Full resolution (TIFF) - 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 been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
deras rörelser. Denna metod att studera
radialrörelser har i själfva verket visat sig
vara ett af den moderna astronomiens mäktigaste
hjälpmedel och har redan ledt till en mängd märkliga
upptäckter. Under det att, som ofvan nämnts,
egenrörelserna erhållas i vinkel- eller bågmått,
och deras belopp bero på stjärnornas afstånd,
erhåller man med tillämpning af Dopplerska principen
radialrörelserna i lineärt mått, t. ex. km. i
sekunden, och alldeles oberoende af afståndet. De
båda så erhållna rörelsekomposanterna för en stjärna
– egenrörelsen och radialrörelsen – äro sålunda i
allmänhet icke direkt jämförbara med hvarandra. Endast
i de fall, då parallaxen är känd och egenrörelsen
på grund häraf kan omräknas i lineärt mått, kunna de
båda rörelsekomposanterna sammansättas, och man får
en bestämning af stjärnans verkliga rörelseriktning
och hastighet i rymden. Då uppmätningen af
spektrallinjernas förskjutning erfordrar ett
jämförelsevis ljusstarkt spektrum, ha radialrörelserna
hittills kunnat bestämmas nästan blott för stjärnor
af t. o. m. 5:e storleken, uppgående till ett
antal af omkr. 1,500. De flesta och noggrannaste
bestämningarna utgöra resultaten af Campbells
observationer på Lickobservatoriet i Amerika. Såsom
exempel på radialrörelser kunna följande anföras:
Sirius -8 km., Capella +30 km., Vega -15 km.,
Aldebaran +55 km., Procyon -4 km. (hastigheterna
äro uttryckta i km. i sekunden; + betecknar, att
stjärnan aflägsnar sig, - att den närmar sig vårt
solsystem). Stjärnornas radialhastigheter uppgå endast
i undantagsfall till värden öfverstigande 100 km. i
sekunden. Den största kända, för stjärnan Lalande
1966, utgör 325 km. i sekunden. Vissa stjärnor uppvisa
radialrörelser, som äro periodiskt föränderliga. Om
dessa s. k. spektroskopiska dubbelstjärnor se
Dubbelstjärnor och Variabla stjärnor.
En mycket viktig uppgift inom stellarastronomien är
naturligtvis att söka konstatera någon lagbundenhet
i stjärnornas egenrörelser och radialrörelser. Kedan
W. Herschel fann en antydan till en viss lagbundenhet
hos egenrörelserna, nämligen en tendens hos dem
att vara riktade företrädesvis mot en viss trakt
af himmelen. Han visade, att denna gemensamma
rörelse endast är skenbar och att den återspeglar
vårt eget solsystems rörelse i rymden åt motsatt
håll. Herschel kunde sålunda ange den ungefärliga
riktningen af solsystemets rörelse, och han betecknade
en punkt i stjärnbilden Herkules som solsystemets
apex, d. v. s. den punkt mot hvilken rörelsen är
riktad. Senare bestämningar, baserade på säkrare
observationsmaterial ha fullständigt bekräftat denna
upptäckt (se Solsystem, sp. 360). Genom de senare
tillkomna bestämningarna af radialhastigheterna icke
blott erhölls en ytterligare bekräftelse på upptäckten
af solsystemets rörelse, utan man kunde också ernå
en bestämning af hastigheten i denna rörelse i
förhållande till de kringliggande stjärnorna; denna
hastighet uppgår till omkr. 20 km. i sekunden.
Upptäckten af vårt solsystems rörelse bland
stjärnorna är af fundamental betydelse icke blott för
kännedomen om solsystemet, utan för vår uppfattning
af världsbyggnaden i det hela. Denna
upptäckt i förening med det sista århundradets
undersökningar öfver solens och stjärnornas fysiska
beskaffenhet och afstånd har definitivt fastslagit
det faktum, att vår sol är en stjärna, jämförbar
med de öfriga stjärnorna i afseende på rörelse,
storlek, fysisk och kemisk konstitution m. m., eller
m. a. o. att stjärnorna äro solar, som endast på
grund af de enorma afstånden i olikhet med vår sol
framstå blott som små ljuspunkter.
Om man från hvarje stjärnas rörelse, sådan den
framgår ur observationsresultaten, frånräknar den
del, som endast utgör en återspegling af vårt eget
solsystems rörelse, den s. k. parallaktiska rörelsen
(lat. motus paralla’cticus), återstår stjärnans
s. k. specialrörelse (lat. motus peculiaris). Genom
att studera dessa specialrörelser för ett större
antal stjärnor, skulle man kunna få någon inblick i de
allmänna rörelseförhållandena inom världsalltet. Under
1800-talet gjordes också många försök att med det
till buds stående observationsmaterialet på denna
väg finna någon verklig lagbundenhet. Alla dessa
försök strandade emellertid, och vid 1900-talets
ingång omfattades allmänt den ståndpunkten, att ingen
lagbundenhet i stjärnrörelserna kunde påvisas: de
olika stjärnorna syntes röra sig fullkomligt regellöst
i olika riktningar och med olika hastigheter. 1904
lyckades emellertid Kapteyn uppvisa, att stjärnornas
rörelser i allmänhet visa en tendens att vara
riktade parallellt med Vintergatans plan och i två
mot hvarandra diametralt motsatta
stjärnströmmar. Denna epokgörande upptäckt, som sedan bekräftats
af ett flertal andra forskare, har med ens bragt
hela frågan om stjärnornas rörelser i ett helt nytt
läge. Se vidare Vintergatan och Världsalltet.
Utom de allmänna stjärnströmmarna, som anses omfatta
alla oss omgifvande stjärnor, har man upptäckt,
att vissa, hvarandra mer eller mindre närstående
stjärnor bilda mera lokala partialströmmar,
s. k. stjärndrifter. Hos dessa drifter existerar
icke blott en allmän tendens till parallellism i
rörelserna, utan de till driften hörande stjärnorna
röra sig strängt parallellt med hvarandra i rymden. En
sådan drift bildas af den bekanta stjärngruppen
Plejaderna i Oxens stjärnbild. En annan mycket
märklig drift upptäcktes af Boss 1908. Den består
af gruppen Hyaderna, äfvenledes i Oxens stjärnbild,
jämte en del kringliggande stjärnor. Dessa stjärnor
ha egenrörelser på himmelssfären, som med förvånande
exakthet konvergera mot en viss bestämd punkt. Man
kan sålunda beräkna, att ifrågavarande stjärnor,
som f. n. ligga glest utströdda öfver en stor yta
af himmelen, omfattande många grader, om ungefär 65
mill. år skola vara skenbart sammanträngda inom ett
litet område, icke större än omkr. hälften af den
yta, som månen synes upptaga på himmelssfären. Dessa
stjärnors rörelser äro i själfva verket fullkomligt
parallella, men förlöpa icke vinkelrätt mot
synriktningen, utan snedt ifrån oss ut i rymden
och synas därför endast genom den perspektiviska
effekten sammanlöpa mot en gemensam punkt. En tredje
mycket bekant sådan stjärndrift utgöres af 5 af de 7
stjärnor, som tillsammans bilda den s. k. Karlavagnen
i Stora björnens stjärnbild. Hertzsprung har 1909
påvisat, att till denna drift måste räknas flera
stjärnor,
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
