Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - nye Stjerner
<< 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 been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
i »Sirius« 1919 givet en Fortegnelse over en Del
til; men grundigst er dette Materiale bleven
sigtet af Lundmark, som i alt har paavist 60
saadanne Tilfælde, fra 134 f. Kr. til 1828 (10
tilhører Tiden fra 1612 til 1828), men 9 af disse
har ingen Sandsynlighed for sig —, blandt dem
er Hipparch’s Stjerne fra 134 f. Kr., som efter
Fotheringham antagelig har været en Komet,
efter Zinner Maksimum af Mira Ceti (Plinius
beretter i sin Historiæ naturales, at det var
denne Stjerne, som var den egl. Aarsag til, at
Hipparch udarbejdede sin Stjernekatalog) —,
19 er højst usikre, 23 sandsynlig n. S., og kun 9
har sikkert været n. S. For 13 Stjerner kan der
paavises, at der nu findes en Stjerne eller
Stjernetaage paa vedk. Sted, og for yderligere
c. 20 er det sandsynligt, at det samme er
Tilfældet. Fra 1572 og til vor Tid (1923) har man
Kendskab til over 50 n. S. Men først 1866
fik man en Anelse om, hvorledes disse n. S.
opstaar. Tidligere, i den førteleskopiske Tid og
lige ned til det 16. og 17. Aarh. antoges disse
n. S. enten som en generatio spontanea (s. d.)
ell. en Antændelse af Æteren ell. af en
Ansamling af ophobet Materie langt ude i
Verdensrummet. I 1866 var det nemlig første Gang, at
Spektroskopet blev rettet mod en Nova. Spektret
viste sig at være kontinuert og tillige
gennemsat af mørke og lyse Linier. Nova’en var altsaa
lig alle de øvrige Stjerner, men omgivet af et
lysende Gashylle af større Udstrækning, og dette
var Foranledningen til de lyse Linier; man kunde
nu paavise, at Stjernen havde eksisteret før, thi
den forekom i Bonner Durchmusterung fra 1855.
Mere fik man at vide af den næste Nova fra
1876. Man havde fremdeles det kontinuerte
Spektrum med mørke og lyse Linier og
desuden en Variation, som fulgte Lysændringen.
Med Nova’ens efterhaanden aftagende Lysstyrke
blev det kontinuerte Spektrum svagere, de lyse
Linier derimod var paa det nærmeste
uforandrede. Efter dette syntes det lysende Gashylle
at være uafhængigt af selve Kernen.
Efterhaanden aftog, dog de lysende Linier i Styrke og
forsvandt med det kontinuerte Spektrum, dog
vedblev en Linie at lyse, da Nova’en i Febr 1878
var svagere end 11. Størrelse. Denne Linie
var den fra Stjernetaagerne bekendte λ 5007,
hidrørende fra Nebulium. Et endnu rigere
Materiale blev indsamlet fra Nova Aurigæ (1891),
da man nu var bedre rustet saavel
spektralanalytisk som fotografisk til at udforske en
Nova. Dennes Lysvariation blev omhyggelig
studeret, og paa Harvard Observatoriet kunde man
paavise, at Stjernen, som blev opdaget 24. Jan.
1892 — men først 31. Jan. kunde sikkert
konstateres at være en Nova —, allerede 10. Decbr
1891 var fotograferet som en Stjerne af 5,4
Størrelse, medens 18 Plader fra 3. Novbr 1885
til 2. Novbr 1891 ikke viste Spor af Stjernen.
Max Wolf har Nova’en 8. Decbr 1891 paa en
Plade, som gengiver Stjerner til 8. Størrelse.
Den maa altsaa være blusset op mellem 8. og
10. Decbr 1891 fra under 13. Størrelse til omkr.
7.; Pladerne fra Harvard fra 10. Decbr 1891 til
20. Jan. 1892 viser, at Stjernen voksede
langsomt i Lysstyrke og har haft sit Maksimum
(4,4) 20. Decbr 1891, altsaa en hel Maaned før
den blev fundet som en Stjerne af mellem 4. og
5. Størrelse. Fra denne Tid aftog den langsomt
i Lysstyrke med mindre Variation til 6.
Størrelse (Febr 1892), men derefter meget hurtigt
til 16. Størrelse i Apr. 1892. I Aug. 1892 lyste den
op en kort Tid paa ny til 9,3. Størrelse som
en blaalig hvid Stjerne, hvorpaa fulgte en
langsom Aftagelse til 14,4. Størrelse i Slutningen af
1915. Spektret viste en Rigdom af Detailler.
Baade de mørke og de lyse Linier optraadte for
det meste som brede Baand, opstykket i flere
Komponenter hovedsagelig (for Brintets Vedk.,
samt forskudt fra den normale
Beliggenhed; de mørke stærkt mod violet, de lyse
betydelig mindre mod rødt, hvilket jo tyder paa,
at de Gasarter, som giver Anledning til disse
Linier, er i Bevægelse. At Linierne er brede,
kan hidrøre fra, at Lyset er under stærkt Tryk,
men kan, ogsaa opfattes som, at Lyset
kommer fra Gasarter med ulige Hastighed;
Baandene er altsaa at anse for en tæt Serie af Linier,
som ikke er forskudt med samme Beløb. De
mest forskudte Linie svarede til en Hastighed af
c. 800 km pr Sek. Hertil kom det Faktum, at
Linierne i Begyndelse var svagere end senere,
samt at det kontinuerte Spektrum aftog med
Lysstyrken. Tilslut lyste enkelte Nebellinier;
1914 var Nebellinierne 5007, 4960 og 4364
forsvunden, og Stjernen lignede fuldt ud
Wolf-Rayet-Typen (Klasse O).
De Spectroskopiske Resultater havde nu
skaffet enkelte Holdepunkter til Veje for en plausibel
Teori for Novafænomenet. Og man søgte ad
forsk. Veje at forklare de n. S. Allerede 1866
havde Zöllner udkastet den Tanke i Forbindelse
med sin Solteori, at Novafænomenet hidrørte
fra en næsten udslukket Sol, hvis endnu tynde
Skorpe pludselig sprængtes, hvorved Gasarter
fra det indre strømmede ud og foraarsagede en
Forbrændingsproces af uanede Dimensioner;
dette skulde være Aarsagen til den voldsomme
Forøgelse i Stjernens Lysstyrke. Vogel derimod
var mere af den Anskuelse, at Fænomenet
fremkaldtes ved Sammenstød af to Sole. Rigtignok
blev der hertil indvendt, at i saa Fald burde
Stjernen ikke slukke saa hurtigt, men denne
Bemærkning søgtes svækket ved at fremholde,
at de udkastede Gasmasser med Fortyndingen
hurtig afkøledes, kondenseredes og udslukkedes.
Wilsing søgte at forklare de n. S. som
Dobbeltstjerner, hvis enkelte Komponenter kommer
hinanden saa nær, at Atmosfæren deformeres
og vældige Eruptioner opstaar — en Forklaring
man har grebet til for at forklare enkelte
foranderlige Stjerner. Seeliger antager, at
Stjernen under sin Bevægelse ude i Verdensrummet
tilfældig kan komme med en stor Hastighed ind
i en ikke lysende Gasmasse af betydelige
Dimensioner, ɔ: de saakaldte mørke Stjernetaager.
Sandsynligheden herfor er ganske stor, og med
de store Hastigheder, som Stjernerne har, kan
der i de tættere Partier af Stjernetaagen
opstaa en større Friktion, hvorved der fremkaldes
en stærk Lystilvækst samt Hvirvelbevægelse hos
Gasmasserne. Stjernen vil da give det
kontinuerte Spektrum med mørke Linier, de lysende
udslyngede Gasmasser derimod Emissionslinierne.
Saa længe Stjernen er i Taagen, bliver
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
