Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Planeter - Venus - Mars
<< 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.
1059
Planeter
1060
Venus. Även i fråga om Venus föreligga
stora svårigheter att direkt undersöka ytans
beskaffenhet. G. Schiaparelli o. a. ha trott sig
kunna varsebli svagt antydda fläckbildningar.
Den förre härledde ur dessas förmodade
rörelser en rotationstid av 227 dygn. W. Villiger
har dock genom försök med belysta gips- och
gummiklot visat, att de på Venus sedda
skuggeffekterna måste tillskrivas rent
fysiologiska fenomen, vilka framkallas vid
belysning av klot med högt albedovärde. ögat kan
således ej avgöra frågan om Venusfläckarnas
realitet. Däremot ha filterundersökningar av
W. H. Wright och F. E. Ross visat, att Venus,
avbildad i ultraviolett ljus, har snabbt
föränderliga mörka strimmor på ytan. Någon
rotationstid har dock ännu ej kunnat
bestämmas. Det höga albedovärdet tyder på att
Venus omges av en tät atmosfär, vars höjd av
F. Baldet skattats till 80—100 km. Venus’
spektrum visar i det stora hela så stor
överensstämmelse med månens (och solens), att
man måste antaga, att solstrålarna ej kunna
tränga ned i Venusatmosfären utan
reflekteras från dess översta lager. Frågan om
ro-tationstidens längd har ej heller kunnat
avgöras medelst de spektrografiska metoderna.
För att förklara motsägelserna i dessa har
C. V. L. Charlier antagit, att Merkurius och
Venus skulle rotera omkring en axel, vilken
ständigt är riktad mot solen. Hittills utförda
undersökningar av Venus’ spektrum ha ej
givit något stöd åt Cbarliers uppfattning.
Mars. Då denna planets avstånd från
solen växlar mellan 1,38 och 1,67 astronomiska
enheter, så kommer Mars vid tiden för
oppositionerna att vara lägst 56 och högst 100
mill. km avlägsen från jorden. I det första
fallet är skenbara diam. 26", i det senare 13".
På grund av rotationsaxelns lutning mot
ekliptikan är Mars underkastad årstidernas
växlingar på ung. samma sätt som jorden.
Mars’ jämförelsevis elliptiska bana gör, att
skillnaden mellan vinter- och sommarhalvåret
uppgår till ej mindre än 76 dagar på s.
halvklotet. Vintrarna där äro de strängaste. Mars’
rotationstid har medelst iakttagelser av vissa
fläckar på dess yta, utförda sedan 1659,
kunnat bestämmas med stor noggrannhet. Av
de morfologiska studierna framgår, att
bildningarna på Mars’ yta äro ganska
oföränderliga. De s. k. Marskanalerna synas uppkomma
till följd av ögats benägenhet att förläna
sammanfattningen av svagt antydda detaljer en
regelbunden geometrisk eller stiliserad form.
Det är tydligt, att Mars äger en atmosfär,
vilken dock måste vara mycket tunnare än
jordens. Genom C. Sanct Johns och W. S. Adams’
spektrografiska undersökningar har framgått,
att syre och vattenånga finnas i atmosfären.
W. H. Wright har på grundval av fotografier
i ultraviolett och infrarött ljus bestämt atmo-
Tab. 4. Översikt av månarna inom planetsystemet.
Namn Medelav stånd från planeten i km Omloppstid [-Ljusstyrka uttryckt-] {+Ljusstyr- ka ut- tryckt+} i storl.
ks-k’ass Reflex-ions-förmå-ga Diameter i km Upptäckare och tid för upptäckten
dagar timmar
Jorden: Månen 385,000 27 8 - 12.« 1 O,io 3,480 —
Mars: Phobus 9,300 8 12,o 0 13 11 Asaph Hall 1877
Deimos 23,500 1 6 12.* 0,13 8 Asaph Hall 1877
J upiter: V 182 000 12 13 0,15 240 Barnard 1892
Jo (I) 420,000 1 18 5,5 1 0,46 3,41’0 Galilei 1610
Europa (II) 668,000 3 13 5,7 1 0,51 3,000 Galilei 1610
Ganvmedes (III) 1 070 000 7 4 5,1 1 0,30 5,300 Galilei 1610
Callisto (IV) 1,880,000 16 18 6,3 1 0,11 5,000 Galilei 1610
VI 12,000,000 266 0 13,7 0,15 145 Perrine 1904
VII 12,230,000 276 16 17 0,15 55 Perrine 1904
VIII 23,500,000 739 — 17 0,15 55 Melotte 1908
IX 23,800,000 750 — 18,6 0,15 24 Nicholson 1914
Saturnus: Mimas (I) 188,000 23 12,1 0,20 970 W. Herschel 1789
Enceladus (II) ... 253,000 1 9 11,6 0,20 1,200 W. Herschel 1789
Tethys (III) 299,000 1 21 10,5 0,25 1,790 J. D. Cassini 1684
Dione (IV) 383,000 2 18 10,7 0,25 1,630 J. D. Cassini 1684
Rhea (V) 534,000 4 12 10,0 0,25 2,250 J. D. Cassini 1674
Titan (VI) 1,240,000 15 23 8,3 1 0,33 4,300 Huygens 1655
Hyperion (VII)... 1,500,000 21 8 12,9 0,20 660 G. P. Bond 1848
Themis (VIII) ... 1,430,000 20 20 — — — W. H. Pickering 1904
Japetus (IX) 3,5.-,0,000 79 22 10,9 0,25 1,500 J. D. Cassini 1671
Phoebe (X) 11,748,000 523 16 17 0,15 150 W. H. Pickering 1898
Vranus: Ari el (I) 193,000 2 12 15 0,25 1,050 Lassell 1851
Umbriel (II) 269,000 4 13 15 0,25 1 050 Lassell 1851
Titania (III) 439,000 8 17 14,5 0,25 1,200 W. Herschel 1787
Oberon (IV) 587,000 13 11 14,7 0,25 1,050 W. Herschel 1787
Neptunus: Namnlös 357,000 5 21 13,6 0,33 3,900 Lassell 1846
1 Dessa siffror hänföra sig till faktiskt observerade värden. I övriga fall är reflexionsförmågan endast
beräknad och kan vara ganska osäker.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
