Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 21. 27 maj 1950 - Stjärnornas energikällor, av SHl - Elektrostatisk sprutmålning - Bandspelaren - Hastighetsmätarens - Ett kontinuerligt plåtvalsverk - Bränsleåtgången
<< 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.
.508
TEKNISK TIDSKRIFT
Även denna reaktionsserie slutar med bildning av helium,
och nettoresultatet blir
4 H1 + 2 e- —>• He4
dvs. detsamma som vid kolcykeln. Formlerna torde ej
tarva någon förklaring.
Empiriskt stöd för teorin
Kolcykeln och proton-protonreaktionen är icke, som den
oinvigde kanske föreställer sig, rena spekulationer. De har
nu accepterats av de flesta astrofysiker av ganska tungt
vägande skäl. Man har sålunda utfört alla de reaktioner,
som ingår i kolcykeln, på laboratoriet. De medeltider, som
ovan angivits för dem, är i själva verket beräknade på
grundval av empiriska data. Proton-protonreaktionen har
däremot icke kunnat bekräftas på detta sätt, ty
sannolikheten för dess begynnelsesteg är så liten, att det hittills
ej kunnat utföras. Det är dock mycket troligt, att den teori,
på vilken uppskattningen av dess sannolikhet grundats, är
tillförlitlig.
Astrofysikernas prövning av teorin om processerna i
stjärnor är i huvudsak byggd på en analys av vissa
relationer mellan olika stjärntyper. Under gynnsamma
omständigheter kan man bestämma en stjärnas massa, radie
och ljusstyrka (utsänd energimängd per sekund). Det har
visat sig, att vissa relationer finns mellan dessa storheter
för de allra flesta stjärnor, för vilka de kan bestämmas.
För denna grupp av stjärnor, "huvudserien", växer
ljusstyrka och radie tämligen regelbundet med massan, men
den första växer mycket snabbare än den andra. Därför
omfattar huvudserien stjärnor, vilkas egenskaper varierar
från heta, ljusstarka, blå jättar till svala, ljussvaga, röda
dvärgar.
Bortser man från de få stjärnor, som icke tillhör
huvudserien, kan man enligt en gammal teori beräkna en
stjärnas volym, ljusstyrka, inre temperatur- och
täthetsfördelning, om man känner dess massa och kemiska
sammansättning. Härvid används ett system av jämviktsekvationer.
För att kunna beräkna ljusstyrkan måste man då
förutsätta en viss mekanism för energiutvecklingen. Emellertid
uppstår ett dilemma därigenom, att man ej känner den
kemiska sammansättningen för stjärnans inre tillräckligt
noga. Den vetskap, som är åtkomlig, är nämligen byggd
på spektroskopiska data, vilka egentligen blott gäller för
ytan. Vanligen antas, att stjärnans sammansättning är
densamma i det inre, vilket lyckligtvis ej kan leda till
alltför stora fel, då blott halten väte och helium är av större
betydelse.
Då kärnreaktioner av den typ, som kan tänkas
förekomma, är ytterligt temperaturkänsliga, kan man anta, att
energiutvecklingen sker i närheten av stjärnans centrum,
där temperaturen är högst. För solen har man på antytt
sätt beräknat centraltemperaturen till 20 M°C, tätheten
till ca 100 g/cm3 och vätehalten till 35 % (vikt). För
stjärnor tillhörande huvudserien är centraltemperaturen i stort
sett proportionell mot massan och omvänt proportionell
mot radien. För de blå jättarna kan den uppgå till 30 M°C
och för de röda dvärgarna till 15 M°C. Under det de
största stjärnorna blott har dubbelt så hög temperatur som
de minsta, är förhållandet mellan deras ljusstyrkor ca
100 000, vilket bekräftar antagandet, att den process, som
orsakar energiutvecklingen, är mycket temperaturkänslig.
När sammansättning, temperatur- och täthetsfördelning
är kända, kan man beräkna den hastighet, varmed energi
måste utvecklas. Man finner då, att kolcykeln ger precis
riktigt värde för stjärnor ljusstarkare än solen, och på
samma sätt har visats, att denna reaktionsmekanism är
otänkbar för stjärnor ljussvagare än solen. I sådana fall
ger emellertid proton-protonreaktionen ungefär rätt värde.
För solen kan vilken som helst av reaktionstyperna eller
båda samtidigt tänkas. Dessa beräkningar utgör ett gott
stöd för teorierna, men dessutom kan visas, att ingen
annan tänkbar reaktionsmekanism ger ens tillnärmelsevis
rätta värden. Vid en temperatur på ca 20 M°C skulle t.ex.
en reaktion med bor som katalysator ge 10 000 gånger för
mycket energi och en med syre som katalysator 10~s av
erforderlig energi. Det kanske viktigaste beviset är
emellertid, att kolcykelns hastighet måste variera ytterligt snabbt
med temperaturen. För proton-protonreaktionen finns
emellertid intet motsvarande stöd, tv alltför litet är känt
om de röda dvärgarna.
Teorins brister
Kolcykeln och proton-protonreaktionen stämmer alltså i
stort sett utmärkt bra med hittills gjorda iakttagelser. De
förbrukar blott det i stjärnorna rikligast förekommande
elementet, och de ger just de energimängder, som behövs
för att hålla temperaturen konstant. Det har emellertid
gjorts iakttagelser, som tycks strida mot teorin.
Schatz-man fann t.ex., att han icke kunde lösa
jämviktsekvationerna för stjärnor mer än tio gånger större än solen.
Detta skulle betyda, att kolcykeln ej kan användas som
förklaring på dessa stjärnors energiutveckling. Schatzman
använde dock icke de senaste värdena på reaktionernas
sannolikheter och gjorde vissa approximationer, varför
hans resultat icke kan anses fälla teorin.
En annan svårighet sammanhänger med relationen mellan
kväve- och kolkoncentrationerna. Enligt nyaste empiriska
resultat är livslängden för N" ca 50 gånger större än för
C12. Då båda är små i förhållande till stjärnornas ålder
måste ett jämviktstillstånd ha uppnåtts, vid vilket
förhållandet mellan kväve- och kolkoncentrationerna skulle
vara 50. Enligt spektroskopiska iakttagelser är det dock
blott tre i solatmosfären, ett resultat som gör, att man
måste tvivla på att antagandet om en homogen
sammansättning är riktigt. Om man med hjälp av
jämviktsekvationerna beräknar den kemiska sammansättningen under
antagande, att solens energiutveckling sker enligt
kolcykeln, får man enligt Christy och 0’Railly: vätehalt 66 %,
heliumhalt 31 %, tunga element 3 %, centraltemperatur
17,5 M°C, centraltäthet 163 g/cm3. Vätehalten synes stämma
dåligt med tidigare angivet värde (35 %), vilket torde vara
grundat på spektroskopiska data.
Dessa svårigheter anses emellertid icke tillräckligt
allvarliga för att motivera ett övergivande av teorin. De
understryker dock, att många problem ännu återstår att lösa
inom detta fascinerande område. SHl
Elektrostatisk sprutmåLning (Tekn. T. 1949 s. 71) har
i en amerikansk kylskåpsfabrik betalt sig själv på fyra
månader. Anläggningen kostar 70 000 $ och besparingen
per kylskåp var 82 ct, därav 75 ct i minskad färgåtgång.
Randspelaren vinner terräng inom filmindustrin för
inspelning av ljudoriginalet till filmer. Ljudet inkopieras
sedan optiskt på vanligt sätt på filmkopian.
Hastighetsmätarens fartangivelse i bilar kan nu
projiceras på en fluorescerande platta på vindrutan, så att den
blir synlig även vid dagsljus. Anordningens syfte är att
i trafiksäkerhetssyfte minska ögonrörelserna under
körningen.
Ett kontinuerligt plåtvalsverk kommer att med
Marshallpengar uppföras i närheten av Genua.
Anläggningskostnaden är 87 M$ och den årliga kapaciteten 458 000 t
plåt. Denna kan framställas till 25 % lägre pris än annan
i Italien tillverkad.
Rränsleåtgången för att flyga ett reaktionsdrivet pas-
sagerarflygplan över Atlanten är 1,5 t bränsle per pas-
sagerare och flygtiden ca 6 h. För ett kolvmotordrivet
flygplan blir motsvarande siffror 0,5 t bränsle och 8 h.
För att transportera resenären med båt åtgår 2 t bränsle
och 5 dagar.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
