Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Variabla stjärnor, Föränderliga 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)
bestämma förhållandet mellan Andromedanebulosans
afstånd och medelafståndet till Vintergatans temporära
stjärnor. K. Lundmark har på så sätt funnit, att
Andromedanebulosan ligger på ett afstånd ifrån
oss af ej mindre än 600,000 ljusår. De öfriga
spiralnebulosorna torde ligga på afstånd uppgående
ända till tusentals ljusår. Genom användning af ett
flertal andra metoder har storleksordningen af dessa
afståndssiffror vunnit bekräftelse vid fortsatta
undersökningar, och det synes numera vara säkert,
att spiralnebulosorna äro väldiga stjärnsystem,
som i utsträckning kanske mäta sig med vårt eget
stjärnsystem, Vintergatssystemet, hvilket möjligen
själft är en spiralnebulösa.
2. De flesta af de hittills bekanta föränderliga
stjärnorna synas tillhöra andra gruppen, de
s. k. Mira-stjärnorna, så benämnda efter
den första kända periodiskt variabla stjärnan,
o Ceti (Hvalfisken), som upptäcktes af Fabricius
1596 och af Hevelius erhöll namnet Mira ("den
underbara"). Periodens längd hos dessa stjärnor
varierar mellan 50 och 698 dagar. I de flesta fall
är periodlängden icke oföränderlig, utan underkastad
växlingar, som i vissa fall i sin ordning synas vara
af periodisk natur. Mirastjärnorna ha utprägladt
röd färg, intensivare, ju längre perioden är,
och ljusväxlingarna äro genomgående stora,
stundom uppgående till 9 storleksklasser. Deras
spektra bestå dels af ett absorptionsspektrum af det
för röda stjärnor karakteristiska slaget, dels af
ljusa linjer förnämligast de, som äro karakteristiska
för vätet. Dessa linjers inbördes intensitet
förändras på ett sätt, som erinrar om förhållandena
i de nya stjärnornas spektra. Helt nyligen
har man också funnit en långperiodisk variabel,
R. Aquarii, plötsligen visa ett för nya stjärnor
typiskt spektrum, hvilket tyder på ett ännu outredt
sammanhang mellan de temporära och långperiodiskt
föränderliga stjärnorna. Ett flertal teorier har
uppställts för att förklara ljusväxlingarna hos
Mirastjärnorna. Den sannolikaste af dessa ser i
periodiskt till- och aftagande fläckbildningar på
deras yta och i stjärnans rotation och däraf följande
förändringar af ljusstyrkan till följd af fläckarnas
olika fördelning två samverkande orsaker till de
periodiska variationerna i ljusstyrkan.
3. Till variabla stjärnor med oregelbundet
skeende förändringar i ljusstyrkan höra såväl
ett antal röda stjärnor med små variationer som en
del rent hvita stjärnor med variationer, uppgående
till flera storleksklasser. Den förra gruppen
bildar en öfvergång till Mirastjärnorna, och den
senare tyckes i vissa afseenden vara besläktad med
de temporära stjärnorna. Någon som helst förklaring
öfver ljusväxlingarnas uppkomst hos den tredje
klassens variabler kan icke lämnas f. n.
4. Den fjärde klassen består af föränderliga
stjärnor med regelbundet skeende
ljusväxlingar, hvilkas period växlar från 3
timmar till 127 dagar, men i regel är mindre än 30
dagar. Efter ljusväxlingens olika förlopp skiljer
man mellan δ-Cephei-typen och ζ-Geminorum-typen.
Hos det förra slaget sker tilltagandet i ljusstyrka
hastigare än aftagandet. Medan tilltagandet sker
med stor regelmässighet, inträder
under aftagandet vanligen ett stillestånd, eller
också går ljusstyrkan åter upp till ett andra,
väsentligt under det första liggande maximivärde,
hvarefter den åter sjunker. ζ-Geminorum-typens
ljusväxlingar försiggå med stor regelbundenhet, och
tiderna för ljusstyrkans till- och aftagande äro
mycket nära lika stora. Alla hittills till fjärde
klassen hörande stjärnor, som kunnat undersökas
spektroskopiskt, ha visat sig vara spektroskopiska
dubbelstjärnor (se d. o.) med en ljus och en mörk
komponent. Ljusväxlingarna synas dock icke framkallas
af den ena komponentens förmörkande af den andra,
såsom fallet är med förmörkelse variablerna, utan
förklaringen är att söka på annat håll. Duncan
antar, att den ljusa komponenten är omgifven af en tät
absorberande atmosfär, den mörka däremot af en mycket
tunn atmosfär, som dock har så stor utsträckning,
att den helt omsluter den ljusa stjärnans bana. Det
motstånd, som denna stjärnas atmosfär röner vid
rörelsen omkring den mörka stjärnan, orsakar,
att den tränges tillbaka så, att den på stjärnans
främst gående sida står mindre djupt än på dess
efterföljande och därför också absorberar mindre af
stjärnans ljus. Den ljusa stjärnan kommer sålunda att
lysa mest, när den rör sig i riktning mot oss, och
synas svagast, när den aflägsnar sig från oss. Genom
denna hypotes förklaras också de hos dessa stjärnor
iakttagna periodiska förändringarna i färgen, ty
liksom i vår atmosfär absorberas det blåa ljuset i
en sådan föränderlig stjärnas atmosfäriska omhölje
starkare än det gula och röda.
I de klotformiga stjärnhoparna har man
funnit flera hundra föränderliga stjärnor,
som först klassificerades som en särskild typ
(cluster-variablet l. blink-stjärnor), men som
uppenbart äro δ-Cephei-variabler. Miss Leavitt
upptäckte, att den absoluta ljusstyrkan eller
lyskraften såväl hos dessa som hos de från vårt
stjärnsystem bekanta δ-Cephei-stjärnorna står i
ett enkelt beroende af periodens längd. I en rad af
arbeten har H. Shapley med utgångspunkt från detta
samband bestämt den absoluta ljusstyrkan hos de i
stjärnhoparna funna föränderliga stjärnorna och ur
deras skenbara ljusstyrka beräknat deras afstånd och
därmed också de klotformiga stjärnhoparnas. Han finner
de 86 af detta slags himlakroppar man hittills känner
vara belägna på distanser liggande mellan 22,000
—220,000 ljusår, således enormt aflägsna stjärnsystem,
men dock närmare än spiralnebulosorna.
5. Hos förmörkelsevariablerna växer ljusstyrkan först
till ett maximum, hvarefter den håller sig konstant
någon tid för att sedan nedgå till ett minimivärde, i
regel liggande endast obetydligt under maximivärdet,
hvarefter ljusstyrkan ökas, tills maximet åter
är uppnådt. Sedan ljusstyrkan åter hållit sig
lika länge konstant som förut, går den ned till
sitt ursprungliga läge. Stundom börjar aftagandet
omedelbart efter maximets uppnående, och stundom kan
det sekundära minimet ligga rätt djupt, utan att dock
någonsin komma ned till värdet för den ursprungliga
ljusstyrkan. Förr uppdelade man förmörkelsevariablerna
i två grupper β-lyræ-typen (se Lyran och Lyra-typen),
hos hvilken ljusväxlingarna försiggingo på det nyss
beskrifna sättet och Algol-typen (se vidare Algol
och Perseus), hos
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
