Vattumannen,

Vattumannen, lat.Aqua’rius,en av de ptolemaiska stjärnbilderna, belägen mellan 20′och241 rekt-ascension och —300och o° deklination (se karta vid Stjärnor). Den innehåller elt50-tal stjärnor ljusare än6:e storleken.

Kategorier: deklination, karta, ljusare, stjärnor, storleken, vattumannen

Vargen,

Vargen, lat.Lup’us,stjärnbild på s. stjärnhimlen mellan 14′io,noch161 rektascension och mellan—290och —55°deklination. V. innehåller c:a70för blotta ögat synliga stjärnor, av vilka den ljusstarkaste,ji,är av storleken21;1-…

Kategorier: blotta, ljusstarkaste, ögat, stjärnor, synliga, vargen

Nut, egyptisk gudinna, förmäld

Nut, egyptisk gudinna, förmäld med jordguden Geb, med vilken hon hade barnen Osiris, Isis, Set och Neftys. N. personifierade himlavalvet och avbildas, i enlighet med cn skapclsemyt, på en känd relief stående böjd över Geb, uppehållen av luftguden Schu, medan stjärnor och planeter vandra längs hennes kropp. I denna form hade N. knappast någon kult. N. identifierades också med och avbildades på samma sätt som Hathor.

Kategorier: egyptisk, förmäld, gudinna, planeter, stjärnor, vandra

Tvillingarna,

Tvillingarna, lat.Gem’ini, astr.,en av de Ptole-maiska stjärnbilderna. Den ligger i närheten av Vintergatan mellan6och8frektascension samt + io° och +350 deklination och omfattar ett 70-tal stjärnor, ljusare än6:e storleken, av vilka dc ljusstarkaste, Castor (a) och Pollux (/?), äro av resp.2:a och1:a storleken. Se karta vid Stjärnor.

Kategorier: karta, ljusare, ljusstarkaste, stjärnor, storleken, tvillingarna

Thome

Thome [tåuml, Juan Macon, amerikansk astronom(1843—1908),blev 1870 assistent vid och1885chef för obscrvatoriet i Cordoba i Argentina. T:s huvudarbete är “Cordobaer Durchmusterung”, omfattande en forts, för s. stjärnhimlen av Argclan-ders och Schönfelds arbeten (jfr Stjärnkataloger). Av detta arbete hann T. utge en katalog över alla stjärnor ljusare än iom5mellan deklinatio-nerna —220och —510,omfattande c:a Va mill. stjärnor (i “Resultados del Obscrvatorio nacional argentino en Cördoba”,16—18, 1892—1900).M.

Kategorier: arbeten, hann, katalog, stjärnkataloger, stjärnor, thome

Talangscout

Talangscout (jfr eng.scout,spejare), person, som har till uppgift att finna nya talanger (“stjärnor”) för filmen och närstående konstarter.

Kategorier: filmen, konstarter, närstående, stjärnor, talanger, talangscout

Svanen

Svanen (lat.Cygnns),stundom kallad Norra korset, en av de “ptolemaiska” stjärnbilderna på n. himlen. S. ligger på19”—22′»rektascension och +300— + 6o°deklination, i det område av Vintergatan, där denna delar sig i två grenar, och innehåller c:a150 stjärnor ljusare än6:e storleken. De5ljusaste stjärnorna (a, /?,y, 8och •?) bilda tillsammans ett stort kors; den ljusstarkaste (a), kallad Deneb, utgör S:s stjärt och /?, kallad Albireo, dess näbb. Se karta vid Stjärnor.Af. van Swa’nenburgh [fann -bör*], Jacob I s a a c s z, holländsk målare(1571 —1638),var son till Isaac Claesz van S. (d.1614),som framträdde som genrcmålarc (några bilder i museet i Leiclen), och är eg. bekant som Rem-

Kategorier: albireo, jacob, karta, stjärnor, svanen, swanenburgh

Stjärnsystemet,

Stjärnsystemet, det system, som de oss omgivande stjärnorna bilda (jfr Centralsol). Existensen av ett sådant system framgår av Vintergatans* fenomen, orsakat av stjärnornas koncentration mot ett visst plan i rymden, Vintergatans plan el. det galaktiska planet, samt av andra omständigheter rörande stjärnornas fördelning och rörelseförhållanden (jfr Stellarstatistik). Utforskandet av s:s byggnad är en av slellarastronomiens fundamentala uppgifter. Härvid komma två olika statistiska huvudmetoder till användning, den statiska och den dynamiska. I den förra utgår man frän det observerade antalet stjärnor av de olika appa-renta magnituderna; med kännedom om fördelningen av stjärnornas absoluta magnituder kan så antalet stjärnor pr volymsenhet för olika avstånd och riktningar inom s. beräknas. Beräkningen kompliceras genom existensen av absorberande materic i rymden. Vid den dynamiska metoden utgår man från de observerade rörelseförhållandena inom s., ur vilka man med hjälp av den statistiska mekanikens metoder drager slutsatser beträffande s:s form och dimensioner. Det första försöket att utreda s:s byggnad gjordes av W. Herschel(1785),som för detta ändamål utförde sina omfattande stjärn-lodningar*, ur vilka kan sedan med hjälp av vissa hypoteser sökte beräkna s:s utsträckning och form. Han fann, att s, hade ett linsformigt utseende med oregelbunden begränsning, utsträckningen i Vintergatans plan var c:a8ggr större än i den däremot vinkelräta riktningen, och solen befann sig nära systemets centrum. Viktiga bidrag till problemets teoretiska utformning ha givits av v. Secliger, Kapteyn, Schwarzschild, Charlicr o.a.; deras resultat gåvo i det stora hela samma bild av s. som Herschcls. En huvudsvårighet vid problemels statistiska behandling är den stora variationen i stjärnornas absoluta ljusstyrkor (se Stjärnor). För att undgå denna svårighet använde Charlicr(1916)enbart stjärnorna av spektralklassen B, inom vilken klass denna variation är relativt ringa. Charlicr fann, att dessa stjärnor bildade ett avplattat system, vars största utsträckning, i Vintergatans plan, var o.4,000 ljusår; i riktningen vinkelrätt däremot befanns utsträckningen vara endast1,300ljusår. Solen är belägen på ett avstånd av c:a300ljusår från detta s:s centrum. Denna undersökning bildar avslutningen på den klassiska perioden i s:s utforskning. Omkr.1920undergick näml. den allmänna uppfattningen av s:s dimensioner en radikal förändring tack vare den amerikanske astronomen H. Shapleys undersökningar över de bortåt ioo kända klotformiga stjärnhoparnas* avstånd. Enl. dessa undersökningar variera hoparnas avstånd mellan 20,000och200,000 ljusår. De bilda ett ofantligt vidsträckt, glest system, vars centrum är beläget på ett avstånd av o.60,000 ljusår i riktning mot Skyltens stjärnbild. Shapley betraktade detta system som s:s skelett, huvudmassan av stjärnorna befinner sig inom ett smalt galaktiskt segment av c:a10,000 ljusårs tjocklek. Det klassiska S, av relativt ringa utsträckning och med solen nära centrum skulle då representera en lokal anhopning (det lokala systemet) inom det stora s. Shapleys avståndsbestämningar till stjärnhoparna förutsätta, att ingen absorption av ljuset äger rum under dess färd genom rymden. Nyare undersökningar visa emellertid, att man i närheten av Vintergatans plan får räkna med tillvaron av ett absorberande skikt, som gör, att de härledda avstånden bli för stora. Linder plausibla antaganden beträffande absorptionens storlek finner man, att det av de klotformiga hoparna definierade systemets dimensioner minskas till hälften cl. mera. Shapleys åsikt om s:s utsträckning har fått ett viktigt stöd genom undersökningar över stjärnornas rörelser. S:s avplattade form förklaras lättast som följden av en rotation av systemet kring en axel genom s:s tyngdpunkt, vinkelrätt mot Vintergatans plan. Vissa egenskaper hos stjärnornas rörelser kunna direkt tydas som effekter av en sådan rotation. Bl.a. får Kapteyns två-strömshypotes och Schwarzschilds cllipsoidteori (se Stjärnströmmar) sin dynamiska förklaring. Råda inneburo, att stjärnorna hade en tendens att röra sig i en bestämd riktning el. i dess diametralt motsatta. Denna linje pekade ung. mot den punkt pä himlen i Skytten, där enl. Shapley s:s centrum var beläget. Genom den av B. Lindblad o.1925framlagda teorien om Vintergatans rotation framgick, att de två stjärnströmmar-na utgjordes av stjärnor, som rörde sig i sädana banor runt centrum, att deras avstånd dit ökade el. minskade. Sett från solen, som går i cirkulär bana, måste följden bli den observerade ström-rörelsen. Vidare erhålles cn naturlig förklaring till asymmetrien i de stora stjärnhastigheterna (jfr

Kategorier: avstånd, centrum, plan, stjärnor, stjärnornas, vintergatans

Stjärnspektra

Stjärnspektra äro till sin allmänna karaktär överensstämmande med solens* spektrum. De bestå av ett kontinuerligt spektrum, genomdraget av mörka absorptionslinjcr; i ett fåtal s. uppträda dessutom emissionslinjer. Don strålning, som lämnar stjärnans yta (fotosfären), är kontinuerlig; absorptionslinjerna Uppkomma, då denna strålning passerar genom den stjärnan omgivande atmosfären (jfr Solen; solen är typen för cn genomsnittsstjärna). S. förete en stor variation med avseende på intensitelsfördelningen i det kontinuerliga spektrum saml spektrallinjernas antal och intensitet. Emellertid låta sig s. indelas i ett begränsat antal spektralklasser*, baserade på linjernas antal, ursprung och intensitet. Denna indelning var från början rent empirisk men har sedan visat sig vara cn indelning efter yttemp., den s.k. effektiva temp. (se. Stjärnor, tab.3).Delta samband mellan spektralklass och tcmp. har fått sin förklaring genom den av Saha uppställda teorien för s., vidare utvecklad av Russeli, Fowler, Milne m.fl. För karakterisering av s. spelar förhållandet mellan gnistlinjerna, härrörande från joniserade atomer, och båglinjer-na, härrörande från neutrala atomer, en avgörande roll. Ett elements joniseringsgrad beror i första hand på temp. och tryck i stjärnans atmosfär, den växer med växande temp. och avtagande tryck. Då trycket i jättestjärnornas atmosfärer är betydligt mindre än i dvärgstjärnornas (se Stjärnor), äro följaktligen för stjärnor av samma effektiva temp. gnistlinjerna starkare i förh. till båglinjerna i jättestjärnornas spektra, än vad förhållandet är i dvärgstjärnornas. Teorien ger således förklaringen till den olikhet i spektra för jättar och dvärgar av samma spektralklass, vilken ligger till grund för den spektrosko- piska metoden att bestämma absoluta magnituden (se Stjärnor). Att t.ex. vätelinjerna (IJalmer-Sérien) dominera i s. av speklralklassen A betyder ej, att dessa stjärnors atmosfärer äro synnerligen rika på väte ulan blott att tcmp. och tryck ha värden, som gynna uppkomsten av just dessa spektrallinjer. Studiet av S. tillåter ej blott en bestämning av temp. och tryck i stjärnatmo-sfärerna utan även en kvantitativ analys av elementen där (se Solen, sp.967);tillvaron av magnetiska och elektriska fält kan konstateras, rotation och radialhastighet bestämmas m.m.M.

Kategorier: solen, spektrum, stjärnor, tcmp, temp, tryck

Stjärnor,

Stjärnor, urspr. benämning för himlakropparna i allm., som indelades i “vandrande stjärnor” (planeter) och “fixstjärnor”. De förra visa en tydligt framträdande rörelse på himlen i förh. till de övriga, dc senare synas alltid intaga samma inbördes läge i förh. till varandra och blott deltaga i den av jordens rotation förorsakade skenbara s.k. dagliga rörelsen. Numera brukas beteck- ningen s. endast för den senare gruppen. Alla s. visa sig, även vid användande av de starkaste förstoringar, omätbart små till sin skenbara utsträckning; dc te sig, bortsett från ögats och de astronomiska instrumentens optiska ofullkomligheter, endast som små ljuspukter. Antalet för blotta ögat synliga s. kan för hela himlen uppskattas till mellan5,000 och6,ooo; av dessa befinna sig i ett visst ögonblick blott ung. hälften över horisonten och av dessa i sin ordning cn del så nära horisonten, att deras ljus helt el. till väsentlig del absorberas av atmosfären; man kan därför uppskatta antalet s., som cn klar natt utan månsken samtidigt äro synliga, till mellan1,500och2,000.Antalet för blotta ögat synliga s. är emellertid försvinnande litet, jämfört med det antal s., som äro åtkomliga med nutida teleskop, i sht med hjälp av stjärnfotografien. Man Uppskattar totala antalet s., som kunna fotograferas med hjälp av världens f.n. största instrument, till flera milliarder. Vårt stjärnsystem* innehåller dessutom ett stort antal ännu ljusvagare s.

Kategorier: förh, himlen, hjälp, horisonten, stjärnor, synliga

Nästa sida »

Sök artikel: