Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 35. 2 september 1944 - Astronomiska beräknings- och mätmetoder, av Bengt Svedberg
<< 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.
2 september 1944
1007
varvid dy^ dAz t= 0. Vid beräkningen av
refraktionen inverkan på tiden för en stjärnas
upp-och nedgång, äro i stället d<p >= dö = 0.
Slutligen användes det differentiella sambandet
vid korrektion för den deklinationsändring, som
uppträder under några timmars mätningar av
korresponderande höjder för till exempel solen
vid bestämning av meridianen. Deklinationen
inverkar enligt sambandet för den sfäriska triangeln
stjärna — ekvatorpol—zenit
sin h <= sin <p sin ö + eos cp eos d eos t (11)
Då nu mätningen sker vid samma höjder, är h =
’= 0, medan <p givetvis är oförändrad, varför
differentiationen ger
01= (sin <p eos å — eos <p sin d eos t) d ö —
— eos cp eos <5 sin t dt (12)
eller korrektionen
dt =
tg<3 tg <p
tg t sin t
då
(13)
Mätmetoder i stellarastronomin
Man kan med blotta ögat se cirka 5 000 stjärnor,
men med kikare flera millioner stjärnor. Och
ändå återstå cirka 100 miljarder stjärnor, som
ej kunna iakttas i kikare. Detta exempel visar
hur astronomin är en vetenskap helt och hållet
uppbyggd på mätteknik. Astronomiska
upptäckter äro en direkt följd av nya mätinstruments
utveckling och fullkomning. De flesta
astronomiska företeelser äro av den art, att endast en
oerhört hög mätprecision möjliggör påvisandet av
deras existens.
Om man ur den allmänna tekniska
mätteknikens synpunkter skärskådar de olika speciella
mätmetoder, som utvecklats i astronomin,
upptäcker man åtskilligt av intresse. De flesta
mätmetoderna gå ut på att söka reducera den
erforderliga mätprecisionen på något sätt. Om till
exempel en stjärna förändrar sitt läge mycket
långsamt, antingen beroende på att den befinner
sig långt bort eller på att dess hastighet i sig själv
är liten, så att mätnoggrannheten vid
vinkelmätningen ej räcker till för att indikera en
lägesförändring, kan man i stället mäta vinkeln mellan
riktningen till stjärnan och riktningen till en
närbelägen mycket avlägsen stjärna, som kan
betraktas som fix.
Med spektralanalysen hjälp undersökas
stjärnornas och solens spektrum. Ur det fysikaliska
fenomenet Doppler-principen, alltså
spektrallin-jernas förskjutning när det ljusemitterande
föremålet rör sig relativt iakttagaren, framgår här en
enkel mätmetod. En stjärnas rörelse i radiell
riktning till och från solsystemet ger en förskjutning
hos dess spektrallinjer. Då spektrets utseende i
övrigt överensstämmer med kända grundämnens
spektra, kan radialhastigheten därmed
fullständigt bestämmas.
Solens rotationstid, som är 25 dygn, har sålunda
erhållits genom att mäta differensen mellan
spek-trallinjernas förskjutning hos ljus från vänstra
respektive högra randen. Dessutom kan man
undersöka existensen av magnetiska fält på solens
yta med hjälp av ett annat med spektrallinjerna
sammanhängande fenomen, nämligen
Zeeman-effekten. Denna består i en uppspaltning av
spektrallinjerna i flera närbelägna komponenter när
ljuskällan befinner sig i ett magnetiskt fält. Att
solfläckarna bruka vara förbundna med
magnetiska fält, vilka sedan ha stort inflytande på
radiomottagningen här på jorden, har sålunda med
hjälp av denna mätmetod kunnat konstateras.
En annan med spektralanalysen
sammanhängande mätmetod består i att fotografera olika
partier av solytan i ett enfärgat ljus. Olika skikt av
solklotet emittera nämligen ljus av olika
våglängder: fotograferas därför solen i ljus av olika
våglängder, kan man mer eller mindre filtrera bort
ljuset från de skikt som man ej vill undersöka.
De från solens yta utskjutande lysande massorna,
protuberanserna, äga sin ljusenergi starkt
koncentrerat på helt smala band av spektret, särskilt
på vätelinjerna. Användes därför intet vitt ljus
utan med hjälp av en spektrograf ljus ur ett smalt
spektralområde, i vilket protuberansernas ljus är
koncentrerat, blir protuberansljuset relativt
starkare än det störande spridda ljuset. Även det
därnäst följande inre skiktet, den så kallade
kromosfären, har sitt ljus koncentrerat på smala
spektralområden.
För att på detta sätt fotografera solytan i ljus
av helt smala våglängdsområden kring
spektrallinjerna, har ett speciellt mätinstrument
konstruerats, den så kallade spektroheliografen. När en
spektrograf är anbringad vid okularändan av en
mot solen riktad kikare, så att solbilden faller på
spalten, då kan man, innan spektret faller på den
fotografiska plattan, med hjälp av en andra spalt
utskära en enstaka linje i spektret, så att blott
denna faller på plåten. När man därpå ger
solbilden och plåten relativt spalten samma rörelse,
så erhålles en fotografisk bild av solen i
ifrågavarande linjes ljus. Är den första spalten ej
tillräckligt hög för att omfatta solbildens hela
diameter, erhålles en strimla av solen fotograferad.
I vitt ljus ser man varken kromosfären eller
protuberanserna mot bakgrunden av den lysande
sol-vtan, men blir det vita ljuset upplöst i ett
spektrum, och användes helt smala spektralområden
kring absorptionslinjerna, bli kromosfär och
protuberanser synliga därigenom, att ljus av
våglängder, för vilka absorptionskoefficienten är
mycket hög, blott kan ankomma till iakttagaren
från de atomer, vilka ligga i de högsta skikten av
solen, alltså i kromosfären eller protuberanserna.
Härvid är dessutom absorptionskoefficienten
inom en spektrallinje variabel. Vid nalkandet till
linjens centrum blir den alltid större. Om solen
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
