Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 31. 4 augusti 1945 - Hur astronomins jätteavstånd bestämmas, av Knut Lundmark
<< 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.
11 augusti 1945
849
Hur astronomins jätteavstånd bestämmas
Professor Knut Lundmark, Lund
DK 523.81
Under de allra första stadierna av astronomins
utveckling låg det nära till hands att mera ägna sig
åt att utforska himlakropparna än den omgivande
jorden. Människorna voro bundna vid stammen,
klanen, den närmaste kretsen. Stjärnhimlen lyste
alltid ovanför och erbjöd ej endast ett mäktigt
skådespel utan såväl en rörlighet som en genom
tiderna bestående fasthet som måste ha givit de
verkliga incitamenten till starten av de flesta
religiösa och filosofiska föreställningar.
Från tvådimensional
till tredimensional världsbild
Under dessa äldre stadier var människans
vardagsuppfattning i viss mån tvådimensional. Ännu
förelåg ej problemet att nå någon förbindelse med
de himmelska regionerna. Men snart måste den
tvådimensionala världsbilden ha blivit utvecklad.
Utvidgade iakttagelser av himlakropparna gåvo
vid handen att dessa på något sätt äro fästade vid
en sfär eller ha förmåga att flytta sig längs denna.
På sfärens yta har man även tillfälle till
tvådimensionala förflyttningar. Man kan alltså säga
att under någon tid torde man ha byggt på en
dubbel tvådimensional världsbild. Så småningom
uppstod tanken på en möjlig förbindelse mellan
de jordiska och himmelska regionerna och
därmed blev den tredimensionala uppfattning
grundad som vi alltjämt bygga på.
I och med att man började räkna med tre
dimensioner uppstod astronomins distansproblem. Det
förhållandet att alla verkliga stjärnor (solar) äro
på så ofantliga avstånd medförde att det blev
mycket svårt besvara frågan om deras avstånd
och fördelning i rymden. De verkliga stjärnorna
föreföllo ligga så fasta och orubbliga under
tidernas lopp att man helt enkelt gav dem namnet
fixstjärnor och länge ansåg dem vara fixpunkter till
vilka alla rörelser i rymden kunde refereras.
Antiken lyckades bestämma månens riktiga
avstånd. I fråga om andra kroppar inom
planetsystemet blevo de antagna avstånden tjugo gånger
för små. De grova skattningar som gjordes för
att få fram hur långt borta fixstjärnornas sfär
var belägen ledde också till alldeles för små
värden och voro för övrigt inte baserade på några
riktiga principer.
Är 1610 sände Galilei ut till en häpnande värld
sin berömda skrift: "Den himmelske budbära-
ren." Denna gav sensationella meddelanden om
vad teleskopet i Galileis hand hade avslöjat ute
i rymden. Nu fick man beviset för att vår måne
var en annan Jord och på det hela taget lik vår
egen. Vidare gavs upptäckten av de fyra månarna
omkring Jupiter som gjorde denna planet till ett
solsystem i miniatyr. Den gav även som Galilei
själv uttryckte det lösningen av en fråga som
länge sysselsatt filosoferna nämligen frågan om
Vintergatans natur. Det vita mjölkaktiga skenet
hos Vintergatan hade Galilei funnit helt enkelt
vara ljuset från myriader av ljussvaga stjärnor
som var för sig ej lyste tillräckligt starkt för att
kunna iakttas men vilkas samlade ljus flöt
samman till ett töckenartat skimmer. Härigenom
visade Galilei att det var riktigt vad man anat
under antiken och vad många naturfolk likaledes
gjort klart för sig, nämligen att Vintergatan kunde
sägas vara ett ofantligt stjärnmoln eller en
nebulösa, i vilken man med blotta ögat ej kan urskilja
de enskilda stjärnorna.
Kepler kunde inte göra sig fri från den falska
föreställningen att stjärnorna äro mycket små
kroppar och fästade på en enda sfär. Första
gången som ett jämställande av solen och stjärnorna
skedde synes vara i ett arbete av Christian
Huy-gens "Cosmotheoros etc." av 1698 (översatt till
svenska 1744 under titeln "Världsbeskådare etc.").
I detta arbete uppmättes Sirius’ skenbara
ljusmängd i förhållande till solens. Genom att
förutsätta att Sirius och solen i sig själva voro precis
lika ljusstarka, dvs. att de hade en och samma
ljusmängd eller antal ljusenheter, kunde Huygens
beräkna hur långt borta Sirius var belägen. Det
innebar endast ett antagande att jämställa de
bägge solarna och nu veta vi att Sirius är 26
gånger så ljusstark som vår sol. Detta medförde
att den av Huygens beräknade distansen till
"Hundstjärnan" blev cirka fem gånger för liten.
Emellertid började man vid denna tid tänka sig
stjärnorna vara alldeles samma slag av
himlakroppar som vår sol och den följande
utvecklingen skulle visa att detta antagande var absolut
berättigat. Något senare jämförde Isaac Newton
med användning av Saturnus såsom mellanled
solen och de ljusaste stjärnorna. Han kom därvid
till resultatet att första storleksklassens stjärnor
skulle ha en parallax av 3". Detta innebär att de
genomsnittligt skulle ligga på drygt ett ljusårs av-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
