Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Sidor ...
<< 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.
STJÄRNRYMDENS OÄNDLIGHET
135
samma sort och exempelvis antaga
att den högsta palmen i en grupp är
ungefär lika hög som den högsta
palmen i en annan grupp o. s. v.
Nu beskriver solen och med den
jorden en, så vitt vi kunna mäta,"
rätlinig bana i rymden med en
hastighet av 20 kilometer i sekunden eller
omkring 630 miljoner kilometer om
året. Om nu stjärnorna i vår närhet
stode stilla i rummet, så skulle vi
med hjälp av den av solen för varje
år beskrivna baslinjen kunna
bestämma deras avstånd. Detta skulle
vara desto större ju mindre vinkel de
syntes beskriva på himlavalvet för
varje år. Denna vinkel kallas
stjärnornas egenrörelse. Emellertid stå
stjärnorna ej stilla, lika litet som vår
sol. Men om vi observerade en
tillräckligt stor grupp av stjärnor, t. ex.
alla stjärnor mellan den sjätte och
sjunde storhetsgraden, kunde vi väl
antaga att deras rörelse vore
likformigt fördelad åt alla riktningar, så
att de i medeltal stode stilla. På detta
sätt kunde vi sluta oss till att dessa
stjärnor i medeltal befinna sig på ett
visst avstånd från oss. Ännu
säkrare bleve denna slutsats, om vi
inskränkte oss till stjärnor av denna
klass, som hade en viss fysisk likhet
med varandra, exempelvis liknande
spektrum eller färg. Det är på detta
sätt som den store holländske
astronomen Kapteyn bestämt
medelavståndet av stjärnor tillhörande vissa
bestämda klasser, och däröver givit
en utomordentligt värdefull statistik.
Den andra metoden ^om går ut
från antagandet att alla celesta
föremål tillhörande en viss klass äro sins
emellan lika stora har givit ännu mer
uppseendeväckande resultat. Såsom
exempel på ett dylikt förfaringssätt
och dess konsekvenser må nämnas
prof. Charliers vackra bestämning
av avståndet hos de så kallade
helium-st Järnorna, motsvarande klass B i
Harvard-observatoriets katalog. Man
behöver vid en dylik bestämning
endast känna det verkliga avståndet
av några få bland de undersökta
stjärnorna uppmätt medelst en förut
godkänd metod, såsom med hjälp
av stjärnornas parallax eller med
hjälp av deras egenrörelse. Vid detta
av Kapteyn använda
bestämnings-sätt måste man emellertid utröna
avståndet för ett icke allt för
obetydligt antal stjärnor för att de vunna
resultaten skola i medeltal vara
pålitliga. Charlier valde
heliumstjärnorna därför att dessa ansågos alla
befinna sig på samma
utvecklingsstadium och därför ha samma
temperatur, lika absorberande ytterdelar
och samma ljusstyrka pr ytenhet.
Det visade sig likväl genom kontroll
medelst bestämningar av
egenrörel-sen att heliumstjärnorna måste
uppdelas i två grupper, den ena
omfattande de stjärnor som tillhöra
underavdelningarna B1 och B2 i Har
vardkatalogen, den andra åter stjärnor
tillhörande underavdelningarna B°,
B3 och B5 i samma katalog.
Regelbundenheten blev då så stor att alla
stjärnor inom vardera gruppen kunde
anses såsom sinsemellan lika stora.
En heliumstjärna av den första
gruppen har den astronomiska storleken
(magnitudo) 0 om den befinner sig
på ett avstånd från oss av 117 ljusår.
— För jämförelses skull må nämnas,
att den klart strålande stjärnan Vega
har storleken 0,1 d. v. s. är 10 procent
ljussvagare än en stjärna av
storleken 0. Härav kunna vi förstå hur
starkt lysande dessa heliumstjärnor
äro. Den oss närmast stående bland
dem Beta i Centauren har storleken
0,86 och är 173 ljusår avlägsen från
oss. B-stJärnor av den andra
gruppen äro betydligt ljuss vagare; för att
synas ha storleken 0, måste de
befinna sig på ett avstånd om endast 52
ljusår.
Man visste ju redan förut att
heliumstjärnorna äro tätt packade
kring vintergatans medelplan. Detta
framgick också av Charliers
beräkningar. Dessa gåvo vidare det
intressanta resultatet att sagda
stjärnor bilda en strängt sluten grupp,
(se fig. 2—4), vars centrum ligger
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
