Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Tähtitaivas ...
<< 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.
87
Tähtitiede
88
millä pitkiä; millä pieniä, millä suuria. Yhteen
ryhmään (Pickeringin kolmas luokka) luetaan
ne tähdet, joiden vaihtelut ovat aivan
epäsäännöllisiä. Tähän kuuluvat monet punaiset tähdet
(a Cassiopejje, a Herculis, a Orionis, q Persei,
lu Cephei y. m.), joiden vaihtelut eivät ole varsin
suuria sekä useat valkoisetkin (R Corona;
borea-lis, U Geminorum j. n. e.), joiden valovaihtelut
saattavat olla niinkin suuria, että muutamia
voitaisiin melkein lukea nova-tähtien luokkaan.
Vaihtelevia tähtiä merkitään, jollei niillä
ennestään ole nimiä, suurilla kirjaimilla alkaen
R:stä, kussakin tähtikuviossa). Pickeringin
toinen luokka, Miratähdet, johon useimmat
vaihtelevat tähdet kuuluvat, osoittaa selvää, mutta
epäsäännöllisesti muuttuvaista, pitkäaikaista
jaksoa, joka eri tähdillä voi vaihdella vähän päälle
kuukaudesta lähes 2 vuoteen; n. 200 ä 400
päivän jaksot ovat yleisimmät. Tyyppitähti on
Mira Ceti (ks. t.). Eri luokkiin kuuluvat ne
muuttuvaiset tähdet, joiden valovaihtelut ovat
säännölliset.’ Yleensä näiden periodi on sangen
lyhyt, melkein kaikkien alle kuukauden,
useimpien alle 5 päivän, monen vain muutamia
tunteja. Jos me ilmaisemme valovaihtelut
käyrällä, jonka abskissat osoittavat aikaa ja
ordi-naatat valovoimaa, voimme kuvata eri tyypit
seuraavasti :
Käyrä A esittää Algol-tyyppiä (Pickeringin
viidettä luokkaa), joka on saanut nimensä a
Persein (Algolin) mukaan. Tämä
tähti on 2 p. 10 t.
suuruusluokkaa 2,3. N. viidessä tunnissa
valo vähenee suuruusluokkaan
3,s, sitten uudelleen samassa
ajassa kasvaakseen
suuruuteen 2,s. Algol-tähtiä
tunnetaan n. 80, ne ovat yleensä
valkoisia t. hieman kellertäviä
väriltään. Kaikki ovat
kaksoistähtiä, toinen komponentti
on usein pimeä. Jokaisella
kierroksellaan yhteisen
painopisteen ympäri pimeä komponentti joutuu meiltä,
katsoen loistavan komponentin eteen,
aikaansaaden lyhyen osittaisen pimennyksen. Muutamilla
on pieni minimi keskellä pitkää konstanttista
maksimia. Tämä selitetään siten, että ,,pimeä"
komponentti ei olekkaan kaikkea valoa vailla.
Käyrät B (a Lyra?-tyyppi), C (?
Geminorum-tyyppi), D ((5 Cephei-tyyppi) ja E
(Antalgol-tyyppi) kuuluvat Pickeringin neljänteen
luokkaan (lyhytaikainen ja säännöllinen vaihtelu).
Näiden vaihtelujen syystä ei vielä olla
lopullisesti selvillä. Nähtävästi kaikilla tähän luokkaan
kuuluvilla tähdillä on ainakin kaksi
komponenttia. Useimmat näistä tähdistä ovat erittäin
pieniä, runsaasti niitä on muutamissa
tähtiryh-missä. — Paljain silmin t :ta tarkastellessa
huomaa muutamia paikkoja, missä tähtiä on
erittäin tiheään: Plejadit ja Hyadit Härän
tähtikuviossa, Prsesepe Kravussa, Bereniken hiukset
j. n. e. Varsinaiset tähtirylimät ja tähti
sumut (ks. n.) ovat yleensä paljon pienempiä
ja ainoastaan kiikarilla näkyviä. — Silloin
tallon uusi tähti, nova, ilmestyy t :lle. Ennen
tämä ilmiö oli hyvin harvinainen. Ensimäinen,
josta tietoja on säilynyt, on Tyko Brahen 1572
havaitsema loistava nova Kassiopeian tähti-
kuvioissa. Valokuvauslevyjen avulla keksitään
nyk. pieniä nova-tähtiä melkein joka vuosi.
Yleensä novat. ilmestyvät äkkiä, niiden valo
kasvaa nopeasti muutamia päiviä, pysyy sitten
jonkun viikon korkeimmillaan, jonka jälkeen
suuruus vähitellen alenee, niin että tähti on tuskin
suurimmissakaan kiikareissa näkyvissä
muutamien kuukausien jälkeen. Huomattavimpia viime
aikojen uusia tähtiä ovat 1866 keksitty Nova
Coronse, 1876 keksitty Nova Cygiii, 1892
keksitty Nova Aurigae, 1901 ilmestynyt Nova Persei,
1903 keksitty Nova Geminorum 1 ja 1912 keksitty
Nova Geminorum 2, joita kaikkia on voitu
spektroskooppisesti tutkia. Täten on huomattu,
että Nova-spektrit alussa ovat katkeamattomia ja
absorptsioni vii voilla varustettuja. Myöhemmin
cmissioniviivoja ilmestyy absorptsioniviivojen
viereen (näiden punaiselle puolelle), vähitellen
absorptsioniviivat käyvät epäselvemmiksi ja
häviävät lopulta, joten jäljelle jää levenneiden
emissioniviivojen kaasuspektri, jossa lopuksi
ilmenee uebuloosaviivoja. Monta teoriaa on esitetty
näiden ilmiöiden selittämiseksi, mainitsemme
tässä vain Seeligerin, jonka mukaan „uusi
tähti" on joku pimeä tai vähällä valolla loistava
kiintotähti, joka joutuu avaruudessa olevaan
ohueen nebuloosaan, suureen tomu- tai
kaasupil-veen, jolloin hankautumisesta syntynyt lämpö
saattaa sekä tähden että sen ympäristön
loistamaan. Tähtisumu voi olla eri tiheä eri osissa,
tästä johtuvat muutamissa nova-tähdissä
huomatut valovoimavaihtelut. Kuljettuaan pilven
läpi tähti sammuu ja vähitellen myöskin pilvi,
loistettuaan jonkun aikaa pienenä nebuloosana.
Luultavaa on, että tähden ensimäinen
suuruus-kasvu osaksi on näennäistä, johtuen
heijastumisesta pilven eri osissa.
T:n tähtien liikunnoista,
etäisyyksistä ja f y y s i 1 1 i s i s t ä
ominaisuuksista ks. Kiintotähdet,
Kaksoistähdistä ks. t. E. R.
Tähtitiede 1. astronomia (kreik.
astronomia < aste’r tähti, ja vomos - laki), tiede,
joka tutkii taivaankappaleiden fysikaalisia ja
kemiallisia ominaisuuksia, niiden näennäisiä ja
todellisia liikkeitä ja näiden lakeja. Siinä
erotetaan teoreettinen ja käytännöllinen puoli.
Käytännöllinen t. luovuttaa havaitsemalla
saadun aineiston teoreettisen t:n tutkittavaksi.
Tärkeätä on siis koettaa järjestää koneet ja
havainnot siten, että havaintovirheet supistuvat
mahdollisimman vähään. Tätä osaa, joka
käsittelee koneita, taivaankappaleiden asemien sekä
ajan määräämistä, sanotaan
astromet-r i a k s i. Käytännölliseen t :seen kuuluu sitäpaitsi
astrofysiikka, joka spektraalianaJyysin ja
valokuvauksen avulla tutkii taivaankappaleiden
fysikaalisia ja kemiallisia ominaisuuksia sekä
fotometrisesti määrää tähtien valovoimaa.
Teoreettinen t. jaetaan pallo-, teoriseen
ja g r a v i t a t s i o n i-a s t r o n o m i a a n.
Pallot, on oppi taivaankappaleiden
koordinaateista ja niiden muutoksista. — Teorisen
t:n tärkeimpiä tehtäviä on kierto- ja pyrstö
tähtien ratojen laskeminen. Havaintojen kautta
saadaan tähden näennäiset asemat. Näistä
johdetaan Keplerin lakien avulla sitten n. s.
rataele-mentit, joiden avulla voidaan laskea tähden rata
ja sen avulla määrätä sen asema minä hetkenä
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
