Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Solen
<< 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.
309
Solen
310
växlar utseende på några få sekunder. Man antar,
t att denna fotosfär består af lysande moln, samman-
| satta af glödande metallpartiklar och sväfvande i
j en atmosfär af heta metallgaser.
Fotosfarens ljusintensitet är icke densamma
öfver hela solytan. Den är störst på midten
och aftar utåt solranden. Detta gäller enligt
utförliga mätningar af Secchi, Langley, Vogel och
Frost såväl värmestrålarna som de ljusa och de
kemiska strålarna. Ljusintensiteten af en punkt
på randen är sålunda i medeltal blott 25 proc. af
ljusintensiteten på solskifvans midt. Dock varierar
detta för olika delar af spektrum, så att enligt
Vogels undersökningar värmestrålarna aftaga minst,
till omkr. 40 proc., de röda strålarna till 30
proc., de gröna till 16 proc. och de violetta till
endast 13 proc. af den för solskifvans midt gällande
intensiteten. Detta öfverensstämmer äfven väl med
förklaringen af denna förminskning i ljusintensitet
såsom beroende af ljusets absorption i solatmosfären,
hvilken absorp-tion måste vara störst vid kanterna,
där de till oss kommande ljusstrålarna ha ett längre
stycke att tillryggalägga snedt genom atmosfären,
och minst på midten, där strålarna ha den kortaste
vägen att passera genom atmosfären, vinkelrätt emot
densamma, samt hvilken dessutom, efter hvad man vet
om gasers absorption af ljus, måste verka mest på de
kemiska och minst på de varma strålarna. - Om den
totala absorptionen af solens ljus i dess atmosfär
vet man föga. Laplace skattade den till n/i2,
Secchi till 9/w af det utsända ljuset; sannolikt
absorberas ej så mycket, möjligen blott hälften af
solljuset. Langley antar, att den geologiska period,
som kallas istiden, förorsakats däraf, att solljusets
absorption vid denna tid varit betydligt större
än nu. - Solens ljus öfverträffar i intensitet
alla artificiella ljuskällors. I jämförelse
med öfriga himlakroppars ljusstyrka har man för
solens funnit följande ungefärliga värden: 570,000
gånger fullmånens ljusstyrka, 4,000 mill. gånger
Juppiters och 50,000 mill. gånger ljusstyrkan hos
en stjärna af l:a storleken (Capella). - Solens
värmestrålning bestämdes första gången af J. Herschel
och Pouillet. Af nyare forskare på detta område må
nämnas Grova, Yiolle, John Ericsson, Langley, Kizzo,
K. Ångström, Abbot och Fowle. Det ges för mätningar
af detta slag två metoder. Den ena, den dynamiska,
af Herschel och Pouillet begagnade, består däruti,
att man uppmäter temperaturhöjningen hos en kropp,
som under en viss tid utsattes för strålarna af
ett knippe solljus af bestämda dimensioner. Vid den
statiska metoden, som är bekvämare och säkrare, omger
man en sålunda af solen bestrålad kropp, vanligen en
termometerkula, med ett hölje af bekant temperatur,
t. ex. ett på lämpligt sätt anbragt sfäriskt
lager, eller af rinnande vatten. När den belysta
kroppen ernått en fix temperatur afläses denna,
och af skillnaden mellan denna temperatur och det
om-gifvande höljets beräknas solens värmestrålande
förmåga (jfr Aktinometer). Hufvudsvårig-heten
vid dylika bestämningar är att taga i betraktande
jordatmosfärens absorption, som är olika vid olika
höjd af solen. Medelst dessa mätningar söker man
bestämma antalet gramkalorier, som i och med solvärmet
under l minut tillföres l k vem. af jordytan vid
lodrätt infallande solstrålning, den s. k.
solarkonstanten. För denna konstant erhöll Pouillet
värdet l,s. Nyare, med förbättrade instrument
(pyrheliometer, bolometer) utförda mätningar ha
ådagalagt, att detta värde är något för litet. Enligt
åtskilliga forskares åsikt är f. ö. solarkonstanten
icke en sträng konstant, utan varierar mellan
trånga gränser (se Solarkonstanten). - Beträffande
solens temperatur härskade före upptäckten af
strålningslagarna stor osäkerhet i bestämningarna. De
under olika förutsättningar gjorda uppskattningarna
gåfvo värden, som lågo mellan ett par tusen och flera
mill. grader Celsius. Nu kan man med tillämpning af
Stefans lag ur de erhållna värdena på solarkonstanten
med tämligen stor säkerhet bestämma åtminstone den
s. k. effektiva temperaturen hos fotosfären. Man har
på denna väg funnit densamma uppgå till omkr. 6,000°
C. Detta värde bekräftas i hufvudsak af de resultat,
som enligt Wiens förskjutningslag och Plancks lag
erhållits ur undersökningarna öfver energifördelningen
i sol-spektrum och som gett värden på fotosfärens
effektiva temperatur, hvilka ligga mellan 5 och 6
tusen grader C.
Huru stor än dess värmemängd är, skulle solen dock
genom sin utstrålning förlora sin höga temperatur,
och detta märkbart under några tusen år. Men efter all
erfarenhet från de förflutna historiska årtusendena
har detta ej egt rum. Man måste därför sntaga
någon orsak till ersättandet af solens oupphörliga
värmeförlust. Två dylika orsaker ha hypotetiskt
blifvit föreslagna. Man antar å ena sidan, att
en mängd af smärre kroppar, meteorer, oupphörligt
instörtar i solen, där de stanna och afge sin energi i
form af värme. För underhållande af solens värmegrad
på detta sätt skulle erfordras en årlig kvantitet
materie motsvarande blott 1/ioo af jordens massa. Så
mycket materie kan emellertid ej vara jämnt fördelad
i världsrymden, ty jorden skulle då af samma orsak
snart uppvärmas öfver kokpunkten. Äfven om man antar,
att en dylik materia vore tätare hopad i grannskapet
af solen och att solen på detta sätt får en del af sin
värmeförlust ersatt, visar det sig dock omöjligt att
fullständigt förklara saken med detta antagande. Man
har därför måst tillgripa den andra hypotesen, enligt
hvilken solen upphettas därigenom, att den långsamt
sammandrar sig och att dess gaser kondenseras till
flytande och fast form. Helmholtz, som uppställt
denna åsikt, har visat, att denna kontraktion ej
behöfver försiggå fortare, än att solens diameter
på ett århundrade behof de aftaga med blott 6 km.,
ett af tagande så långsamt, att det på många hundra
år icke skulle kunna med nuv. observationsmetoder
fastställas. Att inga förändringar i solens diameter
(enligt Auwers) kunnat konstateras under historisk
tid, kaa således icke utgöra någon svårighet för denna
teori. Vore solens massa gasformig, skulle en dylik
sammandragning, enligt hvad experiment öfver gasers
hopdragning genom afkylning visat, t. o. m. kunna
förorsaka ett höjande af dess temperatur. Till
slut skulle den dock antaga flytande form och af
svalna. Efter hvad Newcomb beräknat, skulle i alla
händelser den tidrymd, under hvilken solstrålningen
kan tillföra jorden den för lifvets uppehållande på
jordytan lämpliga värmemängden, icke uppgå till
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
