Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Hur avspeglar sig en stjärnas konstitution i dess spektrum? Av doc. B. Lindblad
<< 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.
av intensitetsfallet på solskivan och av solarkonstanten under solfläcksperioden är också konstaterad av Abbot. Dessutom veta vi, att i de mycket tunna yttersta skikten den kontinuerliga emissionen och absorptionen övergår i diskontinuerlig, som ger upphov till de Fraunhoferska linjerna. Dessa skikt, som vi kunna kalla solens atmosfär, måste, om strålningsjämviktsprincipen skall utsträckas även till dem, verka som en delvis ogenomskinlig skärm för den kontinuerliga strålningen inifrån; man måste ta hänsyn till — och på ett ganska schematiskt sätt — att en del av denna strålning sändes tillbaka inåt av de selektivt strålande lagren. Själva solfotosfärens effektiva temperatur, som jag vill kalla Tf, torde vara mycket nära 6000° absolut temperatur. Effektiva temperaturen för den slutligen utträdande strålningen, som vi förut betecknat med Te, motsvarande solarkonstanten 1,932 gr. kal., är 5740°, vilket skulle betyda att omkring 16 % av den ursprungliga fotosfäriska utåtgående strålningen tillbakasändes av solatmosfären till följd av den Fraunhoferska absorptionen. Den verkliga temperaturen för fotosfärens översta lager blir enligt teorien nära 5200° (den för solkanten observerade strålningsintensiteten ger i själva verket en något lägre temperatur). Det teoretiska sambandet mellan Te och T och mellan Tf och T är
(2) Te = 1.096 T; Tf = 1.146 T,
och vi kunna här anta, att dessa samband ehuru strängt taget endast giltiga för solen ha universell giltighet för alla stjärnor. Genom ekvationerna (1) och (2) ha vi reducerat det ursprungligen givna antalet oberoende karakteristika för en stjärna från fyra till tre. Som oberoende storheter kunna vi välja t. ex. massa, täthet och total utstrålning. En spektralfotometrisk bestämning av Tf med åtföljande uppskattning av Te ger emellertid genast enligt ekv. (1) en relation mellan dessa tre storheter, gällande för stjärnan i fråga.
En fråga av en viss vikt är, vilken temperatur som skall tillskrivas de selektivt absorberande lagren, solens »atmosfärs-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
