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)
Stjerner ikke er Dobbeltstjerner, men enkelte
Stjerner, hvis Overflade befinder sig i Pulsationer
om sin Ligevægtstilstand, hvorved der kunde
fremkaldes Svingninger i Straalingen. Og man
vilde herved ikke have den Vanskelighed at
forklare, hvorledes disse Stjerner, hvis Volum,
efter deres meget store absolutte Lysstyrke at
dømme, betydelig skulde distancere Solen,
kunde bevæge sig i Baner af saa smaa
Dimensioner som dem, man har fundet. Hertil
kommer en anden Ejendommelighed, man har fundet
hos en Del af disse δ Cephei-Stjerner, nemlig
den, at Beliggenheden af den stærkt lysende
Del af Spektret forskydes periodisk mod blaat,
naar Lyset vokser i Styrke, mod rødt i Tiden
henimod Minimum, foruden at Spektret selv
varierer med samme Periode som Lysstyrken.
Saaledes forandrer RR Lyræ sit Spektrum fra
et B9 til F2 i samme Periode som Variationen af
Lyset og den radiale Hastighed. Hver 13 1/2 Time
tiltager Lyset i Intensitet, mere end det
dobbelte i mindre end 2 Timer. I samme Tid
vokser Hastigheden af Stjernen mod Jorden
fra 47 til 91 km pr Sek., og Spektret varierer
fra Typen F2 til Typen B9. Den sidstnævnte
Variation er sandsynlig den mest mærkelige,
thi efter den maa der med vort nuv. Kendskab
til Stjernernes Udstraalingsevne foregaa en
Variation af Temp. i Stjernens Overflade paa
c. 3000° C. Til denne Klasse hører ogsaa de
f. S., som gaar ind under Antalgoltypen. Navnet
har de faaet, fordi de viser det modsatte af
Algolstjerner, idet deres Lysstyrke en Tid er
konstant, hvorpaa den ikke synker som ved
Algolstjernen, men stiger meget hurtigt til et
Maksimum, for saa øjeblikkelig at aftage, men
i et betydelig langsommere Tempo til sit
konstante Minimumslys. Mere indgaaende Studier
har imidlertid vist, at der ved de fleste af
disse ikke indtræder et konstant Minimumslys,
men at deres Lysaftagelse vedvarer, til et
bestemt Minimum, hvorpaa det vokser
regelmæssig og rask til sit Maksimum; dette har
bevirket, at Hartwig har foreslaaet ikke at benytte
Navnet Antalgolstjerner for disse, men at give
dem Navnet Blinkstjerner sammen med dem, som
hører til δ Cephei-Typen, idet Lysets Forløb
meget minder om Blinkfyr. Af disse
Antalgolstjerner kender man hidtil omtr. 20, spredt
over hele Himlen, og ikke som δ
Cephei-Stjernerne for det meste liggende i eller i
Nærheden af Mælkevejen. Deres Periode varierer
fra 9 til 16 Timer, og Amplituden i
Lysvekslingen er alm. 1, i nogle Tilfælde endog 2
Størrelsesklasser. Men foruden disse har man i
enkelte kugleformede Stjerneklynger fundet en
hel Del af disse, som derfor ogsaa betegnes
som hørende til Cluster typus. I største Mængde
optræder de i Stjerneklyngen Messier 3
(Bootes), hvor der bl. 900 Stjerner er fundet 129
f. S., i ω Centauri og Messier 5 (Serpens) med
henh. 128 og 27 f. S. bl. 3000 og 900 Stjerner,
I 5. Klasse, formørkelsesvariable, kan der
skelnes mellem to forsk. Typer, Algoltypus og
ß Lyræ-Typus. Ved den førstnævnte Type har
man Lysforandringen kun i en Brøkdel af
Perioden, medens Stjernen i den øvrige Tid har
konstant Lysstyrke; ved den sidstnævnte varierer
Lysstyrken i hele Perioden. Af Algolstjerner —
Navnet har de fra Algol — kendes hidtil c.
120 med Periode fra 0,020 Dag (ZZ Cygni) til
261,92 Dag (RZ Ophiuchi) og 9900 Dag (ε
Aurigæ); ved RZ Ophiuchi foregaar
Lysvekslingen i 18—19 Dage, i den øvrige Tid har
Stjernen uforandret sin Maksimallysstyrke 10,0. Ved
ε Aurigæ derimod varer Lysvariationen i 2 Aar,
det konstante Maksimum (3,4) har Stjernen i
25,1 Aar. Størrelsen af Lysvariationerne
svinger fra 0,1 (β Aurigæ) til henimod 4.
Størrelsesklasse (RW Tauri). Ved nogle Stjerner bliver
Lysstyrken under Minimum ogsaa konstant i
nogen Tid, saaledes ved RZ Ophiuchi i 6 1/2
Dag, ved ε Aurigæ endog i 313 Dage. Alle
Stjerner af Algoltypen er hvide ell. gulhvide
og hører til Spektralklasserne B til F.
Af β Lyrætypen kendes hidtil c. 20 f. S. med
Perioder fra 0,312 Dag (β Ursæ majoris) til
198,5 Dag (W Crucis). Amplituden ved
Lysvariationen er fra 0,5 (u Herculis) til 2,1
(TT Ophiuchus). Ved de fleste af disse Stjerner
har man foruden Hovedminimummet ogsaa et
sekundært Minimum, der kan variere fra 0,2 (V
Puppis) til 1,4 (RV Ophiuchi) over det
førstnævnte. Spektret er et Absorptionsspektrum af
Klassen B med lyse Linier, tilhørende Vandstof
og Helium, som sammen med de mørke Linier
viser sig som Dobbeltlinier med periodiske
Variationer i deres indbyrdes Afstand. Ved begge
disse Typer hidrører Lysvariationen fra, at
Stjernen er en Dobbeltstjerne, hvis to
Komponenter er kugleformede Legemer ved
Algoltypen, Ellipsoider derimod ved β Lyrætypen, og
bevæger sig om det fælles Tyngdepunkt i et
Plan, som danner en lille Vinkel med
Visionsradien. Er begge Komponenter af samme
Lysstyrke, vil der under hvert Omløb optræde to
Minima af samme Dybde, og Perioden deles i to
ulige ell. to lige Dele, alt efter som Banen er
elliptisk ell. cirkelformet; i sidste Fald vil der
ikke af fotometriske Observationer alene kunne
afgøres, hvorvidt Tiden mellem to paa hinanden
flg. Minima svarer til Lysvariationens halve ell.
hele Periode. Er derimod de to Komponenter
af forsk. Lysstyrke, vil de to Minima være af
ulige Dybde, og er Forskellen saa stor, at den
ene Komponent maa betragtes som relativ mørk
lige over for den anden (en Størrelsesforskel
fra 2—4), vil man kun have eet Minimum (med
Selen Fotometret har Stebbins fundet, at det
sekundære Minimum ved Algol optræder midt
i Perioden med en Lysstyrke 0,1 svagere end
det konstante Lys). Er nu Formørkelsen
central, vil Lysstyrken i Minimum en Tid lang
være konstant; Baneplanet danner da en
meget liden Vinkel med Visionsradien. Er
derimod Hældningsvinklen mellem Baneplanet og
Visionsradien større (man har fundet
Inklinationer til over 30°), men de to Komponenter
staar hinanden meget nær, vil der kun
indtræde en partiel Formørkelse, og under denne
kan Lysstyrken ikke holde sig konstant, men
maa stadig aftage til et Minimum, hvorpaa
den straks tiltager. Staar Komponenterne
længere fra hinanden, vil med en større
Hældningsvinkel Formørkelse ikke indtræde. Nu vil
der til en større Afstand ogsaa svare en større
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
