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.
315
Solen
316
antog strömmar från solens inre mot dess yta,
kommande från mindre djup vid ekvatorn än vid
polerna. Orsaken till dessa strömningar består enligt
Faye i upphettnings- och kondensationsförhål-landen
i den som gasformig betraktade solmassan. Wilsing
uppfattade den olikformiga rotationshastigheten som en
för de yttre skikten egendomlig företeelse, som utgör
resten af en urspr, förhanden-varande rörelse. Äfven
andra förklaringsförsök ha gjorts. Hela denna fråga
är emellertid ännu på långt när icke uppklarad.
En närmare inblick i solens väsen lämna iakttagelserna
af densamma under en total solförmörkelse. När månens
mörka skifva totalt betäcker solen, synes densamma
omgifven af en mild. silfver-lik strålglans, enligt
Newcomb påminnande om glorian kring helgonens hufvud
på äldre taflor. Denna företeelse kallas corona
(se d. o. 2), k o r o-nan (pl. III). Densamma är
till sin form mycket oregelbunden, dessutom olika
vid olika tillfällen, ja olika personers teckningar
af samma korona kunna skilja sig betydligt från
hvarandra. Den är vid tiderna för solfläcksminima
snarare rektangulär än cirkulär med en i utspringande
breda strålar sönderfallande omkrets. Vid tiderna för
solfläcksmaxima utbreder den sig mera likformigt i
alla riktningar. Den är ljusstarkast i närheten af
solranden och försvinner småningom utåt, hvarför
det är svårt att ange dess dimensioner; stundom
har man kunnat följa den så långt utåt som hela
soldiametern. Koronan har blifvit iakttagen minst så
långt tillbaka som på Keplers tid; redan Plu-tarchos
skall ha talat om densamma. - Yid själfva solranden
uppträder emellertid ett annat fenomen. Här och där
ser man fantastiskt formade, rosenfärgade utsprång
från densamma, nående en ansenlig höjd, ända till
hundratusentals km., de s. k. protuberanserna
(fig. 3 å pl. II). De iakttogos första gången vid
en solförmörkelse 1733 af svensken Vassenius i
Göteborg, men blefvo mera uppmärksamt studerade
först mot midten af 1800-talet. De förliknades
än vid sargade bergkammar, än vid röd-glödande
järnmassor, än vid röda lågor. Efter hand lyckades
man öfvertyga sig om, att de hvarken, såsom några
ansågo, utgjorde synvillor, ej heller tillhörde månen,
enär densamma tydligen skred fram öfver dem, utan
hade sitt ursprung i solen och sannolikt bestodo
i gaseruptioner. Först genom solförmörkelsen 18
aug. 1868 erhöll man emellertid full visshet om deras
natur. Flera expeditioner voro vid detta tillfälle
utsända för att särskildt med användning af det då
i bruk komna spektroskopet studera solförmörkelsen,
bland andra en fransk expedition till Indien under
Janssens ledning. Då denne riktade sitt spektroskop på
en stor protuberans på solens östra rand, erhöll han
ett ljusstarkt diskontinuerligt gas-spektrum, hvari
de vätgasen tillhörande röda och blå linjerna C och
F voro starkt framträdande. Det var härmed be-visadt,
att protuberansen bestod af glödande vät-gas. Janssen
försökte nu på detta sätt följa protuberansen,
äfven efter det förmörkelsens totali-tet upphört,
och det lyckades honom då, liksom äfven de följande
dagarna under fullt solsken, att fortfarande skönja
protuberansens spektrum, sedan han afbländat de
ljusaste delarna af det på samma
gång i spektroskopet uppträdande kontinuerliga
spektret af solranden. Egendomligt nog gjordes samma
upptäckt, samtidigt och oberoende af Jans-sen,
äfven af engelsmannen Lockyer, som konstaterade,
att protuberansspektret bestod af åtminstone
tre isolerade linjer, af hvilka två tillhöra
vätgasen. Naturligtvis kunde man enligt denna
Janssen-Lockyerska metod genom spektroskopets springa
se blott en del af protuberansen, men genom att föra
springan utefter solranden kunde man successivt
studera olika delar däraf och sålunda erhålla en
föreställning om protuberansen i dess helhet. Det
var alltså ett mycket besvärligt och ofullkomligt
förfaringssätt för iakttagandet af pro-tuberansernas
former och förändringar. Från flera håll, bland
andra af Zöllner, föreslogs att tilldela springan en
oscillerande rörelse, hvarigenom man skulle kunna
samtidigt se en hel protuberans. Kort därefter
(1869) fann emellertid Huggins, att man på ett
mycket enklare och ändamålsenligare sätt kunde ernå
detta resultat, nämligen genom att tillräckligt
mycket vidga springöppningen. Protuberansen visar
sig nämligen då i sin helhet eller åtminstone
till en betydande del på den genom spektroskopets
spridning fördunklade bakgrunden, och detta i tre
upplagor, en röd, en gul och en blå, motsvarande
protuberansspektrets ljusa linjer. Lockyer
fortsatte sedermera sina undersökningar med
spektroskopet och uppvisade, att solens fotosfär är
omgifven af ett 8,000 km. högt atmosfäriskt hölje,
hufvudsakligen bestående af glödande vätgas, hvilket
han kallade k r o-mösfären. Protuberanserna äro
att betrakta som utströmningar från denna, hvilka
ofta på kort tid stiga till oerhörda höjder och
undergå starka formförändringar. Kromosfären är,
liksom protuberanserna, direkt iakttagbar endast
med tillhjälp af spektroskopet eller vid totala
solförmörkelser (fig. 5). - Man brukar indela
protuberanserna i två klasser: molnjormiga 1. lugna
och eruptiva 1. metalliska. De förra innehålla
hufvudsakligen väte, kalcium och helium, de senare
ett flertal metaller. De eruptiva protuberanserna
äro sannolikt att fatta som häftiga eruptioner från
djupare belägna lager, under det att de molnformiga
väl hufvudsakligen äro endast utsprång från
kromosfären. - Solytans spektrum är kontinuerligt,
angifvande, att solens massa är en glödande, fast
eller flytande kropp eller, om den är gasformig,
att dessa gaser befinna sig under ett oerhördt
tryck. Detta kontinuerliga solspektrum är emellertid
genomdraget af en mängd mörka absorptionslinjer (se
Spektra 1-analys och Spektrum med dithörande färglagda
pl. I) - de s. k. Fraunhoferska linjerna. Dessa
linjer bära vittne om de ämnen, som .finnas i solens
yttersta lager och atmosfär. Man har funnit, att
där existera de flesta telluriska ämnen, såsom järn,
magnesium, kalcium, titan o. s. v. De mest betydande
undersökningarna öfver linjerna i solspektrum äro de,
som utförts af Rowland och hans lärjungar. Rowlands
tabell öfver spektrallinjernas våglängder omfattar
omkr. 20,000 linjer. En del af linjerna i solspektrum
uppstår vid solljusets genomgång genom jordens
atmosfär; dessa kallas telluriska linjer. Många linjer
ha icke kunnat identifieras, antingen därför, att de
härstamma från ännu obekanta ämnen, eller
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
