C Östen E Bergstrand

2. Carl Östen Emanuel Bergstrand, den föregåendes son, f. 1 sept. 1873. Genomgick Beskowska skolan; avlade mogenhetsexamen därstädes 20 maj 1891; student i Uppsala ht. s. å.; fil. kand. 31 jan. 1894; fil. lic. 31 jan. 1898; disp. 22 febr. 1899; fil. doktor 31 maj s. å.; har dels på egen bekostnad dels med offentligt understöd företagit studieresor till Ryssland och Finland 1902, till Munchen 1903—04, till Göttingen 1905, till Tyskland, Italien och Frankrike med huvudsakligt uppehåll i Paris för arbeten vid därvarande astrofysikaliska observatorium 1808 och till Frankrike och Tyskland 1912. Amanuens vid astronomiska observatoriet i Uppsala 1 jan. 1896; erhöll förnyat förordnande från 1 apr. 1897; uppehöll observatorsbefattningen i astronomi vid Uppsala universitet 1 sept. s. å.—30 apr. 1901; docent i astronomi 9 mars 1899; observatör i astronomi 30 apr. 1901; förordnad att uppehålla professuren, i astronomi från 15 jan. 1909; professor i samma ämne 24 febr. 1911; sedan 1913 förordnad att vara censor vid studentexamina. LVS 1913; RNO 1920.

Gift 16 sept. 1901 med Anna Elfrida Ericsson, f. 7 dec. 1867. dotter till handlanden i Västerås Per Ericsson.

Större delen av B:s vetenskapliga produktion behandlar vissa astrofotografiska observationsmetoder. Hans första arbeten, ett par mindre uppsatser från år 1896 och 1897 samt den omfattande gradualavhandlingen från år 1899, äro ägnade åt teorien för astrofotografiska mätningars reduktion. I sistnämnda arbete och i några följande från åren 1901—05 bestämde han jämväl på fotografisk väg och med användning av de uppställda reduktionsmetoderna avståndet (parallaxen) till fem fixstjärnor; genom dessa arbeten visade B., att den fotografiska avståndsbestämningen är väsentligt noggrannare än den visuella. Framför allt har B. fastställt, att vid mätningarnas reduktion noggrann hänsyn måste tagas till olika färgers olika brytning i atmosfären (den atmosfäriska dispersionen). Att denna felkälla tidigare förbisetts, förklarar t. ex., att trots de noggrannaste mätningar ett negativt värde funnits för parallaxen till den år 1901 i stjärnbilden Perseus uppflammande nya stjärnan. B. kunde även, i sitt stora arbete om dubbelstjärnsystemet 61 Cygni, med största sannolikhet uppvisa, att vid de många ytterst noggranna, men till resultaten starkt varierande mätningar, vilka sedan Fr. W. Bessel företagits för att fastställa denna historiskt berömda stjärnas avstånd, dispersionen likaså varit en av de förnämsta felkällorna. Själv lyckades han definitivt lösa den omstridda frågan, i det han genom en omfattande serie fotografiska observationer bestämde avståndet till tio ljusår. I samma arbete behandlade han därjämte ingående den relativa rörelsen hos de båda komponenterna och fastslog definitivt, att 61 Cygni är en fysisk dubbelstjärna. En annan serie av B: s undersökningar (sedan 1909) har gällt bestämningen av fixstjärnomas färger. Kännedomen om en stjärnas färg möjliggör, som redan nämnts, en strängare beräkning av refraktionens inverkan vid fixerandet av stjärnans läge på himmelen. Dessutom är en stjärnas färg karaktäristisk för dess utvecklingsgrad och yttemperatur. B. har bidragit till utexperimenterandet av den s. k. effektiva våglängdsmetoden, som gör det möjligt att fastställa en på noggranna mätningar baserad färgskala, samt tillämpat denna metod bl. a. vid studiet av ljussvaga stjärnor i Vintergatan. Av betydelse för kännedomen om den astrofotografiska metodens noggrannhet äro slutligen B: s undersökningar över de av framkallnings- och fixeringsprocesserna framkallade deformationerna i den fotografiska hinnan. År 1914 ledde B. en astronomisk expedition till Österforse i Norrland för fotometrisk undersökning av solkoronan och lyckades därvid erhålla koronafotografier av stort intresse, vilkas bearbetning ledde till bestämmandet aV ljusfördelningen inom solkoronan. Jämte e.n del arbeten inom praktisk astronomi, såsom formler och tabeller för beräkning av differentiell refraktion, samt undersökningar över rörelserna hos de s. k. heliumstjärnorna i Orions stjärnbild, vilka undersökningar bl. a. ledde till en uppskattning av dessa stjärnors och av den stora Orionnebulosans avstånd, märkes vidare B: s inom den teoretiska astronomiens område fallande bestämning av Uranus' avplattning, vars storlek han beräknade med ledning av den likaledes av honom fastställda fortskridande förändringen i Uranusmånen Ariels bana. Ur det av honom härledda värdet på Uranus' avplattning fann B. jämväl, att dess rotationstid, vilken dittills ej kunnat fastställas med vanliga metoder, utgjorde ett varv under elva timmar, ett resultat, som sedan på ett slående sätt bekräftats genom användande av spektroskopiska metoder (Slipher 1911). Även ett förbättrat värde på planetens massa kunde B. härleda ur sina undersökningar rörande månarnas rörelse. — B. har medverkat vid N. Dunérs spektroskopiska undersökningar för bestämning av solens rotationslagar och observationer av föränderliga stjärnor. Dessutom har B. insamlat ett omfattande fotografiskt observationsmaterial av planeten Eros samt lett arbetet med uppmätandet av dessa plåtar. Mätningarnas reduktion utfördes senare av Parisobservatoriets räknebyrå. Dessa undersökningar ingingo som led i ett stort internationellt företag och ledde slutligen till det hittills noggrannaste värdet på en av astronomiens fundamentalkonstanser, nämligen jordens avstånd från solen. — Vid sidan av sina vetenskapliga arbeten har B. utövat en omfattande verksamhet som föreläsare och populärvetenskaplig författare. Hans klara, kritiska framställning och vårdade stil ha gjort honom känd och uppskattad även utom fackmännens krets.