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.
effektiva temperaturen för fotosfären är ett medelvärde för de lager, från vilka strålning uttränger direkt till oss.
Tjockleken av det omvändande lagret mellan kromosfären och fotosfären skatta Russell och Stewart till ungefär 200 km. Från lager ännu 50 km. under det omvändande lagret skulle praktiskt taget ingen strålning nå oss direkt. Övergången till fotosfären är därför hastig nog att ge den skarpa solkant, som vi iaktta vid direkt observation. Hela mängden av materia över fotosfären skulle endast vara omkring 0,4 gr per cm2.
Den relativa intensiteten av gnist- och båglinjer måste på det intimaste vara, förbunden med joniseringsgraden. Sahas ovan givna formel visar, att joniseringsgraden ökar med temperaturen för ett och samma tryck, men också att den ökar med avtagande tryck för en och samma temperatur. Vi finna här en förklaring till gnistlinjernas stora intensitet i kromosfären. Till följd av det låga trycket närma sig särskilt de alkaliska jordarterna Sr och Ca till en fullständig jonisering. Linjer tillhörande den neutrala atomen försvinna, åtminstone i de högsta kromosfärslagren, och den joniserade atomens principala linjer, som för de två nämnda elementen äro särskilt karakteristiska, framstå med stor intensitet. Förklaringen till, att de absolut ljusstarkare stjärnorna inom en spektralklass ha starkare gnistlinj er — för övrigt starkast utpräglat för de nämnda principala gnistlinjerna av strontium (kalciums motsvarande linjer undergå sannolikt också variation men äro redan för »dvärgstjärnoroa» så starka, att denna blir svår att fastställa) — skulle då sökas däri, att det effektiva trycket är mindre för den absolut ljusstarkare stjärnan än för den svagare. Samma förklaring gäller naturligtvis det konträrt motsatta förhållandet för lågtemperaturlinjerna, som är särskilt märkbart för en viss kalciumlinje.
Klart är, att ett medel att på spektroskopisk väg ur vissa karakteristiska gnist- och båglinjer kunna bedöma stjärnornas absoluta strålningskraft måste vara av en oerhörd betydelse, då vi annars för att bestämma denna storhet måste ta vår
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
