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.
53
Stjärnor
54
av i :a storleken, ett antal av de därnäst ljusstarkaste
betecknades som s. av 2:a storleken o. s. v. De för
blotta ögat nätt och jämnt synliga s. räknas enl. detta
indelningssystem till 6:e storleken. Numera har man
exakt definierat sambandet mellan ljusstyrka och
magnitud genom relationen
m2—m1 = —2,5 log i2/fi ....... (i),
där i2 och beteckna två s:s ljusstyrkor, m2 och
motsv. magnituder. För bestämning av s:s magnituder
mätes numera förhållandet mellan deras ljusstyrkor
med stor noggrannhet med hjälp av särskilt
konstruerade apparater, s. k. stjärnfotometrar. Därigenom är
det möjligt att fortsätta magnitudindelningen till de
teleskopiska s.; man nöjer sig numera ej med att
angiva s:s ljusstyrkor i hela magnituder utan använder
tiondelar och hundradelar. Genom införande av
decimalindelningen har det blivit möjligt att få en
konsekvent beteckning även för de största ljusstyrkorna.
Vega är t. ex. av magnituden 04114; himlens två
ljusstarkaste s., Sirius och Canopus, måste t. o. m.
tilldelas negativa värden på magnituderna. Man använder
inom astronomien olika system av magnituder; de
vanligaste äro visuella el. fotovisuella och
fotografiska magnituder. Skillnaden mellan en
s:s fotografiska och visuella el. fotovisuella magnitud
är ett mått på s:s färg och kallas dess färgindex.
Ett annat mått på en s:s färg är dess ef fektiva
våglängd. Olikheter med avseende på s:s färger
framträda redan vid ett uppmärksamt betraktande med
blotta ögat. Så förefalla t. ex. Sirius och Vega rent
vita, Capella gulaktig, Arkturus och Aldebaran
gulröda, Betelgeuze rödaktig. Olikheterna i färg bero på
skillnader i sammansättningen av det ljus, som s.
utsända, vilket framgår ur undersökningarna av s:s
spektra. Ang. s:s tindrande se Scintillation.
Stjärnspektra äro av samma allmänna natur
som solens spektrum och kunna indelas i ett begränsat
antal spektralklasser. Denna indelning var
från början rent empirisk, men det visade sig
sedermera, att indelningen i själva verket var en indelning
efter s:s yttemp. (effektiv temp.), som kan
bestämmas ur intensitetsfördelningen i det kontinuerliga
spektrum.
Bestämningen av s:s avstånd är en av
stellar-astronomiens viktigaste men på samma gång svåraste
uppgifter. För de närmaste s. kan avståndet
bestämmas genom uppmätning av s:s årliga parallax, den
vinkel, varunder jordbanans radie synes från s. Den årliga
parallaxen är således omvänt proportionell mot s:s
avstånd; då jordbanans radie ( = jordens medelavstånd från
solen) är känd, kan s:s avstånd omedelbart beräknas
ur parallaxen. Denna vinkel är emellertid även för
de allra närmaste s. så liten, att det först fram emot
mitten av 1800-talet lyckades att mäta de första
stjärn-parallaxerna. Numera brukas allmänt som
avståndsenhet det avstånd, som motsvarar en årlig parallax
av 1 bågsekund; denna enhet kallas parsek. Charlier
använde i sina stjärnstatistiska undersökningar enheten
siriometer, motsv. 1 mill. jordbaneradier. I populära
arbeten användes ofta ljusåret. För en s., vars parallax
är jr bågsekunder, är avståndet — parsek, sirj0-
zr n
meter el. ljusår. De s., som efter vad vi f. n.
veta, ha de största parallaxerna och följaktligen ligga
oss närmast, äro dubbelstjärnan a Centauri och dess
ljussvaga följeslagare Proxima Centauri. Numera
mätas stjärnparallaxerna på fotografisk väg medelst
re-fraktorer el. spegelteleskop med lång brännvidd. Man
har hitintills uppmätt parallaxer för c:a 6,000 s.; de
flesta av dessa parallaxer äro små och ligga nära den
praktiska gränsen för mätbarhet. Denna gräns är ung.
o"os, motsv. ett avstånd av c:a 100 ljusår, längre ut i
rymden kan man f. n. ej nå genom direkta
parallax-mätningar; för bestämningen av de mera avlägsna s:s
avstånd är man hänvisad till andra, indirekta metoder.
Känner man en s:s avstånd, kan man, efter
fotometrisk mätning av dess skenbara ljusstyrka el.
magnitud, beräkna s:s absoluta ljusstyrka, vilken
är ett mått på den energimängd, som s. utstrålar i
rymden. En s:s absoluta ljusstyrka angives vanl.
genom dess absoluta magnitud, vilken
definieras som den skenbara magnitud, som s. skulle visa,
om den placerades på 10 parseks avstånd. Under
förutsättning att ljuset ej märkbart absorberas på sin väg
från s. till oss, avtar ljusstyrkan proportionellt mot
Fig. 1.
Hertzsprung-Russell-diagram.
kvadraten på avståndet, varför sambandet mellan s:s
absoluta (M) och skenbara (m) magnitud har formen
M = m + s—5 log r ........ (2),
där r är s:s avstånd i parsek. S:s absoluta ljusstyrkor
variera inom vida gränser; det finnes s., vilkas
strålning är mer än 10,000 ggr större än solens, under det
att å andra sidan de svagaste kända s. äro mer än
10,000 ggr ljussvagare än solen.
Mellan absoluta magnituden och spektralklassen
finnes ett intressant samband, först påpekat av den danske
astronomen Hertzsprung och sedan närmare studerat
av amerikanen
Russell.
Inprickar man s. med
känd absolut
magnitud och
spek-tralklass i ett
koordinatsystem,
där
spektralklassen avsatts längs
den horisontella
axeln (abskissan),
absoluta
magnituden längs den
vertikala
(ordi-natan), erhålles
det s. k.
Hertz-sprung-Rus-s e 1 1-d i a g r a
m-m e t (se fig. 1).
Man finner ur
detta diagram,
att absoluta
mag
nituden inom en ’viss spektralklass varierar
avsevärt; spektralklassen enbart ger således en ganska
ringa ledning för bedömandet av en s:s absoluta
magnitud. Detta gäller särsk. inom klasserna G—M,
där man har 2 olika grupper av s., dels en
grupp absolut ljusstarka med en absolut magnitud
omkr. o, de s. k. jättestjärnorna, dels en
grupp ljussvaga s. med absoluta magnituder mellan +5
och +10, växande (= avtagande ljusstyrka) från G
mot M, de s. k. dvärgstjärnorna. Dvärg-s.
bilda fortsättningen på den allmänna anhopning, som
finnes i klasserna B, A och F. Man kallar detta
diagonalt förlöpande huvudstråk i diagrammet för h
u-vudserien. En del s. befinna sig högt över denna
serie och även över jättarnas grupp. Dessa s. kallas
överjättar (superjättar). I diagrammets
nedre, v. del finnas också några ljussvaga s. av tidig
spektraltyp. De kallas vita dvärgar. För
speciella typer av objekt, näml. s. i klotformiga
stjärnhopar och s. i de centrala delarna av spiralnebulosorna,
har Hertzsprung-Russell-diagrammet ett annat utseende.
Efter W. Baade indelas därför s. i två
populationsty-per (I och II), den första omfattande s. inom vår
omgivning av rymden, den andra de speciella objekten.
Fig. .2 ger en schematisk framställning av
Hertzsprung-Russell-diagrammet för de båda populationstyperna.
För ytterligare klarläggande av dessa olika
stjärn-gruppers egenskaper äro undersökningarna över s:s
massor, dimensioner och tätheter av stor betydelse. En
direkt bestämning av en s:s massa är möjlig endast
i det fall, då man kan observera dess
gravitationsver-kan, alltså
endast för
dubbelstjärnor. För en
visuell dubbel-s.
ger oss en
banbe-stämning bl. a.
omloppstiden i år
och halva
storaxeln i den
relativa banan,
uttryckt i bågmått.
Känner man även
systemets
avstånd, erhålles
samma axel i
li-neärt mått,
varefter summan av
de båda
komponenternas massor
kan beräknas med
hjälp av Keplers
(förbättrade) 3:0
lag. Lyckas det
Fig. 2. Schematiskt
Hertzsprung-Russell-diagram för de båda
populationstyperna.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
