Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Nr. 21. 13. august 1931 - Litt om „stratosfæren“, av Olaf Devik
<< 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.
jordoverflaten. Nu er lydhastigheten proposjonal med
VT, hvor T er den absolutte temperatur, og følgelig tyder
de akustiske målinger på at temperaturen i 40-—50 kilo
meters høide er like høi som ved jordoverflaten eller endda
hoiere.?) Av registereballonenes målinger, som rekker op
til ca. 30 km. heidé, kan man ikke dømme om denne an
tagelse er riktig. De gir som før nevnt bare en antydning
av at temperaturen stiger med høiden i stratosfæren.
Foreløbig må vi da ta de akustiske undersøkelser, og
ozonundersgkelsene som foran blev omtalt, som indirekte
støtte for den opfatning at stratosfæren fra 30 —40 kilometers
høide av viser tiltagende temperatur med høiden. Men
hvor høit vedvarer stigningen, eller avløses den kanskje av
temperaturfall i ennu større høider?
Som bekjendt har professor Vegard hevdet at atmosfæren
i de lag hvor nordlyset optrer, må ha så lav temperatur
at kvelstoffets frysepunkt (—237,5*C) nåes. *
Hvis dette er riktig, så skulde nordlysets nedre grense,
som efter professor Størmers målinger er ca. 90 km, sam
tidig betegne en temperaturgrense, hvorfra temperaturen
vilde tilta nedover i stratosfæren mot det før nevnte varme
lag i 40—50 km høide. På den annen side er det andreting
ting som peker i motsatt retning; således har man av
stjerneskuddenes hastighet søkt å beregne tettheten hos
den luft som bringes til å lyse ved varmeutviklingen, og
man finder da at den må være større enn den man beregner
ut fra en isoterm stratosfære. Overensstemmelsen blir
derimot god, hvis man regner med at stratosfærens tem
’peratur over 50 km høide er ca. 25—30* C.
Merkelig nok finder man den største hyppighet av
stjerneskudd i ca. 80 og i 50 km høide. Begge mak
sima tyder forsåvidt på seregne forhold i luftlagene
i disse to høider, men det er. jo ikke gitt at begge maksima
skyldes parallelle fenomener. Det er f. eks. meget mulig,
at en serlig sterk lyseffekt i det høieste lag (ca. 80 km)
kanihenge sammen med de elektriske forhold der, og ikke
først’og fremst med temperaturen. I det hele må man for
disse store høider, hvor gasmengdene er minimale, være
forberett på at jonisasjon og elektriske krefter i høi grad
blir bestemmende ved siden av de rent termiske.
At denslags krefter er tilstede viser ikke bare nordlyset
— hvis forklaring ved katodestråler fra solen vi her tør
forutsette kjent
— men særlig de erfaringer man har fått
over radiobølgers utbredelse. Målingene har som bekjent
gitt som resultat, at der i atmosfæren findes et sterkt
ledende lag, hvis heide kan bestemmes når man på en
mottagerstasjon registrerer ankomsttiden for belger som
har fulgt jordoverflaten, og for samtidig utsendte bølger
som er reflektert fra ,,Heavisidelaget”, som det ledende lag
kaldes. Engelske og amerikanske målinger (Appleton m.fl.)
viste at Heavisidelaget om sommernettene lå i 90—130 km
høide; om vinteren lå det i de siste nattetimer ofte
i250 —
350 km høide, men såsnart sollyset nådde atmosferen,
rykket grensen igjen ned til ca. 100 km høide. Eftersom
dagen går, dannes der sannsynligvis også under det egentlige
Heavisidelag et nytt ledende lag, i 40—50 km høide, som
bidrar til å svekke bølgene ved absorpsjon. ?)
Denne ledningsevne skyldes utvilsomt sollysets jonise
rende evne: det ultraviolette sollys kan avspalte en fri
elektron av et gassmolekyl samtidig som et lyskvaräum
absorberes. Sansynligvis henger dannelsen og spaltningen
av ozon sammen med jonisasjonsprocessen, men bare en
meget liten del av ozonmolekylene behøver å være jonisert
for å gi den beregnete ledningsevne i Heavisidelaget,
fordi de frigjorte elektroner lenge får beholde sin frihet
når tettheten av gassen er så liten som i disse store høider.
(Den frie midlere veilengde vil for gassmolekylene tilta fra
10 cm ved jordoverflaten til 2,2 em i 100 km høide og
videre
’til 70 cm
i 130 km høide.) Om natten mangler
sollysets joniserende virkning og jonene i de lavere lag med
større tetthet neutraliseres fortere enn i større høider;
Heavisidelaget løftes derfor om natten, men senkes når
sollyset. om morgenen atter setter jonisasjonsprosessen
igang. . : :
2) Den stille sone forklares ved at lydstrålene stort seet
krummes opover i troposferen hvor temperaturen avtar
med hoiden.
3) Det har sansynligvis sammenheng med ozonlaget i
samme høide. . : .
I store trekk mener man således å ha rede på årsaken
til Heavisidelaget, men der er nok av detaljproblemer igjen.
Og spørsmålet om jonisasjonen i atmosfæren fører også
inn på et av de mest aktuelle spørsmål, nemlig om den
såkaldte’ gjennemtrengende høidestråling, kosmiske høidestrå
ling eller ,,ultra-gamma-stråling” (amerikanerne vil gjerne
kalde den ,,Millikan-stråling”, uaktet det var tyske forskere,
Hess og Kohlhörster, som først studerte den). Det er
(usynlige) stråler som måles ved den jonisasjon de gir i et
lukket karr; nede ved havsnivå er jonisasjonen i vanlig luft
på grunn av denne stråling ca. 2 jonepar pr. cm? og pr.
sekund, altså meget liten. Men den tiltar opover i atmosfæ
ren i 9 km høide er den 40 gange så stor, og derav kan man
beregne at den maksimale jonisasjon sansynligvis vil
finnes i ca. 15 km høide for loddrett innfaldende stråler.
For skrått innfaldende stråling vilde sonen for den maksimale
jonisasjon forskyves opover. Man må derfor alt i alt vente,
at der i 15—16 km høide er et maksimum av jonisasjon som
falder langsommere av mot større høider enn mot lavere.
Det var netop denne maksimalsone for jonisasjon ved ultra
gamma stråling som professor Piccard først og fremst
vilde undersøke, da han i sin hernietiske kahytt steg op med
ballon til 16 km høide; og fysikerne vil med spenning vente
på at hans målinger blir offentliggjort. Hittil har Piccard
uttalt at de antagelser han hadde gjort om den kosmiske
stråling fullt ut blev bekreftet. Man kan da gå ut fra at
målingene har vist overensstemmelse med de tidligere
resultater over strålenes. absorpsjon; den er målt både i
luft, vann (is) og bly, og har gitt en absorpsjons koeffi
cient k = ca. 0,003 (bestemt ved ligningen: :
- kod
! e
I,
for det forhold hvori intensiteten nedsettes når strålingen
passerer d cm av et stoff med tetthet p.) Dette er en koeffi
cient som er bare tiendeparten av absorpsjonskoefficienten
for gamma-strålene fra RacC, d.v.s. deres gjennemtrengende
evne,eller deres ,,hårdhet” er ca. 10 ganger større enn for de
»hårdeste” gamma-stråler vi kjender. Hvis man antar at
der utenfra kommer også gammastråler fra RaC (f.eks. fra
solen), så vilde den maksimale jonisasjon optre i 26 km
heide ved loddrett innfaldende stråling, med forskyvning
mot 45 km ved streifende incidens. Det neste mål for en op
stigning i stratosferen vil derfor sannsynligvis vere å nå op
i ca. 30 km høide! !
Målingene av den gjennemtrengende stråling tyder på at
den overveiende del av strålingen kommer inn i atmo
sfæren utenfra, fra fjerne deler av verdensrummet. Det
gker sterkt interessen for denne strålings problemer, selv om
det i sig selv er et merkelig faktum, at de er 10 ganger mere
gjennemtrengende enn de mest gjennemtrengende stråler
man før kjente. Hvis man går ut’fra at strålingen er en
gamma-stråling, så kan man av absorpsjonen beregne
bølgelengden ut fra kvanteteorien. Man finner for strålingens
hårdeste del en størrelsesorden for bølgelengden på 0,0001
Ångström eller 10 12 cm, altså ennu meget mindre enn de
hårdeste røntgenstråler, hvis størrelsesorden 0,1 Ångstrøm.
Ifolge kvanteteorien emitteres og absorberes stråling kun
i kvanta, hvis energiinnhold Q er bestemt ved den beromte
ligning ( Planck, Einstein): .
h.
Q =hn -—
hvor h = 6,54 - 10727 erg.sec. (n er svingetallet, X er
bølgelengden og c lysets hastighet). Når bølgelengden
er så overordentlig liten som for den kosmiske stråling,
så må følgelig den energimengde som er nødvendig for
emisjonen av ett kvantum være usedvanlig stor, relativt
seet. I virkeligheten er det da heller ingen av de før kjendte
energiprocesser som strekker til, og den tanke er da fremsatt
— først av Nernst — at det er intet mindre enn selve
stoffets omdannelse til stråling som er energikilden: man
tenker sig det f. eks. sådan, at en proton (positiv elementar
ladning, svarende til vannstoffatomets kjerne forener sig
med en ,elektron (negativ elementarladning) og går over til
et energikvantum stråling. Relativitetsteorien tillater oss
å beregne den energi som massen (m) av en proton represen
terer (elektronens masse er i forhold dertil forsvindende)
nemlig m.c?, hvor c er lysets hastighet, og folgeligtnå i så fald
248 TEKNISK UKEBLAD Nr. 21 - 1931
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
