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.
Hur avspeglar sig en stjärnas konstitution 237
Då centrumtemperaturen för en stjärna blir av storleksordningen några millioner grader, måste strålningen i stjärnans inre ha naturen av en Röntgenstrålning.
Vi ha härlett de slutliga formlerna under antagande, att gasen är ideal till sin natur. Vi veta emellertid, att de s. k. »dvärgstjärnorna», bland vilka solen är en, ha en medeltäthet, som ofta betydligt överstiger enheten. Ett utbyte av tillståndslagen för en ideal gas mot den van der WAAi’ska lagen för de tätare stjärnorna ingick också som ett viktigt moment i Eddingtons äldre teori. På denna förutsättning vilade väsentligen hela den evolutionshypotes för stjärnorna, som särskilt framförts av Russell, och som hade sin utgångspunkt i det faktum, att de kallare spektraltypernas stjärnor sönderfalla i två grupper med ofantligt skild absolut strålningsstyrka och medeltäthet. Man tänkte sig stjärnorna ursprungligen framträda som röda jättestjärnor med låg täthet lydande den ideala gaslagen, så småningom sammandragande sig under ökning av effektiva temperaturen men med väsentligen konstant absolut ljusstyrka. Då tätheten uppnått en viss storlek, upphör den ideala gaslagen att vara giltig; stjärnan börjar avkylas mer och mer som en fast kropp och passerar för andra gången lägre temperaturstadier fast i omvänd ordning och med vida mindre absolut ljusstyrka och med mycket större täthet än första gången.
Emellertid har på sista tiden Eddingtons teori underkastats en modifikation, som ej tycks lämna något rum för en användning av van der Waals ekvation. I anslutning till moderna teorier för absorptionskoefficienten fasthåller Eddington ej längre hypotesen k = konstant, utan gör i stället ansatsen
m U
Faktorn r\k i ekv. I’ antas fortfarande med tillräcklig approximation konstant inom en och samma stjärna. Eddington kommer så till två något modifierade slutekvationer, som jag här betecknar med Illa, Va.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
