Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - VI. Zanik słońc. — Powstawanie mgławic
<< 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.
122
boczne płaszczyzny mają różnicą 1°C, przepuszcza 0,582 kalorii
na minutę i centymetr kwadratowy. Wówczas skorupa ziemska
ponieważ temperatura jej ku wnętrzu o 30° C na każdy kilo-
metr wzrasta, przepuszczałaby 1,75.10~~4 kalorii na minutę
i centymetr kwadratowy (jest to jedna 3580 część średniego
dopływu ciepła do ziemi — 0,625 kal. na minutę i centymetr
kw.) Słońce przy równie grubej skorupie jak skorupa ziemska,
wobec 108,6 razy większej średnicy traciłoby 3,3 razy więcej
ciepła aniżeli go teraz ziemi dostarcza. Słońce traci teraz 2260
milionów razy więcej ciepła aniżeli ziemia otrzymuje, zatem
utrata ciepła zmniejszyłaby się do sumy 686 milionów razy
mniejszej niż obecna. Gdyby grubość skorupy słonecznej wy-
nosiła 140 część promienia słonecznego tj. taki sam ułamek,
jaki stanowi skorupa ziemska względem promienia ziemi, wów-
czas słońce nie więcej ciepła traciłoby przez 74,500 milionów
lat, niż teraz traci w jednym roku. Liczbę tę z powodu zi-
mniejszej powierzchni jaką słońce w owym czasie mieć będzie,
zredukować trzeba do 60.000 milionów lat. Ponieważ przeciętna
temperatura słońca wynosi pewnie około 5 milionówr stopni
Celsiusza, to jeśli jego przeciętne ciepło właściwe jest takie
same jak ciepło właściwe wody, trzebaby 150.000 bilionów lat
do oziębienia do 0°. Przez ten czas skorupa zgrubieje i ostu-
dzenie postępować będzie znacznie powolniej. W każdym razie
w tych warunkach stratę energii przez 1000 bilionów lat,
uważać można za znikomą cząstkę całej ilości energii.
Jakkolwiek mały jest kąt widzenia, pod którym ukazują
się nam gwiazdy, nie jest on jednak absolutnie równy zeru.
To też jeśli gwiazda zagasła przez nieskończone czasy się
porusza, musi nadejść chwila, w której zderzy się z inną
gwiazdą świecącą lub zagasłą. Prawdopodobieństwo zderzenia
powiększa się znacznie przez zboczenie z zakreślonej drogi,
spowodowane siłą przyciągającą obu zbliżających się gwiazd.
Najbliższe gwiazdy leżą tak daleko od nas, że światło słone-
czne, by się do nich dostać, potrzebuje przeciętnie 10 lat czasu.
Aby słońce wobec swych obecnych rozmiarów i ze swą szyb-
kością 20 km. na sekundę, zderzyło się z drugą taką samą
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
