Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Föräldrarätt - Föränderliga stjärnor el. variabler
<< 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.
FÖRÄNDERLIGA STJÄRNOR
åldersstadium utan huvudsaki. en persons
egenskap att stå i härstamningsförhållande till sina
föräldrar, varav följer, att f:s regler om barn
kunna äga tillämpning långt efter ”barnaåren”.
Reglerna om rätt till arv för barn efter
föräldrar och omvänt behandlas inom ännu en annan
huvudavd. av rättssystemet: arvsrätten, enär
denna måste innehålla rättsregler berörande en
större krets av rättssubjekt än föräldrar och
barn. — Litt.: A. Winroth, ”Sv. civilrätt”, 3
(1901); ö. Undén, ”Föräldrar och barn” (2 uppl.
1927). Ögd.
Föränderliga stjärnor el. variabler
kallar man sådana stjärnor, som ha olika
ljusstyrka vid olika tider. Strängt taget äro alla
stjärnor föränderliga till sin ljusstyrka, men man
plägar ss. f.s. endast upptaga sådana stjärnor,
vilkas ljusförändringar ant. äro stora el.
regelbundna. — Ehuru alla stjärnors ljusstyrka
nödvändigt måste med tiden systematiskt avtaga,
är likväl denna s e k u 1 ä r a förändring i
ljusstyrkan så långsam, att den icke blivit märkbar
i historisk tid. Skillnaden mellan stjärnornas
ljusstyrka på Hipparchos’ och Ptolemaios’ tid
och i våra dagar är i själva verket mindre än
medelfelet i ljusstyrkornas angivna värden. —
Ss. den första bekanta f.s. kan man betrakta
Mira Ceti (den underbara stjärnan i Valfisken),
upptäckt av Fabricius 1596. Ung. 100 år senare
upptäcktes ytterligare 3 f.s., näml. Algol i
Per-seus av Montanari, % i Svanen av Kircherus
(1686) och R Hydræ av Maraldi (1705). Under
1700-talet upptäcktes ytterligare 7 f.s. Alla
dessa upptäckter kunna betraktas ss. mer el.
mindre tillfälliga biprodukter till andra
astronomiska undersökningar. Först på 1800-talet,
genom Argelander, Julius Schmidt m.fl., utfördes
systematiska undersökningar över stjärnornas
fotometriska ljusstyrka, varigenom antalet f.s.
betydligt ökades, i sht sedan fotografien börjat
användas inom astronomien. Stor användning
vid uppsökandet av nya stjärnor har också det
s.k. blinkmikroskopet (se d.o.). — F.s.
betecknas inom den astronomiska litteraturen vanl.
med en stor bokstav samt stjärnbildens namn,
så att den först upptäckta f.s. inom t.ex.
stjärnbilden Andromeda betecknas med R
Andro-medæ, de därnäst upptäckta inom samma
stjärnbild med S, T ända till Z Andromedæ.
Om ytterligare f.s. upptäckas inom samma
stjärnbild, benämnas dessa med två stora
bokstäver: RR, RS etc.
F.s. kunna indelas i följ. 4 grupper: 1)
förmörkelse- (el. Algol-) variabler, 2) periodiska
f.s., 3) oregelbundna f.s., 4) nya stjärnor. Om
den förstn. av dessa grupper se A 1 g o 1 s t j ä
r-n o r, om den sistn. se Nya stjärnor. —
Antalet periodiska f. s., fördelade efter
oli
ka värden på periodens längd, framgår av fig.
Hela antalet här behandlade stjärnor,
omfattande alla upptagna i den ”officiella”
astronomiska listan uppgjord av Prager för 1932,
utgör 2,074. Det framgår av fig., att de periodiska
f. s. kunna uppdelas i 3 underavd., den första
med perioder mindre än 1 dag, den andra med
en period mellan 1 dag och ung. 60 dagar och
den tredje med ännu längre perioder. Den sistn.
avd. omfattar de s.k. långperiodiska f.s.,
under det att den första och andra avd.
tillsammans innehålla de kortperiodiska
f.s. Dessa senare pläga också kallas cepheider
(se d.o.), med vilket namn man dock stundom
betecknar endast de f.s., som ha en period
mellan 1 och 60 dagar, under det att de f.s., som
ha en period kortare än 1 dag, pläga kallas
clustervariabler, enär de oftast förekomma i de
stjärnhopar, som kallas globular dusters el.
klotformiga stjärnhopar. — Beträffande
ljusförändringar och spektra hos cepheiderna se d.o.
Mellan cepheidernas absoluta magnituder och
logaritmen för deras perioder finnes ett lineärt
sammanhang, först upptäckt av Miss Leavitt
(1912). Denna formel är viktig, därför att man
med dess hjälp kan, under vissa förutsättningar,
beräkna en cepheid-stjärnas avstånd från oss,
om man bestämmer dess skenbara magnitud.
— De långperiodiska f. s. ha perioder, som äro
längre än 60 dagar och kunna gå upp till bortåt
2 år. För de flesta ligger perioden mellan 250
och 400 dagar. Periodens längd är emellertid ej
fullt konstant, för Mira Ceti t.ex. varierar
perioden mellan 320 och 370 dagar, och likaså
varierar ljuskurvans form rätt betydligt vid olika
tider. Ljusvariationens storlek är betydligt
större än för cepheiderna och uppgår ofta till 8
magnituder el. ännu mera. De långperiodiska
f. s. äro alla röda stjärnor med bandspektra,
vanl. av typen M el. N. Genom mätningar,
utförda med interferometer (se d.o.), har man
funnit, att de långperiodiska f. s. äro mycket
stora stjärnor, med radier uppgående till
samma storleksordning som jordbanans radie el.
ännu större.
— 1019 —
— 1020 —
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
