Om solen. Trenne föreläsningar vid sommarkurserna i Upsala 1893

Föreningen Heimdals folkskrifter. — N:r8—9.

OM SOLEN

TRENNE FÖRELÄSNINGAR

VID

SOatMAEKURSEUNA I UPSALA 18 9 3

AF

N. C. DUNÉR

PROFESSOR VID UPSALA UNIVERSITET

STOCKHOLM

F. & G. BEIJERS BOl^FÖRLAGSAKTIEBOLAG

Enligt författarens sarskildt uttalade qnskan bibeb&lles i denna

skrift manuskriptets stafning oförändrad i stället för Svenska Akademiens

ljudenligaste, som eljest för likformighetens skull följes. Författaren

tillämpar Svenska Akademiens äldre stafsätt enligt tredje upplagan af

dess ordbok.

Upsala 1893

Almqvist & Wiksells Boktr.-Aktieb.

Första Föreläsningen.

Naturen är en trogen och säker vårdarinna af sina

mysterier; endast motsträfvigt låter hon någon intränga i

deras tempel, och in i den innersta helgedomen, der alla

gåtor klarna, har ännu ingen dödlig hunnit. Ofta, när

någon tror sig vid målet, finner han sig af gäckande irrbloss

förd in i en labyrinth, som leder till allt annat, än det, som

han eftersträfvat. Ofta, när man tycker sig ha funnit en

väg, om hvilken man med den kunskapstörstande Faust i

Göthes storartade skådespel tror sig kunna säga: “Der löses

mången dunkel fråga opp“, så ljuder till mötes svaret: “Der

knytes också mången dunkel fråga.“ Ty inom

naturforskningen är knappast en gåta löst, så uppställer sig genast i

och dermed en ny och ej sällan svårare. Derför är

vetenskapen evig, derför kommer densamma att gifva full

sysselsättning, ej blott åt det nuvarande slägtet, utan åt slägten i

de senaste, de mest aflägsna led.

På grund häraf blir det alltid vanskligt att till sådan

behandling, hvarom här i dag kan bli tal, upptaga ett

vetenskapligt ämne. Ty hvart man månde vända sig, finner

man inom detsamma jemte sådant, hvarpå ett bestämdt svar

kan lemnas, annat, och detta ofta det ej minst vigtiga,

hvars besvarande måste öfverlemnas åt framtiden. Men äf- ’

ven om så är, k^n ju redan en framställning af den gång,

forskningen måst taga och de resultat, som^faktiskt vunnits,

sprida åtminstone något ljus, isynnerhet när det gäller en

af naturforskningens stora frågor. Och en sådan är den,

som rör solens natur, på grund af den stora, ja öfvervä-

gande betydelse, som solen har för vårt solsystem och

sär-skildt för oss jordinvånare; ty med full rätt kan man säga,

att den är vilkoret för all rörelse, all kraft ocli allt

mate-rielt lif här på jorden.

Ett bantåg ilar fram öfver våra slätter eller en ångare

plöjer hafvet. En blick in i maskinen visar oss, att det är

stenkol, som förbrännes och som alstrar ångkraften. Men

en geolog skall upplysa oss om, att kolen intet annat äro,

än forntida växters lemningar, och att det värme, som

vid förbränningen frigöres, är just det, som denna forna

växtverld för många tusen år sedan mottog från solen och

alltsedan magasinerat. En snölavin nedstörtar från ett

hög-fjell och slår ned i dalen vid dess fot. Vi säga, att

jordens dragning förorsakar fallet. Ja, intet tvifvel råder om,

att den dervid är verksam, men lika visst är, att den

alldeles ej är den egentliga orsaken till * lavinen. Det är

solvärmet, som lyft snön, då i form af vattenånga, upp till

bergets topp,’ och det _är samma solvärme, som upplöst

sammanhanget mellan snöpartiklarne, så att de komma att falla.

Den härjande orkanen, lika väl som det fruktbringande

regnet äro barn af solen. Att detsamma är förhållandet

med åskan, framgår redan deraf, att i polarlanden, der

solvärmet är svagt, sådan aldrig förekommer. Men ej

heller dessa kunna undandraga sig solens inflytande. En

om-störtning, sådan som de hvilka vi snart skola få tillfälle att

omtala, inträder på solen, och jorden höljer sig, framför

allt i polartrakterna, i en präktig mantel af flammande

norrsken. Vända vi oss vidare till växt- och djurverlden, finna

vi solens inflytande om möjligt ännu mägtigare. Vi tala

om blommornas färger, om drufvornas must o. dyl. Men

gå vi till grunden med frågan, finna vi, att blombladen fått

sina egenskaper från de olikfärgade strålar, hvilka finnas i

solljuset och som visa sig, när detta brytes i ett prisma

eller i regndropparne, och att frukternas safter få sin sötma

i mån, som solen värmer dem. Erinrom oss dessutom den

oerhörda skilnaden i växtrikedomen i ett tropiskt och i ettpolarland och den deraf härflytande skilnaden i de olika

ländernas befolkning. Med full rätt kunna yi säga, att när

vi intaga våra måltider, det egentligeil är solvärme vi

förtära, och att, när vi till våra läppar föra en dryck, den är

destillerad af solen, vore den än det rena vattnet. Solen

förutan skulle nemligen allt hvad vatten heter befinna sig

i fruset tillstånd i hafven. Floder, källor och brunnar vore

obefintliga.

Till och med inom menniskans egen verld upptäcka

vi samma förhållande, livart vi vända oss. Vi se en skär

rodnad på en ungdomlig kind, och säga, att det är den inre

känslan, som förorsakar denna företeelse. Men i sjelfva

verket är det de kemiska verkningar, hvilka utöfvas af

solljuset, som åt blodet gifva dess röda färg, kraft hemtad från

solen, som drifver det ut i ådrorna, samt solen, som skaffat

det ljus, som medger oss att varseblifva densamma, vare

sig nu detta ljus är dagsljus, eller månsken, eller något slag

af konstgjord belysning, den elektriska ingalunda

undantagen. Ja till och med när vi utöfva ett tankearbete, så är

det, när vi nemligen bortse från de öfver det materiella

höjda krafter, som dervid äro verksamma, solen, som får

bekosta den kraft, som vid detsamma förbrukas.

Ar nu solen ett så nödvändigt vilkor för vår existens,

så bjuder ej blott vettgirighet, utan rentaf omtanken om

oss sjelfve att söka utgrunda, hvad det är hos solen, som

utgör källan till detta ofantliga förråd af kraft, hvad det

är, som gör, att detta förråd, trots ett ohejdadt slöseri, ej

tyckes förminskas, huruvida förrådet verkligen är oändligt,

samt om så ej skulle visa sig vara fallet, huruvida vi eller

våra närmare efterkommande hafva att deraf hemta något

skäl till bekymmer. Men vi kunna göra mera. Ej blott

framåt kunna vi rigta våra blickar, utan äfven bakåt, till

de väldiga naturföreteelser, som vår religions urkunder

beteckna som skapelsedagar, och ej blott till den lilla

inskränkta vrå af verlden, som benämnes vårt solsystem, utan

ända till gränserna af vårt stjernsystem, ja än längre bort;till stjernsystem, hvilkas ljus ej hunnit, ja kanske aldrig

kommer att, åtminstone på ett för ett menskligt öga

förnimbart sätt, hinna vår jord. Ty fråga vi: hvad är en

stjerna, så blir svaret: den är en sol. Att så är, bevisas

genom de bestämningar af afstånd, massa och ljusstyrka,

som man lyckats utföra för vissa stjernor. Förfljttades

nemligen solen bort till samma afstånd från vår jord, som

den oss närmaste fixstjernan, en stjerna uti den i våra

bredder aldrig synliga Centaurens stjernbild, skulle dess

ljusstyrka nedsjunka till en sjuttiosextusenmilliondel af den,

som den nu har. Solen skulle derför visa sig som en

medelstark stjerna af l:a storleken, och rätt mycket svagare,

än den nyssnämnda stjernan i Centauren. Flyttad bort till

samma afstånd, som en stjerna i Svanen, den antagligen

närmaste bland stjernorna på norra halfklotet, skulle den

visa sig som en ljus stjerna af tredje storleken; men då denna

stjerna är af endast 5:te till 6:te storleken, kunna vi deraf

draga den slutsatsen, att solen är ljusare än somliga, men

svagare än andra fixstjernor, och således hvad ljusstyrkan

angår ej skiljer sig från stjernor i allmänhet. Men detta

är ej heller händelsen med dess vigt. Det finnes

visserligen ännu ej så synnerligen många fall, der man redan

lyckats komma till någon kunskap i detta hänseende, men

man vet likväl med full visshet, att både lättare och tyngre

stjernor finnas, än solen. Vänder man sig slutligen till den

kemiska beskaffenheten hos solen och öfriga fixstjernor,

sådan denna blifvit ådagalagd genom de spektralanalytiska

undersökningarne, så finner man, att solen äfven i detta

hänseende är, om jag så får säga, att räkna till medelklassen

bland fixstjernorna. De resultat, hvartill man kommer med

afseende på solens natur, kunna derför utan vidare tillämpas

på fixstj ernorna, och å andra sidan kunna undersökningarne

öfver stjernornas natur i sin mån tillämpas på solen.

Härigenom vinna forskningarne öfver solens natur dels ett

ojem-förligt större allmänintresse, dels vinna de en omfattningoch en säkerhet, som eljest vore inom en öfverskådlig tid

oupphinnelig.

Om vi efter dessa förberedande anmärkningar öfvergå

till att närmare sysselsätta oss med solen och dess natur,

så vill jag först meddela några upplysningar angående dess

afstånd, storlek, vigt m. m. Jag förbigår härvid helt och

hållet bevisen för uppgifternas rigtighet samt redogörelsen

för de metoder, som auvändts för att finna resultaten.

Resultatens rigtighet i detta hänseende är nemligen höjd

öfver allt tvifvel, men de methoder, med hvars hjelp de

blifvit funna, kunna ej lätteligen uppfattas utan vissa

mathe-matiska kunskaper. En någorlunda fullständig utredning

förekommer för öfrigt i flera böcker, som äro tillgängliga

för den åhörarekrets, jag här ser framför mig.

Solen är belägen på ett mycket stort afstånd från

jorden, nemligen omkring 150 millioner kilometer. Dessa

siffror tala säkerligen om någonting ofantligt, men något

klart begrepp gifva de ej. Vi skola försöka mäta detta

afstånd med sådana hastigheter, som äro kända. En

fotgängare tillryggalägger måhända dagligen 60 å 70 kilometer.

För att hinna till solen, behöfde han hålla på 6 å 7,000 år.

Ett af våra kurirtåg, som på 12 timmar 10 min. går från

Stockholm till Lund, skulle hinna till solen på 350 år. Vi

tycka, att så godt som alls ingen tid behöfs, för att vi skola

förnimma, att en af våra fingrar brännes. Barnet griper

efter solen, hvars afstånd det alls ej förmår bedöma.

Nåväl, om dess önskan uppfyldes, om dess arm med ens

förlängdes så, att dess hand vidrörde solen, så skulle det,

äf-ven med den längsta lifstid, som tillmätes någon menniska

dö af ålder, innan känslan af smärta nådde dess hjerna.

Ett telegram skulle ej hinna fram på mindre än ett par

timmar, en kanonkula på 9 år. Ja sjelfva ljuset, som

öf-verfar 300,000 kilometer i sekunden, behöfver mer än 8

minuter.

För att på detta kolossala afstånd kunna synas .under

sådan diameter, som den gör, måste solen vara mycketstor, det kunna vi utan vidare räkning inse. Men

beräkningen visar, att den håller en million fyra hundratusen

kilometer i genomsnitt. Afven detta är for oss ofattligt stort.

Tänkom oss derför, att solen vore ett ihåligt skal, hvars

medelpunkt sammanfölle med jordens, och att månen

be-skrefve sin bana kring jorden alldeles sådan som vanligt.

Då skulle hela månbanan ligga innanför solskalet, ja från

månbanan och till detsamma vore nära lika långt, som från

jorden till månen.

Hvad solens vigt angår, må det vara nog att nämna,

att om man hade en tillräckligt stor våg och lade solen i

den ena vågskålen, man måste i den andra lägga 330,000

klot hvartdera lika tungt som jorden, för att uppväga

densamma.

Åsigterna om solens natur hafva mycket vexlat i och

med de mer eller mindre fullkomliga medel, man haft att

undersöka densamma. Att solen utsänder ljus och värme,

derom har likväl af sjelfklara skäl aldrig något tvifvel

kunnat uppstå. Också har ända från urminnes tid solen gält

som ljusets källa, och med den böjelse, som man finner hos

antikens folk att se andliga magter, se personligheter

under alla naturföreteelser, var det lätt förklarligt, att solen

blef den synlige representanten för ljusets gud. Som

himlakropp betraktad, var solen en ren eld.

Denna forntidens uppfattning undergick under

medeltiden ingen annan förändring, än den, som måste bli den

.omedelbara följden af kristendomens införande och det

grekiska eller romerska mångguderiets afskaffande. Solen

blef ej mera representanten för en naturgudomlighet, utan

betraktades allenast som en bland de kring jorden kretsande

planeterna, endast i så måtto olik de öfriga, att den var

större och hade förmågan att utsända ljus och värme.

Så stod saken, och jag tillägger, den kunde knappast

stå annorlunda, så länge alla observationer måste göras med

obeväpnadt öga. Men år 1608 upptäcktes tuberna, och

knappast rigtades dessa mot solen, förr än en upptäckt gjordes,som slog mången med häpnad. Man fann, att solen, långt

ifrån att vara den rena ureld, för hvilken den gält ända

sedan Aristotelis, för att ej säga ännu längre tillbaka

liggande tider, tvärtom på sin yta visade omisskänliga fläckar.

Detta var till den grad motbjudande för flere af den tidens

lärde, att de till en början antogo, att de iakttagna

fläc-karne, hvilka man fann röra sig från öster mot vester förbi

solskifvan, i stället vore ett slags planeter, som kretsade

kring solen.

Jag har i det föregående ej nämnt någon som

upptäckare af solfläckame, och jag har gjort det med full

af-sigt. Denna upptäckt var nemligen så lätt gjord, att flere

nära samtidigt uppträdde med anspråk på densamma,

hvar-for det ej torde vara så lätt att med full visshet afgöra,

hvem som först af alla sett företeelsen. Men nu skall jag

nämna det första namn, som verkligen förtjenar nämnas i

samband med solfläckarnes historia, och detta namn är

jem-väl ett af de största i den tidens astronomi, nemligen

Gali-lei. Denne, som föröfrigt var en af de flere upptäckarne

af solfläckarne, ådagalade genom ovederläggliga bevis, att

fläckarne ej befinna sig långt från utan åtminstone i

alldeles omedelbart granskap till solytan, att deras gång öfver

denna förorsakas af solens rullning kring dess axel, att

de äro i hög grad förgängliga bildningar, som ofta helt

plötsligt uppkomma, för att inom några få dagar åter

försvinna, att de äro begränsade till en zon af omkring 30°

på hvardera sidan om soleqvatorn, samt att utom de mörka

fläckarne förekomma de s. k. facklorna; d. v. s. ställen,

som äro ljusare än solytan i allmänhet. Hans samtida,

jesuiten Scheiner, följde under flera år med outtröttlig flit

solfläckarne, och han lyckades genom dessa observationer

med ganska betydande noggrannhet bestämma den tid, på

hvilken solen vänder sig kring sin axel, samt denna axels

läge i rymden. Tillse vi åter hvad enligt så Galileis som

Scheiners uppfattning solfläckarne voro, så antogo begge

att de voro ett slags skyar, som sväfvade öfver den i starkglödning befintliga solkroppen. Vi gå härmed 150 år

framåt i tiden och påträffa en ny och märklig iakttagelse,

gjord af Dr. Alex. Wilson, astronomie professor i Glasgow.

Denne studerade nemligen förhållandet mellan den egentliga

kärnan hos en solfläck och den för öfrigt redan af Galilei

iakttagna gråa halfskuggan eller penumbran, som åtföljer

och omgifver hvarje större fläck. De resultat, hvartill

Wilson kom, voro ganska märkliga. Han fann nemligen, att

när fläcken just inträdt på solens östra rand, halfskuggan

var väl utpreglad och tydligt synlig på den sidan af

kärafläcken, som låg närmast solranden, medan intet spår af

densamma kunde upptäckas på motsatta sidan, hvilken här

omedelbart gränsade intill den fullt ljusa delen af

solskif-van. Hvad sjelfva kärnfläcken beträffar, så var den helt

smal, som om den delvis undanskymdes af den ljusa

omgif-ningen. Sedan fläcken rört sig längre in på solskifvan, var

hela kärnfläcken synlig, och en del af penumbran kunde

varseblifvas äfven på den sidan af fläcken, som låg närmast

solskifvans midt. När fläcken befann sig midt på solskifvan,

var kärnan på alla sidor omgifven af penumbran, som af en

jemnbred grå ring. När den derefter närmade sig vestra

randen, inträdde de ofvan skildrade företeelserna i omvänd

ordning. (Fig. 1.) Det behöfver knappt ådagaläggas, att just

sådana företeelser måste inträda, om hela fläcken vore en

trattformig fördjupning i solskifvan, hvars botten utgjordes af

kärnfläcken, och dess sluttande sidor af penumbran. Wilson

antog i sjelfva verket, att fläckarne hade en dylik bildning,

men utan att deraf draga några mera djupgående slutsatser

angående solens och fläckarnes natur; men hans iakttagelse

var likväl af stor vigt, på grund af det inflytande, som den

och andra observationer, anstälda af den berömde

astronomen Herschel, utöfvade på dennes uppfattning af solens

natur.

Liksom åt snart sagdt alla områden af astronomien

egnade nemligen Herschel under någon tid stor

uppmärksamhet äfven åt solen. De iakttagelser, han gjorde af fläc«»

tkarne, bekräftade i det hela Wilsons, och en observation,

som möjliggjordes genom den stora kraft, som de

Herschel-ska teleskopen egde, gaf ökad styrka åt den Wilsonska

uppfattningen, att fläckarne utgjorde fördjupningar. Vid ett

tillfälle, då en ovanligt stor fläck befann sig just vid solranden,

kunde nemligen Herschel varseblifva en inskärning i denna

rand. Dessa iakttagelser tillsammans ledde Herschel till att

uppställa den theori för solen, som bär hans namn, och

som så godt som motsägelselöst omfattades under 60 års tid.

Herschel antog, att sjelfva solkroppen var fast, dess

yta kall, icke lysande och beboelig. Ofver densamma

befann sig en mycket hög atmosfer, och inom denna luftkrets,

skilda af ett betydligt1 mellanrum, tvenne molnlager. Det

inre var icke lysande, men egde deremot förmågan att från

sin yttre yta reflektera ljus och värme. Det yttre, den s.

k. fotosferen; ett namn, som vi vilja bevara i minnet, då

vi i det följande komma att ofta återfinna det, var deremot

glödande och" egde förmågan att med obegriplig kraft

utstråla ljus och värme. Fläckarne antogos nu uppkomma

genom hål, som* tillfälligtvis brötos genom begge

molnlagren, och som förorsakades genom vulkaniska utbrott.

Ilerschels berömde son, Sir John Herschel, föreslog

den förändring i sin fäders soltheori, hvilken han i öfrigt

antog, att dessa genombrott förorsakades, ej genom

vulkaniska utbrott nedifrån, utan genom hvirfvelstormar i den

utom fotosferen liggande atmosferen, och som likt

skydragen här på jorden sänkte sig ned och derunder borrade

hål genom dé begge nämnda molnlagren.

Låtom oss nu tillse, först i hvad mån den Herschelska

theorien kan, ifall den i öfrigt vore antaglig, tillfredsställa

de gjorda iakttagelserna. Betraktade man den nyss

skildrade processen från en utom solen belägen ort, t. ex.

jorden, så är det sjelfklart, att man skulle varseblifva en lucka

i fotosferen, genom hvilken blicken måste kunna tränga ned

till de föremål, som befunne sig under densamma. Hvilka

dessa vore, framgår tillräckligt af det föregående. Om or-saken till genombrottet komme nedifrån, kunde naturligtvis

intet varseblifvas, med mindre begge molnlagren

genom-brötes. Man skulle i så fall under alla omständigheter,

åtminstone vid de tillfällen, då fläcken befunne sig midt på

solskifvan, kunna se ända ned till den mörka, kalla

solkroppen. Vid åtminstone ena sidan af den del af denna,

som vore synlig, skulle man, isynnerhet om fläcken låge

nära ena solranden, j emväl varseblifva en grå rand af det

undre molnlagret, samt, om hålet i fotosferen vore större

än i det grå molnlagret, en sak, som nästan med

nödvändighet måste blifva händelsen, antingen genombrottet skedde

nedifrån eller uppifrån, skulle man, äfven när fläcken

befunne sig midt på solskifvan, se denna gråa bård, men i

så fall på alla håll omgifvande den inre, mörkare kärnan.

Enligt den Herschelska theorien, vare sig den ursprungliga

eller den af Sir John Herschel modifierade, skulle således

fläckarnes mörka kärnor vara delar af den inre solkroppen,

som på grund af genombrott i de densamma omhöljande

molnlagren blefve synliga, medan penumbrorna utgjordes af

de delar af det mellan solkroppen och fotosferen liggande

molnlagret, som jemväl blefve synliga genom den öppning,

som brutits i fotosferen.

Om vi närmare besinna, huru enligt denna teori

företeelsernas detaljer måste gestalta sig, skola vi finna, att de

i allo måste öfverensstämma med hvad man sett. Annat

kan i sjelfva verket ej väntas af en theori, uppgjord och

utvecklad af tvenne så erfarna och snillrika praktiska

astronomer, som Herschel far och son. I detta hänseende var

således intet att invända mot theorien, och dertill fans hos

densamma något, som måste göra den särskildt tilltalande

för mången; den antog solens beboelighet. Och detta är

något, som de fleste mer eller mindre medvetet dock alltid

vilja finna hos theorierna öfver himlakropparnes natur, ty,

som den berömde astronomen Bessel säger med afseende

på månens beboelighet: “det finnes på jorden många

känsliga lijertan, som så gerna vilja finna medkänsla äfven imånen.“ Att denna uppfattning ännu ej är död, derom bär

det i våra dagar vaknade lifliga intresset för Marsinvånarne

talande bevis. Alltnog: Herschels theori vann odeladt

bifall, trots de svagheter, af hvilka den led. Och dessa voro

onekligen hvarken få eller obetydliga.

Herschel hade nemligen på ett högst betänkligt sätt

lemnat åsido frågans rent fysikaliska sida och uppgjort sin

theori, utan att taga vederbörlig hänsyn till de erfarenheter,

som studiet af ljuset och värmet här på jorden lemnat.

Sålunda skulle det grå molnlagret, som låg mellan solkröppen

och fotosferen, återkasta och i oändlig tid fortfara att

återkasta de ofantliga floder af ljus och värme, hvarmed den

sistnämnda dag ut, dag in, sekel ut, sekel in öfversvämmade

detsamma. I motsatt fall måste det så småningom

upphettas, tills tlet slutligen uppginge i gasform. Sedan detta

inträffat, komme strålningen från fotosferen att direkt träffa

den inre solkroppen, hvilken måste upptaga nästan allt det

på densamma fallande värmet, eftersom den ej antagits vara

speglande, utan tvärtom i det hela lik vår jord. Det på

densamma befintliga lifvet måste dö ut, samt först ytan,

sedan de inre delarne försättas i glödning och till sist smälta,

ja måhända förgasas. Skulle detta ej inträffa, måste man

antaga, att molnlagret egde förmågan att alldeles

fullständigt reflektera ljuset och värmet, utan att i sig upptaga det

ringaste déraf. Men i och härmed hade man gjort ett

godtyckligt antagande, stridande mot all på jorden vunnen

erfarenhet. Ty lika litet, som man känner någon enda fullständigt

genomskinlig kropp, lika litet känner man någon, som skulle

kunna fullständigt reflektera ljuset. Till och med vid den

fysikaliska process, som man kallar total reflexion, upptagas

ganska märkbara mängder värme af den kropp, vid hvars

gränsyta speglingen eger rum.

Men ej mera, utan om möjligt ännu mindre rimlig var

den af Herschel antagna fotosferen. Den skulle vara ett

helt tunt, molnformigt lager. Men den skulle icke desto

mindre ega en förmåga att utstråla ljus och värme i sådanamängder, att vi der om ej kunna göra oss något rätt klart

begrepp. Herschel sjelf sökte göra storleken af denna

värme-mängd något fattligare genom följande bild. Antoge man,

att man hade en oändligt lång cylindrisk istapp af 70

kilometers diameter, således något tjockare än från TJpsala

till Stockholm, och att densamma drefs längs sin axel mot

en gifven punkt af solytan, med samma hastighet som

ljusets, d. v. s. 300,000 kilometer i sekunden, och ait på något

sätt allt det värme, som solen utstrålar från sin yta,

koncentrerades på isens främre, 70 km i diameter stora yta,

så skulle, trots den fruktansvärda hastighet hvarmed tappen

sköts fram, ingen del af densamma kunna intränga i solen,

emedan smältningen ginge lika fort, som isens framryckning.

Naturligtvis antages härvid, att det vid smältningen bildade

vattnet undanskaffades, utan att solvärme dervid

förbrukades. Och allt detta värme skulle kunna frambringas af det

tunna fotosferskalet, utan att det skulle i minsta märkbara

mån förlora förmågan att alltjemt producera lika mycket!

Som sagdt; var antagandet af det oändligt reflekterande

molnlagret orimligt, så var antagandet af den obegränsadt

ljus- och värmeproducerande fotosferen det minst lika

mycket. Att’ Herschels soltheori fick gälla utan motsägelse så

länge, som verkligen blef fallet, utgör också ett varnande

exempel för vetenskapsmannen att ej utan sträng pröfning

antaga en vetenskaplig theori, om den än framställes af

en i många hänseenden ojemförlig forskare.

Med innevarande århundrade började flere

astronomer att med synnerlig ifver sysselsätta sig med

undersökningar öfver solens natur. Ett i detta hänseende

epokgörande arbete var Schwabes i Dessau. Denne företog sig

nemligen att hvarje klar dag uppmäta och räkna de

solfläckar, som voro synliga. Sedan han i mer än 25 år

fortsatt dessa observationer, kröntes hans arbete af en

framgång, h var om ej ens han sjelf kunnat drömma.

Redan kort efter upptäckten af solfläckarne hade man

iakttagit, att de än uppträdde talrika, än förekommo endastmycket sparsamt, och att stundom år kunde förgå, utan att

man varseblef någon genom de svaga instrument, som då

för tiden använde^. Man trodde, att solfläckarne uppträdde

« alldeles oregelbundet och laglöst. Men de observationer,

som år 1851 stodo till Schwabes förfogande, ådagalade

något helt annat. Från 1826, då observationerna började,

steg fläckarnes talrikhet hastigt till 1829, då den uppnådde

ett högsta värde, sjönk sedan hastigt men regelmässigt

till en lägsta talrikhet år 1833, steg derpå till ett nytt

högsta värde år 1837, sjönk till ett lägsta år 1843, och

steg slutligen till ett nytt maximum år 1848, för att

slutligen ånyo aftaga. Schwabe drog häraf den slutsatsen, att

fläckarnes talrikhet regelbundet varierar; att den hvart 10:de

år uppnår ett maximum, samt 5 à 6 år derefter ett

minimum, och så undan för undan. Denna så ytterst vigtiga

upptäckt har sedan dess till fullo bekräftats, i det maxima

in-trädt åren 1860, 1871, 1882 och, såvidt redan kan bedömas,

nu senast i år, medan minima inträffat 1856, 1867, 1879

och 1890. Men ej nog härmed. Sedan sjelfva faktum

blif-vit ådagalagdt, har prof. Wolf i Zürich genom diskussion

af äldre uppteckningar om solfläckarne lyckats att med

ganska betydande säkerhet härleda tiderna för de maxima

, och minima, som inträdt ända sedan fläckarne först

upptäcktes. Härigenom har ådagalagts, att perioden i

verkligheten är ll,i år, att vissa oregelbundenheter förekomma, i

det tiden mellan tvenne maxima kan variera mellan 7 och

16 år, mén att periodiciteten dock i det hela är

otvifvel-aktig och periodens medellängd med betydande säkerhet

bestämd.

Någon tid efter det Schwabe offentliggjort resultaten

af sitt arbete öfver solfläckarnes talrikhet, började

Carrington, likaledes en amatörastronom, ett arbete öfver dem,

men med ett helt annat mål i sigte. Under de mer än

200 år, som förflutit sedan Scheiners undersökning öfver

solens rotationstid, hade, trots rätt talrika försök att

bestämma detta element, inga bättre resultat vunnits, än de,som redan blifvit funna af Scheiner, nemligen att

rotations-tiden vore 25 dagar, och att solaxeln lutade 7° mot

eklip-tikan. Carrington trodde sig böra söka orsaken till att

observationer med ojemförligt större och bättre instrument än

Scheiners ej ledt till säkrare resultat i det då välbekanta

förhållandet, att vissa fläckar ganska betydligt förändra siila

orter på solskifvan. Han beslöt derför att söka göra denna

föränderlighet i fläckarnes läge oskadlig derigenom, att han

gjorde talrika och noggranna ortsbestämningar å alla de

fläckar, som under en följd af år voro synliga, och

slutligen härledde värden på solrotationen ur observationerna på

hvarje fläck, som varit tillräckligt länge synlig för att lämpa

sig för en dylik bestämning. Sedan Carrington efter 8 års

trägna observationer ansåg sig hafva samlat ett tillräckligt

observationsmaterial, öfvergick han till beräkningen af

observationerna, och fann, äfven han, ett i hög grad

märkvärdigt och öfverraskande resultat, nemligen att solen ej roterar

som en fast kropp, således på samma tid å alla delar, utan

att eqvatorealtrakterna rotera på en tid af 25 dagar, medan

vid 35 graders latitud solen vänder sig kring sin axel på

27,3 dagar. Carrington kunde ej bestämma rotationstiden

för punkter, som ligga ännu längre upp mot solens poler,

ty, som redan Galilei fann, eger det märkliga förhållande

rum, att solfläckar sällan förekomma öfver 40 och alldrig

öfver 52 grader från solens eqvator. Dessa fläckars

sällsynthet och korta varaktighet hafva derför ej medgifvit någon

tillförlitlig bestämning af rotationstiden å högre

breddgrader än, som nämnts, 35°.

Carringtons resultat har vunnit fullständig bekräftelse

från andra håll. Prof. Spörer å det astrofysikaliska

obser-vatoriet i Potsdam har nemligen under en lång följd af år

fortsatt Carringtons undersökning och derunder erhållit

värden för solrotationen, som fullkomligt öfverensstämma med

de af denne funna. Mot de värden för rotationstiden, som

af begge desse astronomer blifvit bestämda, kan emellertid

en anmärkning göras. Som redan i det föregående blifvit

tnämndt, sträcka sig de af dera begge utförda mätmngarne

ej stort längre än till 40° bredd, således ej fullt halfvägs

från soleqvatorn till solpolerna. Deremot har jag med

användande af ett mycket stort spektroskop och under

anlitande af en metod, för hvilken likväl här ej kan redogöras,

lyckats att bestämma solrotationen ännu vid 75° bredd,

således ända upp till det omedelbara granskapet af polerna.

De af mig funna rotation stiderna äro: “vid eqvatorn 25,4

dagar, vid 45° 30 dagar, och vid 75° 38 x/*. Den af

Car-rington och Sporer funna långsammare rotationen vid högre

breddgrader bekräftas således i allo genom mina

observationer.

Bland de upptäckter på solen, som blifvit gjorda under

åren 1800 till 1860, hafva vi vidare att erinra oss dem, för

hvilka man har de totala solförmörkelserna att tacka. För

att förstå den betydelse, dessa haft för studiet af solens

natur, måste vi något närmare sysselsätta oss med hvad en

solförmörkelse är, och med de företeelser, en sådan erbjuder.

Förmörkelsen uppkommer derigenom, att månen vid ny

befinner sig mellan solen och jorden. Om den bana, månen

beskrifver kring jorden, låge i samma plan, som jordbanan,

måste en solförmörkelse inträffa vid hvarje ny, liksom en

månförmörkelse vid hvarje fullmåne. I sjelfva verket lutar

månbanans plan mot jordbanans, och följden blir, att vid

de fle$&ä nytändningar månen går antingen öfver eller

un-deij^olen. En förmörkelse kan inträda endast då, när

må-neii vid nyet befinner sig antingen i eller tillräckligt nära

er/ af de två punkter i dess bana, som tillika ligga i

jordbanans plan, och förmörkelsen blir central för åtminstone

^fagot ställe af jorden, så snart detta afstånd är tillräckligt

/ itet. Men derför att en solförmörkelse är central, är det

jr alls ej gifvet, att den är total. Det erfordras jemväl, att

^ månens skenbara diametef är större än solens. I motsatt

fall blir förmörkelsen ringformig. Nu förhåller det sig så,

att i medeltal månens skenbara diameter är något mindre

än solens. Vore derför både jordens och månens bana cirk-

FVreningen Heimdals folkskrifter. 8—9. 2lar, hvilkas radier vore lika stora med deras medelafstånd

från jorden, skulle ingen total förmörkelse någonsin kunna

inträffa. Men i verkligheten röra sig begge i elliptiska

banor, och de skenbara diametrarne äro derför än större än

mindre än medeldiametrarne, hvarjemte månen, på grund af

det märkbart mindre afstånd från en gifven punkt på

jordytan, hvarpå den befinner sig, när den står i zenith, än i

horizonten, har en större diameter i förra, än i senare

händelsen, tvärtemot det, som genom en egendomlig synvilla

tyckes vara fallet. På grund af allt detta varierar den

skenbara soldiametern från 1,896 till 1,956 sekunder, och

måndiametern från 1,766 till 2,045 sekunder. Under de

gyn8ammaste förhållanden kan derför vid en

totalförmörkelse måndiametern vara 150 sekunder större än

soldiametern, och vid en ringformig soldiametern 190 sekunder1

större än måndiametern. En total solförmörkelse kan derför

räcka knappast 7 minuter, t. o. m. om samtidigt solen är

så långt borta och månen så nära som möjligt, samt

förmörkelsen är alldeles central, när begge himlakropparne

befinna sig i zenith. Detta är naturligtvis ett högst sällsynt

sammanträffande, och det kan inträda endast i tropikerna.

I våra bygder, der solen ej kan komma i zenith, räcka

totalförmörkelserna ej på långt när så länge. x

Vid en solförmörkelse märker man till eli-^örjan en

helt obetydlig inskärning å vestra sidan af solen/NDenna

ökas hastigt, och om förmörkelsen skall bli total, äiN^n

synliga delen af solen efter något öfver en timme

redut^-rad till en helt smal cirkelbåge. Kort derefter brister demit?

i det den genombrytes af de bergstoppar, som befinna sg

å månranden, itu i en rad af glänsande, mer eller mindi^

aflånga perlor, hvilka få sekunder derefter försvinna. Den\

totala förmörkelsen har börjat. Redan långt tidigare har

ett starkt aftagande af dagsljuset inträdt. Kort före

tota-litetens början har man, om man befunnit sig på ett högt

liggande ställe, kunnat se totalskuggan med som det tyckes

förfärande hastighet närma sig, och i och med totalförmör-kelsens början är man med ens höljd i ett mörker, lika

starkt, som det, hvilket i september råder 3/i timme efter

solnedgången. Rigtar man blicken dit, der solen nyss var

synlig, varsnar man ett präktigt skådespel. Solens plats

har intagits af den kolsvarta månen, men rundt densamma

visar sig en gloria, lysande i en egendomlig, perlemoartad

glans, och från densamma utgå stundom ganska långa strålar.

Men få minuter senare frambryter åter solljus på vestra

månranden, och den nästan något hemska skymningen

upphör så småningom. Landskapet, som kort före

totalför-mörkelsen var hölj dt i ett blekt, grågult ljus, återtager

småningom sin färgrikedom. Foglarne, som skyggt smugit

sig undan, komma fram och börja sina sånger, som på

morgonen efter soluppgången.

Men, frågar man, hvilken nytta kan då vetenskapen

draga af dessa få minuters undanskymmande af solen?

Ganska mycken, ty solljuset, hur välsignelsebringande det

i öfrigt är, har den olägenheten, att det gör alla de

bildningar, som möjligen finnas kring solen, och som lysa med

svagare ljus än densamma, fullkomligt osynliga. Vi hafva

nyss sett, att den ljusa glorian kring den förmörkande månen,

eller, som man brukar kalla den, kronan, blir synlig blott

under totala förmörkelser. Den är upptäckt under dem och

skulle dem förutan än i dag varit okänd, liksom mycket annat,

med hvilket vi skola sysselsätta oss under redogörelsen för

hvad man under särskilda totalfbrmörkelser sett.

Den 8 juli 1842 inträffade en förmörkelse, hvars

totala zon genomdrog Sydfrankrike, norra Italien och en

del af Österrike. Denna förmörkelse blef sorgfälligt

iakttagen af en mängd bland verldens då lefvande mest

bekanta astronomer. Omedelbart efter förmörkelsen inlupo

underrättelser, att man under den totala förmörkelsens få

minuter gjort vigtiga och intressanta upptäckter. Utom

kronan, hvilken redan vid föregående totala förmörkelser ej

kunnat undgå uppmärksamheten, eftersom den är med

lätthet synlig för obeväpnadt öga, men hvilken man, under de36 år, som förgått sedan sista totala förmörkelse, nästan

hunnit glömma, varseblefvo astronomerna genom sina tuber en

fullkomligt oväntad företeelse. Från den mörka månranden

höjde sig tvenne bergformiga utsprång, lysande i skär

rosenfärg. Att detta då alldeles obekanta fenomen* skulle

ådraga sig den lifligaste uppmärksamhet och väcka mycken

förvåning, var helt naturligt. Också bära de förslag till

tolkningar, som framkomrho, talande bevis på denna

förvåning. Än voro föremålen flammor, än voro de berg, på

solen eller månen, än eruptioner från solvulkaner e. dyl.

Det var helt naturligt, att man med otålighet väntade nästa

i Europa synliga totala förmörkelse. Denna förmörkelse

inträdde den 28 juli 1851 samt var total i södra Norge,

mellersta Sverige och Nordpreussen. Under densamma

återfann man, och i ännu rikare mått, de egendomliga röda

flammorna. Men ett blef med afseende på dem fullt klart.

Någonting, som liknade berg, kunde de icke vara. Ty en

bland dessa s. k. fr otuber anser hade formen af en

vinkelhake, hvars ena ben stod vinkelrätt ut från solranden,

medan det andra utgick parallelt med densamma från det

första vinkelbenets högsta punkt." En annan sväfvade likt ett

klotformigt moln fritt för sig på ett ej obetydligt afstånd

från sol- och månranden. Att dessa bildningar ej kunna

vara något fast, måste i och dermed vara klart, men

huruvida de tillhörde solen eller månen, var dereraot ej fullt

ådagalagdt, ehuru flertalet astronomer omfattade det förra

alternativet. Ännu funnos likväl ett par, som till och med

voro af den åsigten, att protuberanserna ej voro något reelt,

utan endast ett fysiskt fenomen, uppkommet vid ljusets

gång förbi månranden. En för den tidens astronomer

alldeles ny iakttagelse gjordes likaledes under dessa begge

förmörkelser. Få ögonblick innan solen åter frambröt bakom

månens vestra rand, varseblef man, att längs ett betydande

* Protuberanserna iakttpgos och beskrefvos redan 1733 af

Svensken Lektor Birger Vassenius i Göteborg, men denna observation hade

&r 1842 fullständigt fallit i glömska.stycke af denna rand en lång, taggig båge framträdde,

lysande i samma praktfulla färg som protuberanserna. En

tredje total förmörkelse egde rum i Europa den 18 juli

1860. Den var synlig tvärs öfrer hela det norra Spanien

samt en del af norra Afrika. Vid denna förmörkelse

lyckades man att klargöra flera dittills dunkla frågor. Man

förmådde nemligen fullt ådagalägga, att protuberanserna äro

verkliga föremål, ingalunda några blotta skenbilder, i det

fotografier från skilda ställen gåfvo alldeles samma former,

samt att dé höra till solen och ej till månen, hvilket bevisades

deraf, att en pro tuberans, som iakttogs 15 minuters tid,

nemligen både kort före och ganska länge efter den totala

förmörkelsen, under hela denna tid ej förändrade sitt läge

i förhållande till solens medelpunkt, men deremot mycket

ansenligt i förhållande till månens. Slutligen, då man vid

denna förmörkelse återsett de rosenfärgade taggiga

bå-garne, och det i alla rigtningar af solskifvan, kunde man

nu draga den slutsats, att dessa vid olika förmörkelser på

olika ställen af sol randen sedda bågar i sjelfva verket

vore delar af ett enda hölje, som omgaf hela solen, och

som till sin natur otvifvelaktigt vore slägt med

protuberanserna. Man kallade detta hölje chromosferen.

Innan jag afslutar denna redogörelse för

undersöknin-garne af solen, från tubernas upptäckt och t. o. m. 1860,

måste jag likväl med några ord omnämna, hvilka detaljer

1800-talets förbättrade syn verktyg visat på sjelfva solytan

och i fläckarne.

Jag bör i så hänseende först anmärka, att man

naturligtvis ej kan direkt betrakta solen med en tub. Det ljus

och det värme, en sådan genomsläpper, är så

öfverväldi-gande starkt, att om man satte ögat till dess okular, ögat

omedelbart skulle förstöras. Man måste derför mellan ögat

och okularet inskjuta ett sotadt eller starkt färgadt glas.

Detta medel har likväl sina olägenheter, i det bilderna

förlora i skärpa och antaga de färger, som de mörka glasen

hafva. Det var derför ett väsentligt framsteg, när man ist. f. dessa inrättningar mellan tubens främre stora glas ocb

dess okular införde ett s. k. polarisationshelioskop. Att

redogöra för dess närmare konstruktion och det sätt,

hvarpå det försvagar ljuset, skulle föra allt för långt. Vare det

nog sagdt, att man med dess tillhjelp kan efter behag

försvaga solljuset, så att ögat utan det ringaste obehag kan

fördraga det, äfven när man låter allt det ljus, som samlas

af t. ex. Upsala observatorii nya refraktors 36 cm stora

objektiv, falla på helioskopet, * och utan att det ljus, som

träffar ögat, gått genom någonting annat, än tubens vanliga

glas. På detta sätt visar sig solen alldeles färglös, och

föremålen på dess yta kunna undersökas med

utomordentlig skärpa.

Betraktar man med denna inrättning de delar af

solen, som äro fria från fläckar och facklor, finner man, att

ej ens der ljuset är likformigt. Tvärtom visar solytan

genomgående en utomordentlig vexling af mer och mindre

ljusa partier. Framför allt är den öfversållad af tallösa

ytterst små ljusa punkter, skilda af mörkare mellanrum.

Kring fläckarne, isynnerhet när dessa ligga nära solranden,

ser man de vidsträckta ljusare ställen, som man brukar

kalla facklor. Dessa hafva i allmänhet en ringa bredd,

men en mycket betydlig längd.

Hvad slutligen sjelfva fläckarne angår, så äro de till

form och storlek så omvexlande, att det är omöjligt att

lemna en beskrifning på dem, som passar för alla. De

stora fläckarne uppkomma vanligen ganska hastigt. Några

småfläckar visa sig på ett ställe af solskifvan, och rundt

kring dem visar sig hela solytan liksom stadd i uppror. Ett

par af fläckarne flyta tillsammans till en större, hvilken

mer och mer utvidgar sig, och andra nya fläckar uppkomma,

hvilka i sin ordning flyta samman och breda ut sig.

Slutligen omgifves det hela af den gråa penumbran och fläcken

är färdig. (Fig. 2.) Den utgöres då af en gemensam

pe-numbra, omslutande en större eller mindre grupp kärnfläckar

samt på större eller mindre afstånd omgifven af ljusa, storafacklor. Men fortfarande befinner sig allt i gruppen stadt i

våldsam omstörtning. Fläckar uppkomma eller försvinna,

fläckar förena sig till en större eller klyfva sig sönder. Men

med tiden inträder en lugnare period. Det hela rundar af

sig, och kärnfläckarne försvinna eller förena sig till en

enda, som nu utgör centrum i det hela. Slutligen drager

fläcken sig tillhopa och försvinner.

De mindre fläckgrupperna visa inga dylika våldsamma

omstörtningar, och ännu lugnare äro processerna i de

enstaka små fläckar, som förekomma.

Solfläckarne ega oM kolossala dimensioner; en

fläckgrupp har i längd hållit ända till 18 gånger jordens

diameter och täckte V3G af solens hela yta, och kärnfläckar

hafva iakttagits, som haft 4 gånger så stor diameter, som

jorden.

Redan i det föregående har jag hänvisat på, att

fläc-karne ej förekomma öfverallt på solen; men i sjelfva

verket äro de zoner, i hvilka fläckarne vanligen påträffas, ännu

mer inskränkta, i det de så godt som uteslutande förekomma

i tvenne 30° breda bälten mellan 5° och 35° nordlig och

sydlig bredd. I sjelfva den 10° breda eqvatorealzonen

träffar man dem endast ytterst sparsamt, likaså mellan 35° och

45° bredd. Norr eller söder om 45° kan man knappt säga,

att de förekomma, ehuru en enda fläck blifvit iakttagen

söder om 50° bredd.

Solfläckarne äro, som jag likaledes nämnt, mycket

förgängliga. I medeltal bestå de två till tre månader. En

enda varade t. o. m. 18 månader, men så finnas otaliga,

sora räcka blott ett par dagar, ja t. o. m. ett par timmar.

Vända vi nu slutligen tillbaka till den ställning, hvari

studiet af solen befann sig år 1860, så finna vi följande.

Bildningarne på solens yta voro kända. Fläckar,

facklor och solytans ojernna beskaffenhet voro noga studerade.

Man visste, att fläckarne uppträda periodiskt, så att de

hvart ll:te år hafva ett maximum af talrikhet. Man hade

bestämt sblens rotationsförhållanden, och visste, att ctenkringvrider sig på olika tider på olika bredder. Man kände

till, att solen omgifves af flera olika lager; först ett, som

lyser med präktigt röd färg, och från hvilket höja sig

föränderliga och vexlande bildningar, lysande i samma röda

färg, till mer än 25 ggr större höjd, och att utom dessa

lager ligger den sedermera så kallade coronalatmosferen,

hvil-ken vid de totala förmörkelserna visar sig som krona kring

% månen. Man antog sig dessutom veta, att solen i hufvudsak

utgjordes af en kall, fast kropp, att således dess

aggregattillstånd var det fasta, men att denna fasta kärna

om-gafs på ej alldeles ringa afstånd af tvenne molnformiga

skal, af hvilka det undre förmådde att i oändlighet

reflektera ljus och värme, medan det yttre, som bildade den från

jorden synliga randen af den egentliga solen, hade en lika

obegränsad förmåga att utsända värme och ljus.

Detta visste eller trodde man sig veta. Men hvad

dessa begge lager voro, som återkastade eller utsände ljus

och värme, huruvida fotosferen kunde ständigt bevara denna

sin förmåga, hvad chromosferen och protuberanserna voro,

hvad som yar orsaken till fläckarnes uppkomst, och hvarför

de endast kunde uppkomma i tvenne begränsade zoner,

hvarför solen hade olika rotationstid på olika bredder, samt

hvarför fläckarnes talrikhet var periodiskt föränderlig; om *

allt detta visste man intet, och fann ytterst ringa

sannolikhet i att någonsin kunna komma till klarhet med vissa af

dessa frågor.

Men forskningen fick nya vigtiga lijelpmedel. Viskola

under nästa föreläsning granska dessa, och derefter öfvergå

till att ådagalägga, huru visserligen långt ifrån alla bland

ofvan framställda frågor blifvit lösta, men att detta dock

är fallet med några bland dem, särskildt de, som år 1860

ännu tycktes vara de mest olösbara, samt hurusom i alla

fall vida fastare grundvalar lagts till framtida forskningar

rörande den fråga, som sysselsätter oss.

Andra Föreläsningen.

Den menskliga utvecklingen har i månget och mycket

varit bunden till de nya och betydelsefulla banor, som tid

efter annan brutits inom andens verld, och knappt mindre

till de stora upptäckter, som gjorts inom industrien och på

andra praktiska områden. De stora religionsstiftarne

inledde utan tvifvel nya perioder inom historien, men

detsamma skedde genom uppfinningen af krutet, af

boktryckerikonsten, af ångan. Alldeles liknande är förhållandet

med en vetenskap. Inom astronomien inleddes nya epoker

af en Copernicus, en Newton, genom de uppfattningar af

himlakropparnes rörelser som af dem grundlädes, men, som

vi redan under den första föreläsningen sågo, skedde detta

ej mindre genom uppfinningen af tuberna. Att införandet

af fotografi och af spektralanalys som

undersökningsmetho-der varit af ej mindre betydelse för astronomien, torde redan

nu med fullt skäl kunna påstås.

Dessa sistnämnda upptäckter blefvo för öfrigt gjorda

på helt annat sätt än tubernas. Historien förmår ej med

full visshet uppgifva namnet på den man, som först

uppfunnit dessa, och i alla händelser var en lycklig slump, ej

någons djupsinniga eftertanke det, som ledde dertill. Det

berättas t. o. m. att det tillgick så, att en holländsk

glas-ögonmakares barn en dag lekte med några af deras fader

förfärdigade glas, och under leken råkade att hålla tvenne

dylika så tillsammans, att tuppen på ett aflägset kyrktorn

visade sig starkt förstorad, när de blickade genom dem,

och att de i sin förvåning tillkallade fadren, hvilken ej

blott öfvertygade sig om, att det verkligen förhöll sig så,

som barnen sade, utan ock insåg livilken stor praktisk

betydelse saken kunde få och derför började att förfärdiga

och försälja tuber.

På helt annat sätt försiggingo upptäckterna af

fotografien och spektralanalysen. ilvad den förra angår, må

det här vara nog att säga, att den framgick som en frukt

af tvenne mäns mångåriga och mödosamma arbete. Jag

anser mig deremot ej, huru lockande detta i öfrigt kunde

vara, böra gå in på någon detaljerad beskrifning af de

fotografiska methoderna, då detta ej kan vara behöfligt för

att göra de förhållanden klara och lättfattliga, der

fotografien medverkat, eller för att påpeka de tjenster,

fotografien gjort vid studiet af solens natur. Om än fotografien

stöder sig på rent vetenskapliga förhållanden, kan den

likväl sägas höra till det, som ingått i det allmänna

medvetandet. Det är för enhvar bekant, att när han sätter

sig ned framför en fotografs apparat, så framgår som

resultat hans eget porträtt. Det kan derför alls ej vara

märkvärdigare, att man får ett porträtt af solen, när man

tager denna till föremål för de fotografiska operationerna.

Blott tvenne saker måste vi erinra oss. När vi af

fotografen begära ett kabinettsporträtt, måste denne antingen

begagna en större apparat, än för ett visitkortporträtt, eller

också rycka densamma betydligt närmare intill oss. När

frågan gäller solen, kan det sistnämnda ej göras. Man

måste derför tillgripa den förra utvägen, och om man ej

vill få alltför små solbilder taga en mycket lång apparat.

För att få en solbild af 100 mm. storlek, behöfver man

exempelvis en 10 meter lång kamera, eller måste genom en

annan method, hvarpå jag likväl ej här skall ingå, söka att

förstora bilden. Det andra, som vi ej få förgäta, är att

solen, hvad ljusstyrkan angår, högst väsentligt skiljer sig

från porträttfotografens modeller. Vi veta, att denne ej

tycker om alltför svagt ljus; om vi infinna oss vid

solnedgången, för att få vårt porträtt taget, sändas vi hem med

beskedet “att komma igen nästa dag“. Men fotografen

tycker ej heller om alltför starkt ljus. Han vet, att “man

kan få för mycket äfven af det goda“, och om derför ljuset

i hans atelier är alltför bjert, vet han att genom draperier

och förhängen göra det lagom starkt. Vid fotografering

af solen kan man naturligtvis ej begagna dessa methoder,

men det fins ett annat sätt att vid fotografering moderera

ljusets styrka; man ändrar efter omständigheterna

belysningens längd. Så snart det är fråga om att fotografera

liela, eller någon del af den egentliga solskifvan, är ljuset

alldeles olämpligt starkt. Man måste derför göra

belys-ningstiden ytterligt kort. Tusendedelen af en sekund är

redan väl mycket, om himlen är fullkomligt klar, en

två-eller en tretusendedels sekund är fullt nog. Det är klart,

att så korta belysningstider ej kunna fås, utan medelst

särskilda inrättningar, hvilkas konstruktion jag likväl ej torde

beliöfva beskrifva. Gäller åter frågan att under en total

förmörkelse fotografera protuberanserna och chromosferen,

är en vanlig porträttbelysningstid ungefar lagom. Kronan

beliöfver deremot rätt lång belysning.

Med spektralanalysen är förhållandet ett helt annat,

än med fotografien, och den, som ej sjelf haft tillfälle

att sysselsätta sig dermed, torde röna vissa ej så alldeles

obetydliga svårigheter att uppfatta såväl det sätt, hvarpå

vetenskapsmannen får företeelserna att framträda, som det

berättigade i de slutsatser, han drager ur dem. Skall detta

öfver hufvud lyckas, måste ej så alldeles kortfattade

utläggningar göras. Historien om det sätt, hvarpå

spektralanalysen arbetade sig fram från de första enklaste

iakttagelserna, till dess densamma stod färdig som en fast

grundad vetenskaplig bygnad, torde utgöra ett lämpligt

förstudium, och jag anser mig derför, innan jag går vidare,

böra i korthet genomgå densamma.

Redan Newton gjorde den iakttagelsen, att om solljus

får genomgå ett trekantigt glasstycke, eller, som man

benämner det, ett prisma, så förändrar strålen sin rigtning,

ocli ej nog dermed, den uppdelas jenrväl i de s. k.

regn-*gsfärgerna, rödt, orange, gult, grönt, blått, indigo och

*olett. Om Newton stannat vid denna iakttagelse, skulle

han ej kunnat sägas hafva upptäckt annat än sådant, som,

om än i en något annan form, varit bekantf alltsedan ett

menniskoöga första gången såg en regnbåge. Men det varej Newtons vana att lemna en företeelse, utan att söka att

närmare utreda densamma. Han uppfångade den

mång-fårgade ljusbilden, eller som man säger spektret, hvilket

erhölls vid solstrålens gång genom prismat, på en skärm.

Härefter skar han ett litet hål i skärmen,-så att endast en

af spektrets färger utgick derigenom, och lät denna falla

på ett nytt prisma. Han iakttog härvij}, att denna

ljusstråle förändrade sin rigtning, ungefär precist som den

ursprungliga ljusstrålen, men att den ej uppdelades i något

nytt spektrum. Uppfångades den nemligen på en ny skärm,

så var bilden visserligen bredare, än den ursprungliga genom

hålet i första skärmen utgångna strålen, men den hade

alldeles samma färg som denna. Häraf kunde således dragas

den slutsatsen, att det hvita solljuset utgör en

sammansättning af alla spektralfärgerna, och att ett prisma delar

detsamma i dess enkla beståndsdelar, hvilka derför ej kunna

ytterligare uppdelas. "Newton visade jemväl, att det hvita

ljuset verkligen utgör en sammansättning af

regnbågsfär-gerna, i det han lät allt det ljus som genomgått ett prisma

falla vare sig på ett annat prisma, men hvars kant var

vänd åt motsatt håll mot det förras, eller ock på ett

brännglas. I beggedera fallet blef resultatet rent hvitt ljus,

alldeles som om inga prismor funnits.

Mer än hundra år förgingo, utan att någon ny

upptäckt gjordes på detta område. Men år 1802 upprepade

Wollaston Newtons försök, hvarvid han lät solljuset infalla

genom en fin rund öppning. Han fick liksom Newton ett

solspektrum på sin skärm, men såg derjemte, att i

detsamma förekommo några mörka linier, hvilka efter hvad

han tyckte skilde de olika spektralfärgerna från hvarandra.

Han fullföljde emellertid ej vidare sin iakttagelse, hvilken

vann föga uppmärksamhet, och snart föll i glömska, och

så förflöto åter 25 år, innan spektralundersökningarne

väcktes till fullt lif genom en upptäckt, hvars stora betydelse

ej kunde förbises, så mycket mindre, som upptäckaren sjelflät den åtföljas af en hel rad vigtiga undersökningar på

samma område.

Den man, som gjorde denna upptäckt, var den

berömde fysikern och banbrytaren i förfärdigandet af stora

tuber, Josef Fraunhofer. Under ett af sina experimenter

öfver ljuset sökte han ett sätt att bestämma en viss ren

färg på sådant sätt, att han när som helst kunde återfinna

densamma, och då han ej kunde komma till resultat med

vanliga jordiska färgämnen, hvilka alltid visade sig

sammansatta af en mängd enkla färger, beslöt han att vända

sig till solspektret. För att likväl få färgerna så rena som

möjligt, utförde han sitt försök i ett stort rum, hvars

fönster voro försedda med luckor, som gjorde det alldeles

mörkt, och insläppte solljuset ej som Newton genom ett

rätt stort rundt hål i fönsterluckan eller som Wollaston

genom ett litet, men likväl rundt hål, utan genom en

utomordentligt fin rätlinig springa. På denna inrigtade han en

liten tub, så att den genom springan fallande glänsande

ljuslinien syntes alldeles skarp, och anbragte derpå framför

tubens främre glas ett prisma, så att dess kanter voro

pa-rallela med ljuslinien. När han derefter blickade genom

tuben, varseblef han, först bland alla menniskor, ett

solspektrum i dess fulla renhet. I hufvudsak utgöres detta

af de vanliga regnbågsfärgerna. Men i regnbågen äro

färgerna mångfaldt blandade med hvarandra och derför orena.

I solspektret visa sig deremot färgerna så skära och vackra,

att inga andra färger kunna med dem jemföras. Men det,

som för Fraunhofer utan fråga erbjöd ett mycket större

intresse, var, att spektret i alla sina delar visade sig,

pa-rallelt med hvad man skulle säga vara gränserna mellan

de olika färgerna, genomdraget af otaliga mörka skarpt

begränsade linier. Dessa linier benämnas än den dag som

är de Fraunhoferska. ,

Det praktiska mål, som Fraunhofer för sig uppstält,

nemligen att finna ett sätt att bestämma och när som helst

återfinna en gifven färgnyans, var omedelbart uppnådt ge-nom upptäckten af de mörka linierna i solspektret. Man

behöfde blott välja en färg, som låg midtemellan tvenne

lätt igenkänliga linier, för att utan den ringaste svårighet

återfinna densamma när som helst. Tubförfärdigaren

Fraun-hofer kunde således finna sig fullt belåten med hvad han

upptäckt. Ej så vetenskapsmannen Fraunhofer. För

honom måste det ligga magt uppå att utgrunda hvad det var,

som gaf upphof åt de mörka linierna. I afsigt att söka

lösa denna gåta företog han en lång rad af

undersökningar, hvilka sträckte sig till snart sagdt alla de klasser af

föremål, på hvilka sedan dess spektroskopet blifvit användt.

Han uppgjorde sålunda en för sina instrument fullständig

teckning af solspektret och uppfann dess utom en method

att upplösa ljuset i dess enkla färger, alldeles som genom

ett prisma, men hvilken derjemte medgaf att bestämma

våglängderna hos de olika strålarne. Ty det är bekant, att

ljuset lika väl som ljudet utgöres af en vågrörelse. Men

medan ljudvågornas längder variera från 40 meter till 25

millimeter, äro de vågor, som af ögat förnimmas som ljus,

endast 2/s till 4/s af en tusendedels millimeter.

Fraunhofer sträckte äfven sina undersökningar till det

ljus, som utstrålar från i lågor eller genom elektricitet

för-flygtigade metallers gaser och fann, att deras spektra

utgöras af flere eller färre, stundom helt få, smala, ljusa linier,

skilda af mycket breda, mörka mellanrum. Ja ej ens

stjer-nornas spektra undgingo hans forskarblick. Men de

Fraun-hoferska liniernas uppkomst var och fbrblef likväl en gåta,

på hvars lösning såväl han som en rad lysande forskare

förgäfves pröfvade sina krafter. Visserligen ryckte gåtans

lösiiing allt närmare. Sålunda ådagalade Sir David

Brew-ster, att några grupper Fraunhoferska linier ej hade något

med solen att göra, utan drogo sitt ursprung från ämnen i

jordens atmosfer. Närmare än någon annan att finna

lösningen var Ångström, men det fullständiga och fullt klart

insedda svaret, och som dertill genast bar frukt, lemnades

af professor Kirchhoff. Denne ådagalade, att de Fraunhofer-

ska linierna äro intet annat, än den naturliga följden, af

en dittills okänd naturlag, nemligen att det ljus, som

utstrålar från en i glödning befintlig fast eller flytande kropp,

ger ett spektrum, som sträcker sig från rödt genom de

vanliga spektralfargerna mot violett och längre, ju starkare

kroppen glöder, och utan att i detsamma kan upptäckas

någon ojemnhet, något afbrott, såvida ej ljuset före sitt

inträde i spektralapparaten passerat annat medium än t. ex.

ett kort lager luft. Men om ljuset innan dess gått igenom

gasen af någon förflygtigad metall, kan ett af tre

uppkomma. Är metallgasen hetare än den fasta kroppen, ser

man flere eller färre ljusa linier, nemligen just dem, som

metallgasen i och för sig utstrålar. Ty det är en

egenskap, som alla glödande gaser af enkla ämnen ega, att

deras spektra utgöras af endast isolerade ljusa linier. Är

metallgasen af samma värme, som det glödande fasta

ämnet, åstadkommer den ingen som helst förändring i dettas

spektrum, men om den är kallare, ser man i den fasta

kroppens spektrum mörka linier på just de ställen, der den

glödande gasen i och för sig gifver ljusa. Dessa, som det

tyckes mycket besynnerliga företeelser, bli fullt förklarliga

genom ännu en lag, som Kirchhoff uppstälde, nemligen att

när ljuset från något ämne passerar en gas, så utsläcker

denna alla ljusstrålar, hvilka hafva samma våglängder, som

det ljus, hvilket gasen sjelf utsänder. Är derför gasen

hetare än den fasta kroppen, så utsläckas visserligen de linier

i dennas spektrum, som ha samma våglängder, som gasens

spektrallinier, men några mörka linier uppstå ej på dessa

ställen, utan tvärtom ljusa, ty gasens egna spektrallinier

träda i stället för den fasta kroppens, och då gasen är

hetare än denna, bli dessa linier ljusare, än det omgifvande,

af den fästa kroppen alstrade spektret. Är gasen precist

lika varm som den fasta kroppen, blir den ersättning, sorö

denna lemnar för det absorberade ljuset, precist lika med

förlusten, och spektret blir sådant, som om ljuset ej

passerat genom någon gas alls. Är slutligen gasen kallare, blirförlusten större än ersättningen, och linier uppkomma, som

äro svagare lysande, än de omgifvande delarna af spektret,

och derför genom kontrasten se svarta ut.

Kirchhoff drog häraf den slutsatsen, att de

Fraun-hoferska linierna, med undantag for de atmosferiska, draga

sitt ursprung från en starkt upphettad atmosfer, bestående

af förgasade metaller. Han ådagalade likaledes hvilka en

del af de metaller äro, som gifva upphof åt dem. Äro

nemligen de ofvan framstälda lagarne rigtiga, behöfver

man allenast öfvertyga sig om, att vissa linier i solspektret

intaga samma läge, som alla, eller åtminstone de

hufvud-sakligaste, bland de linier, som uppkomma, när man vid

glödhetta förgasar ett jordiskt ämne. Och det är klart,

att detta blir desto mera bevisande, ju flera de linier äro,

mellan hvilka öfverensstämmelsen ådagalägges, och ju

kraftigare de instrument äro, som användas. Naturligtvis kan

jemförelsen lämpligen göras så, att man bestämmer

våglängderna ej blott för de Fraunhoferska linierna i

solspektret, utan ock för alla de enkla kemiska ämnena, och

der-efter tillser för hvilka öfverensstämmelse eger rum. Denna

method kunde Kirchhoff" likväl ej begagna, enär hans

instrument ej medgaf bestämning af våglängder, utan han

jemförde direkt solspektret med spektra från metallgaser

medelst en af honom sjelf uppfunnen method. På detta

sätt kunde han ådagalägga att i solen förekomma

gaserna af natrium, jern, calcium, magnesium, nickel, barium,

koppar och chromFig. 3, hvilken, så godt som ett icke färglagdt träsnitt förmår,

återgifver en vid föreläsningen förevisad bild, belyser detta förhållande.

I densamma framställas tvenne olika spektra. Det öfre, hvilket är

vätgasens, utgöres af endast fyra ljusa linier på mörk botten. Det undre

är solspektret, och utgöres af ett i hufvudsak sammanhängande

ljusband, öfvergående från rödt genom gult, grönt och blått till violett. I

detsamma finnas i verkligheten tusentals fina, mörka linier, af hvilka

endast de starkaste äro återgifna å figuren. Jemföras begge spektra,

ser man, att mot hvar och en af de ljusa vätgaslinierna svarar en mörk

linie i solspektret. Och då öfverensstämmelsen i läget mellan de ljusa

och mörka linierna är absolut, äfven i de starkaste spektroskop, kan

man häraf draga den slutsats, att de nämnda fyra mörka linierna i

solspektret uppkomma ur i solens atmosfer befintlig vätgas. Beviset blir

så mycket fullständigare, som vätgasen dessutom har längst ut i violett

och i den för ögat osynliga, men af fotografien återgifna s. k. ultravioletta

delen af spektret mer än ett halft dussin andra linier. Samtliga dessa

motsvaras i solspektret af fullkomligt liknande mörka.. Om Herschels soltheori vore rigtig,

vore således nyssnämnda gasblandning den atmosfer,

hvarmed solinvånarnes lungor finge hålla tillgodo, och då man

vet, att jernet förgasas först vid mer än 2000°, kan man

ej annat än finna den högst, olämplig att underhålla

organiska varelsers andning. Också förkastade Kirchhoff utan

betänkande hela theorien om solens beboelighet. Ja han

gick än längre. Han förkastade hela den Herschelska

soltheorien, och stälde i dess ställe sin egen, enligt hvilken

solens aggregattillstånd ej är fast utan flytande. Solen

skulle således vara en i starkaste glödhetta försatt smält

massa af de mest svårflygtiga ämnen. Hvad fläckarne

angår, så antog Kirchhoff dem bestå af molnartade

bildningar, tvenne öfver hvarandra, af hvilka den öfre och större

bildade penumbran, den undre kämfläcken. Kirchhoff

antog för öfrigt, att den atmosfer af metallgaser, som

åstadkom de Fraunhoferska linierna, hade en betydande tjocklek,

nemligen den, som man vid totalförmörkelser ser kronan ega.

Samtidigt med att Kirchhoff framlade sin förklaring

af de Fraunhoferska linierna, offentliggjorde prof. Bunsen,

hvilken arbetat tillsammans med Kirchhoff, resultatet af

spektralanalysens tillämpning på kemien, hvarvid han

ådaga-lade den ojemförligt stora känslighet, som spektralanalysen

eger, när det gäller att upptäcka ytterst små qvantiteter

af vissa ämnen, och tillkännagaf derjemte, att han med

dess hjelp upptäckt tvenne dittills helt och hållet förbisedda

metaller.

Allt detta gjorde, att spektralanalysen med ens vann

burskap inom vetenskapen, och hvad särskildt frågan om

solens natur angår, att Kirchhoffs theori vann talrika an-

hängare. Kirchhoffs soltheori måste emellertid anses som

en föga fullständig och tillfredsställande. Den förklarade

visserligen de Fraunhoferska linierna, men redan

uppkomsten af fläckarne var så godt som fullständigt lemnad utan

all förklaring. I ännu högre grad var detta fallet med

fläckarnes periodicitet och den olika rotationstiden på olika

latituder, hvilken ej gerna kunde förenas med densamma.

An mindre lemnade den ens skymten af en förklaring öfver

protuberanserna och, hvad som kanske var det allra

betänkligaste, den rentaf stred mot det, som man iakttagit

på solytan. I sjelfva verket är det klart, att en glödande

smält metall måste, långtifrån att på sin yta visa det ojemña

korniga utseende, som man alltid medelst en god tub

iakttager på fotosferen, tvärtom visa sig alldeles jemn och

likformig.

Man inväntade emellertid en ny totalförmörkelse, för

att der vid vinna nya upplysningar rörande solen, h varom

man denna gång hade så mycket större hopp, som man

för studiet af protuberanserna dels kunde på ännu

lämpligare sätt än 1860 begagna fotografíen, dels, och detta var

det vigtigaste, nu för första gången kunde fråga

spektro-skopet till råds. Denna förmörkelse inträdde d. 18

Augusti 1868 under sådana omständigheter, att den totala phasen

räckte längre än under någon förmörkelse, som hittills

blif-vit vetenskapligt iakttagen. Från Aden, der förmörkelsen

egde rum tidigt på morgonen och var total omkring 4

minuter, gick förmörkelsens centrallinia till östra Indiska halfön

med tider af 5m 108 till 5m 458. Ännu långvarigare var den

totala förmörkelsen på östra Indiska halfön, och längst,

nemligen 6m 508 i Siamesiska golfen.

Då åtskilliga bland de i astrofysikaliska observationer

mest öfvade astronomerna fått resa till olika punkter af

förmörkelsens centralkurva, var det helt naturligt, att

för-väntningarne om goda resultat af denna förmörkelse voro

högt spända. Redan samma dag, som förmörkelsen egt

rum, visste man i Europa, att protuberansernas gåta varåtminstone delvis löst. Telegram, inlupna från såväl franska

som engelska astronomer, talade om, att man sett ljusa

linier. Men enligt den af Kirchhoff funna lag, som jag

nyss omtalade, betyder ett spektrum, som består af

isolerade ljusa linier, skilda af mörka breda mellanrum, att

det ljus, man undersöker, utgår från den till glödgning

upphettade gasen af ett eller möjligen flera enkla ämnen.

Protuberanserna voro således intet annat, än oerhörda

massor af glödande gaser. Då närmare underrättelser inlupo

om de observationer, som anstälts under förmörkelsen, fann

man, att hur länge den totala förmörkelsen än räckt, den

dock varit kortare än önskvärdt, ty uppgifterna angående

protuberansliniernas läge i spektret, sådant detta blifvit

be-stämdt af en astronom, stämde ej rätt väl öfverens med en

annan astronoms uppgifter, och allt tydde på, att noggranna

värden först småningom, ja kanske rätt sent, skulle

erhållas. Men den 26 oktober nämnda år blef en i

solundersök-ningarnes historia för evigt minnesvärd dag. Franska

vetenskapsakademien hade ett af sina vanliga sammanträden,

och omedelbart efter hvarandra upplästes tvenne bref, ett

från den franske astronomen Janssen, nu föreståndare för

observatoriet i Meudon, och skrifvet från Guntoor i

Ost-indien några dagar efter förmörkelsen, livari han meddelade,

att han under den totala förmörkelsen blifvit så slagen af

den glans, hvarmed protuberansernas spektrallinier uppträdde,

att han, då solen just vid totalförmörkelsens slut försvann

i moln, utropade: “jag skall återse de der linierna äfven

utan någon förmörkelse“, och att hans förutsägelse

verkligen redan följande dag gått i fullbordan, och att han sedan

dess dag ut och dag in observerat dem, alldeles som om

förmörkelsen räckt i dagar i st. f. i minuter. Lockyer åter

underrättade akademien, att han sedan ett par år tillbaka

gjort försök att se protuberanslinierna, hvilka han antagit

skola finnas och vara ljusa, men då utan framgång; men

att han nu lyckats dermed. Lockyer vill göra troligt, att

misslyckandet berodde uteslutande på, att det spektroskop,lian förr användt, var allt för svagt, framgången deremot

på, att han fått ett kraftigare instrument. Utan tvifvel

kunna dessa orsaker hafva i sin mån medverkat. Men på

grund af de observationer å protuberansemas spektrallinier,

som jag sjelf anstalt, måste jag förneka, att de kunna

hafva utgjort enda, ja ej ens hufvudorsaken. Jag har

nem-ligen utan svårighet kunnat se dessa linier med spektroskop,

som varit flera gånger svagare än Lockyers första. Den

stora skilnaden ligger efter min mening deri> att Lockyer

efter förmörkelsen ej blott visste, att protuberansemas

spektrallinier voro ljusa, utan ock åtminstone tillnärmelsevis

livar han hade att söka dem, och sådant gör mer, än man

tror. Lockyers förtjenst att hafva upptäckt dessa linier,

oaktadt han ej sett dem under totalförmörkelsen, blir för

öfrigt icke mindre för det.

Genom denna upptäckt stälde sig saken på helt

annat sätt än förr. Man var numera för bestämmandet

af dessa liniers lägen i solspektret ej hänvisad till de få

minuterna under en total solförmörkelse, med dess äfven

för den lugnaste gripande förhållanden, utan kunde

verk-v ställa observationer på dem i största ro och lugn. Man

fann också, att protuberansemas och sammaledes

chromo-sferens spektrallinier i regeln utgjordes af en röd, en gul,

en blå och tvenne violetta linier, af hvilka den sista likväl

är svår att upptäcka och äfven den första violetta linien

ej så särdeles lätt att se. Deremot äro de öfriga ljusa och

lätta att varseblifva. Alla, med undantag af den gula linien,

motsvaras i solspektret af de linier, hvilka, som prof.

Ångström i Upsala visat, draga sitt upphof från väteSe noten å sid. 32.. Den

gula linien motsvaras deremot ej af någon Fraunhofersk

linie, och än i dag vet man ej, hvilket kemiskt ämne den

tillhör. Så mycket bief således omedelbart klart, att så

chromosferen som de vanliga protuberanserna till största

delen utgöra väldiga massor af glödande vätgas. Under

senare undersökningar fann man emellertid, att vissa

protu-beranser liafva en mera komplicerad sammansättning, i det

deras spektra jemväl innehålla linierna från åtskilliga af de

i solen ingående metallerna, framför allt magnesium,

natrium och jern.

Men spektroskopet blef ett medel att studera ej blott

protuberansernas kemiska sammansättning, utan äfven de

former, i hvilka de uppträda, och de förändringar, som

dessa undergå. För att göra detta begripligt, måste jag

likväl först redogöra för, huru ett spektroskop är

kon-strueradt.

Vi erinra oss, att Fraunhofer erhöll sitt solspektrum på

det sätt, att han i en stor mörk sal anbragte en fin springa i

den fönsterlucka, som täckte ena fönstret, inrigtade en tub

på denna springa, och derefter framför tubens främre glas

satte ett prisma. Jag anmärker nu, att det för spektrets

renhet är ytterst magtpåliggande, att springan är särdeles

fin, och att tuben inställes så, att springan synes med den

största möjliga tydlighet. Men om fordringarne ställas så

högt som möjligt, är ej ens detta nog. Det erfordras

jemväl, att strålarne, när de genomgå prismat, äro sins emellan

parallela." Detta är omöjligt att åstadkomma med den

inrättning, hvaraf Fraunhofer betjenade sig. Men det är gifvet,

att den vinkel, som bildas af de strålar, som utgå från

springan och träffa prismat, blir mindre, ju större afståndet

är från springan till prismat. Fullt parallela blefve de, om

springan stode på oändligt afstånd från prismat. För att

uppfylla detta vilkor, och likväl låta instrumentet få små,

beqväma dimensioner, har man förfarit på sätt, som jag

nu går att beskrifva. Det är välbekant, att om ljusstrålar

från ett oändligt aflägset föremål — som ett sådant kan t.

ex. solen anses — falla på ett bränn glas, så förenas de till

en punkt, der ljuset och värmet är ytterst starkt. Man

kallar den derför brännpunkten. Å andra sidan är det

bekant, att om strålar utgå från en ljuskälla och träffa ett

glas, som är slipadt i en form, som liknar ett brännglas,och som är så stäldt, att ljuskällan befinner sig i dess

brännpunkt, så förändra strålarne sin rigtning vid gången genom

glaset och blifva parallela. Man betjenar sig af denna

egenskap hos slipade glas i våra moderna fyrar. I dem är

ljuskällan d. v. s. lampan, eller måhända det elektriska

båg-ljuset, omgifven af ett stort kulformigt system af^slipade

glas, hvilka äro så formade och så tillhopastälda, att de åt

något eller några håll få formen af ett brännglas, i hvars

brännpunkt ljuskällan befinner sig. När lampan tändes,

utstrålar derifrån ljiis åt alla håll. Men alla de strålar, "som

träffa ett af de system af slipade glas, hvarom jag nyss

talat, bli parallela,, och utgå derför i ett enda knippe af

den diameter, som det nämnda systemet har, samt spridas

ej vidare. Detta är naturligtvis af stort gagn; ty ett skepp

ute på hafvet mottager på en gång allt det ljus, som

träffat hela systemet, och sjömannen kan derför med lätthet

varseblifva den aflägsna fyren. Glassystemet förutan skulle

han mottaga blott en liten bråkdel deraf, och fyren skulle

bli osynlig redan på ett mycket mindre afstånd.

Vid konstruktionen af nutida spektroskop betjenar man

sig af samma egenskaper hos de slipade glasen. Man

förfärdigar en instrumentdel, i hvilken finnas tvenne skifvor

af någon hård metall, t. ex. stål eller iridiumhaltig

platina, hvilka på den sida, der de beröra hvarandra, äro

alldeles rätliniga, och formade ungefär som eggen på en sax.

Af dessa metallstycken är det ena fast förenadt med de

öfriga styckena af denna instrumentdel. Den andra skifvan

kan deremot förflyttas medelst en fin skruf. När begge

skifvorna beröra hvarandra, kan således intet ljus framgå

mellan dem. Vrider man deremot på skrufven, så att den

rörliga skifvan förflyttas en ringa bråkdel af en millimeter,

uppstår mellan begge eggarne en smal springa, och om ljus

får falla derpå, ser man från motsatta sidan en ytterst fin

ljuslinie.

Ena hufvuddelen af ett spektroskop (Fig. 4) utgöres

af ett messingsrör AS, hvars ena ända tillslutes af en springe-

inrättning S, sådan som jag nyss beskrifVit den, medan i

den andra finnes ett vanligt tubglas A af sådan slipning, att

springan befinner sig i dess brännpunkt. Om derför ljus, på

sätt jag nyss antog, faller på springan, komma de från

densamma utgående strålarne att träffa glaset, och att efter

sin gång genom detsamma bli sins emellan parallela,

alldeles som om springan stått på oändligt afstånd och ej på

den lilla distansen af ett par decimeter.

Andra hufvuddelen af spektroskopet är en vanlig tub

BE, som kan ställas i hvilken vinkel som helst mot det

nyss omtalade röret, hvilket vanligen benämnes

spektrosko-pets collimator. Då man i en tub ser sådana föremål

tydliga, som till tubens glas sända parallela strålar, så är det

klart, att om man ställer tuben så, att dess glas vändes mot

collimatorn, och dess rör står noggrant i förlängningen af

dennes rör, så ser man i tuben springan som en fin skarpt

begränsad ljuslinie.

Insätter man nu den tredje och ej minst vigtiga

hufvuddelen, prismat P, så att de från springan utstrålande och

genom collimatorns glas till parallelism bragta strålarne träffa

detsamma, så tager, som vi redan sett, ljuset en annan

rigt-ning, och i och dermed uppdelas det i sina enkla färger.

Förflyttar man derför tuben så, att de i prismat brutna

ljusstrålame infalla i densamma, får man ett tydligt

spektrum. Och detta spektrum blir olika, alltefter arten af det

ljus, som faller på springan. Är detta t. ex. ljuset från en

platinatråd, som upphettas till hvitglödning medelst en

genom densamma ledd kraftig elektrisk ström, eller ljuset

från en elektrisk glödlampa, eller från en vanlig

fotogenlampa eller dylikt, ser man ett band af ljus, der

regnbågs-fårgerna följa hvarandra utan det ringaste afbrott från rödt

till violett. Ar det solljus, får man ett Miufvudsak

sammanhängande ljusband, men afbrutet af de mörka

Fraun-hoferska linierna. Är det ljuset från en till glödning

upphettad gas, t. ex. från en metall, som förflygtigas å ena

kolspetsen i en elektrisk båglampa, eller en gas, som starktförtunnad inneslutes i ett glasrör, genom hvilket den

elektriska gnistan ledes, eller saltet af någon bland de

lättflyg-tiga metallerna, som införes i en spritlåga eller i den blå,

svagt lysande lågan af en gasbrännaire, får man smala

enstaka stående ljusa linier. Det är just på detta sätt man

utför spektralanalys på jordiska ämnen, hvarvid man i mån

af deras flygtighet begagnar den ena eller andra

förgasnings-methoden. Och denna analyseringsmethod är till ytterlighet ^

känslig. Om man delar ett kilogram koksalt i en million lika

delar och en sådan del åter i hundratusen, så räcker hvarje

sådan smådel mer än väl till att, om den införes i en

gaslåga, visa natriums tvenne karakteristiska tätt intill

hvarandra stående gula spektrallinier.

Vid denna spektralanalys på jordiska ämnen sätter man

helt enkelt lågan eller den elektriska ljusbågen eller

spek-tralröret tätt framför spektroskopets springa. Gäller det

att undersöka solspektret ,i allmänhet, anbringar man

framför springan en spegel, som kan antingen med handen eller

med ett urverk vridas så, att solljuset alltid återkastas i

springans rigtning. När det deremot är fråga om att

undersöka spektrum från en bestämd del af någon himlakropp,

eller att analysera ljuset från en stjerna eller annat

ljus-svagt föremål, hvars ljus, om det direkt insläppes genom

springan, måste bli alldeles för svagt, måste spektroskopet

förenas med en astronomisk tub, ju större desto bättre.

Tillse vi nu först hvad gagn den astonomiska tuben

kan i detta fall göra, så finna vi följande. De strålar, som

från himlakropparne anlända till jorden, äro på grund af

det stora afstånd, hvarpå dessa befinna sig, att anse som

fullkomligt parallela. När de derför träffa tubens främre

stora glas, förenas alla från en och samma punkt utgående

strålar i en punkt, som är belägen i det plan, som går

genom tubens brännpunkt och är vinkelrätt mot tuben sjelf.

Är föremålet en stjerna, hvars skenbara diameter är

försvinnande liten, förenas alla de från henne utgångna

strålar, som träffa tubens glas, till en enda punkt, som derförblir högst betydligt ljusare än stjernan synes med blotta

ögat. Är det deremot ett föremål med märkbar diameter,

t. ex. solen, så förenas strålarne från hvarje punkt af dess

yta till en punkt i brännpunktsplanet. Och då dessa

punkter ligga ordnade på alldeles samma sätt, som i det verkliga

föremålet, far man der en trogen bild af detsamma, en sak,

hvarom man kan öfvertyga sig, om man der insätter ett hvitt

papper eller ett mattslipadt glas. Man finner, om man så

gör, att äfven i detta fall ljuset blifvit betydligt förstärkt.

Det är klart, att om man fast förenar ett

spektro-skop med tuben, på så sätt, att dettas springapparat kommer

att stå i tubens brännpunktsplan, och således dess collimator

kommer att ligga i förlängningen af tuben, så kan man

genom att inställa tuben på olika ställen af solytan eller

vid solranden få ljuset från de der befintliga partierna att

inträda i springan, derifrån i prismat och slutligen i ögat*

Och detta mottager ljuset ej i dess ursprungliga

beskaffenhet, utan sönderdeladt i dess enkla färger. Men då på

springan fallit en tydlig- bild af föremålet, hvars olika delar

träffa hvar sin del af springan, är det klart, dels att

spektret ej kan bli bredare än den del af föremålets bild, som

faller på springan, så att om någon del af densamma alls

ej träffas af ljus, det mot denna del af springan svarande

spektret blir mörkt; dels att, om bland de delar af

föremålets bild, som falla på springan, ena delen i och för sig

ger ett spektrum af en beskaffenhet, andra delen af en

annan, spektret måste delas i tvenne band, af hvilka det öfre

visar ena delens, det undre den andra delens spektrum.

Är föremålets bild så liten, eller springan så bred och

hög, att bilden faller helt och håller inom densamma, så

inträffar ett af två. Är föremålet alldeles enfargadt, består

alltså dess hela spektrum af en enda ljus spektrallinie,

såser man detsamma alldeles så, som man skulle se det i

tuben, om spektroskopet vore borta. I stjernbilden Lyran

finnes en s. k. ringformig nebulösa, hyars ljus är enfargadt

blågrönt. Det är ytterst lätt att öfvertyga sig om, att ituben denna nebulösa ser precist ut på samma sätt med

eller utan spektroskop, under förutsättning, att dettas springa

är så bred, att den upptager hela bilden af nebulosan. Har

föremålet åter, som fallet verkligen är med t. ex. Venus, alla

möjliga färger förenade i sitt ljus, går det på helt annat sätt

med bildens utseende, om springan göres så bred, att hela

planetens bild rymmes deri. Venusskifvan vexlar som bekant

form, alldeles som månskifvan. Vi kunna exempelvis antaga,

att försöket göres, när planeten har samma form som

månen mellan ny och första qvarteret. Man ser då, om till en

början prismat tages bort från spektroskopet, planeten som

en temligen smal skära, skarpt och väl begränsad. Men

så snart prismat insättes, dragés bilden ut till ett fårgadt

spektralband, hvars höjd är lika med bildens, men bredden

kanske hundra gånger^ större. Att igenkänna ett spår af

skärformen, der om kan ej ens varda tal.

Om i förra fallet nebulosan egt två färger, och dess

spektrum således bestått af två linier, en grönblå och en

röd, så skulle man liksom förut fått en tydlig grönblå bild

af ringnebulosan, men derjemte en röd som på färgen när

fullkomligt liknat den grönblå bilden och föremålet sjelft.

*

Det, som skolat utgöra föremål för denna andra

föreläsning, är härmed slutbehandladt. Vi hafva sett, huru

tvenne nya undersökningsmetlioder uppkommit och införts i

vetenskapen. Vi hafva närmare sysselsatt oss med den ena

bland dem, hvars methoder och tlieori ej äro så alldeles

lättfattliga för den, som ej haft tillfälle att taga kännedom

om de instrument, man i densamma använder och de

företeelser, som man varseblifver med hjelp af dessa

instrument.

Det skall blifva vår uppgift under den sista timmen

af denna föreläsningsserie att tillse, hvad man kan anse

sig hafva vunnit af ökad kunskap om solens natur genom

användandet af dessa nya metoder.

Tredje Föreläsningen.

Under senaste föreläsning gjorde vi en, om än blott

ytlig, bekantskap med det märkliga instrument,

spektroskopet, som så mägtigt bidragit till att lemna upplysningar

om himlakropparnes natur. Vi sågo, huru redan dess

första användande vid solförmörkelsen 1868 visade hvad

protuberanserna äro, samt att det, användt på det sätt, som

Janssen och Lockyer lärt, ledde till kännedom om

protube-ransernas kemiska sammansättning. Men ur denna upptäckt

framgick äfven omedelbart en method att studera de former,

i hvilka de uppträda, och de förändringar de undergå. Denna

method var likväl i hög grad obeqväm och tidsödande och

just af sistnämnda anledning ej rätt praktisk, enär den på

grund af protuberansernas ofta hastiga förändringar ej

lem-nade någon säker kännedom om huru dessa vid ett gifvet

tillfälle sågo ut.

Men några få månader efter den indiska förmörkelsen

tillkännagaf Huggins, att han upptäckt en method, medelst

hvilken man kunde när som helst se protuberanserna sjelfva

i deras sanna gestalt och ej blott deras spektrallinier. Den

princip, hvarpå den Hugginska methoden beror, har jag

likaledes sökt göra klar under förra föreläsningen. Jag

påvisade då, att om en himlakropp, i likhet med den stora

ring-nebulosan i Lyran, utsänder ljus af en enda enkel färg, och

derför, om den undersökes med spektroskopet, har ett

spektrum, som består af en enda ljus spektrallinie, så synes

den i ett spektroskop, hvars springa vidgats tillräckligt, i

sin sanna form, utan någon som helst förvridning.

Utsänder den två enkla ljussorter, d. v. s. har den endast två

ljusa spektrallinier på mörk botten, så synes den under

samma omständigheter som två bilder, -hvilka på färgen

när äro lika med hvarandra och med föremålet sjelft, o. s. v.

Huggins påvisade nu, att då protuberanserna hafva få och

vidt skilda spektrallinier, så måste de, om blott spektroskopet

är tillräckligt starkt, kunna synas i sina sanna former och

i endera af spektralliniernas färg, och meddelade, att han

sjelf verkligen lyckats se en sådan. I och härmed var

fältet öppnadt för studiet af protuberanserna, och man har

allt sedan en så godt som sammanhängande serie af

iakttagelser på dem.

Dessa iakttagelser hafva ledt till en synnerligen

fullständig kännedom om dessa märkvärdiga bildningar. Till

en början har man fått veta, att protuberanserna äro af

tvenne skarpt skilda slag, nemligen de ht g na eller

molnfor-mig a och de eruptiva eller metalliska. Ett blott någorlunda

öfvadt öga kan redan vid första ögonkastet afgöra,

hvilket-dera slaget en gifven protuberans tillhör.

De lugna protuberanserna (Fig. 5) likna i form och

bildning nästan alldeles fullkomligt våra jordiska moln och

skilja sig i utseende från hvarandra nästan lika mycket som

molnen göra det. De allmänna fjäder- och

sträckmolnsty-perna äro mycket vanliga, isynnerhet de förra, medan

former, som likna stack- och åskmolnen, förekomma mindre ofta.

En form, som är rätt vanlig, erinrar om fjäderbuskar.

Protuberanserna af denna klass ega ofta en mycket betydande

storlek, i all synnerhet på bredden, i det de som väldiga

moln, många gånger större än jorden, tyckas hvila på

solytan. Men ej sällan är, trots deras kolossala utsträckning,

deras förbindelse med solytan jemförelsevis föga i ögonen

fallande. Det enda, man i detta hänseende varseblifver, är

tunna pelar- eller trädstamlika förbindelser mellan solytan

och den på betydligt afstånd derifrån liggande

hufvudmas-san af protuberansen. Ibland saknas dessa förbindelser helt

och hållet, och protuberanserna öfvergå då till de redan vid

totalförmörkelsen 1851 iakttagna fritt sväfvande molnen.

De lugna protuberanserna motsvara i så måtto sitt namn,

att de äro underkastade endast jemförelsevis långsamma

förändringar. De kunna så temligen oförändrade bestå

under timmar, ja dagar och veckor. De äro ej uteslutandebundna vid bestämda zoner af solytan, utan kunna

förekomma ända upp vid dess poler. Det är naturligtvis

just under de sistnämnda förhållandena, som man haft

tillfälle att konstatera oföränderligheten i deras former,

enär solens rotation i detta fall ej kommer dem att

försvinna, hvilket deremot blir fallet, ej blott i det sjelfklara

fall, att de föras bakom solen, utan precist lika väl, när

de träda in på solskifvan.

Om man redan genom en ytlig betraktelse kan

igenkänna dessa protuberanser på deras utseende, så utgör

deras spektrum, sådant man erhåller detsamma, om man

sluter spektroskopets springa så, att den blir helt smal, ett ej

mindre tillförlitligt. Det är nemligen i regeln ytterst

enkelt, bestående uteslutande af vätgasens spektrallinier samt

en gul linie, tillhörande ett med vätgasen nära beslägtadt,

men likväl antagligen från densamma skiljaktigt ämne, som

man åtminstone ännu ej lyckats finna här på jorden, och

som man derför benämnt helium. Endast undantagsvis och

å ställen med vida klarare luft, än i det norra Europa,

har man hos några bland dessa protuberanser sett

spek-trallinierna från de begge lätta metallerna natrium och

magnesiunl.

Helt annorlunda är utseendet af de eruptiva

protube-ranserna (Fig. 6). Man igenkänner dem redan på det

betydligt starkare ljus, de utstråla. Derjemte uppträda de i

former, som äro vidt skiljaktiga från de molnformiga

pro-tuberansernas. Dessa utmärka sig i allmänhet genom fina

mjuka bildningar. De eruptiva protuberanserna utgöras

deremot af glänsande, skarpt begränsade taggar eller

strålar, som med ofta svindlande hastighet förändra storlek

och utseende. Ja dessa förändringar försiggå ej sällan så

snabbt, att man ej kan medhinna att annat än ur minnet

taga en teckning af dem. Också äro de höjder, till hvilka

dessa protuberanser kunna stiga, alldeles utomordentliga.

Man har sett en sådan, hvilken på några få minuter stegtill en höjd, som utgjorde halfannan gång månens, afstånd

från jorden.

För öfrigt äro dessa protuberansers spektra ganska

sammansatta, i det en mängd ljusa linier ofta förekomma i

dem, nemligen ej blott vätets och heliums, utan äfvenflere

metallers, i synnerhet natriums, magnesiums, bariums,

jer-* nets och titans och ej sällan calciums, chroms och mangans.

Dessa protuberanser förekomma så godt som undantagslöst

i närheten af en solfläck, som redan är bildad eller håller

på att bildas. Utanför de zoner af solytan, inom hVilka

solfläckarne finnas, förekomma de icke, och allra minst i

granskapet af solens poler. De uppkomma helt plötsligt och

oväntadt, ehuru vanligen en höjning och en ansenligt större

glans å något ställe af chromosferen förebådar dem, stiga

på den korta tiden af några få minuter till sin största höjd

och äro ofta efter ytterligare några minuter ända till

oigen-känlighet förändrade, ja kanske försvunna.

Vi hafva i det föregående redan vid flere tillfällen

omtalat chromosferen, d. v. s. det hela solen omhöljande

gaslagret. Det må här vara nog att nämna, att man

utförligt och fullständigt kunnat undersöka densamma på

alldeles samma sätt som protuberanserna. Man har funnit,

att den har en ojemn yta, och öfverallt höjer sig upp i

taggar och spetsar. Till sin kemiska sammansättning

liknar den i regeln de lugna protuberanserna. Men här och

der finner man stundom vida mer komplicerade

spektral-förhåUanden. Man kan i så fall med rätt stor sannolikhet

vänta, Titt inom kort der få se en eruptiv protuberans.

Om på sätt vi sett protuberanserna odi chromosferen

med stor fördel kunna undersökas under hvarje klar dag, så

är detta deremot ej fallet med kronan. På grund häraf

har man med ej mindre ifver än under åren 1842—1868

iakttagit alla de totala förmörkelser, som inträffat. Redan

1869 användes spektroskopet på kronan, och man fann då

en grön linie, men tillhörande ett här på jorden alldeles

okändt ämne, som man benämnt “coronium“. Hvad dettakan vara för ett ämne, låter naturligtvis ej säga sig, men

då den gröna linien blifvit iakttagen på ett oerhördt afstånd

från solranden, nemligen mer än solens halfva diameter,

och då kometer, t. ex. den stora af 1882, passerat genom

detsamma, utan att dess rörelse i någon märkbar grad

blif-yit hejdad, måste denna gas vara af en tunnhet och

lätthet, som vida öfverträflfar allt, som vi känna. En utländsk

astronom har betecknat detta så, att han sade, att denna

coronalatmosfer är så lätt, som det ämne, hvaraf drömmar

förfärdigas. Emellertid må man ej föreställa sig, att detta

gasformiga lager utgör hela kronan. Densamma har tvärtom

en vida mer komplicerad sammansättning. Både de

teckningar och de fotografier, som tagits, visa nemligen, att

inuti kronan finnas ämnen, som åt densamma gifva

be-" stämda utpräglade former. Utom längre eller kortare, väl

begränsade strålar, har man alltid jemväl iakttagit en eller

flera vinkelformade inskärningar, inom hvilka så godt som

intet ljus varit synligt. Det är nu ytterst anmärkningsvärdt,

att man sett den gröna spektrallinien precist lika väl inom

dessa inskärningar som utom dem. Och då man dessutom

vid ett par förmörkelser i spektret från de ljusaste

strå-larne sett några bland de starkaste Fraunhoferska linierna,

kan det ej vara något tvifvel om, att kronan består af

tvenne olika beståndsdelar, nemligen coronalatmosferen, som

ger den gröna spektrallinien, och den antagligen af kring

solen kretsande meteordam bildade delen af kronan, som

innehåller inskärningarne och strålarne.

Ännu en fråga stod olöst efter 1868 års förmörkelse,

nemligen hvar de Fraunhoferska linierna uppkomma. Som

vi erinra oss, hade Kirchhoff antagit, att det, som vållade

absorptionen, vore en atmosfer af betydande tjocklek,

antagligen kronan. 1868 års förmörkelse ådagalade, att detta

var alldeles origtigt, i det ingen bland de många

astronomerna då sett ett spår af de tallösa ljusa linier, som måste

utsändas af detta s. k. absorberande lager. Man måste

der-för antaga, att lagret i stället var mycket tunt, och erin- *

*rade sig nu, att under förmörkelserna 1842 och 1851 ,ett

par astronomer blifvit strax före slutet af

totalförmörkelsen öfverraskade af ett bländande ljus, som likväl ej var

sjelfva solens.

Vid 1870 års förmörkelse sökte den amerikanske

astronomen Young, som då befann sig på Sicilien, att lösa denna

fråga. När totalförmörkelsen var på väg att inträda, höll

Young springan af sitt spektroskop så, att den noga

berörde solranden på det ställe, som sist skulle förmörkas.

Just som sista solstrålen försvann, fick han bevittna ett

präktigt skådespel. Hela spektroskopet fyldes i alla färger

af fina glänsande linier, så att, efter hvad han tyckte, alla

de Fraunhoferska linierna voro ljusa. Redan 1 */* sekund

senare voro de åter försvunna. Rigtigheten af denna Youngs

iakttagelse har blifvit bekräftad vid senare förmörkelser.

Den slutsats, som derur kan dragas, är, att solen är

om-gifven af trenne olika gaslager, nemligen ytterst

coronal-atmosferen af 800,000 derpå chromosferen af 10,000 och

sist det absorberande lagret af högst 1,000 kilometers höjd

öfver fotosferen. Det absorberande lagret består af en

blandning af metallgaser, bland hvilka befinna sig icke så få af

de mest svårflygtiga metaller vi känna till.

Också påpekades snart, isynnerhet af Faye och Secchi,

att Kirchhoff visserligen tagit ett steg i rätt rigtning, när

han antog, att solen ej vore fast, utan glödande smält, men

att han alldeles ej tagit steget fullt ut. Om han nemligen

det gjort, hade han i stället bort antaga, att solen vore

gasformig. I sjelfva verket, om redan ofvan fotosferen de

mest svårflygtiga metaller befinna sig i gasform, och intet

tvifvel kan råda derom, att under fotosferen värmet är ännu

högre, måste man antaga, att intet ämne kan motstå den

hetta, som der råder, utan att förgasas.

Få äro också de soltheorier, som sedan den tiden

uppgjorts, hvilka ej antaga, att solen, i hufvudsak åtminstone,

är ett klot af gaser, bestående af alla enkla kemiska ämnen,

upphettade till temperaturer, som, isynnerhet på större djup»

under ytan, äro utomordentligt lioga. Men i ett gasklot

af-solens ofantliga storlek måste på olika afstånd från

medelpunkten helt och hållet skiljaktiga tryckförhållanden vara

rådande.

I närheten af medelpunkten, der åt alla håll ofantliga

massor af gaser äro samlade, måste trycket öfverskrida alla

begrepp. Och intet tvifvel kan råda derom, att genom detta

tryck de der befintliga gaserna måste öfvergå till flytande

form, så vida ej på samma gång värmet Tore så

utomordentligt högt. Å andra sidan är vid ytan af solen

temperaturen visserligen hög, i det de tillförlitligaste bestämningar

gifvit 8—10,000°, men denna temperatur är otvifvelaktigt

ojemförligt lägre än värmegraderna i solens inre, hvilka

kanske stiga till millioner. Deremot är det alldeles

sjelf-klart, att trycket vid solytan måste vara särdeles lågt, och

således gaserna der. mycket förtunnade.

Hittills hafva vi helt och hållet lemnat åsido de nyare

soltheoriernas uppfattning af den egentligen lysande delen

hos solen, af fotosferen. Jemför man förhållandena på

solen med dem på jorden, framgår saken af sig sjelf. Begge

himlakropparna bestå ytterst af gaslager, hvilkas värme är

högre än den omgifvande verldsrymdens, och som derför

utstråla värme mot denna, samt således afkylas vid

berorings-ytan. Jordens atmosfer består som bekant af qväfve, syre

samt vexlande mängder af kolsyra och vattengas eller

vattenånga. De trenne förstnämnda gaserna kunna ej undergå

någon förändring af aggregattillstånd genom afkylningen.

Deremot veta vi, att vatten utfälles ur vattenångan, och

att moln bildas. A solen hafva vi ytterst

coronalatmosfe-rens och chromosferens högst lättflygtiga och dertill starkt

upphettade gaser. Här kan ännu mindre än med luftens

syre och qväfve en förändring af aggregattillstånd

ifrågasättas. Men längre ned kommer solens hufvudmassa,

blandningen af metallgaser och gaser af ännu svårflygtigare

ämnen. När en afkylning eger rum, kunna äfven här ett slags

molnbildningar uppstå. Visserligen moln af en helt annan

Föreningen Heimdals folkskrifter. 8—9.fearakter än jordens, då väggarne i de små bläddror,

hvaraf molnen bestå, utgöras af de allra svårflygtigaste

ämnen* och de gaser* «om fylla dem, af glödande

metall-gaser» De hafva derför en temperatur af flera tusen

grader, och utstråla ett bländande ljus. Och då dertill

kommer, att de utfallas ur ett gaslager, i hvilket de ämnen,

som bilda dem, förekomma jemförelsevis rikligt, och

skil-naden i temperatur mellan gaserna och den omgifvande

rymden är så ofantligt stor, måste utfållningen försiggå

både hastigt och ymnigt, och molnlagret, hvilket utgör

fo-tosferen, blifva sammanhängande. De underbart

fullkomliga solfotografier, hvilka under sällsynta, synnerligen

gyn-samma omständigheter, tagits af Janssen i Meudon, utgöra

ett kraftigt stöd för denna åsigt om fotosferens

beskaffenhet. Man ser, att solytan, utom fläckarne, består af otaliga

rundade ljusare småpartier, skilda af mörkare mellanrum.

Dessa ljuspartier äro de högst liggande delarne af

foto-sfermolnen, och mellanrummen synas något mörkare,

emedan deras ljus har att genomtränga ett något tjockare

gaslager, och derför försvagas något. Å andra sidan äro

facklorna åsliknande partier, hvilka uppkomma i fotosferen

genom., de omstörtningar, som bilda fläckarne och

pro-tuberanserna. I sjelfva verket’ har man vid några

tillfällen, då en fackla passerat solranden, kunnat iakttaga, att

den bildat en liten upphöjning å densamma.

Ofvergå vi härefter till frågan om solfläckame, så böra

vi naturligtvis först tillse, hvilka upplysningar

spektrosko-pet lemnat om dem. Den förste, som använde detta

instrument på dem, var väl Lockyer, ehuru Secchi och andra

följde omedelbart. Det, som man först af allt upptäcker i

en solfläcks spektrum, är en allmän fördunkling. Denna

skulle närmast tyda på, att solfläckarne äro antingen fasta

ämnen, eller hafva en form, som erinrar om rök, dam eller

dylikt. En sådan åsigt kan likväl numera ej vidhållas.

Redan för flera år sedan fann den amerikanske astronomen

Young med ett af honom sjelf tillhopastäldt ytterst kraftigtspektroskop, att fläckspéktrets allmänna fördunkling var

endast skenbar och förorsakad af den otillräckliga kraften hos

de spektroskop, som dittills användts. Med Youngs

spektroskop visade det sig deremot, att denna fördunkling

åstadkoms af tallösa ytterst fina och ytterst tätt stående linier.

Denna vigtiga iakttagelse blef eget nog till en början föga

uppmärksammad, än mindre från annat håll bekräftad. Men

med det utomordentligt starka spektroskop, hvarmed jag

utförde den i det föregående omtalade bestämningen af

solrotationen, lyckades jag i fullaste måtto bekräfta Youngs

iakttagelse och tillfoga, att mellanrummen mellan linierna

alls icke äro lika stora, utan att de stå i grupper af två

till tre linier, hvilka grupper äro skilda af större

mellanrum, än linierna inom hvarje grupp. Men vid särdeles

gynsam luft kunde jag j em väl i förlängningen af en sådan

grupp se en ytterst svag skuggning på sjelfva solskifvan.

Genom dessa observationer, som i år bekräftats å ett par

amerikanska observatorier, har en iakttagelse, som redan

långt tidigare blifvit gjord, väsentligt vunnit i betydelse.

Redan Lockyer och Secchi hade nemligen sett, att rätt

många af de vanliga Fraunhoferska linierna voro betydligt

bredare i fläckspektret, än i det allmänna solspektret. Begge

iakttagelserna till hopa bevisa, att solfläckarne hvarken äro

molnformiga, som Galilei och Scheiner och sedermera

Kirch-hoff trodde, eller fasta, som de skulle vara enligt Herschels

och sedermera Zöllners uppfattning, utan att de måste

utgöras af gasmassor, och att det dunkla utseendet hos dem

förorsakas af absorptionen inom dem, samt att de till

sin kemiska beskaffenhet ej väsentligt skilja sig från de

gaser, som omgifva fotosferen. Men om fläckarnes svagare

ljus förorsakas deraf, att det passerat genom ett tätare

gaslager, så måste man antaga, att de äro fördjupningar i

fotosferen, en sak, som efter hvad vi minnas redan Wilsons

observationer och än mera Herschels ådagalade.

Om det sätt, hvarpå solfläckarne uppkomma, råda

ännu olika meningar, och nekas kan ej, att frågans lösningsynes vara af högst betydande svårighet. Också kan ingen

af de solfläckstheorier, som hittills framträdt, sägas fri från

anmärkningar, stundom af betänklig art. Det kan likväl

ej vara annat än tillbörligt att, om än ingendera kan

anses utgöra frågans fullständiga vetenskapliga lösning, jag

ändock framställer en, mot hvilken de minst grundade

an-märkningarne synas mig kunna göras. Den är en

sammansättning af dem, som blifvit uppgjorda af Secchi ochYoung.

Vi böra genast anmärka, att om solen än är gasformig

ända till sitt innersta, så kunna likväl de i densamma

förekommande gaserna alldeles ej i rörlighet, lätthet att

genomträngas m. m. på något sätt jemföras med vår luft.

Trycket på dem är nemligen så starkt, att långtifrån att

hafva en lätthet, som motsvarar gasernas, solen är 1,4

gånger tyngre än ett lika stort klot af vatten. Då nu

tätheten vexlar med djupet, måste klotets inre hälft vara

tyngre, den yttre lättare än medeltalet, men ännu långt ut

mot fotosferen måste tätheten vara betydligt stor, jemförd

med gasers täthet under vanligt atmosfertryck. Det är

vidare genom laboratoriiexperiment utrönt, att gaser blifva

vid hög temperatur ganska trögflytande, och man måste

derför antaga, att de redan ej så synnerligen långt under

fotosferen äro det i ganska hög grad, och att detta

förhållande i det inre stegras så att, som Young uttrycker sig,

gaserna der ej äro mer lättrörliga än t. ex. tjära eller

kitt. Vidare böra vi erinra oss, att fotosferen måste vara

underkastad ständiga förändringar. Dess molnmassor

bildas på grund af den utomordentligt starka utstrålningen

mot den kalla rymden. Men då denna utstrålning alltjemnt

fortgår och är så betydande, att om hela solen vore

om-gifven af ett 15 meter tjockt skal af is, detta skulle smälta

på 1 sekund, så måste fotosfermolnen undan för undan

undergå en hos våra jordiska moln vanlig förändring, de

måste öfvergå till regn. Men detta regn kan ej i något

hänseende jemföras med regnen här på jorden. Dels bestå

dess droppar af hvitglödande smälta ämnen, dels måstedetta regn till rikligketen vida öf v erträffa äfven de

våldsammaste jordiska. Det kommer att, nästan som ett

sammanhängande skal, nedstörta i det heta inre, under sitt

fall dragande massor af gaser med sig, ända upp från

fotosferens öfversta lager. Men dels äro dessa gaser

betydligt kallare, än de gaser, der de hamna, och blifva

der-för genom hettan starkt utvidgade, dels måste de i flytande

form nedfallande ämnena här åter uppgå i gasform. På

grund af allt detta måste genast en stark utvidgning af

detta regn uppstå. Men gaserna hafva ej så lätt att slippa

ut. Inåt göra de tröga gaserna motstånd, uppåt skalet af

ständigt fallande regn samt fotosfermoln. Äfven åt sidorna

torde dessa gaser ej kunna slippa undan, då utrymmet är

jemförelsevis trångt, och ett tryck finnes äfven der.

Resultatet måste derför blifva, att en stark tryckning uppåt

uppstår, och att gaserna måste sträfva att slippa ut på den vägen.

Så småningom går detta ock för sig, då det yttre skalet ej

är sammanhängande, utan en mängd smärre hål finnas deri.

Men i mån, som gaserna tränga genom fotofcferen,

uppstår inom dem en stark strålning utåt verldsrymden;

de minst flygtiga ämnena kondenseras till fotosfermoln,

ensamt vätet, som dragits ned från cliromosferen, kan utan

att kondenseras hinna tillbaka till densamma, och vi spåra

verkningarne af dess uppåtgående rörelse i taggarne å

cliro-mosferens yta. Hafva större massor väte neddragits, blir

utströmningen under någon tid lifligare, och en molnformig

protuberans uppstår. I intet af dessa fall uppstår något

våldsamt genombrott af det öfre skalet, hvilket vi måste

anse hafva nog styrka att under vanliga omständigheter

motstå det inre trycket, utan att brista. Men att det ej

alltid försiggår så stillsamt, derom bära de eruptiva

pro-tuberanserna vitnesbörd. Att sådana genombrott som dessa

uppstå, kan förorsakas antingen deraf, att på något ställe

skalet är försvagadt, eller att den uppåt drifvande kraften

är förstärkt, eller kanske af begge dessa anledningar

tillhopa. Med Faye kunde man antaga, att orsaken till lör-svagningen är att söka i den olika tid, hvarmed solen roterar

på olika bredder. Deraf följer nemligen, att

fotosfermol-nen på vissa delar af solen befinna sig i rörelse i

förhållande till samma slags moln straxt norr- och söderut, och

denna rörelse är vid 40° bredd så stor, att ett der

befintligt moln drifver på 24 timmar 720 kilometer fortare, än

de moln, »som befinna sig på 41°, och lika mycket

långsammare, än molnen på 39° bredd. Att denna olika

hastighet måste förorsaka slitningar i och ett försvagande af

skalet, är sjelfklart. Men ensamt kan detta ej vara orsak

till de eruptiva protuberansernas frambrytande, ty dessa

skulle i så fall företrädesvis uppträda vid 42° bredd,

hvil-ket alls ej är händelsen. Man måste således antaga, att.

ännu en orsak, och denna en uppåtdrifvande kraft, är

verksam. Denna kraft är måhända centrifugalkraften, förorsakad

genom solens rotation. Dess största verksamhet måste vara

vid eqvatorn, der den andra orsaken är helt och hållet

overksam, och derifrån aftaga så, att den blir noll vid

polerna. Ensam kan, så måste vi antaga, äfven denna kraft

ej genombryta skalet. Men väl kunde detta tänkas

möjligt, då begge orsakerna samverka. I så fall måste den

kraftigaste verkan falla någonstädes mellan eqvatorn och

42° bredd, och genombrotten öfverhufvud ega rum i tvenne

zoner, en norr och en söder om eqvatorn.

Huru som helst; eger ett sådant genombrott rum, så

måste de inneslutna gaserna, i stället för att långsamt sila

igenom, utbryta med våldsamhet, och som sammanhängande

strålar slungas opp* i höjden, utan att de i någon mån

lätt-flygtiga metallerna hinna att afsätta sig som fotosfermoln.

Dessa protuberansers spektra måste derför bli rika på mei

tallgaser. I regeln behöfva de ingalunda stiga till någon

mycket större höjd än de molnformiga, ty den långa tid,

under hvilken dessa höja sig upp, gör, att de till slut kunna

hinna till mycket betydliga afstånd från fotosferen. Men

om det inre trycket har blifvit mycket starkt, innan

genombrottet sker, kunna de å andra sidan tvingas att utrusa

med sådana hastigheter, att de stiga till utomordentliga

höjder.

Det är jemväl sjelfklart, att just på grund af den ha»

stighet, hvarmed gaserna frambryta, delar af fotosferen

måste tryckas upp kring det ställe, der utbrottet sker, och

då dessa lyftas upp öfver fotosferens allmänna yta, blifva

de mindre fördunklade af de solen närmast omgifvande

gashöljena än fotosferen. De blifva derför ljusare än denna,

och visa sig som facklor.

Å andra sidan är det klart, att när de i närheten af

utbrottsstället samlade gaserna utrusa, kommer det öfver

dem hvilande höljet att sänka sig, och denna sänkning

måste på grund af trögheten hos de sjunkande massorna

fortfara ännu, sedan gasöfverskottet tömts. En större eller

mindre insänkning måste derför uppstå å en eller möjligen

begge sidorna af facklan. Hit samlas gaser af samma slag

som de, hvilka närmast omgifva solen. Stället kommer

derför att visa sig mörkt. Men sidoväggarne i

nedsänk-ningen bestå ej af fasta, utan molnformiga ämnen. Dessa

komma på samma gång, som den nyss omtalade

inströmningen af gaser eger rum, att i långa smala trådar skjuta

in ett stycke mot fläckens midt. Och då dessa tungor ligga

högre än fläckens botten, bli de ljusare, än kärnfläcken,

dunklare än fotosferen, och bilda penumbran. Att med en

sådan form och bildning af solfläckame de förändringar i

dessa, som jag i första föreläsningen skildrade, med lätthet

både kunna och måste försiggå, behöfver knappt ens

antydas. Alltför mycket i detalj anser jag mig för öfrigt ej

böra ingå derpå, ty jag är den förste att. erkänna, att vi

ej här befinna oss på säker botten, utan i ej så ringa mån

på hypothesernas svigtande mark.

Det finnes ännu ett förhållande, med hvilket vi så

mycket hellre böra sysselsätta oss, som det för oss jordinvånare

har ett mer än rent vetenskapligt intresse. Man har funnit, att

vissa magnetiska förhållanden hafva alldeles samma

elfvaårs-period, som solfläckame, och dessutom, att norrskenen hafvasamma period, så att ett par år efter ett fläckmaximum

norrskenen förekomma talrikast. Men än mera. Om en solfläck

af ovanlig storlek, eller en väldig eruptiv prötuberans

uppkommer, så råka, efter hvad det tyckes, de magnetiska

instrumenten i fullkomligt uppror, telegraferna komma i olag

och norrsken af utomordentlig prakt uppkomma. Att

uppvisa, huru ett sammanhang kan ega rum mellan dessa

förhållanden på solen och jorden, skall jag ej ens försöka. Det

må vara nog att hafva hänvisat på att ett sådant eger rum.

Det, som, så vidt jag förstår, kan med större eller

mindre visshet sägas om solens fysiska beskaffenhet, är

sagdt. Tvenne frågor hafva likväl lemnats, utan att ens

ett försök till en förklaring gjorts, nemligen hvarför solens

rotationstid är kortare vid eqvatorn än vid polerna, samt

hvad orsaken är till att solfläckames talrikhet varierar

periodiskt. Alla försök till förklaring öfver dessa fenomen

hafva vid närmare pröfning störtat samman. I och med att

dessa fenomen måst lemnas utan förklaring, är beviset fördt,

att ingen hittills uppgjord theori för solen är fullständig,

ehuru dermed ingalunda är sagdt, att ingendera är rigtig,

men väl att alla behöfva åtminstone förbättras och utvecklas.

Vi skola nu öfvergå till en fråga, som jag redan vid

början af första föreläsningen berörde, nemligen frågan,

huruvida solens förråd af värmeutstrålande kraft är oändligt,

eller om det utstrålade värmet på något sätt kan ersättas—

Den första frågan är ytterst lätt afgjord. Att den,

som årligen utgifver mera än han får" in, slutligen måste

komma på obestånd, är en lag, som är fullt så väl gällande

i naturens hushållning, som i den enskildes. Att solen

skulle under så många millioner år slösat med ett

befintligt förråd, utan att fä någon ersättning, och utan att ännu

hafva förlorat förmågan att fortfarande öfvergjuta jorden och

de öfriga planeterna med floden af sina lifgifvande strålar,

måste i betraktande af den ofantliga värmemängd, som åtgår,

ej vara stort rimligare. Sir William Thomsen, numera Lord

Kelwin, har beräknat, att om det värme, solen utsänder,skulle alstras genom förbränning af stenkol, skulle en

qvan-titet kol, lika stor som hela solen, förbrukas på 5—6000 år.

Hvar skulle då ersättningen kunna sökas. Det finnes,

så vidt jag förmår se, blott ett, som kan visa vägen, och

det är den s. k. mekaniska värmetheorien, eller den lag,

som säger, att värme kan omsättas i rörelse, hvilket vi ju

exempelvis se i våra ångmaskiner, och att omvändt rörelse

kan förvandlas till värme, hvilket visas deraf, att om man

med en kall hammare på ett kallt städ hamrar ett kallt

jernstycke någon tid, alla tre blifva varma, eller än mera

påfallande derigenom, att en gevärskula af någorlunda

lättsmält metall helt och hållet smälter, när dess hastighet

upphäfves, i och med att den träffar måltaflan, en mängd

andra försök att förtiga.

Men är också vägen visad, så är förklaringen likväl

ej funnen, och olika forskare hafva uttolkat saken olika.

Sir William Thomsen utgick från det kända faktum, att

en tallös mängd meteorer årligen nedfalla på vår jord. En

hvar af dessa träffar jorden, eller rättare vår luftkrets, med

en mycket betydande hastighet, hvilken vid fallet måste

upphäfvas och förvandlas i värme. Nu är det, som vi nyss

sett, bekant, att meteorer förekomma i solens granskap, i

en mängd, som, då vi taga hänsyn till att de i ganska

väsentlig mån kunna bidraga till utseendet af kronan vid

totalförmörkelserna,’ måste anses vida större, äfven

proportionsvis, än vid jorden. Det kan således ej vara något

tvifvel underkastadt, att meteorfallen å en gifven areal af

solytan måste vara talrikare, kanhända betydligt talrikare

än å en lika del af jorden. Att någon värmeersättning

tillföres solen på detta sätt, är derför otvifvelaktigt. Men

beräkningen ådagalägger å andra sidan, att det är ganska

osannolikt, att denna ersättning är på långt när tillräcklig,

för att motväga värmeförlusten genom utstrålning. Ty för

det ändamålet erfordras, att årligen betydliga massor falla.

Om till exempel jorden fölle från sin nuvarande bana ned

i solen, skulle den bringa henne ersättning för värmefor-lusten under allenast 95 år, ja sjelfva den väldige Jupiter

skulle räcka till endast för 32000 år, ock 4&olcyricwcfc alla

planeter för 45 till 46 tusen. ~Men det är klart, att bland

de meteorer, som röra sig i granskapet af solen, endast en

ringa bråkdel nedfaller på densamma. Om derför de, som

falla, skulle räcka till för att ersätta solens utstrålning, måste

en så tallös mängd finnas i solsystemet, att jorden ofantligt

oftare, än som faktiskt sker, måste träffas af meteorer, och

värmet å densamma stegras så, att hafven komme i kokning.

Man har derför sett sig om, huruvida ej en annan

och sannolikare ersättning för utstrålningen kan finnas, och

den berömde fysikern Helmholtz har hänvisat på en sådan.

Äfven den stöder sig på den mekaniska värmetheorien.

Om, som vi i det föregående antagit, solen är gasformig,

och fotosferen utgöres af i de öfre gaslagren simmande

moln, så måste under och genom den utstrålning, som eger

rum mot verldsrymden, solen sammandraga sig, i likhet

med hvad hvarje kallnande kropp gör. Ofversatt på den

mekaniska värmetheoriens språk, skulle detta i stället heta,

att på grund af utstrålningen fotosferens molnmassor komma

att falla ned mot solens medelpunkt. Men följden af ett

sådant fall, hvilket naturligtvis inom kort hejdas mot de

underliggande gaserna, måste, som vi nyss sågo, bestå i

framkallandet af värme, och beräkningen ådagalägger i

sjelfva verket, att det värme, som genom fallet

uppkommer, är fullt tillräckligt att ersätta utstrålningen, ja, så

länge solen är helt gasformig, t. o. m. något mer än

tillräckligt. Man må för öfrigt ej tro, att detta fall behöfver

vara högt; Helmholtz har visat att, äfven under de minst

gynsamma antaganden, en årlig förminskning af

soldiametern om 80 meter vore fullt tillräcklig. Detta motsvarar

1 kilometer på 12 år, och ej ens en mil på ett sekel. Men

detta är en så liten qvantitet, att om man än långt före

den tid, då den äldsta historien börjar, haft nutidens bästa

astronomiska mätinstrument och med dem bestämt

soldiametern, man vid jemförelse mellan den tidens och nu-tidens mätningar ej skulle funnit någon säker förminskning.

I sjelfva verket är soldiameterns förminskning ännu

mindre, kanske betydligt mindre, då som vi sett äfven

meteorerna i någon mån bidraga att ersätta värmeförlusten.

I de begge orsaker, som ofvan angifvits, se vi således

orsaken till att om solen gält och allt fortfarande, trots den

oerhörda värmeutstrålningen, gäller den store skaldens ord:

. . . “dock gråna ej än dina guldgula hår.“

Men gå vi närmare till botten med frågan, skola vi

finna annat. För att ersätta värmeutstrålningen är dock

någonting verkligen förbrukadt. Solen har faktiskt

sammandragit sig. Möjligheten för densamma att ytterligare

sammandraga sig har derigenom tydligen förminskats.

Der-jemte har en viss mängd meteorer åtgått; det finnes

der-för så mycket färre qvar. Detta är nog, för att lika väl

öfver solen som öfver oss jordinvånare förgängelsens lag

skall vara rådande. Det är sant att, så vidt vi förmå se,

solen ännu fullt bevarat sin förmåga att allt fortfarande

utsända ljus och värme. Men det måste i tidernas längd,

om än först efter millioner år, komma en tid, då tillförseln

af meteorer minskas, då solen ej kan ytterligare

sammandraga sig, utan att någon del af de gaser, af hvilka den

består, kondenseras till verkliga vätskor, visserligen äfven

de utomordentligt heta. Men i och med att det hunnit

till denna ståndpunkt, och jag anmärker, att den måste

uppnås, äfven om man antoge, att solvärmets uppehållande

berodde uteslutande på meteorfall, ty förr eller senare

måste denna källa utsina* går det hastigare utför med solens

förmåga att alstra kraft; den har, om jag så får uttrycka

mig, inträdt i ålderdomen. Med hvarje år öfvergår allt

större del af densamma till smält, flytande tillstånd, till

dess den ändtligen helt och hållet förvandlats från

gasformig till flytande, alltså blifvit sådan, som Kirclihoff

förestält sig densamma. Nu börjar — för att fortsätta min

bild — dödsarbetet. Ett afgjordt försvagande i solens

värme och lyskraft inträder. Och så småningom börja pådess yta sammanhängande stora fläckar uppkomma, af helt

annan natur och helt annan utsträckning och varaktighet

än dem, vi i det föregående gjort bekantskap med. Af

och till kunna de väl upplösa och skingra sig, men

förstörelsen går dock i det hela sin väg skoningslöst fram. Snart

har hela solen höljt sig i ett skal, som antager en allt

dunklare glöd. Ett och annat flämtande återuppblossande

inträder visserligen, men allt sällsyntare, allt svagare. Så

blif-ver det natt. Det är förbi; förgängelsen har vunnit seger.

Vi kunna nu fråga. Aro då de framtidsutsigter, som

i det föregående äro framstälda, så rätt sannolika. Svaret

måste lyda: dels är det i och för sig sannolikt, att så

måste ske, då ett sjunkande i kraft öfverallt gör sig

gällande i naturen, då solen faktiskt alltjemnt utstrålar ljus

och värme, och ersättningen derför, hvarifrån den då än

måste hemtas, så snart detta är något naturligt och

ändligt, måste förr eller senare taga slut. Och dertill

kommer, att om vi, som jag redan i första föreläsningen

påpekade, helt enkelt betrakta solen ej som något

enstaka-stående i naturen, utan endast som en enstaka medlem i

en stor familj, eller kanske än rigtigare, som ett enstaka

träd i en väldig skog, bestående af träd, som alla höra till

samma slag, vi kunna hos de öfriga till samma skog hörande

träd studera hvarje enskild individs uppkomst, tillväxt,

af-tagande och slut. Ty antag, att vi en dag begifva oss ut

i en skog, så se vi kring oss idel träd. Om vi satte oss

ned med ögat rigtadt på ett bestämdt bland dem och vi

äfven med den allra spändaste uppmärksamhet följde det

från solens uppgång till dess nedgång, så skulle vi

återvända hem, utan att hafva fått bättre kunskap om de

skeden, hvarje enskildt träd har att genomlöpa. Helt

annorlunda ställer sig saken, om vi i stället med vaken blick se

oss ikring. Här se vi ett fröhus, fallet till jorden och frön

färdiga att taga fäste deri, här en ytterst späd telning,

som just skjutit upp ur jorden, här ett kraftigt ungträd,

som liksom tyckes äfias att växa om sina jemnåldriga, härett fullt utvuxet träd, som nått höjden af utveckling, och

bär de blommor eller fröhus, som skola gifva lif åt

kommande slägten, här slutligen ett åldrigt träd, som ligger

omstörtadt, lifiöst på jorden, utsatt for förgängelsens alla

angrepp. Den minsta eftertanke lär oss, att vi här, fast

hos olika individer, se bilden af de skeden, som hvarje

enskild har att genomgå.

Alldeles på samma sätt förhåller det sig inom

stjernornas verld. Yi se här vid sidan bilder af de spektra af

olika klasser, som man iakttagit hos olika stjernor*. Här

se vi spektret af en stjerna i dess ungdom. Den befinner

sig i den högsta, den lifligaste glödning, ty spektret är

synligt ända längst ut i violett, och värmetillförseln inifrån

är så stark, att metallgaserna äro lika heta som fotosferen.

Några Fraunhoferska linier hafva derför ej kunnat

uppkomma, eller äro åtminstone ytterst svaga. Ensamt vätet

uppträder med få, kraftiga linier.

Här hafva vi bilden af en till mannaåldern hunnen

stjerna. Yår sol hör till denna klass. Glödningen är något

svagare, ty den violetta delen är ej fullt så ljusstark, och i

stället för att den förra stjernan var blänkande hvit, är

denna mer eller mindre starkt gul. Metallgaserna äro

tillräckligt af kylda, för att gifva kraftiga Fraunhoferska linier.

Här åter hafva vi stjernor af två olika klasser, som

redan inträdt i ålderdomen. Den violetta och en god del af

den blå delen af spektret äro försvunna, stjernorna äro

gulröda till röda, och deras spektra genomdragas af breda

mörka band, som tyda på att, medan i de begge föregående

klasserna af stjernor de ämnen, som befinna sig i gasform,

äro enkla, så kunna hos dessa redan kemiska föreningar

bildas och bestå, på grund af det svagare värme, som råder.

Vi hafva här återfunnit de olika utvecklingsskedena

utom ett, och detta är slutet, är förgängelsens. Men äfven

exempel på detta äro ej så svåra att uppleta. Kring den

gnistrande, i det renaste hvita ljus lysande Sirius rör sig

* Dylika afbildmngar föreviaadea vid föreläaningeu.en annan stjerna, eller rättare, begge röra sig kring sin

gemensamma tyngdpunkt. Sirius sjelf är 8000 gånger mera

lysande än bistjernan, men denna väger hälften så mycket

som Sirius, och dess yta är således 3/s af Sirii. Häraf

följer, att lyskraften hos Sirius är 4800 gånger starkare på

ytenheten än bistjernans. Denna är således en nästan

slocknad verld. En stjerna i Perseus är föränderlig. Men man

har funnit, att föränderligheten uppkommer genom

förmörkelser, som förorsakas af en mörk, men nära lika stor

bi-stjerna, som är förenad med den ljusa stjernan till ett

. system. Ja man har sett stjernor uppblossa på ställen, der

ingen synlig stjerna funnits, derpå under några få månader

eller veckor lysa med klar glans och slutligen försvinna.

Det man der sett, är ej någon verklig lifvets glöd. Det

är ett svagt och flygtigt återupplefvande, antagligen

föror-sakadt genom sammanstöt med någon större meteor.

Hvart inom stjernornas verld vi vända oss, lika väl

som inom den organiska verlden här på jorden, upptäcka

vi sålunda, huru lifskraften sjunker, huru förgängelsen

vidgar sitt rikes råmärken, huru döden nalkas.

Men om det är en sanning, att hvad som är födt skall

dö, så är det ej mindre obestridligt, att det, som skall dö,

det, som befinner sig i sjunkande ned mot förgängelsen,

det har en gång uppkommit. Vi se inom naturen, huru

verksamheten hos dess krafter, när vi undantaga

attraktionen, hvilken i och för sig hvarken kan frambringa rörelse

eller lif, befinner sig i sjunkande, hurusom kraft visserligen

kan omsättas i kraft, men hurusom dervid dock alltid något

går förloradt som värdelöst, som overksamt värme.

Frågar man derför, huru det varit möjligt, att i tidens

morgon de ofantliga kraftförråd kunnat samlas, på hvilka

nu allt lif beror, så måste man svara: af evighet kunna de

ej hafva egt bestånd, ty det, som ej haft början, är ej

un-derkastadt någon förvandling. Någon naturkraft kan ej

hafva frambragt dem, ty naturens krafter hafva på ingen

punkt visat sig i stånd att frambringa en högre energi, änden redan befintliga. Men då finnes intet annat, till

hvilket våra blickar kunna vändas, än till en öfver naturens

krafter höjd magt, som styrer, som leder, som beherskar

dem.

*

Fig. 1. Sid. 10.

Fig. 2. Sid. 22.

Fig. 3. Sid. 32.

Fig 4. Sid. 38.

Fig. 5. Sid. 44.

Fig. 6. Sid. 45.