Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Spektralanalyse
<< 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 been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
for den flg. Underafdeling B2 (B 2 A) og B8
. . . B9 o. s. v. Men ikke alle disse
Underafdelinger er endnu blevet repræsenteret, t.
Eks. ikke B4, B6, B7, A1, A4 o. s. v. Denne
Klassifikation er ikke alene bekvem til
Beskrivelse af Spektret, men den har en dybere Bet.,
den danner et naturligt System, hvori 99 %
af de undersøgte Stjerner uden Tvang lader
sig indordne. Det karakteristiske Kendetegn
for disse forsk. Typer er flg.:
Klassen P med sine 6 Underafdelinger
omfatter gasformige Stjernetaager. Spektret har
faa skarpe lyse Linier paa en meget svag
kontinuert Baggrund. Hovedlinierne er fra
Brint og ioniseret Helium (λ 4686); desuden
optræder Nebellinien λ 5007 og λ 4959 i det
grønne af Spektret samt nogle skarpe Linier,
som hidtil ikke er identificeret og muligvis
hidrører fra et ell. to ukendte Elementer.
Klassen O, som har 5 Underafdelinger,
omfatter alle de Stjernespektra, hvis
Hovedlinier i det blaa og gule er lyse, hidrørende
fra ioniseret Kulstof, Kvælstof og Ilt samt
neutral og ioniseret Helium. De tre første
Underafdelinger har udelukkende
Emissionsbaand og -linier, saaledes har Oa et bredt, lyst
Baand ved λ 4650 (Kulstof), Ob ved λ 4686
(ioniseret Helium) foruden lyse Linier af
Brint og af ζ Puppis Rækken ɔ: en Brintserie
forsk. fra den Balmer’ske; Oc har lyse Linier ved
λ 4686 og λ 4638 (Kvælstof), og ogsaa her er
Brintlinierne og ζ Puppisrækken
Emissionslinier. I Od (ζ Puppis) er alle Linier
mørke med Undtagelse af Baandet λ 4686 og
λ 4638. Heliumlinien λ 4472 (normal Helium)
er saa vidt synlig; Oe viser talrige
Heliumlinier. Overgangen Oe5 til den flg. Klasse B
har man i Stjernen τ Canis majoris, som kun
viser Absorptionslinier. De faa Stjerner inden
for denne Type kaldes ofte for Wolf-Rayet
Stjerner.
Klassen B, Heliumstjernerne (ε Orionis, β
Canis minoris, Spica, Regulus) har kun
Absorptionslinier, hovedsagelig af Brint og
neutralt Helium. ζ Puppisrækken er meget svag.
»Enhanced«-Linier af Kisel, Ilt og
Kvælstof er fremtrædende, og man har svage
Antydninger til Metallinier. Baade neutralt og
ioniseret Magnesium optræder. Til denne Klasse
hører et lidet Antal Stjerner, opdaget i
Harvard, hos hvilke Brintlinierne er lyse, men
de forsk. Linier har ofte et afvigende
Udseende, saaledes Hα lys, Hβ lys med en mørk
Linie i dens Midte, saa at den viser sig dobbelt,
Hγ lys i en bred mørk spaltet i to Linier.
De flg. Linier i Rækken gaar efterhaanden over
i Absorptionslinier. I nogle Tilfælde er
Intensiteten af de lyse Linier variabel. Heliumlinien
D3 er lys hos nogle faa Stjerner. Overgangen
til Klassen A er karakteriseret ved, at
Brintlinierne bliver mere fremtrædende, medens
Heliumlinierne efterhaanden forsvinder, og i
B9 har man kun Heliumlinien λ 4026.
Klassen A: Siriusstjerner (Sirius, Castor, Vega)
har stærkt fremtrædende brede og noget diffuse
Brintlinier, foruden nogle svage Metallinier,
fornemmelig af ioniseret Kalcium og Jern.
Overgangen til næste Klasse, F, tilkendegives
ved aftagende Intensitet hos Brintlinierne
og successiv Forøgelse i Intensiteten ved visse
Metallinier, specielt Kalciumlinierne H og K.
I A5 (β Trianguli) er Jern, Titan og Kalcium
fremtrædende, men Brintlinierne er overalt i
Klassen de mest iøjnefaldende.
Klassen F (δ Aquilæ, α Carinæ) har stærke
H og K-Linier af ioniseret Kalcium.
Metallinierne vokser i Intensitet. Procyon hører til Klasse
F5 og staar altsaa midt imellem F0 og G0. F8
har et Spektrum, som adskiller sig fra
Solspektret kun ved den relative Intensitet af Brint
og ioniseret Kalcium. β Virginis tilhører denne
Type.
Klassen G: Solstjerner (Solen, Capella) har
det typiske Solspektrum i talrige Metallinier,
især af Jern. Brint og ioniseret Kalcium
er fremdeles fremtrædende, ligesaa
Liniegruppen G. Capella har et Spektrum paa det
nærmeste identisk med Solens.
Klassen K (Arkturus, Pollux) har et
Spektrum, som minder om Solpletternes, og
Ligheden med dette bliver endnu mere
fremtrædende, ved at man hos disse Stjerner ogsaa har
paavist den dobbelte Omvending af
Kalciumlinierne H og K. Brintlinierne er meget
svage, men Kalciumlinierne og Liniegruppen
G er kraftige og brede. Intensiteten af det
kontinuerte Spektrum aftager stærkt i det violette.
Aldebaran tilhører Klassen K5. Overgangen til
Klassen M kommer til Syne derved, at et
Absorptionsbaand af Titanoxyd begynder at
optræde.
Klassen M har kraftige Kalciumlinier, og
Titanoxydbaandet dominerer mere og mere
Spektret i Klassens forsk. Underafdelinger.
Intensiteten af det kontinuerte Spektrum aftager
stærkt i det violette. I Ma (α Orions, Antares)
er Kalciumlinien λ 4227 den mest
fremtrædende Absorptionslinie. G-Gruppen er svagere end
hos K-Stjernerne. Baandene λ 4762, λ 4954,
λ 5168 og λ 5445, som man ser svage i
K-Stjernerne, er meget udprægede. I Mb (ρ Persei)
er de nævnte Baand ligesom Linien λ 4227
endnu stærkere, G-Gruppen opløser sig mere. I
Mc (W Cygni) er det kontinuerte Spektrum
svagere end i de to nævnte Underafdelinger,
Solspektret træder mere tilbage, Baandene er
saa stærke, at Spektret ser kannelleret ud. I
alle disse 3 Grupper optræder der
Absorptionslinier, hidrørende fra lavere Temperatur.
Til Md,-Gruppen hører alle de M-Stjerner, som
har Brintserien lys ɔ: de variable af
Mira-Ceti-Typen, M-Stjernerne er blevne nøjere
studeret af Vogel og Dunér, Fowler har
paavist, at de nævnte Baand tilhører Titanoxyd.
Klassen R danner Overgangen fra Klassen G
til Klassen N og er karakteriseret ved et
Kulstofbaand, som strækker sig fra λ 4736 til c
λ 4600, foruden Linier af lav Temp.
hidrørende fra Cr, Va, Fe, Ti o. s. v.. Klassen er delt
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
