Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Väringen ...
<< 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.
123
Världsalltet
124
äro bestämda. Problemet kompliceras naturligt-
vis af den omständigheten, att stjärnorna också
ha individuella rörelser och den observerade egen-
rörelsen således är sammansatt af såväl den
parallaktiska rörelsen som den individuella. Man
kan emellertid genom stellarstatistiska metoder
någorlunda reda sig med denna svårighet. På detta
sätt har man kunnat undersöka den genomsnittliga
fördelningen i rymden af de stjärnor, hvilkas rö-
relser äro kända. F. n. är egenrörelsen bestämd
för omkr. 6,000 stjärnor, och radialhastigheter
föreligga för drygt 2,000. Användningen af detta
material har lämnat en väsentlig utvidgning ut-
öfver de direkta parallaxmätningarnas resultat ang.
kännedomen om stjärnornas fördelning i rymden.
(Se Stjärnor, sp. 1438-40.) För vissa s. k.
st järndrifter (se Stjärnor, sp. 1440) kan
man genom sammanställning af egenrörelsen och
radialrörelsen erhålla noggranna bestämningar af
afstånden. På så sätt är Hyadernas afstånd
bestämdt till 120 ljusår, Plejadernas till 250 och
Karlavagnens till 75 ljusår.
1904 fann Kapteyn, att stjärnornas individuella
rörelser ej äro regellöst riktade åt alla möjliga
håll. I det stora hela syntes stjärnornas rörelser
i rymden försiggå i två riktningar, som äro
nästan motsatta. Senare undersökningar ha be-
kräftat detta resultat och visat, att det finnes, för-
utom dessa två grupper, af Kapteyn benämnd,
stjärnströmmar, en tredje ström, samman-
satt af stjärnor af spektraltypen B, h e l i u m-
stjärnorna (se Stjärnor, sp. 1433), med
en mycket liten hastighet i rymden. Dessa för
vår kännedom om världsalltets rörelseförhållan
den synnerligen viktiga upptäckter ha äfven med
hjälp af principer, hvilkas grundvalar i det
föregående antydts, fått användning vid under-
sökningar ang. stjärnornas afstånd och fördelning.
Huruvida stjärnströmmarna omfatta alla stjär-
nor eller äro begränsade endast till de områden
i rymden, där en kännedom om rörelserna blifvit
möjlig, kan ännu ej afgöras.
För den stora mängden af stjärnor känna vi
hvarken afstånd eller rörelser, och man måste se
sig om efter andra metoder för att bestämma
stjärnsystemets dimensioner och inre byggnad. W.
Herschel försökte med utgångspunkt från två
enkla principer härleda stjärnornas fördelning i
rymden. För det första antog han, att alla stjär-
nors absoluta ljusstyrka är densamma, för det
andra, att deras fördelning i rymden är likfor-
mig. Genom uppmätning af stjärnornas skenbara
ljusstyrka erhölls enligt den första principen deras
relativa afstånd. Då Herschel ansåg sig med till-
hjälp af sina jätteinstrument kunna nå ut till
stjärnsystemets yttersta gränser, trodde han sig
genom att räkna antalet stjärnor i olika rikt-
ningar kunna bestämma stjärnsystemets form. Åt
de håll, där detta har en större utsträckning,
måste, om stjärnorna äro likformigt fördelade i
rymden, flera stjärnor synas än åt de håll, där
dess gräns ligger oss närmare. Dylika s t j ä r n-
räkningar 1. stjärnlodningar utfördes
af W. Herschel på 3,400 ställen på himmelen, och
de fortsattes af hans son J. Herschel. W. Herschel
konstruerade en schematisk bild af stjärnsystemet,
hvilket han fann likna en flat, oregelbunden lins,
hvars diameter var 5,5 gånger så stor som tjock-
leken. Största delen af denna lins utgöres af Vin-
tergatans många stjärnor, och linsen har sin största
utsträckning i Vintergatans plan. Vår sol ligger
nära stjärnsystemets centrum.
Herschel angaf stjärnsystemets dimensioner ut-
tryckta i medelafståndet till första storlekens stjär-
nor såsom enhet. Med utgångspunkt från de mo-
dernaste bestämningarna af denna storhet finner
man, att den Herschelska st järnlinsen skulle ha
en största utsträckning af 44,COO ljusår och så-
ledes en tjocklek af 8,COO ljusår. De nyare be-
stämningarna af stjärnsystemets dimensioner öfver-
ensstämma nära med detta resultat. Emellertid
kom Herschel på äldre dagar till den uppfattnin-
gen, att det ej var berättigadt att antaga, att hans
jätteteleskop nådde ut till stjärnsystemets gränser
och att således hans bestämning af Vintergatssyste-
mets dimensioner ej heller kunde vara riktig. I
sina senare arbeten antog han, att stjärnsystemets
utsträckning i Vintergatans plan är mycket stor,
men ansåg sig icke kunna fixera några bestämda
mått på dess dimensioner.
Efter Herschel togs frågan om stjärnsystemets
byggnad upp af F. G. W. Struve. Denne kom
till den uppfattningen, att stjärnsystemet bildade
ett tunt skikt, som i Vintergatans plan sträckts
sig obestämbart långt ut. Antalet stjärnor aflog
i med Vintergatan parallella skikt på liknande
sätt som lufttrycket i med jordytan parallella
skikt i atmosfären. Struve ansåg sig också ha
påvisat förekomsten af en absorption af stjärn-
ljuset i rymden, hvarigenom de aflägsnare stjärnorna
skulle synas försvagade eller på stora afstånd vara
alldeles osynliga, ett resultat, som ej bekräftats
vid senare undersökningar. Argelanders arbeten
med upprättandet af en genommönstring af alla
stjärnor intill 9:e storleken visade antalet Ijussva-
gare stjärnor vara mycket stort. Senare undersök-
ningar visade, att ingendera af Herschels två prin-
ciper var riktig, ej ens approximativt taget. Emel-
lertid hade hans arbeten lagt grunden till de under-
sökningar, som med tillhjälp af vissa statistiska
metoder sedan förskaffat oss den kännedom om
världsalltets byggnad, som vi nu ega. De viktigaste
insatserna på detta område äro gjorda af H. von
Seeliger. Genom att gå ut ifrån, att det bland-
ningsförhållande, h vari stjärnor med olika lyskraft
förekomma, är detsamma i olika delar af rym-
den, kunde Seeliger fortfarande använda ljusstyrkan
som ett mått på afståndet, visserligen ej i enskilda
fall, men när det gäller stjärnsystemet i stort. Ej
heller denna hypotes torde vara strängt riktig,
men den kommer dock sanningen mycket närmare
än antagandet af samma absoluta lyskraft hos alla
stjärnor. Seeliger har undersökt stjärnfördelningen
ned till 10:e storlekens stjärnor. De resultat han
nått ur sina på en sträng matematisk behandling
af det föreliggande observationsmaterialet grun-
dade undersökningar äro i hufvudsak följande.
Stjärnornas antal ned till 9:e storleken till-
växer för hvarje storleksklass afsevärdt långsam-
mare, än hvad som bort vara fallet, om stjär-
norna varit likformigt fördelade i rymden. Vidare
ökas antalet stjärnor för hvarje storleksklass, om
vi från Vintergatans poler närma oss mot dess
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
