Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - *Novae (Nya stjärnor, Temporära stjärnor, Exploderande 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.
323
Novae
324
ljusstarkare än Venus i dess största glans
(—4™4). Stjärnan kunde iakttas till mars
1574, då den försvann för blotta ögat. Under
1600-talet uppflammade tre n.; under
1700-talet känner man blott en fullt säker
upptäckt av en nova. Under 1800-talets senare
hälft upptäcktes ett tiotal n. Till 1900
känner man omkr. 16 n., sedan 1900 har drygt
ett hundratal säkert upptäckts. — Det mest
karakteristiska för en novas uppflammande
kan sägas vara de spektrala processer, som
åtfölja ljusväxlingarna. Man kan särskilja åtm.
sju olika stadier i detta hänseende. Det
första, prenovastadiet, föregår
uppflammandet. Stjärnan förhåller sig då som en
vanlig stjärna, möjl. fluktuerar dess
ljusstyrka obetydligt och oregelmässigt. I u p
p-f 1 a m n i n g s s t a d i e t, d. v. s. då stjärnans
ljusstyrka helt hastigt tillväxer, förskjutas
absorptionslinjerna starkt åt violett och bli
möjl. något diffusare än förut. När stjärnan
nått sin största ljusstyrka, inträder m a x
i-mistadiet. Emissionslinjer börja då
komma fram i spektret och ligga så, att på deras
violetta sida befinna sig de starkt förskjutna
absorptionslinjerna. Emissionslinjerna växa
snabbt till i bredd och intensitet, och deras
struktur är synnerligen invecklad. Det är
dock oriktigt, som ofta sker, att benämna
dem band. Därefter följer ett stadium, då
nya absorptionslinjer uppträda, ännu
starkare förskjutna åt violett än den första
uppsättningen. Uppträdandet av nya serier av
emissions- och absorptionslinjer gör detta
postmaximi stadium nästan hopplöst
komplicerat. Medan ljusstyrkan fortsätter
att avta, kommer nästa spektrala stadium,
som kan benämnas det planetariska
nebulosornas stadium. De för dessa
karakteristiska, huvudsakl. av högioniserat
syre, kol och kväve orsakade nebulosalinjerna
framträda nu, och stjärnans spektrum är så
likt de planetariska nebulosornas, att det
ibland kan bli svårt att skilja på de båda
slagen av världskroppar. Den enda skillnaden är,
att n. ej stanna länge i det planetariska
ne-bulosastadiet utan snabbt övergå i nästa
spektralstadium eller W
olf-Rayetsta-d i e t. Icke heller detta blir särskilt
långvarigt. Det kontinuerliga spektret börjar
tillväxa, medan emissionslinjerna bli allt
svagare för att i flera fall alldeles försvinna och
ersättas av ett spektrum, typiskt för vanliga
stjärnor (postnovastadiet). Samtidigt
härmed har stjärnan återtagit sin
ursprungliga ljusstyrka.
Urspr. ansåg man, att en stjärnas
uppflammande som nova närmast vore att
förlikna vid en meteors inträngande i vår
atmosfär. Uppflammandet av n. skulle då bero på
att en stjärna trängde in i en mörk eller
lysande nebulösa. Genom friktionen mot
nebu-losans partiklar uppstod en stark
temperaturstegring hos stjärnan, varvid dess
ljusstyrka ökades enormt. K. Lundmark visade
i samband med uppflammandet av 1918 års
nya stjärna i örnen, att under det att
ljusstyrkan ökades 60,000-faldigt från det
ursprungliga, ökades temp. i ytterhöljena
endast obetydligt (högst 1,500° C). Anledningen
till den enorma ökningen av stjärnans ljus
måste sökas i att den utvidgade sig starkt,
något som också fick sitt stöd i de spektrala
processer, som åtföljde stjärnans
uppflammande (se ovan). Beräkningar visade, att
stjärnans dimensioner måste ha ökats från
att vara ung. så stora som solens till omkr.
200 ggr så stora. Den enorma utvidgningen
av stjärnkroppen hade försiggått på omkr. ett
dygn, och då gaserna i stjärnan alltså rusat
ut med en hastighet av närmare 2,000 km per
sek., framställde K. Lundmark hypotesen, att
de nya stjärnornas uppflammande vore att
söka i en explosivt skeende utvidgning av
vanliga stjärnor och därpå följ, långsammare
sammankrympning. Senare har han visat, att
den väntade temperaturökningen, då en
stjärna passerar genom en nebulösa, på grund
av materiens stora tunnhetsgrad hos denna
icke kan uppstå. Härigenom hade den
tidigare hypotetiskt framställda
explosionsteo-rien fått ett underlag i observerade fenomen
och har sedan kommit till omfattande
användning. Senare undersökningar, som
utförts av C. Beals, Cecilia Payne-Gaposchkin,
O. C. Wilson, S. Chandrasekkar, K. Lundmark
m. fl., göra sannolikt, att icke hela stjärnan
utvidgas utan att ett jämförelsevis tunt
kro-mosfäriskt skal stötes ut med stor hastighet
från stjärnkroppen. Icke heller synes
utvidgningen ske likformigt, utan i vissa fall får
man tänka sig, att stora kvastformiga
knippen av gaser stötas ut från vissa partier av
stjärnan. Man skulle närmast kunna tänka
sig en intensifierad protuberansbildning äga
rum.
1920—27 påvisade K. Lundmark i talrika
undersökningar över n:s avstånd, att n. i sitt
maximum nå upp till en jämförelsevis
konstant ljusstyrka (omkr. —7”?o), vilken synes
sammanfalla med den största möjliga
ljusstyrka en stjärna kan äga i vårt stjärnsystem.
1922 påvisade H. Shapley och K. Lundmark
oberoende av varandra, att så snart man
räknar med astronomiska tidsavsnitt, är
uppflammandet av n. så stort, att, eftersom den
stora mängden av stjärnor kan flamma upp
till n., antalet sådana uppflammanden måste
vara vida större än antalet stjärnor i vårt
stjärnsystem. En och samma stjärna måste
således förutsättas under sitt liv som stjärna
gång på gång uppflamma som nova.
Omkring 1912 började man i
Andromeda-nebulosan upptäcka n., vilka hade en största
ljusstyrka av omkr. 17mo. 1920 kände man
tio sådana n., och genom en jämförelse
mellan dessa och n. i Vintergatan bestämde K.
Lundmark Andromedanebulosans avstånd till
650,000 ljusår. Senare undersökningar av E.
P. Hubble och K. Lundmark leda till en
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
