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.
För att bestämma konstanten i denna formel måste en
numerisk integration av IV göras för en bestämd massa och
radie. En sådan har i själva verket långt före Eddington
gjorts av Emden. Ekv. IV motsvarar nämligen en adiabatisk
c 4 jämvikt med — = -, och för sådana gasklot hade Emden ge-
Cv O
nomfört vidlyftiga beräkningar. Ur Emdens räkningar för solen härleder så Eddington formeln
V ^^==0,0026 M2m\
där solens massa är tagen som enhet för M.
Ekvationerna III och V lösa nu problemet. Ur V erhålles konstanten /? för en viss massa och molekylvikt. Stjärnans totala strålningsförmåga L är därefter bestämd ur III. Detta samband innebär, att en stjärna av en viss massa ej kan vara i strålningsjämvikt annat än om den totala utstrålningen har ett visst belopp. Den inre stråleingskällan är visserligen till sin natur obekant, men det nämnda resultatet gäller, om frigörelsen av energi är tillnärmelsevis konstant för massenheten var som helst i stjärnan. Man kan tänka sig, att produktionen av strålningsenergi i stjärnan är beroende av stjärnans medeltäthet, och att stjärnan genom att utvidga sig eller sammandraga sig kan anpassa energiflödets storlek efter massan.
Den enda parameter, som återstår att bestämma, är absorptionskoefficienten k, som ingår i nämnaren i ekv. III. Denna kan fixeras genom någon dubbelstjärna med väl bestämd massa och absolut ljusstyrka, t. ex. Capella. Man finner med hjälp av data för den nämnda stjärnan, och för molekylarvikten 2,2, k = 118.6 uttryckt i C. Gr. S.-enheter. D. v. s. strålningen reduceras till - av sin utgångsintensitet efter att
genomgå ett skikt av endast 1/119 gr. per cm2, motsvarande ungefär 6 cm. vid atmosfärstäthet. Gaserna i en stjärnas inre måste således vara i hög grad ogenomskinliga.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
