FÖREDRAG I ASTRONOMI. 185 



visuella observationerna af spektralliniernas förskjutning i 

 stjärnspektra i förhållande till motsvarande linier i vakuum- 

 röret underkastade de största svårigheter, så snart man ic'ke 

 hade tillgång till de ljusstarkaste tuber och icke ville in- 

 skränka sig tUl de allra ljusstarkaste fixstjärna. Det var först 

 sedan den fotografiska metoden börjat tillämpas på stellär- 

 spectroskopien genom Vogel 1887, som resultaten blefvo af 

 större räckvidd och noggrannhet. Det första verkligt klassi- 

 ska arbete af denna art var ock bestämningen af radialhastig- 

 heten hos 51 stjärnor genom Vogel och Scheixer, publicerad 

 i 7:de Volymen af Publicationen des Astrophysikalischen Obser- 

 vatoriums zu Potsdam. Det nästa framsteget i denna rikt- 

 ning är att tillskrifva mr Campbell, numera direktör för Lick- 

 observatoriet, i det nämligen han, genom användning af järn 

 såsom jämförelsespektrum, lyckades i hög grad uppdrifva 

 noggrannheten af de spektrografiska iakttagelserna. Man 

 började efter denna tid såsom enhet för radialhastigheten 

 införa kilometern i stället för den af Vogel begagnade geo- 

 grafiska milen (approximativt = 7 kilometer). Noggrannheten 

 har sedermera ytterligare stegrats genom användning af en 

 till alla delar med största omsorg konstruerad spektrograf, 

 vid hvilken principen för prismornas hållande vid konstant 

 temperatur genom en särskild värmeledningsapparat tilläm- 

 pats. Denna den s. k. BRUCE-spektrografen var redan hösten 

 1901 installerad å Yerkes-observatoriet och har sedermera 

 systematiskt kommit till användning för bestämning af stellära 

 rörelser i synliniens riktning. 



Bland de uppgifter, som därvid kommit till behandling var 

 bestämningen af rörelsen hos stjärnor af den s. k. Orion- 

 typen, h vartill höra först och främst ett flertal stjärnor till- 

 hörande den uppenbarligen säregna trakt af himmelen, där 

 den mångbesjungna Orions stjärnbild aftecknar sig samt dess- 

 utom ett antal andra öfver himmelssferen temligen likformigt 

 fördelade klara stjärnor. Stjärnorna af Oriontyp hafva där- 

 utinnan för astrofysiken ett visst intresse, att desamma otvifvel- 

 aktigt befinna sig på ett mycket tidigt stadium af stellär 

 evolution. Deras kemiska sammansättning är enkel, i det 

 spektralliniema angifva hufvudsakligen endast följande be- 

 ståndsdelar: väte, helium, syre, siliciutn, kväfve, inagneshim. 

 Tillvaron af helium är det mest utmärkande draget för denna 

 typ, hvarför dithörande stjärnor ofta kallas för Heliumstjärnor. 



Vetenskaps- Akademiens Årsbok. 3. 1905. ]3 



