Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Nebulosatillståndet och soltillståndet
<< 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.
ratur måste sjunka. En beräkning ur siffrorna här ofvan
ger vid handen, att halfva massan af nebulosan rymmes
innanför afståndet 0,53 af nebulosans radie, medan om
massan vore af samma täthet öfverallt, dess hälft skulle
uppta rummet innanför 0,84 af radien. Vi kunna nu
söka utröna, när massan vid denna gräns öfverskrider det
nyssnämnda stadiet, medan den utanför belägna delen
ännu förblir under detsamma. Då detta inträffar, bör
nebulosan i dess helhet gå genom sin maximitemperatur. Vi
räkna nu med de temperaturer, som gälla för gasformigt
järn, ty i nebulosans inre torde medelmolekylarvikten nog
uppgå till minst 56 (järngasens molekylarvikt). Vi finna
i ofvan gjorda beräkning, att trycket i afståndet 0.53 är
omkring 177,000 atmosfärer och temperaturen omkring
71 miljoner grader, det vill säga 245,000 gånger högre
än den absoluta temperaturen vid Amagats försök. Det
nämnda stadiet skulle då uppnås, när trycket vore omkring
245,000 gånger större än 250 atmosfärer, det vill säga
61 miljoner atmosfärer. Då nu trycket är endast 177,000
atmosfärer, så är ofvan beräknade nebulosa ännu långt
ifrån det utvecklingsstadium, då afkylningen börjar. Det
är lätt att beräkna, att detta inträffar, då nebulosan dragit
ihop sig till en volym som är omkring 3 gånger större
än solens. Det ofta uttalade påståendet, att solen
möjligen kunde få en ökad temperatur är således ohållbart,
denna himlakropp har redan för länge sedan passerat
höjdpunkten i sin temperaturutveckling och är nu stadd
i afsvalnande. Då de af Schuster beräknade
temperaturerna otvifvelaktigt äro betydligt för höga, bör
afsvalnandet ha inträdt på ett ännu tidigare stadium. Men stjärnor
sådana som Sirius, hvilkas täthet troligen icke uppgår till
mer än omkring en procent af solens, befinna sig
sannolikt fortfarande i temperaturstegring; dessa stjärnors
tillstånd motsvarar ungefär det hos den ofvan som exempel
anförda gasmassan.
Ännu ofantligt mycket volyminösare äro de planetari-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
