Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - foranderlige Stjerner
<< 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)
saa faa blevne fundne ad fot. Vej. Det er især
i Amerika, at man nu studerer denne Gren af
Stellarastronomien meget ivrig, og her bør først
og fremmest nævnes Harvard College
Observatory i Boston, der har bidraget ikke lidet til,
at man for Tiden kender over 1700 saadanne
Stjerner. Over alle tidligere Forskere paa dette
Felt rager Argelander, der i sin i Schumacher’s
Jahrbuch 1844 publicerede »Aufforderung an
Freunde der Astronomie« har givet den bedste
Vejledning for visuel Iagttagelse af f. S. og
Udledelse af deres Elementer ɔ: Epoken for
Lysstyrkens Maksimum og Minimum, Periodens
Varighed, Lysforandringens Størrelse og Forløb.
Selv har han anstillet talrige Observationer
over f. S., og fra ham er Forslaget udgaaet om
at betegne dem med store Bogstaver fra R til
Z foran Stjernebilledets Navn i den Orden,
hvori de er opdagede. Naar disse 9 Bogstaver
er opbrugte. benytter man Betegnelsen RR, RS
til RZ, SS, ST til SZ og saa videre til ZZ, men
er ogsaa disse 45 Kombinationer utilstrækkelige,
angives de flg. ved Kombinationerne AA, AB
til AZ; BB, BC til BZ; CC, CD til CZ og saa
videre til QQ . . . QZ, hvorved man faar 280 nye
og skulde saaledes have Betegnelse for i alt
334 f. S. inden for samme Stjernebillede. For
de 5 Stjernebilleder Carina, Cygnus, Orion,
Sagittarius og Scorpius har man maattet gribe
til den sidst omtalte Betegnelse, og i de 4
sidstn. Stjernebilleder kender man allerede
saa mange f. S., at man har begyndt paa
Kombinationerne BB, BC . . . .
Bl. alle disse f. S. er der i Lysperioder fra
3 Timer (XX Cygni) til 27 Aar (ε Aurigæ), i
Forandring af Lysstyrken fra 0,1.
Størrelsesklasse (α Urs. min.) til 9. og fl. Størrelsesklasser
(Mira Ceti) alle mulige Overgange. Ordner
man de f. S. efter deres Periode, finder man,
at de fleste grupperer sig om en Periode fra
200 til 400 Dage ell. om en, der er kortere end
10 Dage. Man finder ogsaa en Relation mellem
Periodens Længde og Farven, idet de
kortperiodiske f. S. gennemgaaende er hvide,
medens de, hvis Periode er lang, næsten alle er
rødlige, og i Gennemsnit er Farven desto
rødere, jo længere Perioden er. Det har derfor
haft sine store Vanskeligheder at faa indordnet
de f. S. i enkelte Grupper. Man begyndte med
at ordne dem i to Hovedklasser, de
langperiodiske og de kortperiodiske, hvortil kommer de
nye Stjerner. Men efter som Kendskabet til de
f. S. voksede, blev denne Inddeling mere og
mere utilfredsstillende, og man har nu for det
meste sluttet sig til den Inddeling, Pickering
opstillede 1880, hvorved man faar de f. S.
samt de nye Stjerner fordelt i 5 Grupper,
hvorved der er søgt at forene de ydre
Ejendommeligheder, medens de fysikalske Aarsager
træder mere i Baggrunden. De 5 Klasser kan da
karakteriseres paa flg. Maade. 1) De nye ell.
temporære Stjerner som Enebos i Tvillingerne
(se nye Stjerner), 2) Stjerner med store,
mere ell. mindre regelmæssige Lysforandringer
i Perioder fra fl. Maaneder til fl. Aar
(Miratypus), 3) Stjerner med Lysforandringer af helt
igennem uregelmæssigt Forløb, 4) f. S. med kort
Periode og meget regelmæssig Lysforandring,
5) f. S., hvor Lysforandringerne fornemlig
hidrører fra, at Stjernen dækkes mere ell. mindre
af en anden (Formørkelsesvariable).
De fleste af de hidtil kendte f. S. hører til 2.
Klasse, der har sit Navn efter Stjernen Mira
Ceti. Periodelængden varierer fra 50 Dage (SZ
Cass.) til 698 Dage (SW Gem.), med et
Maksimum omkr. 300 Dage, men Perioden er sjælden
konstant. Lysstyrken varierer som Regel
mellem fl. Størrelsesklasser, i enkelte Tilfælde som
ved χ Cygni lige til 9. Størrelses Klasser,
ell. anderledes udtrykt en Variation af
Lysstyrken af 1 : 4000. For enkelte er
Forandringen af den visuelle Lysstyrke ikke parallel med
den fotografiske, saaledes er S Cephei i
Maksimum 5, i Minimum 6 1/2 Størrelsesklasse
svagere fotografisk end visuel. Farven er i
Reglen rød, Spektret hører til Spektraltypen
M og i sjældnere Tilfælde til N. Aarsagen til
Lysvekslingen er endnu ubekendt,
Radialhastighederne synes ikke at vise nogen Variation, som
staar i Forbindelse med Forandringen i
Lysstyrken. Fordelingen af disse Stjerner viser
ingen Relation til Mælkevejen.
3. Klasse omfatter en Skare gaadefulde
Stjerner, der dels er røde med ganske ubetydelig
Lysveksling (0,5—1,0 Størrelsesklasse), som α
Cass, α Orionis, Granatstjernen μ Cephei,
hørende til Spektraltypen M, dels som ved R
Cor. bor. U Gem. X Persei viser saadanne
Ejendommeligheder, at hver enkelt af disse
Stjerner nærmest havde Krav paa at danne hver sin
Klasse, og endnu er man ude af Stand til at
give en tilfredsstillende Forklaring af
Oprindelsen og Forløbet af Lysvekslingen; Spektret af de
3 nævnte Stjerner hører til Spektraltypen F.
Til 4. Klasse, de kortperiodiske, hører alle
de f. S., i alt over 130, hvis Periodelængde
ikke gaar over 1—2 Maaneder (den længste har
UU Herculis med 45 Dage, den korteste XX
Cygni med 3 1/4 Time). Lysvekslingen udgør som
Regel 1. Størrelsesklasse og overstiger 2.
Størrelsesklasser i yderst faa Undtagelsestilfælde
med nogle faa Tiendedele. Disse Stjerner findes
saa godt som udelukkende i Mælkevejen. Man
kan bl. disse Stjerner skelne mellem 3 forsk.
Typer: Z Geminorum typus, δ Cephei typus og
Antalgoltypus (Hartwig sammenfatter de to sidste
Typer i en eneste og kalder Stjerner
henhørende herunder for »Blinksterne«). Det
karakteristiske ved Z Gem. Typen er, at Lyskurven
paa det allernærmeste er en Sinuskurve; ved δ
Cephei Typen stiger Lysstyrken raskere, end
den aftager, og den opstigende Gren er
regelmæssig, medens den nedstigende viser sig forsk.
fra den ene Stjerne til den anden; ved enkelte,
som W Sagittari, indtræder der ikke længe
efter Maksimum en Stilstand i Lysaftagelse,
ved andre, som η Aquilæ, har man endogsaa et
tydelig udpræget sekundært Maksimum, som
ligger en Del under det første. Stjerner af
begge disse Typer er, saavidt man hidtil har
kunnet konstatere, spektroskopiske
Dobbeltstjerner, hvis Omløbstid er lig Perioden for
Lysvekslingen. I den sidste Tid har man dog
ved δ Cephei-Stjernerne fundet, at enkelte
Ejendommeligheder under Lysaftagelse bedre vil
kunne forklares ved at antage, at disse
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
