Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 6. 10 februari 1951 - Ny teori för universum, av sah
<< 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.
110
TEKNISK TIDSKRIFT
Ny teori för universum
Den första nya universumteorin sedan 1930-talet, då Sir
James Jeans och Sir Arthur Eddington kom med sina
hypoteser om universumöarna och det expanderade
universum, har framlagts av fyra vetenskapsmän i
trettioårsåldern vid Cambridge-universitetet, Fred Hoyle, R A
Lyttle-ton, Herman Bondi och Thomas Gold, i en bok av den
förstnämnde.
Som var och en lätt kan konstatera utfylls större delen
av stjärnhimmeln icke av stjärnor och andra
himlakroppar, utan av mörka mellanrum, "det tomma intet". Om
man i teleskop noggrannare observerar dylika tomrum,
vilka liksom svarta hål genomborrar t.ex. Vintergatan,
kan man konstatera, att de huvudsakligen utgörs av moln
av vätgas, delvis blandad med stoff av tyngre element.
Tomrum är dessa moln endast i den bemärkelsen, att de
är tunnare än det högsta vakuum som kan ernås i
laboratorier; sammanlagt väger dock denna interstellära
gasmassa många gånger mer än alla de himlakroppar som
rör sig i den.
Hittills har man antagit, att stjärnorna har bildats genom
kondensering av denna interstellära gas. Med utgångspunkt
härifrån byggde Hoyle och Lyttleton, medan Bondi och
Gold kom till liknande slutsatser på annan väg, upp sin
teori, vilken går ut på att en himlakropps uppkomst, liv
och utsläckning helt beror på under vilka förhållanden och
i vilken utsträckning denna kondensering av interstellär
gas har ägt rum.
Hur stjärnor bildas
Om man tänker sig att rymden från början är helt fylld
av en homogen massa av mycket tunn vätgas, visar det
sig att en sådan rymd är instabil ur gravitationssynpunkt.
De enskilda atomerna attraherar varandra och
sammansluter sig så småningom till moln, ungefär som en
vattenhinna på en ruta bildar droppar. Med tiden ökar
gasmassorna allt mer i volym och bildar en klumpartad
nebulösa. Denna får en roterande rörelse, varvid
centrifugalkraften plattar ut den till en skiva med en diameter av
ca 60 000 ljusår och en tjocklek av tio ljusår.
Denna mörka massa är fortfarande labil, vilket beror på
den värme som utvecklas genom att massan, innan
jämvikt har nåtts med centrifugalkraften, under gravitationens
inflytande faller in mot mitten. Då de inre delarna av
gasmolnet har komprimerats till ungefär en miljondel av
sin ursprungliga diameter är värmeutvecklingen tillräckligt
stor för att starta en kärnreaktion, som omvandlar
nebu-losans vätgas till helium och samtidigt utlöser stora
energimängder. Termodynamisk stabilitet inträder då
denna energi uppväges av strålningen från nebulosans yta, på
sätt som sker t.ex. i solen. Om en sådan himlakropp
lämnas åt sig själv, fortsätter den att långsamt förbränna sitt
vätgasinnehåll under många miljarder år.
I den interstellära atmosfären uppstår emellertid ständigt
störningar, på samma sätt som vågrörelser uppkommer på
en vattenyta eller meteorologiska störningar i vår
atmosfär. Det händer alltså då och då, att en sådan brinnande
himlakropp, dvs. en stjärna, föres in i ett annat gasmoln.
På grund av stjärnans gravitation avböjes då de
individuella partiklarna i molnet längs banor, vilka konvergerar
mot stjärnans passagelinje, rätt bakom den. Vid de
kollisioner, som uppstår längs denna linje, berövas partiklarna en
del av sin rörelseenergi, och de faller in mot stjärnan i en
mäktig ström, fig. 1.
Det är relativt lätt att på matematisk väg beräkna stor-
Referat (efter Time 20 nov. 1950) av Hoyle, F: The nature of the
universe. Basil Blackwell, London 1950. 122 s., ill. 5 sh.
leken av denna partikelström, med utgångspunkt från den
sannolika fördelningen av gaspartiklarnas hastighet. Är
denna hög — över 5 000 km/h — infångas endast ett fåtal
partiklar, är den låg — under 800 km/h — böjer
partikelbanan av närmare stjärnan och vid kollisionen faller
partiklarna lättare offer för stjärnans gravitationskraft. Bakom
stjärnan bildas en tunnel i gasmolnet, som är fattig på
partiklar och vars diameter ökar, ju långsammare stjärnan
passerar molnet.
Vår egen sol rör sig med allt för hög fart genom ett allt
för tunt moln för att samla in någon större mängd
gaspartiklar. Att så dock måste ha skett i ett tidigare skede
av solens liv framgår av det stora antal kometer, som i
elliptiska banor kretsar runt solen och vilka är rester av
gassamlingar, som attraherades av solen då denna på sin
tid passerade genom tjockare gasskikt.
Gravitationshastigheten var dock icke tillräcklig för att partiklarna skulle
strömma in mot solens centrum, utan de fångades endast
in i gravitationsbanor enligt himmelsmekanikens lagar.
Novor och supernovor
Solens relativt lugna levnadsbana gör, att den kan antas
vara relativt stabil och kunna förbränna sin vätgas under
ytterligare omkring 50 miljarder år. Om emellertid en
stjärna under andra omständigheter drar till sig stora
mängder instellär gas, leder anhopningen av massa till en
mycket snabb förbränning av vätgasen, varvid stjärnan
utsänder ett stålblått ljus med en ljusstyrka som är något
tusental gånger större än solens. Förbränningen slutförs
då inom ca 500 miljoner år.
Då ingen mer energi bildas i stjärnans inre börjar massan
falla in mot mitten och temperaturen där stegras allt mer.
Samtidigt blir rotationshastigheten allt högre, på samma
sätt som en skridskoåkare snurrar allt fortare ju längre
in mot kroppen han för sina från början utsträckta armar.
Till slut sprängs stjärnan av centrifugalkraften och
exponerar sitt inre för ett kort ögonblick i en sjärnexplosion
av den typ som kallas en nova.
Ibland äger ingen utslungning av material rum utan
masskoncentrationen fortskrider till dess 1 cm3 massa i
närheten av stjärnans centrum får en vikt av
storleksordningen 100 Mt. Då temperaturen har stigit till ungefär 300
gånger den i solens inre, bildas ett stort antal fria
neutroner, vilka genom kärnreaktioner omvandlar den
centrala heliummassan till tunga element, såsom järn eller
uran. Den energi, som absorberas vid dessa reaktioner,
sänker plötsligt temperaturen i stjärnans inre, varvid den
på ett ögonblick kollapsar. Från ytan, som roterar med
en hastighet av hundratals miljoner kilometer per timme,
kastas de yttre lagren ut som glödande gas och under
några dagar skiner den exploderande stjärnan med en
ofantlig ljusstyrka, som supernova. Allt som därefter
återstår är en utbränd, slocknande, tät gasmassa av den typ,
som kallas vit dvärg.
Fig. 1. Gaspartiklars infångning vid en stjärnas rörelse
genom ett gasmoln.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
