Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Stjärnor
<< 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.
55
Stjärnor
56
även att bestämma de båda komponenternas rörelse i
förhållande till systemets tyngdpunkt, kan dessutom
förhållandet mellan komponenternas massor beräknas var för
sig. Även för en viss klass av spektroskopiska dubbel-s.,
de s. k. algolstjärnorna, är en bestämning av de båda
komponenternas massor möjlig.
S:s diametrar kunna beräknas med hjälp av de
ur spektra bestämda effektiva temp., om även de
absoluta magnituderna äro kända. Om temp. är bestämd,
kan man näml, med hjälp av Plancks strålningslag
beräkna energiutstrålningen per ytenhet; absoluta
magnituden ger å andra sidan den totala energiutstrålningen;
förhållandet mellan dessa båda strålningar ger direkt
storleken av den strålande ytan och således också s:s
diam. För de allra största s. har det lyckats direkt
mäta diam, med hjälp av en av A. A. Michelson
konstruerad interferometer.
Ur s:s diam, kunna volymerna beräknas; massan
dividerad med volymen ger oss s:s medeltäthet.
Inom huvudserien avtaga absoluta ljusstyrkan, massan
och radien med temp., under det att tätheten växer.
För jätte-s. är förhållandet motsatt; med avtagande
temp. växa ljusstyrkan, massan och radien, under det
att tätheten avtar. De röda över jättarnas, ss. Betelgeuze,
Antares och e Aurigae, äro enormt stora, den sistn:s
radie är jämförbar med Saturnus-banans, deras
medeltäthet däremot ytterst ringa, mindre än en milliondel
av vattnets. Deras motsatser äro de vita dvärg-s., som
ha hög yttemp., låg absolut ljusstyrka, radier blott
2 å 3 ggr jordens och en medeltäthet 40,000 ggr
vattnets el. därutöver.
Jämför man en jätte och en dvärg av samma
spektral-typ, finner man, att temp. är ung. densamma (dock
genomgående något lägre för jätten), under det att
övriga egenskaper visa avsevärda skillnader; särsk. är
detta fallet med tätheterna. Denna sista omständighet
är av stor praktisk betydelse. På gr. av den stora
skillnaden i täthet blir trycket i jätte-s:s atmosfärer
betydligt lägre än i dvärg-s:s. Då vissa linjer i s:s
spektra äro särsk. känsliga för tryckförändringar, kan
man genom att ta sikte på dessa linjer avgöra, om en
s. av en viss spektralklass är en jätte el. en dvärg;
man kan m. a. o. ur spektrums utseende bestämma s:s
absoluta magnitud. Känner man s:s apparenta
magnitud, kan dess avstånd beräknas med hjälp av formel
(2). Uppslaget till denna metod gavs av Hertzsprung
och utbildades framför allt vid Mount
Wilson-observa-toriet av Adams, Kohlschütter o. a. Metodens
tillämpning på spektra av liten dispersion har utvecklats av
B. Lindblad, varigenom den spektroskopiska
avstånds-bestämningen kunnat utsträckas att omfatta även
apparent ljussvaga s. Tack vare de spektroskopiska
metoderna kunna avstånden till mera avlägsna s. än
de, som kunna direkt mätas, bestämmas. För ännu
ljussvagare s., för vilka ej spektra men väl färgindices
kunna bestämmas, utarbetade W. Becker 1938 en metod
för bestämning av absoluta magnituder.
Då solen ej annat är än en s. bland alla de övriga,
äro således s. i allm. till sin konstitution
överensstämmande med solen. De äro således alla jättelika
gasklot, vilkas jämvikt fordrar, att tryck, täthet och
temp. tilltaga inåt mot s:s centrum. För vår sol
beräknas tätheten i centrum till c:a 80 ggr vattnets
och temp. till c:a 20,000,000°. För jätte-s. äro
centraltäthet och temp. avsevärt mindre, för de vita
dvärgarna betydligt större. I s:s centrala delar pågår den
process, genom vilken de väldiga energimängder alstras,
som s. så frikostigt utstråla. På gr. av den höga
temp., som härskar i s:s inre, har strålningen där
karaktären av röntgenstrålning. Genom ständig
absorp-tion och reemission transformeras denna strålning till
allt lägre frekvens på sin väg mot ytan. När
strålningen slutl. når ytlagret (fotosfären) och lämnar s.,
har den en temp. av endast mellan 2,000 och 50,000°.
Utgående från sitt diagram framställde Russel! en
med stort intresse mottagen teori för s:s utveckling.
Enl. denna skulle de röda jätte-s. utgöra
begynnelsestadiet, varpå s. först under ökning av yttemp.
sammandraga sig, småningom nå en vändpunkt i temp.,
varefter den fortsatta kontraktionen försiggår under
avtagande temp. Under detta senare stadium passerar
s. längs huvudserien och slutar som en röd dvärg-s.
Upptäckten av de vita dvärg-s. komplicerade emellertid
problemet. De passade ej in i Russells schema. Den
nya teorien för energiproduktionen hos solen och s.
gav emellertid nya hållpunkter för s:s utveckling. Den
väsentligaste ändringen är, att
Hertzsprung-Russell-dia-grammet ej längre kan betraktas som ett utvecklings-
diagram. En vit jätte-s. kan aldrig övergå i en röd
dvärg-s., ty skillnaden i massa är för stor. Genom
kärnreaktionerna kan näml, ej mer än högst 1 °/o av
s:s massa förbrukas. Utvecklingen blir då förmodligen
den, att s. börjar sin levnad som röd s., varvid
ljusstyrkan beror på massans storlek. Genom kontraktion
och på gr. av kärnreaktioner mellan lätta element
växer temp., så att s. uppnår huvudserien, där
energiproduktionen enl. kol-kväve-cykeln tar sin början. Sedan
vätet förbrukats, avtar åter ljusstyrkan, och s. slutar
sin levnad som vit dvärg-s. Denna utvecklingsgång
kan dock ej gälla för jätte-s., vilkas problem ännu är
olöst. Vad beträffar själva skapelsen av s., anser man
nu, att de uppstå ur den interstellära materien. B. J.
Bok har upptäckt ett slags små mörka nebulosor, g 1
o-b u 1 e r, och anser, att en sådan möjl. kan vara ett
embryo till en s.
Redan i början av 1700-talet fann Halley, genom att
jämföra de ljusstarkaste s:s orter med de 2,000 år
tidigare av Hipparchos bestämda, att vissa s. märkbart
hade ändrat sitt läge på himlen; s. lågo således ej
fixa i rymden utan förflyttade sig. Denna rörelse
kallas s:s egenrörelse till skillnad från de
skenbara ortförändringar, som förorsakas av den dagliga
rörelsen, precessionen och nutationen m. m. Genom
jämförelse mellan noggranna bestämningar av s:s orter,
utförda vid vitt skilda tidpunkter, har man numera
bestämt egenrörelserna för alla för blotta ögat synliga
s. och en hel del ljussvagare. Sålunda känner man
f. n. egenrörelser för c:a 300,000 s. från de
ljusstarkaste ned till 15™. Den största katalogen utgöres av
R. Schorrs ”Eigenbewegungs-Lexikon” (1936), som
innehåller 94,731 s.
Egenrörelserna
uttryckas i
bågsekun-der per år och äro i
allm. mycket små.
Den största hittills
uppmätta
egenrörelsen är ro"s per år.
(Barnards s.; se tab.
2). Blott 12 % av s.,
ljusare än 2:a
storleken (tab. 1), ha en
egenrörelse större än
1"; för de flesta
ljussvaga s. är den
mycket mindre. Under
årtusendenas lopp
komma dock
stjärnbildernas utseende att
märkbart förändras
på gr. av
egenrörelsen (fig. 3).
Egenrörelsen enbart ger oss
ej något mått på s:s
verkliga
rörelsehastighet, men är s:s
parallax dessutom
bekant, kan
rörelsehastigheten vinkelrätt
mot synlinjen (tangentialhastigheten)
beräknas. Betecknar pt egenrörelsen i bågsekunder
per år, 71 parallaxen i bågsekunder och T
tangentialhastigheten, har man sambandet
„ g jordbaneradier U . , ,
1 — — • ––––––= 4,74 — km/sek .... (3).
n är 71
S:s rörelse i synlinjens riktning, den s. k. r a d i a
1-hastigheten, kan bestämmas direkt i km/sek
genom uppmätning av linjeförskjutningen i s:s spektra
enl. Dopplers princip. Radialhastigheten räknas
positiv, om s. avlägsnar sig från, negativ, om den närmar
sig vårt solsystem. För de ljusstarkaste s. är
radialhastigheten i medeltal c:a 15 km/sek; den största
hittills uppmätta radialhastigheten är —383 km/sek. Vissa
s. visa periodiskt föränderliga radialhastigheter, de äro
s. k. spektroskopiska dubbel-s. Tangential- och
radialhastigheten bestämma tillsammans storleken och
riktningen av s:s rörelse i rymden i förh. till solen.
Redan W. Herschel påvisade förekomsten av en viss
lagbundenhet hos egenrörelserna; de visade en tendens
att vara riktade företrädesvis mot en viss punkt på
himlen. Han visade, att denna tendens är en
återspegling av vårt solsystems rörelse i rymden åt
motsatt håll (den sekulära parallaxen), och kunde
följaktligen bestämma läget av den punkt på himlen, mot
vilken solsystemets rörelse är riktad (solsystemets
Fig. 3. Karlavagnen för 50,000
år sedan (överst), nu och om
50,000 år.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
