralformiga och
elliptiska nebulosorna (se Nebulösa).
Förmenta parallaxuppmätningar och
bestämningar av egenrörelser för de senare kropparna
gåvo sitt stöd åt denna omfattning.
Utvidgningen av vetandet om v:s gränser
började med II. Shapleys (se d. o.) studier
över de klotformiga stjärnhoparna 1916—19.
Ett studium av de föränderliga stjärnorna
däri (se Föränderliga stjärnor, även
i suppl.) ledde till avståndsbestämningar för
ett antal hopar. Det visade sig, att denna
grupp av objekt är så ensartad till
sammansättning och verklig storlek, att man ur de
skenbara ljusstyrkorna hos ett antal av deras
ljusstarkare stjärnor och ur hoparnas
skenbara diam, kunde uppskatta de relativa
avstånden. På så sätt kunde Shapley bestämma
avstånden till de 103 objekt, vilka äro kända
som klotformiga stjärnhopar. Det minsta
av dessa avstånd uppgick till 20,000, det
största till 220,000 ljusår. Av de
klotformiga stjärnhoparnas fördelning på himlen
framgår, att de tillhöra Vintergatssystemet.
Detta skulle enligt Shapley alltså få en
utsträckning, som vida övergick alla tidigare
föreställningar.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
