Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Solen — vårt solsystems centrum - Solens storlek och allmänna egenskaper - Solens yta en gigantisk helveteskittel - Solens spektrum och atmosfär - Vad solförmörkelserna avslöjar - Modern solforskning
<< 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.
3152 SOLEN __________________________________________
solens skiva, sådan denna skenbart ter sig för oss,
utan är störst i mitten av skivan och avtar mot
solranden. Fläckarna förekommer mest i två zoner
mellan io° och 300 på båda sidor om ekvatorn. Närmast
själva ekvatorn och på mer än 350 avstånd därifrån
förekommer de mera sparsamt. Solfläckarnas antal
och storlek är mycket olika vid skilda tider. Redan
1776 hade Chr. Horrebow funnit antydningar till
en regelbunden periodicitet i solfläckarnas
uppträdande. R. Wolff har kunnat närmare bestämma
pe-riodiciteten till i genomsnitt 11,1 år, vilket även
stämmer med nutida uppfattningar. Varje maximum av
solfläckarnas antal inträffar i medeltal 4/2 år efter
föregående minimum, medan det från ett maximum
till närmast följande minimum dröjer 6% år.
Solens yta en gigantisk helveteskittel
Fastän solen vid ytliga iakttagelser verkar att vara
en mycket oföränderlig himlakropp, visar även den
mest elementära observationsserie med teleskopets
hjälp, att solens skenbara yta, den s. k. fotosfären,
kan liknas vid en sannskyldig helveteskittel. Den
företer ett kornigt utseende, som man liknat vid
strukturen hos ett apelsinskal. Man kallar detta
fotosfärens granulation. Den snabba föränderligheten hos
granulationen är till följd av jordatmosfärens
störande inflytande ytterst svår att studera. Redan på
1880-talet lyckades dock Janssen att med framgång
fotografera solytans finare detaljer.
Utom dessa ojämnheter finns på fotosfärens yta
detaljer av större utsträckning och påtaglighet,
såsom de s. k. solfacklorna. Dessa består av
oregelbundet formade, långsträckta strimmor eller ådror, vilka
framstår ljusare än den omgivande fotosfären. Några
av dem bibehåller länge sin form, medan andra är
mera raskt föränderliga. De uppträder ofta i närheten
av solfläckarna. Facklorna syns bäst, då de befinner
sig nära solranden. Detta torde bero på att de är
erup-tiva bildningar, som sträcker sig som upphöjda åsar
över fotosfärens övriga yta och avtecknar sig skarpare
mot den jämförelsevis ljussvagare solranden än mot
fotosfärens intensivare centrala delar.
Solens spektrum och atmosfär
Enär solen är gasformig och gaserna befinner sig
under högt tryck, är solens spektrum kontinuerligt
men genomdraget av ett stort antal mörka
(absorp-tions-) linjer, Fraunhofers linjer. Dessa anger, vilka
grundämnen som finns i solytans yttersta lager eller
atmosfär. Genom uppmätning av tiotusentals
sollinjer har man funnit, att över halva antalet av naturens
92 grundämnen förekommer i solen. Då de
återstående ämnena antingen är mycket tunga eller saknar
linjer, som gör dem lämpliga för upptäckt inom
solspektrets våglängdsområde, kan man nog förutsätta,
att alla grundämnen finns i solen. Försök av H. N.
Russell m. fl. att bestämma proportionerna mellan
de olika grundämnena ger vid handen, att likheten
mellan jordens, solens och meteoriternas kemiska
sammansättning är mycket större, än man förut trott.
Flertalet av de fraunhoferska linjerna uppstår då
fotosfärljuset går genom ett atmosfärskikt av
jämförelsevis ringa mäktighet, det absorberande skiktet,
vilket är att betrakta som det allra understa lagret
av den s. k. kromosfären, dvs. det huvudsakligen av
vätgas bestående hölje som omger solens fotosfär och
som har en höjd av ca 8 000 km. Tillvaron av ett
sådant skikt har ådagalagts genom iakttagelser vid
totala solförmörkelser under de få sekunder
omedelbart före och efter totalitetens inträdande då
fotosfären vid solranden just råkar vara täckt av månen.
I dessa ögonblick uppvisar randens spektrum under
några ögonblick en omvändning av de fraunhoferska
linjerna, som då alltså syns ljusa. Detta s. k.
blixtspektrum har sitt ursprung i det absorberande skiktet
och skiljer sig från den övriga kromosfärens spektrum
genom sin rikedom på metallinjer.
Vad solförmörkelserna avslöjar
När månens mörka skiva totalt betäcker solen, syns
denna omgiven av en mild, silverlik strålglans,
koronan, av ganska oregelbunden form, som dessutom är
olika vid skilda tillfällen. Vid tiderna för
solfläcks-minima är koronan övervägande utsträckt i ekvatorns
riktningar, men vid tiderna för solfläcksmaxima
utbreder den sig mera likformigt åt alla håll. Den är
ljusstarkast i närheten av solranden, avtonar och
försvinner småningom utåt, varför det är svårt att ange
dess dimensioner. Man har kunnat följa den så långt
ut som tio soldiametrar. Koronan har iakttagits så
tidigt som vid nyare tidens början, möjligen tidigare.
Vid själva solranden ser man egendomligt formade,
rosenfärgade utsprång från densamma, som når en
avsevärd höjd (upp till hundratusentals km), de s. k.
protuberanserna. Dessa upptäcktes vid en
solförmörkelse 1733 av svensken B. Vassenius i Göteborg.
Det var dock först vid solförmörkelsen 1868 som man
fick visshet om deras natur och påvisade
kromosfärens existens. Protuberanserna är att betrakta som
utströmningar från kromosfären. De stiger på kort
tid till enorma höjder och undergår starka
formförändringar. Kromosfären kan, liksom
protuberanserna, vid totala solförmörkelser iakttas direkt eller
med spektroskopiska hjälpmedel. Man indelar
protuberanserna i två klasser: molnformiga (lugna) och
eruptiva (metalliska). De senare syns vara häftiga
eruptioner från djupare belägna lager.
Modern solforskning
I början av 1890-talet lyckades G. E. Hale och
H. Deslandres oberoende av varandra konstruera
ett instrument, spektroheliografen, som gör det möj-
Artiklar, som saknas i detta band, torde sökas i registerbanden
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
