Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 12. 25 mars 1952 - Tredimensionell kartläggning av stjärnhimlen, av Jöran M Ramberg
<< 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.
274
TEKNISK TIDSKRIFT v
Tredimensionell kartläggning
av stjärnhimlen
Observator Jöran M Ramberg, Saltsjöbaden
En av stellarastronomins väsentligaste uppgifter är att ge
en bild av stjärnornas verkliga fördelning i rymden. Till
undersökningarna över stjärnornas apparenta,
tvådimensionella fördelning på himmelssfären måste därvid fogas
den tredje dimensionen, stjärnornas avstånd.
Det var 1837 som det ungefär samtidigt lyckades för F W
Bessel i Königsberg, Th. Henderson i Kapstaden och W
Struve i Dorpat att för första gången mäta avståndet till
en stjärna, och man sålunda fick en riktig uppfattning
om, vilka enorma avstånd det här gäller.
Den metod, som de tre astronomerna använde, var i
princip densamma, som allt fortfarande tillämpas vid direkta
avståndsbestämningar till stjärnorna: en direkt
triangule-ring med jordbanans diameter som baslinje. Fotografins
införande i de astronomiska observationerna har även på
detta område betytt ett enormt framsteg; under det senaste
halvseklet har den direkta metoden att mäta stjärnornas
avstånd eller trigonometriska parallaxer, drivits upp till
allt högre grad av fulländning.
Medelfelet i en trigonometriskt bestämd parallax är
emellertid omkring 7100 bågsekund, vilket innebär att man
med den direkta metoden inte med någon större grad av
säkerhet kan mäta avstånd större än omkring 100 parsec,
dvs. omkring 300 ljusår eller 3 • 1015 km. (Det förtjänar
Fig. 12. Region i Vintergatan (i stjärnbilden Lacerta),
fotograferad i Stockholms Observatoriums 40 cm astrograf i
kombination med objektivprisma.
Fig. 13. Fotometerregistrering av spektret hos en stjärna
av, upptill tidig, nedtill sen spektraltyp, dvs. stjärna med
hög resp. relativt låg yttemperatur.
kanske påpekas, att sedd från en stjärna på detta avstånd
skulle hela jordbanan med sin diameter av 300 milj. km
inte synas större än en tioöring som, upphängd över
Jönköping, betraktades från Stockholm.)
Inom den tillgängliga sfären har man bestämt avstånden
till omkring 6 000 stjärnor. Genom att astrofysikaliskt
studera dessa stjärnor har man kunnat bygga upp andra,
indirekta metoder att bestämma avstånd, som gör det
möjligt att kartlägga oerhört mycket längre bort belägna
regioner av rymden.
Den viktigaste av de indirekta metoderna att mäta stora
avstånd i världsrymden är den spektroskopiska
parallax-metoden, som går ut på att ur en stjärnas spektrum
bestämma stjärnans absoluta ljusstyrka eller luminositet och
därefter, genom att kombinera luminositeten med
stjärnans apparenta ljusstyrka, bestämma stjärnans avstånd ur
den enkla kvadratlagen för ljusstyrkans avtagande med
växande avstånd.
Sådan den spektroskopiska parallaxmetoden
ursprungligen angavs och utvecklades omkring 1914 på Mount
Wilson observatoriet av W S Adams och A Kohlschütter,
var den tillämplig endast på stjärnspektra tagna i stor
dispersion och kunde följaktligen komma till användning
enbart för apparent ljusstarka stjärnor. Genom Lindblads
och hans medarbetares insatser på Stockholms och
Uppsala observatorier har den spektroskopiska
parallaxmetoden avpassats för apparent mycket ljussvaga stjärnor, som
ligger utom räckhåll för metoden i dess ursprungliga form.
På Stockholms Observatorium, där den spektroskopiska
eller rättare spektralfotometriska parallaxmetoden är en av
huvudpunkterna på arbetsprogrammet, har den
tredimensionella kartläggningen av valda regioner av stjärnhimlen
hittills uteslutande baserats på 40 cm Zeiss-astrografen.
De trakter, som valts ut för undersökning, fotograferas
dels direkt, dels med instrumentets objektiv täckt av ett
prisma med liten brytande vinkel (fig. 12).
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
