Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 31. 2 september 1952 - Andras erfarenheter - Högtemperaturljusbågar, av SHl - Spårämnesundersökning av emaljs vidhäftning, av SHl - Kosmisk radio, av SHl
<< 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.
708
TEKNISK TIDSKRIFT
Fig. 2. Vattenkanal för
Maecker-ljusbåge.
av ljusbågen som befinner sig i hålet kan uppskattas till
40 V/cm och effektförbrukningen till 200 kW/cm8. Enligt
engelsmannen J M Meek är den senare 1 000 kW/cm3 för
en gnista på 500 A.
Det är givetvis mycket svårt att bestämma temperaturen
i en ljusbåge, och man har därför fått nöja sig med att
beräkna den. Härvid har man för en Gerdien-ljusbåges
centrum fått en temperatur på 34 000°K vid en strömstyrka
på 500 A. Naturligtvis faller temperaturen mot ljusbågens
yttre yta.
Ett betydande framsteg gjordes när tysken H Maecker
1951 konstruerade en ny anordning (fig. 2) för vattenkylda
ljusbågar. Den består av en cylindrisk hylsa, 16 mm lång
och med 35 mm inre diameter. Vatten pressas in i hylsan
genom ett tangentiellt rör och roterar därför i den med
betydande hastighet. På grund av centrifugalkraften
uppstår en kanal i vattnet längs hylsans axel. Kanalens
diameter bestäms av öppningarna i hylsans gavlar, vilkas yttre
ytor är så formade, att ett kylande vattenskikt häftar
vid dem.
Den minsta diameter hos kanalen som kan uppnås med
denna anordning är 1,4 mm, varvid vattnets
rotationshastighet blir 700 r/s mätt vid kanalens vägg. Hålen i hylsans
gavlar är då 2 mm, och de täcks därför av ett bara 0,3 mm
tjockt vattenskikt. Görs hylsans mantel av genomskinligt
material, kan ljusbågen i kanalen iakttas visuellt. För att
kunna göra spektrometriska mätningar i ljusbågen används
genomborrade elektrodkol.
Vid 250 A strömstyrka uppnås ett spänningsfall på 240
V/cm, en strömtäthet på 17 000 A/cm2 och en
effektförbrukning på 60 kW/cm. Ljusbågens temperatur blir då
35 000°K. Vid användning av en 2,3 mm kanal och 1 500 A
uppnås en högsta temperatur på 50 000°K, varvid
strömtätheten är 37 000 A/cm2 och effektförbrukningen 450
kW/cm eller 11 600 kW/cm3. Detta är mer än 50 gånger
Gerdien-ljusbågens effekt.
Den tillförda energin förbrukas delvis till förångning av
vatten och jonisering av detta. Härvid uppstår "plasma",
dvs. en blandning av positiva joner — huvudsakligen
protoner — och elektroner, som fungerar som ledare för
ljusbågen. På grund av gastrycket i ljusbågskanalen pressas
långa strålar av plasma ut vid dennas båda ändar.
Plasma är välkänd för astrofysikerna då den bildar vissa
stjärnors atmosfär. Den har egenskaper som är en
blandning av gasers, ellyters, vätskors och metallers. Att plasma
kan framställas på så enkelt sätt är av stort vetenskapligt
intresse och får kanske också teknisk betydelse (D W
Rudörff i Engineers’ Digest jan. 1952). SHl
Spårämnesundersökning av emaljs vidhäftning. Det är
känt att koboltoxid väsentligt ökar emaljs adhesion till
stål. Trots många undersökningar vet man dock mycket
litet om det sätt varpå koboltoxiden verkar. Grundemalj
består vanligen av minst åtta komponenter; oftast
innehåller den utom koboltoxid även järn- och nickeloxider.
Dessa ämnens fysikaliska och kemiska egenskaper är
likartade, varigenom deras identifiering och bestämning är
svår att utföra med vanliga medel.
Genom att sätta radioaktiv kobolt till den fritta som an-
vänds vid emaljering har man emellertid kunnat erhålla
data ur vilka vissa slutsatser om koboltoxidens
verkningssätt kan dras. Man har sålunda visat att det vid emaljens
bränning uppstår metallisk kobolt som vandrar till
stålytan och på denna bildar ett sammanbindande tunt skikt,
samtidigt som kobolthalten i emaljskiktet närmast metallen
sjunker. Den mängd kobolt, som på detta sätt vandrar till
gränsskiktet mellan emalj och stål, växer med
bränningstemperatur och bränningstid. Vid normal bränning är
koboltskiktet bara ca 0,01 ji tjockt; kobolten tycks inte
diffundera in i stålet (National Bureau of Standards
Tech-nical News Bulletin maj 1952). SHl
Kosmisk radio. Vårt vetande om kosmiska kroppar har
nästan helt och hållet erhållits genom studium av deras
elektromagnetiska strålning. Jordens atmosfär är
emellertid ogenomtränglig för största delen av denna, men den
har två fönster, nämligen för ljus och för radiovågor. Man
har nu med säkerhet konstaterat att jorden utifrån
mottar strålning av det senare slaget, och studiet av den kallas
radioastronomi.
De kosmiska radiosändningarna ter sig som ett brus när
man lyssnar på dem. Mottagning och förstärkning av dem
vållar svårigheter, därför att resistanser och elektronrör
i förstärkare ger ett liknande brus. Man skiljer vanligen
det förra från det senare genom att snabbt koppla
förstärkaren omväxlande till en antenn och till en reglerad
sändare. Om dennas brus inte är detsamma som det
antennen ger, uppstår en varierande komponent som kan
registreras och utgör ett mått på den kosmiska sändningen.
Så snart det hade påvisats att jorden mottar radiovågor
utifrån, började man studera möjligheterna att bestämma
de riktningar från vilka de kommer. Den enklaste typen
av radioteleskop består av en konkavspegel av metall med
en antenn i fokus. Principen är densamma som för ett
ett spegelteleskop, men den noggrannhet varmed den
mottagna strålningens infallsriktning kan bestämmas beror på
förhållandet mellan strålningens våglängd och spegelns
diameter. Då den förra är mycket större än ljusets, skulle
man behöva en radiospegel 25 mil i diameter för att nå
samma vinkelnoggrannhet som med en optisk spegel med
25 mm diameter.
Det är därför klart att man med radioteleskop inte kan
komma ens i närheten av den noggrannhet i
riktningsbestämningar som uppnås med optiska teleskop. Trots
detta har man konstruerat och använt stora radiospeglar.
En av de största som finns i Manchester har en diameter
på 66 m och används för en våglängd på 1,9 m.
Man håller nu på att bygga en ännu större radiospegel
för Manchester University. Den består av ett nätverk av
trådar i form av en 75 m sfärisk spegel, fastsatt vid en
horisontell axel som är lagrad i två vertikala master. Dessa
står på en vridbar, horisontell platta 95 m i diameter. Stora
speglar är dock dyrbara och svåra att bygga, varigenom
Fig. 1.
Mottagningsdiagram för antenn använd
inom radioastronomin.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
