Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - III. Promieniowanie i budowa słońca
<< 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 never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
obecny układu słonecznego nie ma więcej nad 10 milionów
lat. Zważmy jednak, że geologowie utrzymują, iż pokłady
ziemne, skamieliny zawierające, tworzyły się przynajmniej
w ciągu 100 milionów, a nawet 1000 milionów lat a więc
prawdopodobnie i inne formacye (tak zwane układy przed-
kambryjskie), wymagały takiego, lub jeszcze dłuższego czasu
dla osadzenia się. Widzimy więc, jak bałamutna jest hipoteza
Helmholtza,
Niektórzy badacze znaleźli dość dziwne wyjście z tego
dylematu. Wiadomo, że gram owego ciała zadziwiającego, radu
wydziela na godzinę około 120 kalorii, czjdi na rok okrągłe
milion kalorii. Promieniowanie to trwa długie lata bez zmiany.
Jeśli przyjąć, że na kilogram masy słonecznej przypadają tylko
dwa miligramy radu to wystarcza to przecie, żeby wydaj-
ność ciepła słonecznego na całą przyszłość zapewnić. Ale bez
dalszych hypotez pomocniczych nie możemy przyjąć tego po
glądu. Przypuszcza on bowiem, że ciepło powstaje z ni-
czego. Niektórzy wprawdzie mniemają, że rad w jakiś nam
nieznany sposób wchłania przychodzące z przestrzeni promie-
niowania i na ciepło je zamienia. Przed poważnym rozbiorem
takiego poglądu trzebaby odpowiedzieć na pytanie, skąd to
promieniowanie przychodzi i gdzie czerpie swój zasób energii.
Musimy zatem obejrzeć się za innem źródłem pokrywa-
nia strat ciepła słonecznego. Zanim je znajdziemy, musimy
nieco zbadać słońce samo.
Wszyscy godzą się na to, że budowa słońca podobna jest
do budowy tysiąca błyszczących gwiazd, które na niebie obser-
wujemy. Gwiazdy według wysyłanego przez nie blasku, dzielą
się na gwiazdy czerwone, żółte i białe. Różnica w barwie
światła jeszcze wyraźniej występuje w badaniu spektrosko-
powem. Gwiazdy białe zawierają przeważnie hel lub wodór
(wraz z helem występuje prócz tego tlen); metale słabo są
w nich reprezentowane; występuje ich wiele natomiast w wi-
dmach gwiazd żółtych, w których widoczne są nawet smugi
widmowe. W widmach gwiazd czerwonych widać dużo smug
widmowych wskazujących, że na zewnętrznych częściach tych
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
