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.
lade gnistlinjer, såväl som vissa utpräglade lågtemperaturlinjer. Dessa två slag av linjer visade konträrt motsvarande variationer mellan vissa stjärnor tillhörande samma temperaturklass. Hertzsprung, Kohlschutter och Adams påvisade, att ett samband otvivelaktigt äger rum mellan dessa variationer och stjärnornas absoluta strålningskraft. I de absolut ljusstarkare stjärnornas spektra äro gnistlinjerna relativt starka, lågtemperaturlinjerna svaga, och tvärtom för de absolut svagare stjärnorna. Förändringarna i linjeintensitet äro analoga med dem som äga rum mellan det Fraunhoferska solspektrum och kromosfärens spektrum. I kromosfären nå vissa gnistlinjer — särskilt av Ca, Sr och Ti — mycket stor intensitet, under det lågtemperaturlinjer äro mycket svaga. Och dock måste kromosfärens temperatur snarast vara något lägre än temperaturen för de Fraunhoferska linjernas »effektiva lager».
Spektrums förändring med temperaturen tänkte man sig i äldre tid snarast under synpunkten av en verklig elementförvandling med framskridande ålder för stjärnan. De röda stjärnorna med linjerika spektra skulle vara längre framskridna i uppbyggandet av tyngre element än de vita helium- och vätestjärnorna med sina enkla linjefattiga spektra.
På sistone ha helt andra synpunkter lagts på spektraltypernas problem. Av allt att döma har ett mycket viktigt steg mot en förklaring gjorts av Saha, som, följande Lindemann och Eggert, på joniseringsprocessen för en atom tilllämpat Nernsts ekvation för dissociationsgraden av en kemisk förening som funktion av temperatur och tryck. Joniseringen betraktas som betingad av värmerörelsen, och Saha antar, att joniseringsgraden i absorptionslinjernas effektiva lager står i jämvikt med de där rådande temperatur- och tryckförhållandena.
Sahas ekvation för joniseringsgraden är
(5) log i^Pe =–––-j— + 2,5 log T— 6,5,
där x är bråkdelen joniserade atomer, V är joniseringspoten-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
