Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Solvärmet
<< 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.
369
Solvärmet
370
värmeförråd, som solen innehåller. Då solens yta har
en ofantligt mycket högre temperatur än det omgifvande
världsrummet, så utstrålar solen oupphörligt
mycket mera värme, än den mottager utifrån, allt
enligt den allmänna värmestrålnings-lagen, som
lyder sålunda: om två kroppar af olika temperatur
stråla värme mot hvarandra, så utstrålar den
varmare mera värme än den kallare på samma
tid. Kvantitativt angafs detta af J. Stefan för
kroppar med fullständig strålningsförmåga genom
den efter honom benämnda strålningslagen. Härtill
komma W. Wiens strålningslagar för spektrets olika
delar (enkla värmeböljor) och G. R. Kirchhoffs lag
för sambandet mellan utstrålning och absorption
af värme. Endast den lilla del af solstrålningen,
som träffar jorden, kan mätas, men det finns ingen
anledning att antaga annat än att solstrålningen
sker likformigt åt alla håll i rymden (ehuru äfven
detta blifvit draget i tvifvelsmål), och under detta
antagande kommer man till det resultatet, att solens
oupphörliga värmeförlust är oerhördt stor, eftersom
icke fullt YSO,000,000,000 af hela solstrålningen
träffar jordytan. Denna del kan direkt uppmätas
med aktinometern (se d. o.). Yid solstrålarnas gång
genom jordens atmosfär försvagas de, så att endast
omkr. 2/s af det solvärme, som träffat atmosfärens
öfre yta, kommer jorden till godo. Denna försvagning
sker på två väsentligen olika sätt. Dels sprides och
återkastas mot världsrymden såväl af atmosfären själf
som ock af det däri sväfvande stoftet en del af de
solstrålar, som infalla i atmosfären. Samma verkan
utöfva äfven molnen. Det är i synnerhet de kortaste
värmeböljorna, de ultravioletta och violetta, som
på detta sätt skickas tillbaka ut i världsrymden,
medan de längsta, de röda och ultraröda, litet eller
intet röna denna inverkan. Däremot absorberas någon
del af dessa strålar, särskildt de ultraröda (mörka),
vid gången genom atmosfären, dock icke märkbart af
atmosfärens hufvudmassa, utan nästan uteslutande af
de däri inblandade gaserna kolsyra, vattenånga och
ozon. Ifrågavarande genom diffu-sion och absorption
förorsakade försvagning af solstrålningen varierar med
det genomgångna luftlagrets tjocklek, hvilken växlar
med solens höjd öfver horisonten och atmosfärens
beskaffenhet vid iakttagelsetillfället; särskildt
beträffande mängden af den däri befintliga vattenångan
och af de däri sväfvande molnen, hvilken i hög grad
växlar med väderleken och klimatet, samt äfven i icke
ringa mån beträffande mängden af det i atmosfären
sväfvande stoftet, som stundom i följd af vulkaniska
utbrott eller från världsrymden inkommet meteorstoft
förekommer i ovanligt stor mängd (se Hvita nätter och
Krakatau). Ehuru själf va mätningen af solarkonstanten
(se d. o.) icke erbjuder någon särskild svårighet
för en skicklig experi-mentalfysiker, är i följd af
nyssnämnda växling af atmosfärens beskaffenhet och vår
ofullständiga kunskap om lagarna för ifrågavarande
försvagning, beräkningen af solarkonstanten förenad
med stora svårigheter. Häraf förklaras, att de af
olika forskare beräknade värdena på solarkonstanten
växla från 1,76 (C. S. M. Pouillet 1837) till 4,oo
(Kn. Ängström 1890). Länge ansågs det af S. P. Langley
beräknade värdet 3,o? (1884) vara det rätta, tills
Ekholm 1902 genom undersökning af sambandet
mellan atmosfärens temperatur och absorption af
solvärme enligt ofvannämnda strålningslagar visade,
att de beräknade höga värdena på solarkonstanten
voro oförenliga med atmosfärens låga medeltemperatur
och att solarkonstanten icke kunde vara större
än omkr. 2. Detta bekräftades fullständigt af
direktorn vid astrofysiska observatoriet i Washington
C. G. Abbot och hans assistent F. E. Fowle 1908
(se S o l a r k o n s t a n t e n). De senaste
resultat, som Abbot hittills meddelat, äro från
1915: medelvärdet för 1905-12 är enligt honom 1,933,
för 1913 fann han 1,885 och för 1914 1,950. 1913
inträffade minimum af solfläckar, och samtidigt
synes också solarkonstanten ha haft sitt minimum,
ty med återuppträdandet af solfläckar 1914 ökas
solarkonstanten, och Abbot väntade ett ännu större
värde för 1915 och följande år. Solarkonstanten är
sålunda icke någon konstant, något som man länge
förmodat. Äfven de korta perioderna på 5 å 10
dagar visa ju detsamma. Ofvan anförda värden på
solarkonstanten stå i full öfverensstämmelse med
de resultat, som Abbots assistent L. B. Aldrich
erhöll i juli 1914 medelst själfregistrerande
pyrheliometrar uppsända till en höjd af omkr. 25,000
m., där lufttrycket var endast 30 mm. Det registrerade
värdet blef i medeltal 1,84, och därur beräknar han,
efter rättelse för den atmosfäriska diffusionen
och absorp-tionen,som på denna höjd är obetydlig,
l,gs. Redan K. Christiansen använde 1885 Stefans
strålningslag till beräkning af solytans temperatur
och erhöll med ett värde på solarkonstanten af 2,5
6,310° i absoluta skalan (räknadt från -273° C. som
nollpunkt). Men ur Wiens andra lag (för energi-maximum
i ett spektrum) finner man en betydligt lägre
temperatur hos solytan, nämligen endast omkr. 5,000°
absolut, hvilket enligt Ekholm förklaras däraf,
att solen icke är en kropp af bestämd temperatur,
utan en samling af flera olika varma kroppar, af
hvilka de yttre mindre varma försvaga strålningen
från de inre varmare, och att solens atmosfär liksom
jordens försvagar de kortare värmeböljorna mera
än de längre. Men att så verkligen förhåller sig,
framgår af det redan af John Ericsson funna och af
många senare forskare bekräftade resultatet, att
solstrålningens intensitet är betydligt starkare
i solskifvans midt än vid dess kant och att, såsom
flera af dem visat, försvagningen är störst hos de
kortaste och minst hos de längsta värmeböljorna. Till
följd af solytans starka utstrålning afkylas de
yttersta sollagren starkt, bli tyngre och sjunka
ner på somliga ställen, under det att de heta inre
massorna stiga upp på andra ställen, och detta med
oerhörd våldsamhet. På de nedsjunkande delarna bildas
solfläckar, som kunna förliknas vid enormt förstorade
bilder af den jordiska atmosfärens anti-cykloner. På
solen liksom på jorden förorsakar himlakroppens
rotation en hvirfvelrörelse, som dock i följd af
solens oerhörda storlek och långsamma rotation samt
den sega konsistensen hos dess atmosfär är betydligt
mindre utvecklad än i de jordiska anticyklonerna. Ur
dessa förhållanden förklaras också de märkvärdiga
fenomen, att solrotationens hastighet är störst vid
ekvatorn och aftager mot polerna.
Beträffande den af Helmholtz uppställda teorien
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
