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.
(77
TEKNISK TIDSKRIFT
kraft, i medeltal 30 gånger så stor som solens.
Går man till de gula stjärnorna finner man dessa
dela upp sig i två grupper. Hos den ljusstarkare
av dem växlar lyskraften ej mycket och
medelvärdet ändrar sig ej heller påtagligt när man går
till de alltmera gula och sedan till de rent röda
stjärnorna. Inom den ljussvagare gruppen sjunker
lyskraftens medelvärde ju mer man går mot
tilltagande rödhetsgrad. Hos de rödaste stjärnorna
uppgår lyskraftens medelvärde i den ljussvagare
gruppen högst till en hundradel av vår sols
lyskraft. Man kallar de stjärnor som tillhöra de
ovannämnda ljusstarka grupperna jättestjärnor
eller jättesolar och de ljussvaga gruppernas
medlemmar dvärgstjärnor eller dvärgsolar. I dagligt
tal säger man helt enkelt jättar och dvärgar.
Det var E Hertzsprung (1905) och senare H N
Russell (1914) som upptäckte de gula och röda
stjärnornas indelning i två bestämda grupper. Låt
oss betrakta två djupröda stjärnor såsom
Aldebaran och den för ögat nätt och jämnt
skönjbara nr 61 i Svanen. Det är uppenbart att den
förra stjärnan, som är 1 100 gånger så ljusstark
som den senare, är en typisk jättesol medan den
senare är en typisk dvärgsol. Som mätningarna
av dessa stjärnors temperatur visa, att denna är
mer eller mindre densamma för de två solarna
så måste den stora skillnaden i deras lyskraft
bero på att Aldebaran är mycket större än 61 i
Svanen. Man skulle då tycka att det högst olika
fysikaliska tillståndet hos sådana stjärnor på
något sätt borde ge sig till känna i spektret. Det
gör det också men ej mera påtagligt.
Skiljaktigheterna hos vissa spektrallinjer kunna dock som
nyss nämndes användas för att taxera den totala
eller absoluta ljusmängden.
Stjärnorna ha således genom snart sagt otaliga
stellarastronomiska undersökningar, som vi här
blott kunna antyda, blivit en enda familj. Vilken
rikt sammansatt och mångskiftande familj!
Sannerligen det här är fråga om någon jämnstruken
skara. Medlemmarna av st järnfamiljen äga nog
trots stora gemensamma likheter ändå
individualitetens särmärken. Vi känna sålunda till intensivt
heta, måttligt varma och stundom så svala solar
att de befinna sig rätt nära slocknandets stadium.
Vi känna till jättestjärnor och dvärgstjärnor, men
även överjättar, underdvärgar, vita dvärgar och
mycket, mycket annat. Somliga stjärnor äro stora,
tunga och glesa, medan andra äro ganska små,
lätta och jämförelsevis täta. Ofta vandra våra
stjärnor ensamma fram genom rymden. Men var
tredje sol har någon följeslagare. Stundom tåga
solarna fram längs en gemensam bana, samlade
i stora grupper. Många av dem ha ännu ej vunnit
stadga utan utvidga och dra ihop sin väldiga
stjärnkropp antingen oregelbundet eller liksom i
en rytmisk andningsrörelse. Några svälla upp
katastrofalt men sjunka snart åter ihop likt
brustna såpbubblor. Andra solar äro säkerligen varken
klotformiga eller ens regelbundna kroppar utan
förete bilden av ett kosmiskt jättebål, sändande
ut sina väldiga eldkvastar åt skilda håll. Men
dessa olika st järngrupper äro dock alla solar!
Hur stellarstatistiken uppstod
I och med upptäckten av kikaren ändrades
astronomins ställning till sitt material på ett
fundamentalt och genomgripande sätt. För att bättre
förstå denna tankegång må man fråga: Hur
många astronomiska objekt hade man att räkna
med före det kikaren kom i bruk? Ja, det var
först och främst solen och månen, som under
förteleskopisk tid hänfördes till planeterna, samt
fem av de egentliga planeterna, nämligen
Merkurius, Venus, Mars, Jupiter och Saturnus. Jorden
var någonting för sig, den största av alla kroppar
som ända fram till Kopernikus’ reformation
antogs vara centrum för världsalltet. Vidare kände
man till s.k. fixstjärnor till ett antal av allra högst
3 000. Antikens utan tvivel främste astronom,
Ptolemaios, hade nöjt sig med att katalogisera
och beskriva läget och grovt ånge ljusstyrkan för
1 028 av fixstjärnorna. Vad dessa himlakroppar
för övrigt voro visste man ingenting om. En och
annan komet besökte dessutom detta
miniatyruniversum. Så var det några kosmiska moln
varom mera sedan och därmed kan
världsinventeringen anses avslutad.
I och med kikarens uppfinning låg det inom det
tänkbaras gränser att man i detalj skulle kunna
komma att undersöka de högst 3 000
världskroppar man hittills haft kunskap om. Men så
avslöjade kikaren emellertid existensen av myriader
av nya himlakroppar. Ju bättre instrument man
tog i bruk desto flera blevo stjärnorna. Desto
bättre och mera ingående kunde man då
undersöka de närbelägnare världskroppar som hörde
till solsystemet. De verkliga stjärnorna
undandrogo sig ännu så länge någon individuell
undersökning men deras antal växte ständigt.
Härav följer att genom kikarens uppfinning det
astronomiska materialet har växt oss alldeles över
huvudet. Det kan ej vara tal om att man
någonsin ens ytligt skulle kunna undersöka var och
en av vintergatans trettio tusen miljoner solar.
Även om ena hälften av mänskligheten med ens
gjordes till astronomer och den andra hälften
finge använda all sin tid för att producera de
nyttigheter som astronomerna behövde så skulle
i alla fall tiotusental av år gå åt för att få fram
ens den allra flyktigaste individuella
undersökning av stjärnorna inom vårt vintergatsystem.
Astronomin blev därför tvungen lägga om sina
metoder. Den måste, när det gäller solarna och
vårt vintergatsystem, nästan uteslutande arbeta
med statistiska metoder. Den får alltså välja ut
typiska delar av "stjärnbefolkningen" och
undersöka dess egenskaper och sedan överföra dessa
till att gälla för stjärnsystemet i sin helhet.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
