Verldssystem, dels, i inskränkt mening, detsamma som planetsystem eller solsystem (se dessa ord), dels sammanfattningen af alla himmelskroppar (i synnerhet fixstjernor eller solar), som vi känna. Så länge man ännu betraktade himmelskropparna såsom fästa vid vissa sferer, som omgåfvo jorden, var denna generalisation af begreppet omöjlig. Den möjliggjordes, först sedan denna ståndpunkt uppgifvits och man började betrakta fixstjernorna såsom fritt sväfvande och utspridda i rymden. Fastare former vann föreställningen om fixstjernesystemet först i slutet af 1700-talet och i början af 1800-talet genom W. Herschels omfattande undersökningar, om ock idéer om verldssystemets byggnad redan förut uttalats. Så sökte J. H. Lambert i sina »Cosmopolitische briefe» (1761) häfda den åsigt att vårt solsystem utgjorde en individ af en hel grupp dylika »system af första ordningen», hvilka i sin ordning alla, såsom planeterna kring solen, kretsade kring en centralkropp. Det så sammansatta »systemet af andra ordningen» kretsade med sina gelikar kring centralkroppen i ett nytt »system af tredje ordningen» o. s. v. I samma anda sökte J. H. v. Mädler (i »Die centralsonne», 1846) genom sammanställning af då kända s. k. »egna rörelser» (motus proprii) hos fixstjernorna bevisa, att Plejadgruppen utgjorde det centrum, kring hvilket vårt planetsystem skulle kretsformigt röra sig, en åsigt, som emellertid snart blef tillbakavisad. Studiet af dessa egna rörelser har i detta afseende icke fört till något annat väsentligt resultat än det af W. Herschel funna och sedermera af andra konstaterade: att vårt solsystem befinner sig stadt i rörelse i riktning mot stjernbilden Herkules. Deremot hafva zon-observationerna (se d. o.) och de s. k. stjernlodningarna varit af bestämmande inflytande för vår kunskap om stjernsystemet. Af de förra, hvilka omfatta stjernor t. o. m. 9:de--10:de storleken, följer bl. a., att fixstjernorna synas vara i det hela likformigt fördelade i rymden, så att deras större eller mindre glans i medeltal beror endast på deras mindre eller större afstånd från oss. Detta resultat jäfvas, då man kommer till än svagare stjernor, såsom Herschel först visade genom sina stjernlodningar. Dessa iakttagelser bestodo deri att han räknade antalet stjernor, som samtidigt syntes i synfältet af hans tub (af 19 tums öppning och 157 gångers förstoring), och detta för en stor mängd inställningar af tuben, så fördelade, att partier från alla trakter af den ifrågavarande delen af himmelen blefvo undersökta. Observationerna benämnde han »lodningar» på grund af analogien med den sjöfarandes undersökningar af hafsbottnen, genom lodningar utförda på en serie af ställen på hafvet. Herschel begränsade sig till en zon mellan 45° nordlig och 30° sydlig deklination, hvilken inom sig innefattar Vintergatan, och räknade inom detta område 3,400 synfält. Han slöt af denna statistiska undersökning (»stjernstatistik») till ett antal af 6 millioner för hans instrument synliga stjernor inom den undersökta zonen. Hela stjernhimmelen skulle enligt en ex analogia utförd beräkning innefatta ungefär 20 millioner. Dessa lodningar fortsattes sedermera på 1830-talet för den södra himmelshemisferen af hans son J. Herschel. Af dessa iakttagelser följer som slutsats, att alla för våra starkaste instrument skönjbara stjernor utgöra »ett system» af linsformig figur med sin största utsträckning i Vintergatans plan. Af den omständigheten att stjernorna på den södra hemisferen äro något talrikare än på den norra framgår, att vårt solsystem icke exakt befinner sig i midten af denna lins, utan något åt norra sidan om dess midtplan. Linsens vidd förhåller sig enligt W. Herschel till dess tjocklek såsom 850 till 155. Denna åsigt om stjernornas gruppering i rymden -- hvilken redan före Herschels storartade undersökningar i och för dess ledande i bevis var uttalad af Thomas Wright (i »Theory of the universe», 1750) -- gäller emellertid blott såsom en genomsnittsbild af stjernsystemet, i det, såsom ock W. Herschel påpekade, densamma modifieras till följd af en mängd större eller mindre oregelbundenheter i stjernornas fördelning i detalj, af hvilka den förnämsta sammanhänger med Vintergatans bekanta grening i Svanens stjernbild, hvilken företeelse måste motsvaras af en urgröpning i stjernsystemet från dettas centrum ända till linsens yttre gräns. Medtager man icke de ljussvagaste stjernorna, af hvilka Vintergatans skimmer härleder sig, så kommer man dock genom studiet af de klarare stjernorna, enligt hvad W. Struves och Argelanders bearbetning af zon-observationer visar, till analoga slutsatser, af hvilka här blott må framhållas, att stjernorna af alla storleks-klasser äro till sitt läge koncentrerade mot Vintergatans plan. Dock är denna koncentration för de klarare stjernorna (intill 9:de storleken) af annan karakter än för de svagaste stjernorna. Under det Herschel sålunda finner förhållandet mellan stjerntätheten vid Vintergatans pol och vid dess eqvator vara såsom 1 till 29,4, är samma förhållande för t. ex. stjernorna fr. o. m. 1:sta t. o. m. 7:de storleken endast såsom 1 till 2,5. Med anledning deraf antages, att vårt solsystem närmast bör räknas såsom medlem af en mindre tillplattad och snarare åt alla håll utbredd stjerngrupp, hvilken sjelf i sin ordning utgör ett parti af Vintergatan, hvars symmetri-plan är parallelt med Vintergatans plan, och som består af de relativt klarare fixstjernor, som vi se på himmelen. För denna uppfattning talar äfven den omständigheten att Vintergatan i sjelfva verket visar sig innehålla ett stort antal dylika stjerngrupper och för öfrigt till sin konstruktion i det hela visar en tendens att sönderfalla i större eller mindre hopningar af stjernor, hvilka åtskiljas genom kanaler af mindre stjerntäthet. Denna Vintergatans egendomliga struktur, sådan den vid närmare undersökning visar sig på himlahvalfvet, anser Herschel äfven vara motsvarad af en verklig mekanisk process, som försiggår inom stjernsystemet och sträfvar till en differentiation af stjernmaterialet i smärre system af mångfaldig art. -- Stjernstatistiken visar, att stjerngrupperna hufvudsakligen träffas i Vintergatans närhet ; de tillhöra derför sannolikt hennes system. De egentliga nebulosorna åter förekomma blott sparsamt i sjelfva Vintergatan och talrikare, ju längre man aflägsnar sig från denna. Särskildt är trakten vid Vintergatans norra pol i närheten af stjernbilden Berenices hår synnerligen rik på dessa objekt, äfvenså de s. k. Magalhãeska molnen nära den södra verldspolen. Deraf synes framgå, att nebulosorna i allmänhet äro sjelfständiga system och ej tillhöra Vintergatans grupp. -- Hvad stjernsystemets utsträckning beträffar, har man för att derutinnan vinna någon föreställning, med fasthållande af antagandet att stjernorna äro likformigt fördelade i rymden och på grund af statistiken för de olika stjernstorlekarna samt med antagande af ett af parallaxobservationerna framgående medelvärde 0",116 af parallaxen för stjernor af andra storleken, uppställt ett schema, ur hvilket följande tabell utgör ett utdrag.
Stjernor af
storleken Parallax Afstånd Ljusår 1 0",209 986,000 15 3 0",076 2,725,000 43 5 0",037 5,378,000 85 7,5 0",014 14,230,000 225 9,5 0",006 37,200,000 587 Herschels svagaste 0",00092 224,500,000 3,541
Talen i kolumnen »afstånd» äro uttryckta i jordbanans radie såsom enhet; talen i den sista kolumnen angifva antalet år, som ljuset behöfver för att från de resp. stjernorna hinna fram till oss. -- Här är äfven platsen att tillägga följande om ljusets ifrågasatta absorption i den interstellära rymden. Möjligheten af en dylik absorption påpekades redan af Olbers, som äfven sökte styrka detta antagande genom att påvisa, att i motsatt fall hela himmelssferen skulle för oss te sig såsom en sammanhängande lysande yta. Beviset derför stöder sig emellertid på antagandet att mängden af lysande materia i rymden är oändlig såsom rymden sjelf, hvilket ju måste ifrågasättas. Men frånsedt detta, synes det framgå af F. W. Struves undersökningar (jämförelse af det antal stjernor af en viss storleksklass, som man verkligen iakttager, och det antal man enligt beräkning skulle se, om stjernorna hade absolut samma ljusstyrka och vore likformigt fördelade i rymden samt om ingen ljusextinktion förefunnes), att en ljusextinktion verkligen existerar. I st. f. att sålunda, om en stjernas afstånd är x, enligt lagen för ljusets aftagande omvändt proportionelt mot afståndets qvadrat beräkna dess skenbara ljusstyrka, L, enligt formeln
L = k/x2
har man enligt Struve, på grund af extinktionen i verldsrymden, att använda följande modifikation af denna formel
L = k . [0,990651]x-1/x2
I enlighet dermed har man att förminska de uppskattningar af stjernornas afstånd, hvilka i likhet med Herschels grunda sig på iakttagelser af deras skenbara ljusstyrka. K. B.