Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Nebulosa
<< 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.
705
Nebulösa
706
Orion, Oxen och Perseus, upptagande en
sammanlagd yta av över 100 kvadratgrader (Vwo av
hela himmel en). De äro oregelbundna,
molnlik-nande bildningar av kaotisk struktur och ytterst
ringa täthet, bestående dels av gasformig
materia, dels av små fasta partiklar. Deras
ljusstyrka varierar inom vida gränser, från den
ljusstarka Orion-n. kring d i Orion till mörka
bildningar, som t. ex. ”hästhuvudet” s. om C i Orion
el. de mörka n.-massorna i stjärnbilden
Ormbäraren (Ophiuchus). 1864 fann W. Huggins, att
Orion-n :s spektrum bestod av isolerade ljusa
linjer (emissionslinjer), vilket är det karakteristiska
för glödande gaser; mest framträdande voro tre
linjer i den gröna delen av spektrum, av vilka en
snart identifierades som härrörande från väte;
de båda övrigas ursprung förblev länge obekant,
och de tillskrevos ett okänt grundämne, som
kallades n e b u 1 i u m. 1927 lyckades det Bowen
att identifiera dem som tillhörande högjoniserat
syre; han har också identifierat en del andra
linjer av dittills okänt ursprung. Liknande
emis-sionsspektra har man funnit hos ytterligare en
del oregelbundna n.; andra åter, t. ex. Plejad-n.,
visa ett svagt kontinuerligt spektrum med
absorp-tionslinjer av samma utseende som ett
stjärn-spektrum; ibland uppträda båda slagen av spektra
tillsamman. De ljusa oregelbundna n. uppträda
nästan alltid i trakter, där stjärnor av hög temp.
äro talrikt förekommande. Det är därför
sannolikt, att n:s ljus härrör från dessa stjärnor, som
ligga invävda i n.-massorna. Är stjärnan mycket
het, stimulerar dess starka ultraviolettstrålning
n:s atomer att utsända ljus, som ger upphov till
ett emissionsspektrum (excitation), och en
gas-nebulösa uppstår. Innehålla dessa n. även
fasta stoftpartiklar, reflekteras strålningen mot
dem, men det reflekterade ljusets styrka är
obetydlig i jämförelse med den intensiva
emissions-strålningen. Är stjärnan däremot av
spektralty-pen Bi el. senare, reflekteras stjärnljuset mot de
stoftkorn, som sannolikt uppbygga n., och vi få
då en reflexionsnebulosa. Om även
gasformig materia finnes, kan den i detta fall
ej bringas att stråla, enär stjärnan har för låg
temperatur.
Viktiga upplysningar om n :s konstitution
lämna även färgundersökningar. En mörk n:s
ab-sorption av de bakom densamma liggande
stjärnornas ljus är av selektiv natur, strålar av kort
våglängd (violetta) absorberas mer än strålar av
lång våglängd (röda), stjärnorna i fråga bli
rödare. Härav har man kunnat draga den
slutsatsen, att de mörka n. till största delen bestå av
små stoftpartiklar med en diameter av c :a 0,0001
mm. Undersökningar över färgfördelningen
inom reflexions-n. ha lett till liknande resultat.
Det skulle således ej existera någon artskillnad
mellan ljusa och mörka oregelbundna n.; härför
talar också den omständigheten, att de oftast
uppträda tillsamman. Dessa n. visa en tydlig
koncentration mot Vintergatans plan, karakteristisk
för objekt, tillhörande vårt stjärnsystem. De äro
därför relativt närbelägna objekt, vilkas avstånd
man i vissa fall kunnat uppskatta; för de ljusa
NF XV —23
n. genom att bestämma avståndet till de invävda
stjärnorna — Orion-n :s avstånd har på så sätt
befunnits vara c:a 800 ljusår —, för de mörka
genom att jämföra st järnfördelningen inom det
av n. täckta området med omkringliggande; n.
försvagar el. utsläcker de stjärnors ljus, som
ligga bakom densamma. De närmaste mörka n.
befinna sig blott på ett el. ett par hundra
ljusårs avstånd. De oregelbundna n. skymma
avsevärda partier av Vintergatan och utgöra därför
ett stort hinder vid utforskandet av vårt
stjärnsystems byggnad. Upptäckten i vissa stjärnors
spektra av speciella linjer, som icke deltaga i
den av stjärnornas rörelser förorsakade
förskjutningen av de övriga spektrallinjerna och som
således måste ha sitt upphov utanför stjärnorna,
avslöjade förekomsten av enorma, ytterligt
förtunnade gaser, framför allt kalcium, i den
in-terstellära rymden. Dessa linjer kallas för
stationära el. interstellära.
De planetariska n. ha fått sitt namn
därav, att de i mindre instrument te sig som
runda planetliknande skivor. Vid närmare
undersökning visar sig deras struktur synnerligen
komplicerad, med en mer el. mindre utpräglad
sfärisk el. ringformig (t. ex. Ring-n. i Lyran)
symmetri kring ett centrum, i vilket nästan
alltid en stjärna av spektraltypen O
(Wolf-Rayet-stjärna) befinner sig. Dessa n.-spektra äro
emis-sionsspektra, överensstämmande med de
oregelbundna n :s. Deras skenbara diam, är i allm.
mindre än 1’, den största kända planetariska n.
(i Vattumannen) har en diam, på 15’. De
förekomma liksom de oregelbundna n. talrikast i
lärheten av Vintergatan och framför allt i de
trakter, där vårt stjärnsystems centrum är
beläget (i Skyttens och Ormbärarens stjärnbilder).
Även i de båda Magellanska molnen har man
funnit planetariska n. Bortåt 150 n. av denna typ
äro hittills kända.
De e x t r a-g alaktiska n., galaxerna,
visa en helt annan fördelning på himlen än de
egentliga n. De uppträda talrikast i närheten av
Vintergatans poler, förekomma däremot ytterst
sparsamt i närheten av Vintergatan. Under
antagandet, att dessa n. äro långt utanför vårt
tjärnsystem belägna anhopningar av stjärnor,
kan denna egendomlighet i fördelningen förklaras
därigenom, att de i närheten av Vintergatans
plan belägna objekten bortskymmas av de mörka
n. inom vårt stjärnsystem. Många av de extra
-galaktiska n. visa utpräglad spiralstruktur, först
upptäckt av Lord Rosse (1845); från ett
ljus-starkt centralparti utgå två spiralformigt vridna
armar. Typiska spiral-n. äro Andromeda-n. (M
31 [= nr 31 i Messiers katalog]), M 33 i
Triangeln, M 51 i Jakthundarna och M 101 i Stora
Björnen. De extra-galaktiska n. visa ett
kontinuerligt spektrum med mörka absorptionslinjer,
analogt med solens och vissa stjärnors spektra,
vilket talar för, att de äro avlägsna stjärnsystem;
de avgörande bevisen härför äro emellertid, att
man numera med de största teleskopen verkligen
konstaterat en begynnande upplösning i stjärnor
för de närmaste objekten, i vilka man även
fun
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
