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.
683
Solen
681
ändras, är deras livslängd i allm. större än
fläckarnas, deras temp. c:a i,ooo° högre än
fotosfärens.
S:s spektrum är kontinuerligt men
genomdraget av ett stort antal mörka absorptionslinjer,
de fraunhoferska linjerna. Det kontinuerliga
solspektrum, som härstammar från fotosfären,
sträcker sig från yttersta ultrarött (gränsvåglängd
5,3 ju) med växande intensitet in i det synliga
området, når sin maximiintensitet i den blågröna
delen av spektrum (våglängd 4,750 Å) och avtar
därpå i intensitet mot ultraviolett (gränsvåglängd
2,950 Å). Gränserna bestämmas av absorptionen
i jordens atmosfär; de långvågiga strålarna
absorberas av luftens kolsyra och vattenånga, de
kortvågiga av atmosfärens ozonskikt, beläget c:a
30 km över jordytan. 1946 lyckades det dock för
amerikanska astronomer att fotografera s:s
ultraviolettspektrum ända ned till 2,200 Å. De
fraunhof erska linjerna uppstå därigenom, att vissa
bestämda våglängder av ljuset från fotosfären
absorberas, dels av den s. omgivande atmosfären,
dels av jordens atmosfär. De av jordatmosfären
framkallade linjerna kallas tellurjska. Det
är av stor vikt att kunna skilja dessa från de
övriga, från solatmosfären härrörande linjerna.
Med hjälp av de fraunhoferska linjerna är det
möjligt att fastställa de ämnen, som uppbygga
s:s atmosfär. Av de 92 på jorden kända
grundämnena äro närmare 70 påvisade i s:s atmosfär.
Studiet av de fraunhoferska linjerna möjliggör
emellertid ej blott en kvalitativ analys av
solatmosfären; genom undersökning av linjernas struktur
och intensitet är det möjligt att göra en
kvantitativ uppskattning av de mängder, i vilka
de olika grundämnena förekomma i solatmosfären.
B. Strömgren anger följ, procentuella
sammansättning (viktsprocent): väte 84%, helium 10%,
syre 4%, kol i°/o och övriga 1 °/o. Då temp.
och joniseringsgrad kunna bestämmas ur s:s
spektrum, kan trycket beräknas. Man finner, att
trycket närmast fotosfären är c:a io-4 atm., i
högre skikt betydligt mindre, från io-6 till io~7
atm. Solfläckarnas spektrum har samma
allmänna utseende som den övriga fotosfärens; dock
äro många linjer här förstärkta, andra
försvagade. Enl. Sahas teori är detta en direkt följd av
solfläckarnas lägre temp. En närmare analys
visar, att fläckarnas temp. är c:a i,ooo° lägre
än den övriga fotosfärens.
Viktiga upplysningar om s:s atmosfär och
närmaste omgivning lämna undersökningarna vid de
totala solförmörkelserna (se
Förmörkelse), då månen som en mörk skärm en kort
stund avskärmar ljuset från fotosfären och då
även det av jordatmosfären spridda solljuset. Runt
den mörka månranden lyser då en smal,
rosafärgad ring; det är s:s atmosfär, kromosfären (bild
5). Från kromosfären skjuta oregelbundet
formade, rosafärgade flammor ut, de s. k. p r
o-tuberanserna, och utanför kromosfären
strålar k o r o n a n (bild 6) i matt,
pärle-morskimrande ljus. Riktas ett spektroskop mot
solranden, ser man, hur i det ögonblick, då
den totala förmörkelsen inträder, plötsligt det
Fig. 1. Flashspektrum.
vanliga solspektrum försvinner, och i stället
blixtrar för några sekunder ett spektrum av
emissionslinjer fram, det s. k. f 1 a s h- el. b 1 i x
t-spektrum (fig. 1). Flashspektrum är i det
stora hela en trogen avbild av de fraunhoferska
linjerna med den skillnaden, att under det att
dessa linjer i solspektrum framträda som mörka
absorptionslinjer mot en kontinuerlig lysande
bakgrund, uppträda de nu som isolerade,
lysande linjer, vilket också var att vänta, då det nu är
den glödande solatmosfären själv, som ger
upphov till spektrum. I flashspektrum uppträda även
vissa nya linjer; de intressantaste av dessa äro
heliumlinjerna, som f. f. ggn iakttogos av
Loc-kyer 1868; helium var då okänt på jorden. Först
1895 lyckades det Ramsay påvisa detta
grundämnes existens på jorden.
Viktiga upplysningar om förhållandena i
solatmosfären erhållas genom fotografering med
spektroheliografen, ett instrument, som
konstruerades 1892, samtidigt av Hale och
Des-landres, samt med
polarisationsmono-kromatorn, föreslagen av B. Lyot 1933 och
oberoende därav konstruerad av Y. öhman 1938.
Det sistn. instrumentet innehåller ett
polarisa-tionsfilter, som släpper igenom ljus i ett enda
trångt våglängdsområde. Med hjälp av dessa
båda instrument är det möjligt att erhålla
mono-kromatiska bilder av solytan genom att använda
ljuset från blott en enda, mot ett visst
bestämt ämne, t. ex. väte el. kalcium, svarande
spektrallinje. Härigenom är man i stånd att
studera detta ämnes utbredning i solatmosfären.
Bild 7 visar en spektroheliografisk bild av s. i
ljus av joniserat kalcium. Man har funnit, att
kalciumångor bilda en mängd ljusa fläckar på
solytan. Dessa fläckar, som kallas ”flocka r”
(lat. flocculi), äro dels stora och molnliknande,
vanl. svävande över en solfläck el.
solfläcks-grupp, dels små, delvis med varadra
sammanhängande flockar, som likt ett nätverk utbreda
sig över solytan. Liknande flockar bildar också
t. ex. vätgasen. Bild 4 avbildar ett
spektrohelio-gram över omgivningen av ett solfläckspar,
fotograferat i ljuset från en av vätelinjerna.
Vät-gasflockarna visa en tydlig virvelstruktur med
resp, fläckar som centra. Vätgasen i
solatmosfären dragés in mot fläckarna i cyklonliknande
virvlar. De ljusa kromosfärsområdena kring
aktiva solfläckar kunna ibland för kortare
stunder öka sin ljusstyrka avsevärt, vilket är
tecknet på att en s. k. soleruption (eng. solar
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
