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)
Fænomenet nogenlunde uforandret, men saa snart
den har forladt Taagen, aftager Lysstyrken
hurtig. Teorien er begunstiget af det Faktum,
at de n. S. fornemlig optræder i Mælkevejen,
hvor der ogsaa findes mørke Stjernetaager i
rigelig Mængde.
Disse Teorier blev prøvet af det store
Observationsmateriale, som den n. S. i Perseus i 1901
skaffede til Veje. Denne, som var den mest
lysende n. S. siden Kepler’s Dage (1604), skulde
dog mere komplicere end løse Problemet.
Stjernen opdagedes 22. Febr som en blaalig, hvid
Stjerne af 2,7. Størrelse, men var allerede den
flg. Dag i Lysstyrke paa Højde med Vega (0,m1)>
om end kun for nogle Timer. Paa en Plade,
tagen 28 Timer før Opdagelsen, og som gengav
Stjerner ned til 12. Størrelse, fandtes der ikke
Spor af Stjernen. Men fra nogle Harvardplader
kunde Stjernen forfølges helt tilbage til 1895
som en muligvis foranderlig Stjerne fra 12. til
14. Størrelse. Efter en hurtig Aftagelse i
Lysstyrke til 4. Størrelse begyndte dens Lys at
variere regelmæssig med en Amplitude af først
en, senere to Størrelsesklasser i en Periode fra
2 til 5 Dage; efter nogle Maaneders Forløb
ophørte disse Variationer, og Nova’en aftog paa ny
til c. 13. Størrelse. Spektroskopet, som allerede
Opdagelsesdagen rettedes mod Stjernen,
hvorved man fik Adgang til at studere dens
Spektrum, før Lysstyrken havde naaet sit Maksimum,
viste det vanlige kontinuerte Spektrum, med
talrige brede, men svage mørke Linier lig
Spektret af Typen F—A; ingen lyse Linier var
synlig; foruden Brintlinierne Hβ, Hγ og Hδ
fandt man følgende Elementer: Helium,
Parhelium, Magnesium, Silicium, Ilt og Kulstof.
Den følgende Dag havde Spektret det samme
Udseende, men 24. Februar saa man det
typiske Nova-Spektrum med komplicerede
mørke og lyse Brintlinier forskudte mod violet.
I de følgende Dage blev de mørke
Brintlinier endnu mere forskudt mod violet, og der
dokumenteredes i Marts en Hastighed af 1500
km pr Sek.; de lyse Linier var ubetydelig
forskudt i den modsatte Retning. Paa den anden
Side kunde man af visse Metallinier konstatere,
at selve Stjernen fjernede sig fra Solen med en
Hastighed af 6 km pr Sek. Disse enorme
Hastigheder hidrørte altsaa kun fra Gasmasserne.
Under den paafølgende Lysvariation blev
Nova’en hvidere i Farve under Maksimum,
rødere under Minimum, og det kontinuerte
Spektrum lyste op og forsvandt parallelt hermed,
medens de lyse Linier saa ud til at holde sig
af konstant Lysstyrke. Men da Lysstyrken
senere sank kontinuerlig, forsvandt begge Dele, de
typiske lyse Nebellinier viste sig brede som
Baand. I denne Tid, ɔ: i den første 1 1/2 Maaned,
hvori Stjernen var synlig, havde Spektret
efterhaanden vist flg. Spektralklasser, F—A, O—B,
O og P, med dertil hørende Farveændringer.
1907 var Nebellinien helt borte, og det kontinuerte
Spektrum lyste svagt, gennemsat af smallere
mørke og lyse Linier, m. a. O. et typisk
Wolf-Rayet’ Spektrum. 1913 var der en fuldstændig
Overensstemmelse med Spektret af en
Wolf-Rayet Stjerne. Men denne Nova skulde melde
om noget andet uventet, man kunde maaske
bedre betegne det som en Sensation. 21. Aug.
1901 fandt Flammarion et taagelignende Skin
rundt om Stjernen paa Plader fra 19. og 20.
August. Dette Taagebillede hidrørte dog
nærmest fra Objektivet; men den 23. opdagede Max
Wolf Spor af Taagering om Stjernen, hvilket
blev bekræftet fra Lick. Senere Fotografier viste
flere afbrudte Stykker af Taageringe, som
bevægede sig med en enorm Hastighed (1″—2″
pr Døgn) ud fra Nova’en. Bergstrand havde
paa vist, at Nova’en var os mindst paa en
Afstand af 100 Lysaar (33 parsecs), og da skulde
dens Hastighed i Stjernetaagen beløbe sig til
lineært henimod 200000 km pr Sek., m. a. O.
være af samme Størrelsesorden som Lysets.
Med disse ny og fuldstændigere Iagttagelser
haabede man at kunne afgøre Valget mellem de
opstillede Teorier og give fyldestgørende
Forklaring paa, hvorledes en Nova opstaar. Det
viste sig imidlertid snart, at hver Teori havde
sine Mangler, men ved at ændre dem noget, fik
man en nogenlunde plausibel Forklaring paa de
iagttagne Ejendommeligheder i den Tid
Nova’en var tilgængelig for saavel spektralanalytisk
som fotometrisk Observation. Ang. de iagttagne
Nebelringe om Nova’en, mente man, at det var
rimeligere at antage, at disse lyste med
reflekteret Lys fra Nova’en, m. a. O., at Taagen var
der allerede i Omegnen af Nova’en som en mørk
Masse fremfor med Seeliger at anse dem for
Gasmasser, udkastede fra Nova’en; Hastigheden
fandt de fleste Forskere at være for urimelig til,
at Gasmassen kunde hidrøre fra Nova’en.
De nyere Undersøgelser af Stjernerne med
bedre optiske Midler, især fra Mount Wilson
Observatoriet, hvilke bl. a. havde ført til
Paavisningen af, at Stjerneverdenen bestod enten af
Dværgstjerner, som vor Sol, eller
Kæmpestjerner i Form af gasformede Sole af store
Dimensioner og meget lille Tæthed — det første
Stadium i Stjernernes Udvikling —, gav ny
Muligheder for en Forklaring af Nova-Fænomenet.
Og der paa vistes flere Ligheder mellem n. S.
og de langperiodisk foranderlige Stjerner, som
er typiske Kæmpestjerner. Hertil kom som en
ny og meget vigtig Faktor: Straaletrykket, som
først Arrhenius, senere mere indgaaende
Paddington har taget Hensyn til i Studiet af en
Stjernes Udvikling. Og de moderne
Kæmpekikkerter i Amerika aabnede Muligheder for at
forfølge allerede kendte Nova’er under deres
videre Aftagen af Lyset. Man fandt, at Nova’en
fra 1901 var omgivet af en lille Nebel, som man
kunde fotografere — lig Novaer’ne fra 1866 og
1891 — og som er typisk for
Wolf-Rayet-Stjernerne. Man paaviste ogsaa ved et skarpere
fotografisk Vagthold, som kompletteredes med en
systematisk stereoskopisk Gennemgaaelse af alle
de tidligere Harvard-Plader, at man havde haft
et stort Antal svagere — teleskopiske — Nova’er
ved Siden af, at man ved flittig at fotografere
visse større Spiraltaager fandt mange Nova’er
i disse Dannelser. Og i Lyset af denne moderne
Statistik maatte Vogel’s Hypotese — at Sole
stødte sammen — opgives, thi Sandsynligheden
for noget saadant var alt for lille til, at man
kunde have en Nova mindist hvert Aar. De
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
