Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Solen, astron., planetsystemets centralkropp
<< 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 been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
utfylla dessa lysande partiklar ungefär blott 1/6
af solens yta, medan de dock utsända 3/4 af dess
hela ljusmängd. Stundom, särskildt i solfläckarnas
halfskugga, hafva de ljusa partiklarna en mera
långsträckt form och göra intryck af en anhopning
af halmstrån. Möjligen utgöra de s. k. »risgrynen»
blott ändarna af långsträckta fibrer, hvilka stå
packade bredvid hvarandra i vertikalt läge och blott
i solfläckarna afslöjas till hela sin längd. I nyare
tider har Jansen genom ögonblicksfotografier af solen,
några af ända till 55 cm. diameter, lemnat vigtiga
bidrag till studiet af fotosferens konstruktion. Så
har han t. ex. uppvisat, att det »fotosferiska
nätet» är underkastadt oupphörliga förändringar, väl
märkbara t. o. m. under så kort tid som en timme. Man
antager, att denna fotosfer består af lysande moln,
sammansatta af glödande metallpartiklar och sväfvande
i en atmosfer af heta metallgaser.
Fotosferens ljusintensitet är icke densamma öfver
hela solytan. Den är störst på midten och aftager utåt
solranden. Detta gäller enligt utförliga mätningar af
Langley, Pickering och Vogel såväl värmestrålarna som
de ljusa och de kemiska strålarna. Ljusintensiteten
af en punkt på randen är sålunda i medeltal blott 25
procent af ljusintensiteten på solskivans midt. Dock
varierar detta för olika delar af spektrum, så
att värmestrålarna aftaga minst och de kemiska
strålarna mest. Detta öfverensstämmer äfven väl med
förklaringen af denna förminskning i ljusintensitet
såsom beroende af ljusets absorption i solatmosferen,
hvilken absorption måste vara störst vid kanterna,
der ljuset har ett längre stycke att tillryggalägga,
snedt genom atmosferen, och minst på midten, der
ljuset tager den kortaste vägen genom atmosferen
vinkelrätt emot densamma, samt hvilken dessutom,
efter hvad man vet om gasers absorption af ljus,
måste verka mest på de kemiska och minst på de varma
strålarna. – Om den totala absorptionen af solens
ljus i dess atmosfer vet man föga. Laplace skattade
den till 11/12, Secchi till 9/10 af det utsända
ljuset; sannolikt absorberas ej så mycket, möjligen
blott hälften af solljuset. Langley antager, att den
geologiska period, som kallas istiden, förorsakats
deraf att solljusets absorption vid denna tid varit
betydligt större än nu. – Med afseende på den totala
ljusmängd solen utsänder hafva mätningar gifvit
vid handen, att den uppväger 1,575 qvadrillioner
eller 1,575,000,000,000,000,000,000,000,000
stearinljus. Solens relativa ljusintensitet jämförd
med intensiteten af ett vanligt stearinljus, af
den glödande metallen i Bessemerkonvertern och af
kalkljuset är respektive 190,000, 5,300 och 34. –
Solens värmestrålning bestämdes första gången af
J. Herschel. Af nyare forskare på detta område må
nämnas Pouillet, Crova och Violle, John Ericsson
och Langley. Det gifves för mätningar af detta slag
två metoder. Den ena, den dynamiska, af Herschel och
Pouillet begagnade, består deruti att man uppmäter
temperaturhöjningen hos en kropp, som under en viss
tid utsättes för strålarna af ett knippe solljus
af bestämda
dimensioner. Vid den statiska metoden, som är
bekvämare och säkrare, omgifver man en sålunda af
solen bestrålad kropp, vanligen en termometerkula,
med ett hölje af bekant temperatur, t. ex. ett på
lämpligt sätt anbragt sferiskt lager, eller af
rinnande vatten. När den belysta kroppen ernått
en fix temperatur af is, afläses denna, och af
skilnaden mellan denna temperatur och det omgifvande
höljets beräknas solens värmestrålande förmåga
(jfr Aktinometer). Hufvudsvårigheten
vid dylika bestämningar är att taga i betraktande
jordatmosferens absorption, som är olika vid
olika höjd af solen. Medelst dessa mätningar
har man funnit, att antalet kalorier, som i och
med solvärmet under en minut träffa en qvcm. af
jorden, eller den s. k. solkonstanten, är 25. För
att gifva en föreställning om qvantiteten af
det af solen utstrålade värmet må nämnas, att
densamma vore tillräcklig att på en minut smälta
ett solen omgifvande 14,75 m. tjockt lager af
is. Af denna värmemängd erhåller jorden blott
1/2,200,000,000, motsvarande en medelenergi af en
konstant verkande hästkraft på 2,8 qvcm. yta. Största
delen af denna energi åtgår för att hålla jorden
vid konstant temperatur; blott 1/1,000 af densamma
antages blifva upptagen af djur och växter. – Af
solens värmestrålande förmåga vore lätt att härleda
dess temperatur, om man kände sambandet mellan dessa
båda. Detta är emellertid blott gissningsvis bekant
för så höga temperaturer, som här ifrågakomma. Under
antagande att strålningen är proportionel med
temperaturen, beräknade Secchi solens temperatur
till mellan 5 och 6 millioner grader Celsius. Under
antagande att värmestrålningen vore proportionel
emot fjerde potensen af temperaturen, erhöll Langley
en temperatur ungefär 3 gånger så stor som flytande
Bessemer-metall (ungefär 1,800° C.). En annan lag
förde Rosetti till det såsom sannolikast antagna
värdet af 100,000°. Sådan skulle alltså temperaturen
af solens yttersta hölje vara, men det lider intet
tvifvel, att värmegraden ökas oerhördt inemot dess
centrum.
Huru stor än dess värmemängd är, skulle solen dock
genom sin utstrålning förlora sin höga temperatur,
och detta märkbart under några tusen år. Men
efter all erfarenhet från de förflutna historiska
årtusendena har detta ej egt rum. Man måste derför
antaga någon orsak, som ersätter solens oupphörliga
värmeförlust. Två dylika orsaker hafva hypotetiskt
blifvit uppställda. Man antager å ena sidan, att
en mängd af smärre kroppar, meteorer, oupphörligt
instörta i solen, der de stanna och afgifva sin
energi i form af värme. För underhållande af solens
värmegrad på detta sätt skulle blott erfordras en
årlig qvantitet materie motsvarande 1/100 af jordens
massa. Så mycket materie kan emellertid ej vara jämnt
fördelad i verldsrymden, ty jorden skulle då af samma
orsak snart uppvärmas öfver kokpunkten. Man tvingas
derför att antaga en särskild hopning af sådan materie
i grannskapet af solen och brukar ställa den i samband
med zodiakalljuset. Tillvaron af en dylik massa visar
sig emellertid icke genom några
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
