Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Solen
<< 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.
Solen
86
85
form på många sätt, stundom upplösande sig
i flera fläckar, stundom samman ilytande med
andra flackar i grannskapet, samt försvinna
slutligen åter. Plötsliga förändringar hos
fläckarna, antydande våldsamma gaseruptioner,
äro långt ifrån sällsynta. Några fläckar
försvinna ett par dagar, ja, redan ett par
timmar, sedan de först uppträtt, andra vara
flera mån. Den längsta tid en solfläck
observerats är 18 mån. Ofta är en större solfläcks
livslängd 2—3 mån. Solfläckarna uppträda
vanl. gruppvis, ibland i par, bestående av
en i rota. ionsriktningen föregående och en
efterföljande fläck, och ofta åtföljes en större
fläck på sin ö. sida av flera mindre.
Fläckarna förekomma mest i två zoner mellan
10° och 30° heliografisk lat. på båda sidor
om ekvatorn. Närmast kring själva ekvatorn
ocn över 35° bredd förekomma de mera
sparsamt, och fläckar på över 40° lat. äro mycket
sällsynta. — Solfläckarnas antal och
storlek äro mycket olika på olika tider.
Redan 1776 hade Chr. llorrebow (se d. o.) funnit
antydningar till en regelbunden periodicitet
i solfläckarnas uppträdande. R. Wolf har
kunnat närmare bestämma periodiciteten till i
genomsnitt 11,n år, varjämte framgår, att
varje maximum av solfläckarnas antal
inträffar i medeltal 41/2 år efter föreg.
minimum, medan från ett maximum till närmast
följ, minimum dröjer 6V2 Ar.
Solytans spektrum är kontinuerligt,
angivande, att s:s massa är en glödande, fast eller
flytande kropp eller, om den är gasformig,
att dessa gaser befinna sig under tryck. Detta
kontinuerliga solspektrum är emellertid
genomdraget av ett stort antal mörka
ab-sorptionslinjer (se Spektrum, med
färgplansch) — de s. k. Fraunhoferska
linjerna. Dessa bära vittne om de
ämnen, som finnas i solytans yttersta lager
och atmosfär. Man har funnit, att där
existera de flesta telluriska ämnen, ss. väte,
syre, järn, magnesium, kalcium, kisel,
natrium och kalium. De mest betydande
undersökningarna över linjerna i solspektrum voro
länge de, som utförts av Rowland. Dennes
tabell över spektrallinjernas våglängder
omfattar omkr. 20,000 linjer. Den har
sedermera underkastats en genomgripande revision
av St. John och hans medarbetare vid Mount
Wilsonobservatoriet. En del av linjerna i
solspektrum uppstå vid solljusets genomgång
genom jordens atmosfär; dessa kallas
telluriska linjer. Många linjer ha icke
kunnat identifieras, antingen därför, att de
härstamma från ännu obekanta ämnen, eller
ock därför, att man hittills icke i
laboratorierna kunnat åstadkomma de betingelser,
under vilka de framträda. ITelium var, långt
innan det upptäcktes på jorden, känt som ett
genom sina spektrallinjer i solspektrum
karakteriserat hypotetiskt ämne i
solatmosfären och hade redan då på grund härav fått
sitt namn. Flertalet av de Fraunhoferska
linjerna i solspektrum uppstår vid fotosfärljusets
genomgång genom ett atmosfärskikt av
jämförelsevis ringa mäktighet, det absorberande
skiktet, som eg. är att betrakta som det allra
understa lagret av kromosfären. Tillvaron av
ett sådant skikt har först ådagalagts genom
iakttagelser vid totala solförmörkelser under
de få sek. omedelbart före och efter
totalite-tens inträdande, då fotosfären vid solranden
nätt och jämnt är betäckt av månen. 1 dessa
ögonblick uppvisar solrandens spektrum
under en eller annan sekund en omvändning av
de Fraunhoferska linjerna, som då synas
ljusa. Detta s. k. f 1 a s h s p e k t r u m
(blixtspektrum) har sitt ursprung i det
absorberande skiktet, och det skiljer sig från den
övriga kromosfärens spektrum genom sin
rikedom på metallinjer.
En närmare inblick i s:s väsen lämna
iakttagelserna av densamma under en total
solförmörkelse. När månens mörka skiva totalt
betäcker solen, svnes densamma omgiven av
en mild, silverlik strålglans, enl. Newcomb
påminnande om glorian kring helgonens
huvud på äldre tavlor. Denna företeelse kallas
corona (lat., krans, krona), koronan (bild 3).
Denna är till sin form mycket oregelbunden,
dessutom rätt olika vid olika tillfällen. Den
är vid tiderna för sol fläcksminima
snarare rektangulär än cirkulär med en i
ut-springande breda strålar sönderfallande
omkrets. Vid tiderna för sollläcksmaxima
utbreder den sig mera likformigt i alla
riktningar. Den är ljusstarkast i närheten av
solranden och försvinner småningom utåt, varför
det är svårt att ange dess dimensioner;
stundom har man kunnat följa den så långt utåt
som hela soldiam. Koronan har blivit
iakttagen minst så långt tillbaka som på
Kep-lers tid. — Vid själva solranden uppträder
emellertid ett annat fenomen. Här och där
ser man fantastiskt formade, rosenfärgade
ut-språng från densamma, nående en ansenlig
höjd, ända till hundratusentals km, de s. k.
protuberanserna (bild 4, 7). De
iakt-togos f. ggn vid en solförmörkelse 1733 av
svensken Vassenius i Göteborg men blevo
uppmärksammare studerade först mot
1800-talets mitt. Först vid sol förmörkelsen 18 aug.
1868 fick man visshet om deras natur.
Jans-sen fann vid detta tillfälle, att
protuberan-sernas spektrum består av ljusa linjer, bland
vilka vätets linjer uppträda med särskilt stor
intensitet. Janssen och Lockyer visade nu,
oberoende av varandra, att man i
spektro-skopet även utan hjälp av förmörkelse kunde
iakttaga en protuberans genom att utvälja det
ställe i spektrum, som motsvarar en av vätets
starka linjer, t. ex. den röda C-linjen, och
betrakta solranden i just denna ljussort.
Genom spektroskopets spridning försvagas det
kontinuerliga solspektrum omkring linjen i
fråga, och protuberansens emissionslinje
framträder starkt. Huggins fann, att man så
avsevärt kunde vidga springöppningen i
spektro-skopet, att protuberansen visade sig i sin
helhet eller åtm. till en betydande del. Lockyer
fortsatte sedermera sina undersökningar med
spektroskopet och uppvisade, alt s:s fotosfär
omges av ett omkr. 8,000 km högt
atmosfä-riskt hölje, huvudsaki. bestående av glödande
vätgas, vilket han kallade kromosfären.
Protuberanserna äro att betrakta som
utström-ningar frän denna, vilka ofta på kort tid
stiga till oerhörda höjder och undergå starka
formförändringar. Kromosfären är, liksom
protuberanserna, direkt iakttagbar endast med
tillhjälp av spektroskopet eller vid totala
solförmörkelser (bild 4). — Man brukar
in
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
