Världarnas utveckling
VÄRLDARNAS
UTVECKLING
AF
SVANTE ARRHENIUS
STOCKHOLM
HUGO GEBERS FÖRLAG
SVANTE ARRHENIUS
VÄRLDARNAS UTVECKLING
VÄRLDARNAS UTVECKLING
AF
SVANTE ARRHENIUS
MED 45 ILLUSTRATIONER
STOCKHOLM
HUGO GEBERS FÖRLAGSTOCKHOLM 1906
KUNGL. HOFBOKTR. IDUNS TRYCKERI-A.-B.
FÖRETAL.
Då jag för omkring sex år sedan var sysselsatt med
utarbetandet af min »Lehrbuch der kosmischen Physik»,
kunde jag ej undgå att känna de stora svårigheter, som
vidlådde förklaringen enligt dittills rådande åsikter af ett
stort antal fenomen, särskildt dem som stodo i
sammanhang med kosmogoniska spörsmål. Jag fann att det dittills
försummade strålningstrycket med framgång kunde
användas för förstående af en stor del af dessa förut svårtydda
företeelser. Jag använde därför också denna förut förbisedda
naturkraft i mycket vidsträckt grad vid behandlingen af
nämnda företeelser i sagda lärobok.
Oaktadt de af mig försökta utredningarna vid deras
första framträdande, såsom ju naturligt är, alls icke kunde
göra anspråk på att blifva oförändrade i alla detaljer,
mottogos de likväl af den vetenskapliga världen med ovanligt
stort intresse och välvilja. Detta uppmuntrade mig att
alltjämt söka efter förklaring öfver de mest framskjutna
af de talrika gåtor som öfverallt möta på detta område.
Jag har på detta sätt infogat några nya delar i det
system af utläggningar angående världssystemens utveckling,
som jag grundlagt först i en afhandling inlämnad till
vetenskapsakademien i Stockholm 1900, strax därefter
aftryckt i Physikalische Zeitschrift, och sedan vidare
utbildat i Lehrbuch der kosmischen Physik.
Det säges ju, och icke utan berättigande, att
vetenskapliga åsikter först böra debatteras inom fack-kretsar och
där vinna erkännande, innan de framläggas inför en större
publik. Det kan ej förnekas att största delen af de
hugskott, som offentliggöras angående kosmogoniska frågor,
aldrig skulle kommit i beröring med tryckpressen, om
ofvannämnda betingelser iakttagits, äfvensom att det
arbete som blifvit nedlagdt på deras tryckning bättre
kunnat användas. De sex år, som förflutit sedan mina första
försök i denna riktning delgåfvos den vetenskapliga
världen, och det välvilliga mottagande som desamma rönt,
äfvensom de rikliga tillfällen jag under denna tid haft att
granska och förbättra mina utläggningar, anser jag vara
mera än tillräckliga för att tillåta mig framlägga mina
åsikter inför en större allmänhet.
I själfva verket har problemet angående
världsutvecklingen alltid utgjort föremål för den tänkande
allmänhetens synnerliga intresse. Och utan tvifvel kommer det att
bibehålla den kanske främsta platsen bland alla frågor,
som ej beröra direkt praktiska spörsmål. Den lösning,
som hvarje tid gifvit detta älsklingsproblem, utgör en
trogen bild af tidens tänkesätt på naturvetenskapligt område.
I detta afseende har jag den lifliga förhoppning, att nedan
gifna framställning skall till fullo motsvara den storartade
utveckling, som fysiken och kemien nått vid sista
sekelskiftet.
Före upptäckten af energiens oförstörbarhet omfattade
de kosmogoniska spörsmålen endast frågan om, huru
materien blifvit samlad på det sätt att de nu förefintliga
himlakropparna däraf framgått. De främsta tankarna på
detta område innehållas i Herschels åsikt om nebulosornas
utveckling och Kant-Laplaces hypotes om solsystemens
bildning ur världstöcken. Den förstnämnda åsikten synes
alltmer bestyrkas af iakttagelsen. Däremot lider den
Kant-Laplaceska hypotesen af så stora svårigheter,
att man sett sig nödsakad att öfvergifva den, oaktadt
den en lång tid ansetts såsom blomman af den
kosmogoniska spekulationen. Att såsom Kant försöka bilda
sig ett begrepp om, huru högeligen regelbundna sy-
system af himlakroppar kunnat uppstå ur ett absolut
oordnadt kaos är att sträfva efter lösningen af ett på grund
af dess formulering fullkomligt olösligt problem. För öfrigt
ligger det en motsägelse i alla försök att förklara världens
uppkomst i dess helhet, såsom Stallo
styrka framhållit. »Den enda fråga, till hvilken en serie
företeelser kan med rätta leda, angår dessa företeelsers
beroende på och sammanhang med hvarandra.» I följd
häraf har jag endast sökt visa, huru nebulosor kunna
uppstå ur solar, och omvändt, hur solar uppstå ur nebulosor,
och jag har antagit, att denna växelverkan ständigt
pågått just såsom nu.
De kosmogoniska problemen försvårades i hög grad
genom upptäckten af energiens oförstörbarhet. Mayers
och Helmholtz" hypoteser om sättet för täckande af
solens värmeförluster ha måst uppgifvas såsom
otillräckliga och ha ersatts med en annan, grundad på de
kemiska förhållandena i solens inre, belysta med den
mekaniska värmeteoriens andra hufvudsats. En ännu
större svårighet syntes resa sig därigenom att läran om
energiens ständiga »försämring» leder till den slutsatsen,
att världen allt mer närmar sig hvad Clausius kallar
»värmedöden», då all energi skall förefinnas jämnt fördelad i
universum i form af rörelse hos kropparnas minsta
smådelar. Äfven ur denna svårighet, som leder till ett för
oss fullkomligt obegripligt slut på världsutvecklingen, har
jag sökt en utväg, som går ut därpå, att energien
»försämras» hos kroppar som befinna sig på sol-stadiet,
däremot »förbättras» hos sådana, som tillhöra nebulosastadiet.
Slutligen har ännu en kosmogonisk fråga under den
sista tiden blifvit mera aktuell än den förr var. Man
trodde nämligen förr allmänt, att lif kan uppkomma ur
oorganisk materia genom en process, kallad »själfalstring».
Men liksom drömmen om själfalstring af energi —
»perpetuum mobile» — numera fullkomligt fått vika för
erfarenhetens negativa resultat i denna riktning, så är det
sannolikt, att den stora erfarenhet, som häntyder på
själfalstrings af lif orealiserbarhet, slutligen leder oss attantaga
att den är alldeles omöjlig. För att förstå möjligheten af lifs
uppträdande på planeterna, måste man då taga sin tillflykt
till läran om Panspermien, hvilken jag gifvit en mot
vetenskapens nuvarande utveckling svarande form genom att
kombinera densamma med läran om strålningstrycket.
Det ledande motivet vid föreliggande bearbetning af de
kosmogoniska spörsmålen har varit den åsikten, att världen
på det hela taget ständigt varit likartad med hvad den
nu är. Materien, energien och lifvet ha endast växlat
form och plats i rymden.
En del af de slutsatser, till hvilka jag här kommit,
har förut lämnats i populär form såsom föreläsningar i
Kristiania 1903, i Göteborg, Stockholm och Norrköping
1906. Det sista kapitlet utgjorde föremål för en
föreläsning i Frankfurt 1903 och i Stockholm vid högskolans
25-års-fest 1904 och har varit tryckt i »Nordisk tidskrift»
1905. Det första kapitlet, en föreläsning i Göteborg 1906,
hållen till förmån för svenskar, som lidit förluster genom
jordbäfningen i Kalifornien den 18 April 1906, har förut
varit offentliggjordt i »Ord och bild» 1906.
Jag vill också begagna tillfället att tacka förläggaren af
detta arbete Herr Hugo Geber för att han, i tillit till den
svenska allmänhetens vakna intresse för de behandlade
frågorna, möjliggjort denna boks utkommande äfven i
svensk dräkt och med gedigen utstyrsel, förr än den
lämnas till öfversättning på främmande tungomål.
Stockholm i Augusti 1906.
Författaren.
I.
Vulkaniska företeelser och jordbäfningar.
Jordens inre.
De svåra olyckor, som under den sista tiden (april
1906) träffat de blomstrande samhällena kring Vesuvius
och i Kalifornien, ha åter riktat mänsklighetens
uppmärksamhet på de våldsamma krafter, som uppenbara sig i form
af vulkaniska utbrott och jordbäfningar.
De förluster af människolif, som registrerats i dessa
två sista fall, äro likväl obetydliga i jämförelse med dem,
som åtföljt åtskilliga äldre katastrofer af dylik art. Det
häftigaste utbrott af vulkanisk art i nyare tid är
otvifvelaktigt det af den 26—27 augusti 1883, hvarvid två
tredjedelar af den 33 kvadratkilometer stora ön Krakatoa i den
ostindiska Arkipelagen sprängdes i luften. Oaktadt denna
ö var obebodd, dödades omkring 40,000 människor vid
detta tillfälle, hufvudsakligen genom den flodvåg, som
följde på utbrottet och förorsakade härjande
öfversvämningar i de omgifvande trakterna. Ännu gräsligare var
förstörelsen genom den kalabriska jordbäfningen, som
bestod af flera jordskalf, under februari och mars månader
1783. Därvid förstördes den betydande staden Messina
den 5 februari, och antalet af förlorade människolif genom
dessa jordskalf uppskattades till omkring 100,000. Samma
trakter, särskildt Kalabrien, hemsöktes för öfrigt, den 8
sept. 1905 af förödande jordskalf. En annan jordbäfning,
som nämnes af historien på grund af den stora förlusten
af människolif, ej mindre än omkring 90,000, var den som
den 1 november 1755 härjade Portugals hufvudstad. Två
tredjedelar af dessa människolif ödelades genom en fem
meter hög flodvåg, som störtade in från hafvet.
Den bäst studerade af alla vulkaner är utan tvifvel
Vesuvius. Under Roms blomstringstid var detta berg al
helt fredlig art, en, så långt historien mindes, utslocknad
vulkankägla. Kring detsamma hade på den
utomordentligt bördiga jordmånen grekiska kolonier af en sådan
rikedom uppblomstrat, att trakten kallades Stora Grekland
(Græcia magna). Då inträffade år 79 efter Kristus det
förödande utbrott, hvarigenom bland andra städer
Herculanum och Pompeji ödelades. De våldsamt utbrytande
gasmassor, som då strömmade ut ur jordens inre, ryckte
Fig. 1. Vesuvius, sedd från ön Nisita under måttlig vulkanisk verksamhet.
bort en stor del af den gamla vulkankäglan, hvars
återstod nu kallas Monte Somma, och de nedfallande
stoftmassorna, blandade med utflytande lavaströmmar, byggde
upp det nya Vesuvius. Detta har vid senare utbrott ofta
betydligt ändrat sitt utseende och äfven i år fått en ny
askkägla. Efter år 79 förekommo nya utbrott år 203,
472, 512, 685, 993, 1036, 1139, 1500, 1631 och 1660,
alltså med ganska oregelbundna tidsintervall. Sedermera har
Vesuvius varit i nästan oafbruten verksamhet, vanligen en
alldeles ofarlig sådan, då endast rökmolnet öfver kratern
angifvit, att den inre glöden alltjämt fortfarit (fig. 1).
Mycket häftiga utbrott förekommo under denna tid år
1794, 1822, 1872 och 1906.
Helt annorlunda än dessa häftigt verksamma vulkaner
förhålla sig andra, som knappast förorsaka nämnvärd
skada. En sådan är vulkanen Stromboli mellan Sicilien
och Kalabrien. Denna är sedan årtusenden i ständig
verksamhet, dess utbrott följa hvarandra med tidsmellanrum
uppgående till mellan mindre än en minut och tjugo
minuter. Dess eld tjänar som ett slags naturlig fyrbåk för
de sjöfarande. Naturligtvis är äfven denna vulkans kraft
olika vid olika tider, för närvarande säges den vara i
ovanligt häftig verksamhet. Mycket lugnt aflöpa också
utbrotten af de stora vulkanerna på Hawai.
Den viktigaste beståndsdelen bland de kroppar, som
stötas ut ur vulkanerna, är vattenånga. Därför utgör
molnet öfver vulkankratern det säkraste kännemärket på
vulkanens verksamhet. Vid de häftiga utbrotten stötas
dessa ångmassor högt upp i luften, såsom af närstående
bilder synes, bortåt åtta kilometer. Vesuvius själf är
Fig. 2. Vesuvii utbrott år 1794; efter en
samtida handteckning.
1300 m. högt öfver
hafsytan, och med
ledning däraf kan
man uppskatta
molnets höjd.
Omstående bild
återger en teckning af
Poulett Scrope,som
föreställer Vesuvii
utbrott år 1822.
I detta fall synes
vindstilla råda.
Ångmassorna bilda
då moln af en
regelbunden form
påminnande om
utseendet af en pinie.
Molnet öfver
Vesuvius vid dess
4
brott år 79 beskrifves af Plinius såsom hafvande ägt detta
utseende. Då luften ej är så stilla, antager molnet en
mera oregelbunden form (fig. 4). Moln, som stiga upp till
så stora höjder som de nämnda, utmärka sig genom häftiga
elektriska laddningar. De kraftiga blixtarna, som på
grund häraf skjuta ut ur det svarta molnet, bidraga
mycket till att öka intrycket af det hemska skådespelet.
Fig. 3. Vesuvii utbrott år 1822 efter en samtida
handteckning.
Regnet, som störtar ned ur detta moln, blandas ofta
med aska och ser då ut som bläck. Askan, som har en
mellan ljusgrått, gulgrått och brunt till nästan svart
växlande färg, är endast ytterst små droppar af lava, som
kastats ut af de utströmmande gaserna och hastigt stelnat
i luften. Större lavadroppar stelna till vulkanisk sand5
eller så kallade lapilli (d. v. s. stenar) och »bomber»
hvilka ofta äro fårade och päronformade på grund af
luftens motstånd. Dessa fasta produkter åstadkomma
vanligen de största skadorna vid vulkaniska utbrott.
Tyngden af de nedfallande massorna tryckte in taken på
husen 1906. Ett 7 meter tjockt lager af aska inbäddade
Pompeji i det skyddande täcke, som höljt detsamma till
utgräfningarna i våra dagar. Därvid smög sig den fina
askan och det regnblandade slammet tätt såsom en gips-
Fig. 4. Vesuvii utbrott år 1872 enligt fotografi.
form till de döda kroppar, som inhöljdes däri; de
hårdnade sedermera såsom ett slags cement, och då
sönderdelningsprodukterna af de döda kropparna spolats bort,
kunde man med hjälp af cementformen erhålla de
naturtrognaste afgjutningar af de förut däri inbäddade
föremålen. På samma sätt bildas, där askan faller ned i
hafvet, ett lager af vulkanisk tuff, i hvilken sjödjur och
hafsalger inbäddas: af denna art är jorden i landskapet
Campagna Felice vid Neapel. Större stenar genomdragna
af otaliga gasblåsor, flyta kring på hafvet såsom pimpsten,6
de täras småningom sönder af hafsvågen till vulkanisk
sand. Den kringdrifvande pimpstenen är stundom farlig
eller hinderlig för skeppsfarten på grund af sin stora massa.
Detta var exempelvis fallet vid Krakatoas utbrott 1883.
Utom vattenångan utstötas äfven andra gaser, i
främsta rummet kolsyra, men äfven ångor af svafvel,
svafvelväte, klorväte och salmiak samt mera sällan
klorider af järn och koppar, borsyra med mera. En stor
del af dessa kroppar utfälles rätt hastigt på
vulkanväggarna vid vulkangasernas hastiga afkylning; en
annan del af mera flyktiga beståndsdelar, såsom kolsyra,
svafvelväte och klorväte, kan breda ut sig på större
sträckningar och förgöra genom sin hetta och giftighet
alla människo- och djurlif, som komma i
gasströmmens väg. Detta var nu fallet vid den sorgliga
förödelsen af St. Pierre, då 30,000 människolif spilldes genom
Mont Pélées utbrott d. 8 maj år 1902. Äfven Plinius
d. ä. dödades vid Vesuvii utbrott år 79 af kväfvande
gaser. Man har i kratern Kilauea iakttagit utströmning
af vätgas, hvilken emellertid vid utträdet ur lavan i luften
förbränts till vatten.
Vulkanaskan kan stundom af luftströmmarna föras bort
öfver stora sträckor, så från Sydamerikas västkust till
Antillerna, från Island till Norge och Sverige, från
Vesuvius (1906) till Holstein. Mest bekant i detta afseende
är Krakatoas utbrott, hvarvid den fina askan slungades
ända till 30 kilometers höjd och de finaste partiklarna
småningom spriddes af vindarna till alla delar af jorden,
där de under de närmaste två åren förorsakade de
praktfulla soluppgångar eller solnedgångar, som fått namn af
»röda skenet». Äfven efter Mont Pélées utbrott iakttog
man i Europa det röda skenet. Stoftet från Krakatoa
gaf också material till de 1883—1892 iakttagna så
kallade »lysande nattmolnen», som under den sista tiden
sväfvade på omkring 80 kilometers höjd och därför voro
solbelysta långt efter solens nedgång.7
Ett synnerligt stort intresse har kratern Kilauea på den
höga vulkanen Mauna-Loa på Hawai — denna vulkan är
ungefär så hög som Mont Blanc — ådragit sig. Denna
krater bildar en stor lavasjö af omkring 12
kvadratkilometers utsträckning — den växlar emellertid betydligt
med tiden. Den kokande, rödheta lavamassan afger
under lätta explosioner ständigt gasmassor, hvarvid eldfon-
Fig. 5. Vesuvii utbrott år 1906 enl. fotografi; hufvudsakligen
åskmoln.
täner af omkring 20 meters höjd spruta upp i luften.
Stundom utgjuter sig lavasjön genom sprickor i kraterns
kant och flyter ut i form af en lavaström längs efter
bergets sida, intill dess lavasjöns yta sjunkit under
sprickorna. Denna lava är vanligen at jämförelsevis
lättflytande beskaffenhet och breder därför ut sig tämligen jämnt
öfver stora ytor. Af liknande art äro de lavaflöden, som8
stundom gjutits öfver tusentals kvadratkilometer på Island
— särskildt storartadt var det så kallade Laki-utbrottet år
1783, som, oaktadt det ägde rum i obygden, likväl
förorsakade ganska stor skada. I äldre geologiska perioder,
särskildt den tertiära, ha oerhördt stora lavatäcken af sådan
art gjutit sig ut exempelvis öfver England och Skottland
(öfver 100,000 kv. km.), öfver Dekkan i Indien (400,000
kv. km., till en höjd af stundom 2,000 m.) och öfver
Wyoming, Yellowstone Park, Nevada, Utah, Oregon och andra
delar af Nordamerikas Förenta stater samt British Columbia.
I andra fall innehåller den långsamt framflytande lavan
massor af gaser, som vid lavans stelnande gå bort och
spränga sönder densamma i skrofliga block, då den bildar
så kallad blocklava (fig. 6). Äfven lavaströmmarna
åstadkomma ofantlig förödelse, då de tränga ned till odlade
trakter, men på grund af sin långsamma rörelse förorsaka
de endast ringa förlust af människolif.
Då den vulkaniska verksamheten småningom minskas
och upphör, stanna vanligen spår af densamma kvar uti
de utströmningar af varmt vatten och gaser, som på
många trakter observeras, där under tertiärtiden mäktiga
vulkaner utstötte sina lavaströmmar. Hit höra de
berömda gejsrarna på Island, i Yellowstone Park och på
Nya Zeeland, de i medicinskt afseende högt skattade
varma källorna i Böhmen (t. ex. Karlsbadersprudeln), de
vattenånga utkastande fumarolerna i Italien, Grekland och
andra länder, mofetterna med deras kolsyre-utströmningar
— sådana förekomma ymnigt i det så kallade
Eifel-området nära Rhen, i hundgrottan vid Neapel och i
dödsdalen på Java — solfatarerna, som afgifva svafvelångor,
vätesvafla och svavelsyrlighet — sådana finnas vid Neapel
på de phlegreiska fälten och i Grekland —, samt en del
af de så kallade slamvulkanerna, hvilka stöta ut slam,
saltvatten och gaser, vanligen kolsyra och kolväten, till
exempel de vid Parma och Modena i Italien samt vid
Kronstadt i Siebenburgen befintliga.9
De slocknade vulkanerna, bland hvilka några höra till
jordens högsta berg, såsom Aconcagua i Syd-Amerika
(6,970 m.) och Kilimandjaro i Afrika (6,010 m.), lida ofta
en snabb förstöring genom regnets inflytande, emedan de
till stor del äro uppbyggda af löst material, vulkanisk
aska, mellanlagrad med lavaströmmar. Dessa, som ha
en radial utsträckning, skydda underliggande delar från
Fig. 6. Blocklava å Mauna Loa.
att föras bort af vatten, och man får på detta sätt vid
lavaströmmarnas kanter formliga skärningar genom den
gamla vulkanen och äfven nedanför liggande sedimentära
jordaflagringar. Ett intressant exempel på sådant
förhållande visar den gamla vulkanen Monte Venda vid
Padua. Man kan där iakttaga, huru den varma lavan,
där den utgjutit sig öfver sedimentära kalkstenar, förvandlat
dessa till marmor till ett djup af omkring 1 meter.
Stundom äro äfven kalkstenar, liggande öfver de gamla
lavatäckena, på detta sätt omvandlade, hvilket visar, att lavan
ej blott flödat öfver kraterns rand utan äfven från sidan
trängt in i springor mellan två olika skikt i kalkstenen.
Sådana massformade underjordiska utgjutningar
förekomma i de så kallade lakkoliterna i Utah. I dessa ha de
öfverliggande lagren pressats upp af den påträngande
lavamassan, som emellertid har stelnat innan den hunnit
upp till jordytan och kommit att bilda en vulkan. Af
likartadt ursprung äro en hel del graniter, s. k. batholiter,
hvilka ymnigt förekomma i Norge, Java, Skottland o. s. v.
Stundom står endast en
kärna af stelnad lava
kvar af hela det
eldsprutande berget. Dessa
kärnor, som
ursprungligen fyllt kraterröret, äro
mycket vanliga i
Skottland och Norra Amerika,
där de kallas »Necks».
I Coloradoplatån ha
flera floder nedskurit så
kallade Canons med
nästan vertikala väggar. En teckning af Dutton visar en
sådan öfver 800 m. hög vägg, i hvilken fyra lavafyllda
sprickor trängt upp till ytan (fig. 8). Öfver den ena finnes
ännu en liten vulkanisk askkägla, medan de, som
sannolikt afslutat de tre andra springorna, äro
bortspolade, så att gångarna sluta med små »necks». Tydligen
har lättsmält lava — den som innehåller mycket magnesia
och järnoxid är mera lättflytande än den som innehåller
mycket kiselsyra, fluiditeten ökas för öfrigt genom
närvaro af vatten — plötsligen trängt in i de förut
befintliga sprickorna och nått ända fram till jordytan, innan
den stelnat. Man måste antaga, att den drifvande kraf-
Fig. 7.
U.S. A.
Mato Tepee i Wyoming,
En typisk vulkanisk »neck»
ten har varit ganska betydande för att den nödvändiga
utströmningshastigheten skall ha blifvit uppnådd.
Då Krakatoa år 1883 sprängdes i luften, stannade
hälften af dess vulkan kvar på platsen. Denna visar
mycket tydligt genomskärningen af en askkägla, som
ännu lidit mycket ringa inverkan af vattnets
förstörelsearbete. Man ser här i midten den ljusa lavaproppen i
vulkanröret, och från denna utgå ljusare lavabäddar, mellan
hvilka mörkare asklager synas.
För öfrigt har man iakttagit en påfallande
regelbundenhet i afseende på vulkanernas fördelning på jordytan.
Fig. 8. Lavafyllda sprickor med en vulkanisk askkägla på
Torowheap-canon, Coloradoplatån. Skematisk bild.
Nästan alla vulkaner ligga i närheten af hafvet, några
vulkaner finnas visserligen i Ost-Afrika, men de ligga i
stället nära de stora sjöarna vid ekvatorn. Några
vulkaner, som angifvits såsom belägna i Centralasien, äro
tvifvelaktiga. Emellertid saknas vulkaner vid många
hafskusten såsom vid Australiens kust och vid Norra
Ishafvets långa kustlinjer norr om Asien, Europa och Amerika:
Endast där stora sprickor i jordskorpan förefinnas längs
hafskusterna, förekomma vulkaner. Där dylika sprickor i
skorpan förekomma, men haf (eller mycket stora insjöar)
ej finnas i närheten, exempelvis i Österrikes alptrakter,12
förekomma ej heller vulkaner, dessa trakter äro däremot
kända för sina jordbäfningar.
Redan tidigt har den föreställningen gjort sig gällande,
att jordens smälta inre massa genom vulkanerna tränger
fram till jordytan. Man har försökt att uppskatta djupet
af vulkanhärdarna och kommit till ganska olikartade resultat.
Så t. ex. har man för vulkanhärden under den vulkan, Monte
Nuovo, som år 1538 uppkastades på de phlegreiska fälten
vid Neapel, beräknat ett djup af mellan 1,3 och 60 kilometer,
för Krakatoa har man funnit mer än 50 kilometer, o. s. v.
Alla dessa beräkningar synas tämligen betydelselösa, då
vulkanerna sannolikt ligga öfver veck på jordskorpan, i hvilka
den flytande massan (magman) i jordens inre kilformigt
tränger in, så att man troligen har svårt att ange hvar
magmahärden slutar och vulkanröret börjar. Vid Kilauea har man
ovillkorligen det intrycket, att man står framför en
öppning i jordskorpan, genom hvilken jordens smälta massa
direkt träder i dagen (fig. 9).
Angående jordskorpan vet man genom iakttagelser i
borrhål i skilda världsdelar, att temperaturen mot djupet
stiger ganska hastigt — i medeltal med ungefär 30
grader för hvarje kilometer; de djupaste borrhål äro för
öfrigt ej fullt 2 kilometer djupa (Paruchowitz i Schlesien
1,96, Schladebach vid Merseburg 1,72 km.). Stiger nu
temperaturen med 30C pr kilometer, så måste på ett
djup af 40 kilometer en temperatur vara uppnådd, vid
hvilken alla vanligare bergarter skulle smälta. Nu stiger
visserligen smältpunkten med trycket, men betydelsen af
denna omständighet har förr mycket öfverdrifvits, då man
trodde att möjligen på denna grund jordens inre skulle kunna
vara fast. Såsom Tammann visat genom direkta försök,
är det sannolikt, att smälttemperaturen stiger endast till
ett visst tryck, för att sedermera, vid ytterligare stegring
af trycket, åter sjunka. Det nyss beräknade värdet
kommer därför att något höjas, men om man antager, att
andra bergarter förhålla sig såsom diabas enligt Barus,
d. v. s. att deras smältpunkt stiger 1°C. för 40
atmosfärers tryck, motsv. 155 m. djup, så finner man, att den
fasta jordskorpan ej har större tjocklek än mellan 50 och
60 kilometer. På större djup vidtager således den smälta
massan. På grund af kiselsyrans större lätthet kommer
denna att koncentreras i smältans högre skikt, medan de
mera järnoxidhaltiga, de s. k. basiska, delarna af
magman på grund af sin tyngd företrädesvis samla sig i dess
djupare delar. Denna magma hafva vi att föreställa oss
Fig. 9. Kilaueas krater, Hawai.
såsom en ytterst trögflytande vätska, liknande asfalt.
Genom Days och Alléns undersökningar har det visat
sig, att i ändarna stödda stafvar (30x2x1 m. m.) af
åtskilliga mineral, sådana som fältspaterna mikroklin och
albit, kunnat bibehålla sin form under tre timmar, utan
att märkbart böjas, oaktadt deras temperatur legat
omkring 100°C öfver smältpunkten och de vid uttagningen
ur ugnen varit fullkomligt smälta eller rättare förglasade.
Dessa silikat förhålla sig helt annorlunda än de substan-"4
ser, med hvilka vi äro vana att arbeta, såsom vatten och
kvicksilfver.
Den omrörning och diffusion, som förekommer i
magman, särskildt dess mycket trögflytande, ofvantill belägna,
sura, partier, är således ytterst ringa, så att magman,
likasom albiten vid Days och Alléns försök, skenbart
förhåller sig såsom en fast kropp. Magman under nära
hvarandra belägna vulkaner såsom Etna, Vesuvius och
Pantellaria kan därför, såsom erfarenheten angående deras
lava visar, ha ganska olika sammansättning, utan att man
därför med Stübel behöfver antaga, att dessa tre
vulkanhärdar äro fullkomligt isolerade från hvarandra.
Lavan i Vesuvius har befunnits äga en temperatur af
1000 à 1100°C. vid lavaströmmens nedre ände. Ur
förekomsten i lavan af vissa kristaller, såsom af leucit och
olivin, hvilka man af vissa skäl antar ha bildats före
lavans utträde ur kratern, sluter man till, att dennas
temperatur, innan den lämnade vulkanröret, ej kan hafva varit
högre än omkring 1400°C
Det vore emellertid orätt att ur lavans i Vesuvius
temperatur draga den slutsatsen, att vulkanhärden ligger på
ett djup af inemot 50 kilometer. Dess djup är
sannolikt mycket mindre, kanske ej ens 10 kilometer, emedan
här, liksom öfverallt där vulkaner förekomma, jordskorpan
är starkt veckad, så att magman på vissa ställen, där
just vulkanerna böra förekomma, kommer mycket
närmare jordytan än under normala förhållanden.
Vattnets betydelse för vulkanernas bildning beror
sannolikt därpå, att detsamma i närheten af sprickor under
hafsbottnen tränger ned mot djupet. Då det når ett
skikt, hvars temperatur är 365° (vattnets s. k.
kritiska temperatur), kan det ej längre förefinnas i flytande
tillstånd. Detta hindrar emellertid ej, att det tränger
vidare ned i djupet, fastän förgasadt. Då det når
magman, absorberas det af denna i hög grad. Detta beror
därpå, att vatten vid temperaturer af öfver 300 grader är
en starkare syra än kiselsyra, som därför af vattnet
uttränges ur dess föreningar, silikaten, som utgöra
huvudbeståndsdelen af magman. Ju högre temperaturen är,
desto större blir magmans förmåga att uppsupa vatten.
Genom detta upptagande af vatten sväller magman och
blir samtidigt mera lättflytande. Magman pressas därför
ut under utöfvande af ett tryck, som fullkomligt
motsvarar det osmotiska trycket vid inträngande af vatten i en
lösning, exempelvis af socker eller salt. Detta tryck kan
blifva så starkt, att det uppgår till tusentals atmosfärer.
Af detta tryck kan magman lyftas upp genom
vulkanrören, äfven om dessas höjd skulle stiga till bortåt 6000
meter öfver hafvet. Då magman nu stiger upp i
vulkanröret, afkyles den småningom, dess förmåga att hålla
vatten absorberadt minskas med temperaturen. Vattnet
bortgår därför under häftiga kokningsfenomen och rycker
med sig droppar eller större massor af lava, som faller ned
såsom aska och pimpsten. Äfven sedan lavan flutit ut ur
kratern, afkyles den långsamt och afger allt mera vatten,
som söndersliter detsamma under bildande af blocklava.
Står däremot lavan jämförelsevis stilla i vulkankratern,
såsom i Kilauea, afgår vattnet långsammare, och till följd
af de öfversta lavalagrens långa beröring med luften hålla
de jämförelsevis litet vatten — detta är så att säga
utluftadt —, och deras lavaströmmar bilda därför vid
stelnandet mera jämna ytor.
I åtskilliga fall har man (Stübel och Branco) påvisat
vulkaner, som äro oberoende af brottsprickor i
jordskorpan. Detta är exempelvis fallet med några vulkaner från
äldre (tertiära) tider i Schwaben. Man kan väl tänka sig,
att trycket på grund af magmans svällning blir så stort,
att det förmår genombryta jordskorpan, där denna är tunn,
äfven om ingen spricka där förut förefinnes.
Fortsätta vi nu undersökningen af magman på större
djup, så finnes ingen anledning att antaga, att ej
temperaturen fortfarande stiger mot jordens inre. På ett djup[6
af 300 a 400 kilometer bör temperaturen slutligen bli så
hög (omkring 10,000°C.), att intet ämne där förmår att
bestå annat än i gasform. Innanför detta skikt bör
således jordens inre vara gasformigt. På grund af våra
undersökningar angående gasernas förhållande vid höga
temperaturer och tryck ledas vi att antaga, att gaserna i
jordens innersta förhålla sig ungefär såsom en ytterst
trögflytande magma; i vissa afseenden kunna de snarast
jämföras med fasta kroppar. Särskildt är deras
sammantryck-barhet ytterst ringa. Man skulle kunna tro, att det vore
nära nog omöjligt att få någon som helst kunskap om
dessa lagers förhållande; genom jordbäfningarna få vi
emellertid någon kännedom därom. Dessa lager utgöra
den ojämförligt största delen af jordmassan och måste ha
en betydande specifik vikt, då jordens specifika vikt i
medeltal är 5,52 och de yttre lagren, såsom världshafvet
och de af oss kända jordmassorna, ha lägre specifik vikt
(de vanliga bergarterna ha specifika vikter mellan 2,5 och
3). Man har därför antagit, att jordens innersta delar
äro metalliska, särskildt har Wiechert förfäktat denna åsikt.
Sannolikt utgör järn hufvudmassan i denna jordgas.
Därför talar den omständigheten, att järn, såsom
Spektralanalysen lär oss, utgör en synnerligen viktig beståndsdel af
solen, att vidare järn utgör hufvudmassan af de
metallrika delarna i meteoriter, och slutligen tyder
jordmagnetismen därpå, att järn i stora mängder förefinnes i
jordens inre. Man har också anledning att tro de i naturen
förekommande järnen, t. ex. det bekanta järnet från
Ovifak i Grönland, vara af vulkaniskt ursprung. De i
jordens gasformiga inre förekommande ämnena förhålla sig
på grund af sin täthet i kemiskt och fysikaliskt afseende
ungefär såsom vätskor. Då metaller sådana som järn
säkerligen äfven vid mycket höga temperaturer hafva
vida högre specifik vikt än deras oxider och dessa högre
än deras silikat, så måste vi antaga att gaserna i jordens
allra innersta nästan uteslutande bestå af metaller, de
yttre delarna däremot hufvudsakligen innehålla oxider och
de yttersta mest silikat.
Beträffande den längst ut liggande smälta magman är
det sannolikt, att den ofta, då den tränger in i högre lager
i form af batholiter, till följd af afkylningen delas i två
delar, hvaraf den ena är lättare och gasformig och
innehåller vatten och däri lösliga beståndsdelar, medan den
andra, den tyngre, till sin hufvudmassa består af silikat
med ringa halt af vatten. Den lättrörliga, vattenrika
delen afsöndrar sig i de högre skikten, och tränger in i
kringliggande sedimentära lager, särskildt i deras sprickor,
och fyller dem med stora kristaller, ofta af metallurgiskt
värde, såsom tenn-, koppar- och andra malmer, medan
vattnet sakta dunstar bort genom de ofvanliggande
delarna. Den trögflytande silikatmassan stelnar däremot,
till följd af sin ringa fluiditet, till glas eller, om
afkylningen sker långsamt, i små kristaller.
Vi återgå nu till jordbäfningarna. Intet land är
fullkomligt förskönadt för jordbäfningar. I vårt land och
grannländerna, särskildt norra Ryssland, förekomma de
emellertid endast i mycket ofarliga former. Detta beror
därpå, att jordskorpan här legat orubbad genom långa
geologiska tidrymder och ej bräckts sönder i några
sprickor. Den jämförelsevis starka jordbäfning, som den 23
okt. 1904 skakade vårt land, särskildt dess västkust, i
ovanligt häftig grad, dock utan att orsaka nämnvärd skada,
några skorstenar skakades ned, härrörde från en for våra
nordiska förhållanden jämförelsevis betydande skrynkla i
jordskorpan ute i Skagerack, en fortsättning af det
djupaste vecket på Nordsjöns botten, den så kallade norska
rännan, som går fram utanför Norges kust. Äfven andra
starkare jordskalf, som observerats i vårt land, t. ex. de af
den 22 dec. 1759 och den 13 april 1851 synas ha utgått
från samma trakt, I Europa träffas Italien och
Balkanhalfön samt de österrikiska så kallade karstländerna
jämförelsevis ofta af jordskalf.
2
Enligt en af British Association tillsatt kommitté för
undersökning af jordbäfningar, hvilken mycket väsentligt
bidragit till kännedomen af dessa viktiga naturfenomen,
härröra de som äro af någon betydelse från bestämda
centra, som äro angifna på vidstående karta (fig. 10). Af
dessa äro de viktigaste det, som omfattar bortre Indien,
Sundaöarna, Nya Guinea och Norra Australien, på kartan
betecknadt med F. Från detta område ha under
sexårsperioden 1899—1904 utgått ej mindre än 249
jordskalf, som iakttagits på långt aflägsna observationsorter.
Det nämnda jordbäfningscentret hänger nära tillsammans
med det japanska med E betecknade, som gifvit upphof
till 189 jordskalf. Därnäst kommer det vidsträckta
distriktet K, omfattande de viktigaste veckningarna i den
gamla världens jordskorpa med bergskedjor från Alperna
till Himalaya, med 174 jordbäfningar. Detta distrikt är
intressant, emedan det företer en stor mängd
jordbäfningar, oaktadt det nästan helt och hållet ligger på
landområde. Närmast efter detta komma områdena A, B och
C med 125, 98 och 95 jordskalf. De ligga vid de stora
brottytorna i jordskorpan längs Amerikas Stilla Hafskust
och i Karaibiska hafvet. Detsamma gäller om distriktet
D med 68 jordskalf. De tre sistnämnda B, C och D,
likasom distriktet G mellan Madagaskar och Indien med
85 jordskalf, öfverträffas likväl skenbart af distriktet H i
östra Atlanten med dess 107 jordskalf. Dessa sistnämnda
äro nämligen jämförelsevis svaga, och deras noggranna
upptecknande beror sannolikt på, att en stor mängd
jordbäfningsobservatorier ligga i detta distrikts närmaste
omgifning. Detsamma är fallet med de mycket få
jordskalfven från distrikten I utanför New Foundland och J mellan
Island och Spetsbergen med resp. 31 och 19 jordskalf.
Sist på listan kommer distriktet L kring sydpolen med 8
jordskalf. Detta ringa antal är nog beroende på bristen
på observationsorter i dessa trakter. Till dessa har
slutligen kommit ett nytt distrikt M, som sträcker sig åt SSW
från Nya Zeeland. Från detta distrikt härstamma ej
mindre än 75 starka jordskalf, som registrerats af
Discoveryexpeditionen (70°S. Br., 178 Ö. L.) under tiden 14 Mars
till 23 Nov. 1903.
Jordbäfningarna förekomma vanligen i så kallade
svärmar. Så räknade man i Mars 1868 mer än 2000
jordstötar på Hawai. Vid de jordskalf, som 1870—73
härjade landskapet Phokis i Grekland, iakttogos stundom
jordstötar, som följde på hvarandra med mellantider af tre
sekunder, under långa tider. Under jordbäfningstiden, som
Fig. 10. Karta utvisande läget af de viktigaste
jordbäfningscentra enligt British Associations undersökning.
omfattade 3 1/2 år, beräknas omkring en half million
jordstötar och en fjärdedels million underjordiska dån, som
ej åtföljdes af märkliga jordskalf, ha inträffat. Bland dessa
jordskalf voro likväl endast omkring 300 åtföljda af
nämnvärd förstörelse och blott 35 ansågos värda omnämnande
i tidningarna. Äfven jordstöten af den 23 oktober 1904
tillhörde en svärm, som varade från den 10 till den 28
oktober, då talrika småstötar, särskildt den 24 och 25
oktober gjorde sig kända. Jordbäfningen i San Francisco
började den 18 april 1906 kl. 5 t. 12 m. 6 s. förmidda-20
gen (pacific tid.) och var slut kl. 5 t. 13 m. 11 s. f. m.,
motsvarande en varaktighet af en minut och fem
sekunder. Inom en timme därefter iakttogos tolf mindre stötar.
Före kl. 6.52 e. m. hade ytterligare nitton jordskalf
annoterats, och dylika mindre stötar återkommo under flera
dygn efteråt.
Till följd af detta förekomstsätt inträffa vanligen
svagare stötar före de häftiga, förstörande, och tjänstgöra
sålunda såsom ett slags varningstecken. Men ganska ofta
är detta dessvärre icke fallet, så t. ex. vid de
jordbäfningar, som förstörde Lissabon 1755 och Caracas 1812 och
de som anställde ovanligt stora härjningar i Agram
1880 och nu senast i San Francisco 1906. En ej allt
för svår jordbäfning utan svagare förelöpare gick öfver
Ischia 1881, medan den häftiga katastrof, som ödelade
denna härliga ö 1883, var föregången af flera
varningstecken. Dessa förhärjande jordbäfningar ha också i de
flesta fall följts af ett antal mindre jordskalf, så
jordbäfningarna i San Francisco och i Chile 1906. Mycket
sällsynta äro de af en enda stöt beståenoe skalfven, ett
sådant var det i Lissabon 1755.
De häftiga jordrörelserna åstadkomma ofta stora
sprickor i jorden. Sådana förekommo i San Francisco på flera
ställen (fig 11). Den märkligaste af dylika sprickor finnes
vid Midori i Japan och uppkom vid jordbäfningen den
20 okt. 1891. En »förkastning» af jordlagren, uppgående
till 6 meter i vertikal och 4 meter i horisontel led på
sina ställen, härrör därifrån. Denna spricka är ej mindre
än 65 kilometer lång. En annan af samma slag bildades
vid ett jordskalf vid Monte Sant" Angelo i Kalabrien
1783. I bergstrakter inträffa ofta ras af berg till följd
af sprickbildningen och skakningarna. En massa
klippblock störtade ned vid Delphi under loppet af de
phokiska jordskalfven. Den 25 januari 1348 störtade till följd
af en jordbäfning en stor del af det nu af turister ofta
besökta berget Dobratsch (Villacher Alp) i Kärnten ned
och begrafde två städer och 17 byar. Jordbäfningen den
18 April 1906 i Kalifornien utgick från en spricka i
jorden, som sträcker sig från mynningen af Alder Creek
nära Point Arena, sedan löper nära parallellt med
kustlinjen, mest på land men vid San Francisco ett stycke ut
i sjön, och åter går in öfver land mellan Santa Cruz och
San José och sedermera öfver Chittenden till Mount Pinos,
en sträcka af omkring 600 kilometer i riktningen N 35°W
till S 35°E. Längs denna spricka ha de båda
jordflaken förskjutit sig, så att det sydväst om sprickan
belägna stycket rört sig åt nordväst omkring 3 meter, stund-
Fig. 11. Sprickor i Valentia Street, S. Francisco
efter jordbäfningen år 1906.
om ända till 6 meter. I några trakter — Sonoma och
Mendocino county — har det sydvästra jordflaket höjt
sig något, aldrig mer än 1.2 meter. Detta är den längsta
spricka som observerats vid en jordbäfning.
Efter jordskalfvens slut ligger jordytan ofta ej kvar i
sitt ursprungliga läge utan har tagit en mer eller mindre
vågig form. Detta iakttages naturligtvis lättast där gator
eller järnvägar förefinnas på jordbäfningsområdet. Så
omtalas, att spårvägarna på hufvudgatan Market Street i
San Francisco efter jordbäfningen bilda stora vågor.
Till följd af rubbningarna i jordskorpans läge och de
samtidigt uppstående sprickorna ändras floderna i sina
lopp, källor utsina och andra nybildas. Detta var också22
fallet vid jordbäfningen i Kalifornien 1906.
Grundvattnet störtar därvid ofta ut med stor häftighet, medrifvande
stenar, sand och slam, som stundom tornas upp i
kraterformade förhöjningar (fig. 12). Vid dylika tillfällen
inträffa också af dessa grunder vidsträckta
öfversvämningar. Genom en dylik förskjutning af ett flodlopp
inbäddades det antika Olympia i ett lager af flodsand, som
skyddat en del af de gamla grekiska mästarnas
konstverk — till exempel den berömda Hermesstoden — från
förstöring. Floden har sedan gått tillbaka, och det gamla
Olympias skatter ha blifvit utgräfda.
På samma sätt, som de naturliga vattenådrorna rubbas
af jordskorpans förskjutningar, så brytas vattenledningar
vid dylika tillfällen sönder, hvarigenom stor förödelse dels
direkt åstadkommes, dels ännu mera indirekt, emedan
möjligheten att hejda eldsvådor, som ofta utbryta vid
husens sammanstörtande, därigenom i högsta grad nedsättes.
Detta var anledningen till de största materiella förlusterna
vid San Franciscos förödelse.
Ännu svårare härjningar åstadkomma de väldiga
hafsvågor, som förorsakas af jordbäfningarna. Vi ha redan
förut nämnt om flodvågen vid Lissabon 1755, hvilken
åstadkom böljsvall ända vid svenska västkusten. Ar 1510
uppslukade en dylik vattenvåg i Konstantinopel 109
moskéer och 1070 boningshus. En annan flodvåg af 15
meters höjd bröt vid jordbäfningen den 15 juni 1896 in
vid Kamaishi på ön Nippon (Japan), bortsopade 7,600
boningshus och dödade 27,000 människor.
Om den förhärjande flodvågen från Krakatoa 1883 ha
vi redan talat. Denna flodvåg bredde ut sig i hela den
Indiska oceanen och gick förbi goda Hopps-udden till
Cap Horn, alltså rundt halfva jorden. Nästan ännu
märkvärdigare var den luftvåg, som utbredde sig från
detta explosionsställe. Medan häftiga kanonader ej höras
längre än omkring 150 kilometer, i ett enstaka gynnsamt
fall 270 kilometer, hördes eruptionen på Krakatoa i Alice
Springs (Central-australien) på 3,600 och på ön Rodriguez
på nära 4,800 kilometers afstånd. Barograferna på de
meteorologiska stationerna upptecknade först en plötslig
stegring och därpå en stark sänkning af lufttrycket,
åtföljda af några mindre störingar. Dessa luftstötar
upprepades på några ställen ända till sju gånger, så att man
däraf kan sluta, att luftvågen tre gånger passerat kring
jorden i ena och tre gånger i andra leden. Fortplant-
Fig. 12. Sandkratrar och sprickor bildade vid jordskalfvet vid
Korint 1861. I vattnet grenar från öfversvämmade träd.
ningshastigheten hos denna luftvåg var 314,2 meter i
sekunden, motsvarande en temperatur af — 27 C., hvilken
är förhärskande på omkring 8 kilometers höjd öfver
jordytan.
Under det sista årtiondet har man noga följt en
egendomlig företeelse, som består däri att jordens axel rör
sig i en mycket oregelbunden kroklinje kring dess
medelläge. Denna rörelse är mycket obetydlig, nordpolens
förskjutning från medelläget uppgår till ej mer än
omkring 10 meter. Man har trott sig iakttaga, att denna
nordpolens rörelse lider plötsliga rubbningar efter
synnerligen häftiga jordskalf, särskildt då flera sådana inträffa
efter hvarandra. Detta ger, kanske mer än någon annan
iakttagelse, ett begrepp om jordbäfningarnas styrka, då de
förmå att rubba hela den tunga jordmassan ur dess
jämviktsläge.
En skadegörelse till följd af jordbäfningar, hvilken är
af mycket betydande art, men som dock undgår de flestas
uppmärksamhet, är förstöringen af underhafskablar genom
jordstötar. Ofta visar sig därvid, att kablarnas
guttaperkahölje smält, hvarigenom vulkaniska eruptioner under
hafvets yta antydas. Man söker numera vid läggande af
telegrafkablar att undvika de jordbäfningscentra, om
hvilkas läge man fått säker kännedom genom de nyare
tidernas undersökningar.
Man har alltid varit benägen att ställa jordbäfningar
och vulkanutbrott i sammanhang. Otvifvelaktigt
existerar också ett sådant sammanhang för en stor del af de
häftiga jordbäfningarna. För att visa detta, har den
förutnämnda engelska kommittén gjort följande
sammanställning angående Antillernas jordbäfningshistoria.
1692. Port Royal, Jamaica, förstördt genom
jordbäfning. Land sjunker ned i hafvet. Eruption af St. Kitts.
1718. Våldsam jordbäfning i St. Vincent, åtföljd af
eruption.
1766—67. Våldsamma jordskalf i nordöstra
Sydamerika, Cuba, Jamaica och Antillerna. Eruption af S:ta
Lucia.
1797. Jordbäfning i Quito, förlust af 40,000
människolif. Jordskalf på Antillerna. Eruption på Guadeloupe.
1802. Häftig jordstöt i Antigua. Eruption på
Guadeloupe.
1812. Caracas, hufvudstad i Venezuela, totalt förstörd
genom jordbäfning. Häftiga jordskalf i Nordamerikas
sydstater, begynnande 11 nov. 1811. Eruptioner på St.
Vincent och Guadeloupe.
1835—36. Häftiga jordskalf i Chile och
Centralamerika. Eruption på Guadeloupe.
1902, April 19. Häftiga jordstötar, hvarigenom många
städer i Central-Amerika förstördes. Mont Pelée på
Martinique i verksamhet. Utbrott den 3 maj.
Underhafskablar söndersletos, och hafvet sjönk tillbaka. Nya
häftiga rörelser af hafvet den 8, 19 och 20 maj, 7 maj
utbrott på St. Vincent, kablar förstöras, 8 maj häftigt
utbrott af Mont Pelée. Förödelse af St. Pierre. Talrika
smärre jordskalf.
Af denna sammanställning framgår, huru oroliga
förhållandena äro i denna del af världen och huru lugnt
och tryggt vi ha det i det gamla Europa, särskildt här i
norden. Åtskilliga delar af Centralamerika äro så starkt
hemsökta af jordbäfningar, att en del däraf (Salvador)
fått namnet »gungmattan». Jorden är där i nära nog
sagdt ständig skälfning. Andra trakter, som ofta
hemsökas, äro Kurilerna och Japan samt de ostindiska öarna.
I alla dessa landsdelar är jordskorpan sönderbräckt af
talrika sprickor och sammanknycklad under jämförelsevis
sena geologiska perioder (hufvudsakligen tertiärtiden), och
hoppressningen af jordskorpan pågår alltjämt därstädes.
De små jordbäfningarna, af hvilka man räknar ej mindre
än omkring 30,000 om året, ha intet närmare samband
med vulkaniska utbrott, och detta är nog äfven fallet
med åtskilliga bland de häftiga jordbäfningarna, såsom
exempelvis den som förstörde San Francisco.
Man antager på goda skäl, att jordbäfningar ofta
förorsakas genom rutschningar på hafsbottnen, där denna
har stor lutning, af sediment, som under tidernas lopp
utspolats från land. Milne anser, att »sjöbäfningen» vid
Kamaishi den 15 juni 1896 hade ett sådant ursprung.
Till och med den olikformiga belastningen af jordskorpan
genom ojämnt lufttryck gynnar uppkomsten af jordskalf.
F
Fig. 13. Jordbäfningslinjer i Nedre Österrike.
Mindre jordbäfningar, och stundom rätt häftiga sådana,
inträffa ganska ofta i trakten af Wien. På kartan synas tre
linjer, en AB, kallad »thermallinjen», på grund af att längs
densamma en massa varma källor (Meidling, Baden, Vöslau
o. s. v.), s. k. »thermer», som användas för medicinskt
bruk, förekomma, en annan BC, kallad »Kamplinjen»,
därför att floden Kamp flyter fram däri, och den tredje
EF kallad »Mürzlinjen», därför att floden Mürz flyter fram
längs densamma. Den stora järnvägslinjen mellan Wien
och Bruck följer för öfrigt dalsänkorna längs AB och
EF. Dessa linjer,
som anses
motsvara stora
sprickor i jordskorpan,
äro kända såsom
utgångsställen för
talrika jordskalf.
Särskildt trakten
kring Wiener
Neustadt, där de tre
linjerna skära
hvarandra, skakas
ofta af häftiga [-jordbäfningar,hvil-kas-]
{+jordbäfningar,hvil-
kas+} årtal delvis
stå antecknade på
kartan. Den på
kartan med xx
betecknande
kroklinjen angifver
utsträckningsområdet för ett jordskalf, som den 3 januari
1873 utgick åt båda sidor om Kamplinjen. Det är
påfallande, huru vidt jordskalfvet utbredt sig i de lösa
jordlagren på slätten mellan St. Pölten och Tulln, medan de
på kartan streckade bergsmassiven utgjort ett hinder för
jordbäfningens utbredning.
Fig. 14. Universitetsbiblioteket vid Stanford
University i Kalifornien efter jordbäfningen
1906. Bilden visar järnkonstruktioners stora
hållfasthet, jämförd med murverks.
Jordbäfningen inverkan på låga trähus synes på
fig. 11.
Till liknande slutsatser har man kommit genom studiet
af utbredningen af det jordskalf, som härjade Charleston
i Nord-Amerikas Förenta stater år 1886, då 27
människolif gingo förlorade. Detta var den mest förödande
jordbäfning, som träffat dessa stater före jordbäfningen i
Kalifornien 1906. Vid Charleston-jordbäfningen utgjorde
Alleghany-bergen ett kraftigt hinder för jordstötarnas
utbredning, hvilka desto lättare trängde fram i de lösa
jordlagren i Mississippis floddal. Äfven i San Francisco
iakttog man, att den häftigaste förödelsen träffade de
stadsdelar, som lågo på lös, delvis utfylld grund i
hamnens närhet, medan de på Franciscos berömda bergåsar
byggda kvarteren blefvo jämförelsevis oskadade, såvida
de ej nåddes af den påföljande, härjande, eldsvådan. Med
hänsyn till härjningarna af jordbäfningen i San Francisco
har man indelat denna stads byggnadsgrund i fyra klasser,
hvaraf den första visade sig tryggast, den sista farligast,
nämligen: 1) klippgrunden 2) mellan klipporna belägna
dalar, som sakta fyllts af naturen 3) sand-dyner och 4) mark
som vunnits genom utfyllning medelst konst. Denna
sistnämnda mark »förhöll sig såsom halfflytande gelé i en
skål» enligt jordbäfningskommissionens framställning.
Af liknande grunder stodo sig skyskraparna, som äro
konstruerade af stål på djupt liggande grund, bäst,
därefter kommo tegelhus med väl förbundna och
cementerade murar på djup grund. Trähusens svaga sida
visade sig de dåliga förbindningarna mellan stockarna
vara, hvilken svaghet torde kunna afhjälpas.
Stålkonstruktioners förträfflighet i detta afseende ådagalägges
tydligt af bilden fig. 14.
Den svåraste förstörelsen vid denna jordbäfning träffade
platser som lågo just på s. 21 nämnda spricka. Därnäst
härjades de orter, såsom Santa Rosa, San José och Palo
Alto med Stanforduniversitetet, hvilka ligga på lösa
jordlager i den dal, hvars lägsta partier intagas af San
Francisco-bay. Däremot ledo lyckligtvis det rika CaliforniaUniversity i Berkeley och det världsberömda
Lickobservatoriet, som båda äro belägna på klippgrund, ingen
nämnvärd skada.
En kartskiss af Suess återgifver jordbäfningslinjerna i
Sicilien och Kalabrien (fig. 15). Dessa trakter ha, som förut
nämnts, härjats af åtskilliga förödande jordbäfningar, hvaraf
den gräsligaste år 1783 och en ganska svår år 1905.
Men de äro dessutom skådeplatsen för talrika mindre
Fig. 15. Karta öfver jordbäfningslinjerna kring det Tyrrhenska
sänkningsområdet.
jordskalf. I ganska sena tider har här Tyrrhenska hafvet
sänkt sig, och hafsbottnen sjunker fortfarande. Man ser
på kartan fem streckade linjer, motsvarande sprickor i
jordskorpan, hvilka skära hvarandra i den vulkaniska
trakten kring de Lipariska öarna. Dessutom finnes en
punkterad periferisk cirkelbågformad spricka, som var
utgångsstället för de båda förödande kalabriska jordskalfven 1783
och 1905. Jordskorpan förhåller sig här ungefär som en
ruta, som spräckts af en häftig stöt mot en punkt mot-
svarande ön Lipari. Från stötpunkten stråla brottlinjer
ut, och brottstyckena ha afbräckts från den kringliggande
jordskorpan genom bågformade sprickor. Vulkanen Etna
ligger på skärningspunkten af den periferiska och en radial
spricka.
På grund af jordbäfningarnas stora praktiska betydelse
har man på senare tid inrättat en mängd »seismologiska»
stationer, där jordbäfningarna registreras af pendlar, som
teckna linjer på papper, och drifvas framåt af urverk,
ungefär så som en telegram-pappersremsa. Äger ingen
jordstöt rum, är linjen rät, vid jordskalf öfvergår den till
en våglinje. Om papperets rörelse är långsam, synes
denna våglinje endast såsom en utbredning af den räta
linjen. Nedanstående bild visar ett seismogram från
20. 36. 25.
20. 31. 21. | 20. 42. 29.
Fig. 16. I Shide upptaget seismogram.
stationen Shide på ön Wight af den 31 aug. 1898.*
Den jordbäfning, som här registrerats, utgick från centret
G i Indiska oceanen. Detta kunde man sluta sig till på
grund af ankomsttiderna till de olika stationerna. Man
ser på nämnda »seismogram» en svag förtjockning af den
räta linjen kl. 20 t. 5 m. och 2 sek. (8 t. 5 m. 2 sek.
e. m.). Sedan svällde linjen ut vidare, och den häftigaste
stöten inträffade kl. 20. 36. 25. En annan stöt kom fram
kl. 20. 42. 29, hvarefter skakningen under mindre stötar
sakta aftog. Stöten kl. 20. 5. 2 kallas den första stöten.
Den går rätt genom jorden med en fortplantningshastig-
* Stationen Shide utgör ett slags centralstation. I Sverige finns
en jordbäfningsregistrator, »seismograf», uppställd i Uppsala sedan
några år. En annan är afsedd att uppställas i Vassijaure.
het af 9,2 kilometer pr sek. Den behöfver 23 minuter
för att gå rätt igenom jorden längs en diameter. Den
är mycket svag, hvilket anses bero på den
utomordentligt starka friktion, som är egendomlig för starkt
upphettade gaser sådana som de, som befinna sig i jordens inre.
Den skarpa stöten kl. 20. 36. 25 beror på en vågrörelse
i den fasta jordskorpan. Denna stöt försvagas i mycket
mindre grad än den nyssnämnda och rör sig framåt med
vida mindre hastighet, omkring 3,4 kilometer i sekunden
längs jordytan.
Man kan beräkna fortplantningshastigheten af en stöt
i ett kvartsberg, den är 3,6 kilometer i sekunden, således
ganska nära öfverensstämmande med den funna siffran,
hvilket ju också bör vara fallet, då jordens fasta skorpa
hufvudsakligen består af silikat, d. v. s. föreningar, i hvilka
kvarts ingår, och som besitta liknande egenskaper.
På korta afstånd är stötens fortplantningshastighet
mindre, och man observerar då ofta icke den första svaga
stöten. Hastigheten går ned till inemot 2 kilometer pr
sekund. Detta beror på att stötens fortplantningsriktning
då delvis beskrifver en kroklinje nedåt de fastare delarna
af jordskorpan och delvis går genom de lösare lagren,
som framsläppa stöten mycket långsammare än de fasta,
exempelvis lös sandsten 1,2 km., vatten (i världshafvet)
1,4 km., lös sand 0,3 km. pr sekund. Det är tydligt,
att man ur uppgifter om ankomsttiden för den första
stöten och den starka stöten kan beräkna afståndet mellan
observationsorten och jordbäfningens utgångspunkt.
Stundom återkommer den skarpa stöten efter någon tid, fastän
i försvagad grad; man har ofta iakttagit, att denna andra
svagare stöt förhåller sig så, som om den gått rundt
jorden på den längsta vägen mellan utgångspunkt och
observationspunkt likasom en del af luftvågorna från Krakatoas
utbrott (se sid. 23); fortplantningshastigheten för denna
andra stöt är densamma som för den häftiga stöten.
Milne har ur sina iakttagelser dragit den slutsatsen,
att, om förbindelselinjen mellan ett jordskalfs utgångspunkt
och observationsorten ej ligger djupare än 50 kilometer
under jordytan på sin lägsta punkt, så går stöten fram
odelat genom den fasta jordskorpan. På denna grund
uppskattar han den fasta jordskorpans tjocklek till
omkring 50 kilometer, ett värde, som nära öfverensstämmer
med det, hvilket ofvan beräknats ur temperaturens
tilltagande med djupet. Det förtjänar kanske också att
nämnas, att man ur pendelobservationer bestämt jordens
täthet i närheten af observationspunkterna och trott sig kunna
sluta till, att sagda täthet är ganska växlande intill ett
djup af 50 a 60 kilometer, hvarefter den blir likartad
öfverallt. Dessa 50 a 60 kilometer antagas motsvara
den fasta jordskorpan. (Jfr. s. 13.)
Jordstötarnas rörelse i jorden lär oss alltså, att våra
slutsatser, att jordskorpan ej sträcker sig särdeles djupt,
och att jordens innersta är gasformigt, nära motsvara
verkligheten. Genom ett fördjupadt studium af
seismogrammen kunna vi således hoppas att lära något mera om
jordens allra innersta delar, hvilka vi, vid ett flyktigare
betraktande, skulle vara böjda tro vara alldeles
otillgängliga för den vetenskapliga forskningen.
II.
Himlakropparna, särskildt jorden, såsom
hemvist för lefvande varelser.
Få intryck äro så upplyftande som det, man erhåller
då man en molnfri natt betraktar himlahvalfvet med dess
tusenden af stjärnor. Då man sänder tanken bort till
dessa i det oändliga fjärran glittrande ljus, kan man
knappast undgå att fråga sig, om i deras omgifning finnas
planeter liknande vår, som äro hemvist för organiskt lif.
Hvilket obetydligt intresse har för oss en ödslig ö i de
arktiska trakterna, som ej härbergerar ens den minsta
planta, mot en sådan i tropikerna, på hvilken lifvet
utvecklar sig i sin underbara mångfald? Likaså utöfva de
främmande världarna på vår tanke en helt annan
dragningskraft, om vi kunna tänka oss desamma tjäna lifvets
intressen, än om vi måste föreställa oss dem såsom döda
massor, som sväfva omkring i rymden.
Äfven angående vår egen lilla planet, jorden, måste vi
göra oss likartade frågor. Har den alltid varit klädd af
en grön växtlighet, eller har den någon gång varit
ofruktbar och öde? Och om så är, hvilka äro betingelserna för
dess nuvarande höga uppgift att bära lif? Att jorden från
början varit »öde och tom» är otvifvelaktigt, antingen vi
nu antaga den ha varit alltigenom glödflytande, såsom väl
är sannolikast, eller att den, såsom Lockyer och Moulton
anse, bildats genom sammanhopning af meteorstenar, som,
då de hejdats i sin rörelse, glödgats upp.
Såsom vi ofvan sett, består jorden sannolikt af ett gas-
3
34
klot, omgifvet af ett längst ut fast och, därinnanför,
segflytande hölje. Man antar på goda grunder, att hela
jorden ursprungligen varit ett gasklot, afsöndrat från solen,
som ännu befinner sig i detta tillstånd. Genom strålning
mot den kalla världsrymden förlorade gasklotet, som i
hufvudsak förhöll sig ungefär så som vår nuvarande sol,
småningom sin höga temperatur och slutligen bildades en
fast jordskorpa på dess yta. Lord Kelvin har beräknat,
att sedan detta skett, det ej dröjde längre än omkring
100 år, innan jordskorpans temperatur sjönk till 100 grader.
Om också lord Kelvins beräkning skulle vara något
oriktig, så kunna vi väl påstå, att så särdeles många tusen
år dröjde det icke, sedan jorden fått sin första fasta skorpa
— vid omkring ett tusen graders temperatur — till dess
temperaturen sjunkit under 100-punkten. Vid denna
temperatur kunna visserligen inga lefvande varelser äga
bestånd, emedan ägghvitebeståndsdelarna i deras celler snabbt
koaguleras, likasom ägghvitan i ett hönsägg, vid denna
höga värmegrad. Det uppges emellertid att i de heta
källorna på Nya Zeeland alger förekomma vid en
ternperatur öfver 80 grader. Vid ett besök i Yellowstone
Park sökte jag öfvertyga mig om riktigheten af denna
uppgift, men fann, att alger endast förekommo vid de heta
källornas kant, där temperaturen kunde uppskattas till högst
60 grader. Den berömde amerikanske fysiologen Loeb
anger, att alger i heta källor ej anträffats vid högre
temperatur än 55 grader. Då nu jordytans temperatur ännu
mycket snabbare sjönk från 100-punkten till 55 grader
än från 1,000 till 100 grader, så kunna vi säga, att
endast några få årtusenden förgingo mellan bildningen af
den första jordskorpan och uppnåendet af en temperatur,
tjänlig för lifvets uppehållande. Sedan dess har efter all
sannolikhet temperaturen aldrig sjunkit så lågt, att ej den
större delen af jordens yta kunnat bära lefvande väsen,
oaktadt stundom så kallade istider förekommit, då de
för lif otillgängliga arktiska trakterna hade vida större ut-35
sträckning än nu. Likaså har världshafvet alltid till
ojämförligt största delen varit isfritt och således kunnat
bebos af organismer. Jordens inre svalnar alltjämt, fastän
sakta, genom den värme som ledes genom jordskorpan
från dess inre, varma, till dess yttre, kalla, delar.
Att jorden kan tjäna till boplats för lefvande väsen,
beror således därpå, att dess yttre delar genom
utstrålning afkylts till en lämplig temperatur (under 55 grader),
men dock ej så starkt, att hela världshafvet ständigt
varit fruset på sin yta, och att temperaturen öfver
kontinenterna ständigt varit under fryspunkten. Detta
gynnsamma mellanstadium ernås därigenom, att
solstrålningen förmått ersätta jordens värmeförlust utåt
världsrymden och är tillräcklig att hålla större delar
af jordytan öfver noll-gradens temperatur.
Temperaturbetingelsen för lif på en planet upprätthålles således
endast därigenom, att å ena sidan värme och ljus strålas
in i tillräcklig mängd från dess sol och å andra sidan en
ständig lika stark utstrålning i världsrymden äger rum.
Skulle ej värmeförlust och värmevinst balansera hvarandra,
så skulle värmeförhållandena ej bli bestående annat än
under en mycket kort tid.
Såsom exempel kan anföras den korta tid af några
hundra eller tusen år som jordskorpan behöfde för att
svalna från 1,000 till 100 grader. Därmed må jämföras
den långa tid, den skattas af Joly till omkring 100
miljoner år, som förflutit sedan världshafvets första bildning,
som motsvarade en temperatur af 365 grader, emedan öfver
denna temperatur vatten endast förekommer i gasform.
Joly har utfört sin uppskattning på följande sätt. Man
känner, hur stor vattenmassan är i jordens samtliga haf,
äfvensom hafvens salthalt. Härur beräknas lätt, hur stor
mängd koksalt som finnes löst i alla världens haf. Detta
salt har tillförts genom floderna, och man känner ungefär,
huru mycket salt som föres ut i världshafvet genom alla
jordens floder för hvarje år. Däraf är lätt att beräkna,
att jordens floder måst föra salt till hafvet under omkring
100 miljoner år, för att den nuvarande salthalten skulle
uppnås. Till ännu högre siffror kommer man genom
beräkning af den tid, som åtgått för att i hafven aflagra
alla de skiktade, eller så kallade sedimentära, lagren. Sir
Archibald Geikie skattar dessa lagers samfällda tjocklek,
om de legat kvar orubbade, till omkring 30,000 meter.
Genom undersökning af yngre skiktade lager kommer han
till den uppfattningen, att hvarje metertjockt lager fordrat
mellan 3,000 och 20,000 år för sin bildning. Till
afsättande af samtliga sedimentära lager har således en
tidrymd af mellan 90 miljoner och 600 miljoner år varit
nödvändiga. Den finske geologen Sederholm kommer till
och med till en slutsumma af 1,000 miljoner år. En
annan uppskattning utgår därifrån, att, medan jordytan
ej ändrar temperatur på grund af värmejämvikten mellan
sol-strålning och förlust åt världsrymden, så sammandrar
sig jordens inre genom afsvalning. Huru långt denna
skrumpning fortgått, märker man på bergskedjebildningen,
som enligt Rudzki täcker 1,6 procent af jordytan. Följaktligen
har jordradien sammandragit sig 0,8 procent, motsvarande
en afkylning af omkring 300°, hvartill åtgått c:a 2,000
miljoner år. Under hela denna nästan ofattligt långa
period af mellan 100 och 2,000 miljoner år ha på
jordytan och i världshafvet förefunnits organismer, som ej allt
för mycket skilja sig från de nu lefvande. Man måste
därför antaga, att om också jordytans temperatur under
dessa aflägsna tider var något högre än nu, så var likväl
skillnaden ej så särdeles stor, knappast 20 grader. — Den
nuvarande medeltemperaturen för jordytan uppgår till
omkring 16 grader, den växlar mellan ungefär — 20 grader
vid nordpolen och — 10 grader vid sydpolen och
omkring 26 grader i närheten af ekvatorn. — Fastmer synes
den viktigaste skillnaden mellan jordytans temperatur under
de äldsta geologiska perioder, från hvilka fossil äro kända,
pch det nuvarande tillståndet ha bestått däri, att, då i de37
äldre tiderna värmet var nästan likformigt fördeladt öfver
hela jorden, de olika zonerna nu visa betydande
skillnader i temperatur.
Detta långa, nästan stationära tillstånd, har betingats
däraf, att jordytans värmevinst genom solstrålning och
värmeförlust genom utstrålning nära nog fullständigt
kompenserat hvarandra. Att värmetillförsel genom strålning
från en mycket het himlakropp, i vårt fall solen, är
nödvändig för lifvets bestånd, därom är ingen i det ringaste
tvifvel; däremot torde flertalet ej ha reflekterat däröfver,
att värmeförlusten till den kalla världsrymden eller öfver
hufvud taget till en kallare omgifning är lika nödvändig.
Det finnes till och med de, som funnit sig så föga
tillfredsställda af antagandet, att jorden och äfven solen utan
gagn slösa bort största delen af sitt »lifsvärme» genom
att kasta ut det i den kalla rymden, att de antaga, att
strålning ej kan äga rum mot rymden utan endast mellan
himlakropparna. Allt solens värme skulle således komma
planeterna och månarna i solsystemet till godo, endast
en försvinnande bråkdel skulle komma fixstjärnesystemen
till godo, motsvarande deras obetydliga synvinkel. Om
emellertid detta vore riktigt, så skulle planeternas
temperatur hastigt stiga, ända tills den blefve nära lika med
solens, och allt lif vore i detta fall omöjligt. Vi få
således anse att »det är bäst som det är», oaktadt det
stora värmeslöseriet ständigt afmattar solens energi.
För öfrigt utgår det nämnda betraktelsesättet, att
solvärmet delvis går förloradt ut i den oändliga rymden, från
en obevisad och högeligen osannolik förutsättning,
nämligen den, att en ytterst ringa bråkdel af himlahvalfvet
skulle vara täckt af himlakroppar. Detta är visserligen
riktigt, om man, såsom förr var vanligt, antager att
himlakropparnes flertal är lysande. Man har icke någon säker
uppskattning af de mörka himlakropparnes antal och
storlek. För att förklara den iakttagna rörelsen hos åtskilliga
stjärnor har man antagit, att i deras närhet oerhördt stora,
mörka himlakroppar finnas, hvilkas massor äro jämförliga
med och stundom öfverträffa vår sols. Men
hufvudmängden af de mörka himlakroppar, som från oss afhålla bakom
liggande stjärnors strålar, torde bestå af mindre massor,
sådana som vi iakttaga hos kometer och meteorer, och till
stor del utgöras af så kalladt kosmiskt stoft. De senare
årens iakttagelser med utomordentligt kraftiga instrument
ha gifvit vid handen, att de så kallade töckenstjärnorna
eller nebulosorna förekomma utomordentligt ymnigt på
himlahvalfvet. I dessas inre förekomma troligen
anhopningar af mörka massor. Dessutom äro troligen
nebulosorna till största delen allt för ljussvaga för att af oss
kunna iakttagas. Man kan ej gärna göra ett annat
antagande, än att himlakroppar finnas öfverallt i den
oändliga rymden och ungefär lika- ymnigt som i de vårt
solsystem närmast omgifvande trakterna. Följden häraf är
den, att hvarje solstråle, hvart han än må vara riktad,
slutligen måste träffa en himlakropp, så att ingen del af
solens ej häller af stjärnornas strålning går förlorad.
Jorden förhåller sig i visst afseende, så som en
ångmaskin. För att denna skall utföra nyttigt arbete,
fordras ej endast, såsom alla väl veta, att värme tillföres
densamma från en värmekälla af hög temperatur,
nämligen eldstaden och ångpannan, utan äfven att maskinen
skall få afgifva värme åt en värmekälla af låg temperatur,
kondensatorn eller kylaren. Endast därigenom, att värme
får genom maskinen öfverflyttas från en kropp af hög
temperatur till en kropp af låg temperatur, förmår
ångmaskinen att uträtta arbete. Och likaså kan intet arbete
utföras på jorden, och därmed ej häller något lif existera
där, såvida icke värme får genom jordens förmedling
öfverföras från en varm kropp, solen, till en kallare
omgifning, världsrymden och de däri befintliga kalla
himlakropparna.
Såsom vi strax skola se, beror jordytans temperatur i
någon mån på den omgifvande atmosfärens beskaffenhet39
och särskildt dess genomskinlighet. Om jorden ej ägde
någon atmosfär, eller denna vore fullkomligt
genomskinlig, så skulle man med kännedom om solstrålningens
styrka lätt kunna beräkna jordytans medeltemperatur
i enlighet med en af Stefan uppställd lag om
värmeutstrålningens beroende af temperaturen. Under det
sannolika antagandet af, att solstrålningen vid jordens
medelafstånd från solen vore så stark, att den tillförde en svart
kropp, hvars mot solstrålarna vinkelräta genomskärning
vore 1 kvadratcentimeter, 2,5 gramkalorier i minuten, har
Christiansen beräknat medeltemperaturen å de olika
planeternas ytor. Den visas af nedanstående tabell, som också
anger planeternas medelafstånd från solen, då jordens
medelafstånd från denna himlakropp (149,5 miljoner kilometer)
tages såsom enhet.
Planet
Radie
Massa
Medelafstånd
Medeltemp. Specifik vikt
Merkurius
0,37
0,032
0,39
+ 178°(332)
0,63
Venus
1,00
0,805
0,72
+ 65
0,80
Jorden
1,oo
I,oo
1,00
+ 6,5
1,00
Månen
0,27
0,012
1,oo
+ I06
0,62
Mars
0,53
0,11
1,52
- 37
0,71
Jupiter
11,6
310
5,2
— 147
0,23
Saturnus
9,3
93
9,55
— 180
0,115
Uranus
4,2
14,7
19,22
— 207
0,194
Neptunus
3,8
16,5
30,12
— 221
0,31
Solen
108,6
324,440
0
6,200
0,25
Då Merkurius ständigt vänder samma sida mot solen,
har jag för denna planet bifogat en siffra, 332, som
anger medeltemperaturen på dess mot solen vända sida;
dennas hetaste punkt uppnår ej mindre än 397° C, medan
den frånvända sidan måste ha en temperatur, föga skild
från den absoluta nollpunkten, — 273° C. En liknande
beräkning har jag gjort för månen, som så sakta vrider
sig kring sin axel (en gång på 27 dygn), att temperaturen
på den solbelysta hälften blir nära lika stor (106) som
om den ständigt vände samma sida mot solen. Dess
hetaste punkt har en temperatur af omkring 150 grader
enligt denna beräkning. Månens poler och den del af
den från solen vända sidan, som längst varit utan
solsken, måste ha en temperatur föga öfverstigande den
absoluta nollpunkten. Detta stämmer också väl öfverens
med de mätningar af månens temperatur, som utförts
genom bestämning af värmestrålningen från månen. Den
äldsta mätning af dylik art gjordes af lord Rosse; han
fann, att den solbelysta månskifvan (således gjordes
iakttagelserna vid fullmåne) strålar ut lika mycket värme som
en (svart) kropp af + 110C. En senare mätning af
amerikanen Very synes gifva vid handen, att månens
hetaste punkt är omkring 180 grader, således omkring
30 grader högre än beräkningen angifver. För månen
och Merkurius, som ej hafva någon nämnvärd atmosfär,
torde beräkningen nära öfverensstämma med verkligheten.
Hvad vidare temperaturen på planeten Venus beträffar,
så skulle den, om atmosfären vore fullt genomskinlig,
uppgå till + 65° C. Vi veta emellertid, att i denna planets
atmosfär täta moln, troligen af vattendroppar, sväfva, som
förhindra oss att iakttaga den fasta ytan och hafven på
Venus. Enligt bestämningar af Zöllner och andra
angående denna planets ljusstyrka, återkasta dessa moln
ej mindre än 76 procent af det mot planeten infallande
solljuset, med andra ord planeten Venus är ungefär lika
hvit som en snöboll. Värmestrålarna återkastas ej i så
hög grad, man kan uppskatta den af planeten infångade
delen till omkring hälften af det infallande värmet.
Härigenom åstadkommes en betydlig nedsättning af planetens
temperatur, hvilken likväl delvis höjes genom dess
atmosfärs skyddande inverkan. Medeltemperaturen på Venus
är därför nog ej obetydligt lägre än den beräknade och
torde sannolikt uppgå till omkring 40 grader Celsius.
Det synes således ej alls vara orimligt att antaga, att
ganska betydande delar af Venus" yta äro lämpliga för
bärande af organiskt lif, särskildt trakterna kring dess poler.
Äfven på jordens temperatur ha molnen ett ganska
starkt nedsättande inflytande. Molnen skydda ungefär
hälften (52 procent) af jordens yta mot solstrålning. Men
äfven vid fullkomligt klar himmel kommer ej på långt
när allt solljus ned till jordytan. Äfven i den renaste
luft sväfvar en del fint fördeladt stoft. Jag har
uppskattat inverkan af detta stoft vara så stor, att
omkring 17 procent af solvärmet genom dess inverkan går
förloradt för jorden. Stoft och moln skulle tillsammans
taga bort 34 procent af solvärmet från jorden; och detta
skulle motsvara en sänkning i temperaturen af ej mindre
än 28 grader. Dock skyddar stoftet och vattendropparna
i molnen i någon mån mot utstrålning från jorden, så
att totalförlusten genom moln och stoft uppgår till
omkring 20 grader.
Nu har man funnit, att jordytans medeltemperatur
belöper sig till omkring 16 grader, i stället för de
beräknade 6,5, hvilka genom stofts och molns inflytande borde
nedsättas med 20 grader d. v. s. till omkring — 14° C.
Den observerade temperaturen är således ej mindre än
30 grader högre, än som beräknats. Detta beror på
gasernas i luften värmeskyddande inverkan, hvarom strax
nedan skall talas.
På Mars finnas knappt några moln. Denna planet har
en ytterst genomskinlig atmosfär, och däraf förklaras hans
höga temperatur. I stället för de beräknade — 37 graderna
besitter Mars en temperatur af omkring + 10° C. Detta
kan man se däraf, att vid Mars" poler under vintern samlas
hvita massor, tydligen af snö, hvilka raskt smälta bort
vid våren och ge upphof till vatten, som synes mörkt.
Stundom smälta snömassorna vid Mars" poler alldeles bort
under sommaren, hvilket de aldrig göra vid jordens poler.
Mars" medeltemperatur måste därför vara öfver o,
sannolikt omkring + 10 C. Det är högst sannolikt att
organiskt lif frodas på Mars. Däremot är det nog sangviniskt,
att af de s. k. kanalernas förekomst sluta till att intelli-
genta väsen finnas på Mars. Många antaga »kanalerna»
bero på synvillor.
Hvad de öfriga, stora, planeterna angår, så är den för
deras yta beräknade medeltemperaturen mycket låg. Denna
beräkning är emellertid ganska illusorisk, då dessa
himlakroppar sannolikt ej ha någon fast eller flytande yta,
utan ända igenom äro gasformiga, såsom framgår af deras
specifika vikt. Denna är för de inre planeterna, Mars
och vår måne medräknad, något mindre än for jorden,
månen kommer sist med specifika vikten 0,62. Sedan är
det ett stort språng till de stora yttre planeternas
specifika vikter. Högst kommer Neptunus med 0,31, en
bestämning som torde vara jämförelsevis osäker, därefter
Jupiter med 0,23 och sist Saturnus med 0,115. Dessa tal
äro af samma storleksordning som det för solen gällande
0,25, och om solen veta vi att den, afsedt från några små
molnbildningar, är alltigenom gasformig. Det är därför
sannolikt, att äfven de yttre planeterna, från och med Jupiter,
äro gasformiga och omgifna af täta molnslöjor, som
hindra oss att se in i deras inre. Man kan därför ej gärna
antaga, att dessa planeter kunna vara uppehållsorter för
lefvande väsen. Snarare skulle deras månar kunna tänkas
vara det. Om de ej finge något värme från sin planet,
skulle de sträfva att antaga de temperaturer, som äro
ofvan angifna för deras centralkroppar. Från vår måne
synes jorden under 3,7 gånger så stor synvinkel som solen.
Häraf är lätt att beräkna, att, då solens temperatur på
grund af dess strålning antages vara 6,200 grader (6,500°
absolut temp.), så skulle månen få lika stor värmetillförsel
från jorden, om denna hade en temperatur af omkring
3,100 grader (3,380 abs.). Då de första vattenmolnen
bildade sig i jordens atmosfär, motsvarade temperaturen
omkring 360° C. och strålningen till månen från jorden
var då endast 1,25 tusendelar af den från solen. Den
nuvarande strålningen från jorden uppgår ej ens till en
tjugondedel af detta belopp. Häraf synes, att strål-43
ningen från jorden ej spelar någon märkbar roll i månens
värmehushållning.
Helt annat vore förhållandet, om jorden hade Jupiters
11,6 eller Saturnus" 9,3 gånger större diameter. Då skulle
jordens strålning mot månen vara en sjättedel resp. en
niondel af den nuvarande solstrålningen, om jordytans
temperatur vore 360°. Häraf kan man beräkna, att
Jupiter och Saturnus skulle stråla ut lika mycket värme mot
en måne på 240,000 resp. 191,000 km. afstånd (då
jordmånens afstånd från jorden är 384,000 km.) som solen
strålar mot Mars, allt pr kvadratcentimeter, om de sagda
planeternas temperatur vore 360°. Nu finnas såväl vid
Jupiter som Saturnus månar belägna inom kortare afstånd
(126,000 resp. 186,000 km.) än de nämnda, och det är
således ej alldeles otänkbart, att dessa kunna från sin
centralkropp mottaga värmemängder, som göra dem tjänliga
för lifvets uppehälle, om de äga en starkt värmeskyddande
atmosfär. Svårare synes det vara med ljusförhållandena
på dessa innersta månar vid Jupiter och Saturnus. Då
deras planet lyser som starkast, är hans ljusstyrka
endast en sjättedel resp. en niondel af solens ljusstyrka,
som där är endast en tjugusjundedel resp. en nittioendel
af hvad den är på jorden. Då planeterna voro glödande,
voro utan tvifvel deras månar någon tid tjänliga för
lifsutveckling.
Att luftkretsen utöfvar en inverkan, som skyddar mot
värmeförlust, antogs redan vid början af 1800-talet af den
store franske fysikern Fourier. Hans idéer utvecklades
sedermera af Pouillet och Tyndall. Deras teori kallas
för drifbänksteorien, emedan de antogo, att atmosfären
inverkar på samma sätt som glaset i en drifbänk. Glaset
äger nämligen förmågan att släppa igenom så kalladt ljust
värme, det vill säga sådana värmestrålar, som kunna
uppfattas af vårt öga, däremot icke mörkt värme, till exempel
sådant, som utstrålar från en varm kakelugn eller en
uppvärmd jordmassa. Värmet från solen är till största delen44
ljust, det tränger således in genom glaset öfver en
drifbänk och värmer upp jorden. Strålningen från denna är
däremot »mörk» och kan därför ej genomtränga glaset,
som således skyddar mot värmeförlust, ungefär såsom en
öfverrock skyddar kroppen mot allt för stark utstrålning.
Langley utförde ett försök med en låda, som skyddades
mot stark värmeförlust genom bomullspackning, och som
på den mot solen vända sidan var täckt med dubbla
glas. Han fann temperaturen däri, stiga ända till 113 grader,
medan temperaturen i skuggan blott var mellan 14 och
15 grader. Försöket utfördes på den 4,200 m. höga
Pikes peak i Colorado den 9 sept. 1881 kl. 1.40 e. m.,
således vid synnerligen stark solstrålning.
Nu antogo Fourier och Pouillet, att luftkretsen kring
jorden har egenskaper, som påminna om glasets i
afseende på genomskinlighet för värme. Detta har visats
sedermera vara riktigt af Tyndall. De luftbeståndsdelar,
som spela denna roll, äro de i jämförelsevis ringa mängd
förekommande vattenångan och kolsyran, samt ozonet och
kolväten. Dessa sistnämnda förefinnas i så ringa mängd,
att man ännu ej tagit dem med i beräkningen. På den
sista tiden har man fått rätt noggranna bestämningar af
kolsyrans och vattenångans förmåga att genomsläppa
värme. Med hjälp af dessa har jag beräknat, att om
all kolsyra, — den uppgår endast till 0,03 volymprocent —
försvunne ur luften, så skulle jordytans temperatur sjunka
ned omkring 21 grader. På grund af denna
temperatursänkning skulle vattenångans i luften mängd minskas,
hvaraf en ytterligare nästan lika stor temperatursänkning
skulle bli följden. Af detta exempel ser man redan, att
jämförelsevis obetydliga ändringar i luftens
sammansättning kunna utöfva ett mycket stort inflytande. En
sänkning af luftens kolsyremängd till hälften af dess nuvarande
värde skulle nedsätta temperaturen med omkring 4 grader,
en sänkning till en fjärdedel med bortåt 8 grader. A
andra sidan skulle en fördubbling af luftens kolsyra höja45
jordytans temperatur med 4, en fyrdubbling skulle höja
den med 8 grader. Därjämte skulle en sänkning af
kolsyrehalten skärpa temperaturskillnaderna mellan jordens
olika delar, en höjning skulle åter utjämna dem.
Det uppstår nu den frågan, om verkligen sådana
temperaturförändringar hos jordytan iakttagits. Därpå svara
geologerna: ja. Vår historiska tid har föregåtts af en
period, då temperaturen var omkring 2 grader högre än
nu. Detta synes på den dåvarande utbredningen af
hasseln och sjönöten (Trapa natans), hvaraf fossila nötter
funnits på ställen, där sagda växter nu på grund af
klimatförsämringen ej kunna lefva. Före denna tid gick
istiden, om hvilken man nu med säkerhet vet, att den
fördref invånarne i norra Europa från deras gamla boplatser.
Man har många tecken, som tyda på, att istiden varit
indelad i flera skeden, som skiljts åt af tidsintervall med
mildare klimat, så kallade interglacialtider. Den tidrymd,
som karaktäriseras af dessa istider, då temperaturen,
enligt mätningar, gjorda öfver glaciärernas utbredning i
alptrakterna, var ända till omkring 5 grader lägre än nu,
antages af geologerna ha omfattat ej mindre än omkring
100,000 år. Denna tid föregicks af varmare tider då
temperaturen, att döma af växtfossil från dessa tider,
stundom gick upp till i medeltal 8 à 9 grader högre än nu
och var vida mera likformig öfver hela jorden än den är
nu (eocentiden). Äfven under äldre geologiska perioder
synas dylika starka klimatväxlingar ha ägt rum.
Finnas då anledningar att antaga, att luftens
kolsyrehalt kan ha växlat så mycket, att därmed de sagda
temperaturväxlingarna kunna förklaras? Angående denna fråga
har Högbom och på senare tid Stevenson yttrat sig och
i jakande form. Kolsyrehalten i luften är så obetydlig,
att den årliga förbränningen af kol, som nu uppgår till
omkring 900 miljoner ton (1904) och hastigt ökas, * till-
* Den var år 1890 510, år 1894 550, år 1899 690 och år 1904
890 miljoner ton.
för atmosfären omkring en sjuhundradel af dess
kolsyreinnehåll. Oaktadt hafvet genom absorption af kolsyra
härvid verkar såsom en mäktig regulator, som upptager
omkring fem sjättedelar af den producerade kolsyran, så
är det dock tydligt, att atmosfärens kolsyrehalt är så
ringa, att den förmår märkbart rubbas under loppet af
några århundraden genom industriens inverkan. Detta
förhållande visar, att någon nämnvärd stabilitet ej förefinnes
i luftens kolsyrehalt, utan att denna sannolikt varit
underkastad stora rubbningar under tidernas lopp.
Den process, hvarigenom största delen kolsyra tillföres
luftkretsen, är vulkanismen. Ur vulkanernas kratrar
utstötas stora mängder gaser, kommande från jordens inre,
och hvilka till största delen bestå af vattenånga och
kolsyra, som bli fria vid silikatmassornas i jordens inre
långsamma afsvalning. De vulkaniska företeelserna ha under
olika skeden af jordens historia varit af ganska ojämn
styrka, hvarför vi ha all anledning att förmoda, att
kolsyremängden i luften varit betydligt större än nu under
perioder af stark vulkanisk verksamhet, däremot mindre
än nu under i vulkaniskt afseende lugna perioder.
Professor Frech i Breslau har sökt visa, att detta
öfverensstämmer med den geologiska erfarenheten, i det att tider
utmärkta genom stark Vulkanism också uppvisat ett varmt
klimat, och att ringa Vulkanism varit samtidig med låg
temperatur. Särskildt utmärkte sig istiden genom nästan
fullkomligt upphörandea f vulkanismen, och de båda
perioderna vid början och midten af tertiärtiden (eocen och
miocen), som utmärkte sig genom hög värmegrad,
kännetecknades också af utomordentligt stark vulkanisk
verksamhet. Denna parallellism kan äfven följas längre
bort i tiden.
Man kan då möjligen undra öfver, att kolsyran ej
ständigt ökas i atmosfären, då vulkanismen alltjämt befordrar
nya kolsyremängder ut i luftmassan. Det finnes
emellertid en faktor, som sträfvar att ständigt förbruka kolsyran
47
i luften, och det är vittringen. De bergarter, som först
uppkommo genom den vulkaniska massans (den så kallade
magmans) stelnande, bestodo af föreningar af kiselsyra
med lerjord, kalk, magnesia, något järn och natrium. Dessa
bergarter angrepos småningom af luftens kolsyra och af
vatten, som innehöll kolsyra i löst form, så att särskildt
kalken, magnesian och alkalisalterna, samt i någon mån
järnet, bildade lösliga kolsyrade salter, som med floderna
fördes ned till hafvet. Där utskiljdes kalken och
magnesian af hafsdjur, och på detta sätt magasinerades
kolsyran i de sedimentära lagren. Högbom beräknar
att åtminstone 25,000 gånger så mycket kolsyra finnes
lagrad i kalkstenar och dolomiter som den, som finnes i
luften. — Chamberlin kommer till samma värde,
mellan 20,000 och 30,000, då han ej tar i betraktande de
präkambriska kalkstenarna. — Denna uppskattning är
sannolikt ej obetydligt för låg. — All denna kolsyra, som
finnes hopad i de sedimentära lagren, har passerat genom
luften. En annan process, som drager kolsyra bort från
luften, är växternas assimilation, hvarigenom de intaga
kolsyra och utandas syrgas under aflagrande af
kolföreningar. Likasom vittringen, stiger assimilationen med
kolsyrehalten. Den polske botanisten E. Godlewski visade
redan 1872 att olika växter, särskildt undersökte han
noggrant Typha latifolia och Glyceria spectabilis, upptaga
per tidsenhet ur luften en kolsyremängd, som växer först
proportionellt med luftens kolsyrehalt, tills denna nått
öfver en procent, och sedan vid en halt af omkring 6
proc. för den förra, 9 procent för den senare växten, når
ett maximum, hvarefter assimilationen långsamt minskas
vid stegrad kolsyrehalt. Ökas således kolsyrehalten till
den dubbla, så stiger också omsättningen i växterna till
dubbla beloppet. Ökas nu samtidigt temperaturen med
4 grader, så stegras också därigenom lifsverksamheten
ungefär i förhållandet 1 till 1,5, så att således en
fördubbling af kolsyrehalten skulle medföra en stegring af
växternas förbrukning af kolsyra i den ungefärliga
proportionen 1 till 3. Ungefär likartadt torde förhållandet
vara med förvittringens beroende af kolsyrehalten. En
ökning af kolsyrehalten till dubbla värdet förmår
således att stegra intensiteten hos växtlifvet liksom hos
de oorganiska kemiska förloppen till deras trefaldiga
belopp.
Enligt den berömde kemisten Liebigs uppskattning är
den mängd från vatten befriad organisk materia, som
produceras af en hektar åker, äng eller skog, ungefär lika,
nämligen 2,5 ton pr år, i mellersta Europa. På många
ställen i tropikerna är växtligheten mycket starkare, på
andra ställen, i öknar och arktiska regioner, åter mycket
svagare. Det synes därför ej orimligt att antaga Liebigs
siffra såsom gällande i medeltal för den fasta delen af
jordens yta. Af den nämnda organiska substansen, som
hufvudsakligen består af cellulosa, utgöras 40 procent af
kol. Häraf finner man att den nuvarande årliga
kolproduktionen genom växter är 13,000 miljoner tons, ej fullt
15 gånger större än stenkolskonsumtionen, och ungefär
motsvarande en femtiondedel af luftens kolsyrehalt. Om
därför all växtlighet aflagrade sitt kol i torfmossar, skulle
luften hastigt utarmas på sin kolsyra. Men det är nog
endast en bråkdel af en procent af det producerade kolet,
som på detta sätt förvaras till framtiden. Det öfriga
återgår genom förbränning eller förmultning till den
atmosfäriska kolsyremassan.
Chamberlin berättar, att han jämte fem andra
amerikanska geologer sökt uppskatta, hur lång tid skulle förgå,
innan luftens kolsyra förbrukas af vittringsprocessen. De
funno efter olika uppskattningar tal växlande mellan 5,000
och 18,000 år, med ett sannolikt medelvärde af omkring
10,000 år. Till omkring samma belopp kan väl
kolsyreförlusten genom torfbildningen uppskattas.
Kolsyreproduktionen som förorsakas af förbränningen af fossilt kol
skulle därför räcka till omkring sju gånger att täcka kol-49
syreförlusten genom vittring och torfbildning. Då dessa
båda omständigheter äro de hufvudsakligen
kolsyreförbrukancle faktorerna, finner man häraf, att luftens
kolsyrehalt bör befinna sig i en stark och stadig tillväxt, så
länge konsumtionen af fossilt kol, petroleum o. s. v.
befinner sig på sin nuvarande höjd, och ännu mer om denna
förbrukning såsom nu är fallet, hastigt ökas.
Vi kunna, på grund af det ofvan sagda, bilda oss en
föreställning om möjligheten af den enorma växtlighet,
som karaktäriserade några tidrymder, till exempel
stenkolsperioden, af jordens utvecklingshistoria.
Denna period är för oss känd genom de
utomordentligt stora massor af växtdelar, som då inbäddades i leror
i dåtidens sumptrakter, för att sedan småningom förkolas
och i nutiden såsom kolsyra återgå till sin ursprungliga
plats i naturens kretslopp. Äfven på detta sätt har en
stor del kolsyra försvunnit ur jordens atmosfär och
magasinerats såsom kol, brunkol, torf, petroleum eller jordbeck
i de sedimentära jordlagren. Samtidigt blef syrgas fri
och afgick till lufthafvet. Man har nu beräknat, att den
mängd syrgas — 1216 billioner ton — som finnes i luften,
ungefärligen motsvarar den mängd fossilt kol, som finnes
samladt i de sedimentära jordlagren. Det vore då
rimligt att antaga, att allt det syre, som finnes i luften,
bildats på bekostnad af luftens kolsyra. Denna åsikt
uttalades först af Koene i Bryssel 1856, och den har
sedermera lifligt diskuterats och vunnit i sannolikhet. En del
syre går visserligen åt vid förvittringen t. ex. af
svafveljärn och järnoxidulsalter, så att, om detta ej skett,
syremängden i luften skulle ha varit större. Men å andra
sidan finnas i de sedimentära lagren en massa oxidabla
föreningar, t. ex. just svafveljärn, som troligen uppkommit
under förbrukning af kol ur organiska kroppar. En stor
del af de vid förvittringsprocessen syreförbrukande
kropparna har således uppstått ur kol, som bildats under
syreutveckling, så att de vid sin syrsättning återgå till
sin ursprungliga form. Vi kunna därför nöja oss med
att konstatera, att mängden fritt syre i luften och fritt
kol i de sedimentära lagren ungefär motsvara hvarandra,
och att därför troligen allt luftens syre bildats genom
växternas lifsprocess. Detta är sannolikt äfven af en
annan grund. Vi veta visserligen, att fritt syre finnes i
solens atmosfär, men att vätgas finnes där i en alldeles
öfverväldigande mängd. Troligen har jordens atmosfär
ursprungligen varit af samma natur, och då borde vid
den småningom skeende afkylningen vätet och syret ha
förenats till vatten, och väte funnits kvar i öfverskott.
Kanske ha också kolväten funnits i jordens äldsta
atmosfär; de spela nämligen en hufvudroll i kometernas
gasmassor. Till dessa gaser sällade sig kolsyra och vatten
från jordens inre. Luftens kväfve har sannolikt på grund
af dess kemiska tröghet bibehållit sig oförändradt genom
tidernas lopp. En engelsk kemist Phipson har nu visat,
att växter såväl högre (åkervinda) som lägre (åtskilliga
bakterier) kunna lefva och utveckla sig i en syrefri atmosfär
innehållande kolsyra och vätgas. Det är således sannolikt,
att enkla växtformer förefunnits, innan luften innehöll
syrgas, och att dessa ur de vulkaniska utströmningarnas
kolsyra producerat syrgas, som så småningom, möjligen
under inflytande af elektriska urladdningar, omsatt luftens
väte och kolväten till vatten och kolsyra, till dess de
voro förbrukade, hvarefter sedermera Syrgasen förblef i
luften, hvars sammansättning småningom närmade sig dess
nuvarande tillstånd.
Denna syrgas utgör en väsentlig betingelse, för att
djurlif skall kunna uppkomma. Likasom vi anse
djurlifvet för högre än växtlifvet, så har det förra först
kunnat framträda på ett senare stadium än det senare.
För växtlifvet fordras, utom lämplig temperatur, endast
kolsyra och vatten, och dessa gaser förekomma
sannolikt i alla planeters atmosfärer såsom
utsöndringsprodukter ur deras inre glödande, långsamt afsval-
nande, massor. Vattenångans närvaro är påvisad i
andra planeters atmosfär, såsom Venus, Jupiters och
Saturnus" direkt med spektroskopet hjälp samt indirekt i
Mars" (på grund af förefintligheten af snö). Spektroskopet
har dessutom gifvit antydning om närvaron af andra
gaser, gifvande ett intensivt band i den röda delen af
Jupiters och Saturnus" spektrum (våglängd 0,000618 millim.).
Andra nya beståndsdelar af obekant natur göra sig gällande
i Uranus" och Neptunus" spektrum. Däremot finnes ingen
eller ytterst obetydlig atmosfär på månen och Merkurius.
Detta är lätt att förstå. På den från solen vända sidan
af Merkurius är temperaturen nära den absoluta nollpunkten.
Dit måste alla gaser i planetens atmosfär samlas för att
kondensera sig. Om således Merkurius ursprungligen haft en
atmosfär, så måste han ha förlorat den, då han miste sin fria
rotation för att ständigt vända samma sida åt solen. Liknande
grunder kunna anföras för att månen saknar atmosfär. Om,
såsom många astronomer påstå, Venus ständigt vände
samma sida åt solen, så skulle ej häller Venus ha någon
märklig atmosfär med molnbildning. Vi veta att denna
planet har en synnerligen starkt utvecklad luftkrets,* och
detta utgör det starkaste skälet mot antagandet af, att
Venus förhåller sig såsom Merkurius i afseende på sin
vridning kring sin axel.
Då nu istider och varma tider växlat, äfven sedan
människan uppträdde på jorden, måste vi göra oss den frågan:
Ar det sannolikt att vi skola i de närmaste geologiska
tidsskedena hemsökas af en ny istid, som skall drifva
oss bort från vårt land till Afrikas hetare luftstreck? Det
synes dess bättre, som om vi ej behöfde frukta något
sådant. Redan den för industriens behof drifna
förbränningen af kol är ägnad att märkbart öka luftens
kolsyrehalt. Dessutom synes vulkanismen, hvilkens härjningar —
på Krakatoa (1883) och Martinique (1902) — under den
* Detta synes på den starka ljusbrytningen i Venus atmosfär,
då denna planet synes vid solranden vid s. k Venuspassager.
sista tiden varit synnerligen våldsamma, befinna sig i
stigande. Det är därför troligt, att luftens kolsyrehalt
tämligen hastigt tilltager. Därpå häntyder äfven den
omständigheten, att världshafvet synes upptaga kolsyra ur
luften, hvilket framgår däraf, att kolsyrehalten öfver hafvet
och på öar i medeltal är ungefär 10 procent lägre än
den är öfver kontinenter.
Om nämligen kolsyremängden i luften sedan mycket
länge hållit sig oförändrad, borde kolsyremängden i
vattnet genom absorption ha hunnit att sätta sig i jämvikt
med den i luften. Att hafvet nu absorberar kolsyra ur
luften visar, att hafsvattnet stått i jämvikt med en luft,
som hållit mindre kolsyra än den nuvarande atmosfären.
Kolsyrans mängd i luften har sålunda tilltagit under den
sista tiden.
Man hör ofta beklagande öfver, att de i jorden
samlade kolskatterna hastigt förskingras af nutidens människa
utan tanke på framtiden, och man kan ej undgå att
känna skräck för de våldsamma ödeläggelser af lif och
egendom, som medfölja de häftiga vulkaniska utbrotten i
vår tid. Det kan då möjligen lända till någon tröst, att
i detta fall, likasom så ofta eljes, det ej finnes något ondt,
som ej har något godt med sig. Genom den ökade
kolsyrehaltens i luften inflytande hoppas vi att småningom
närma oss tider af jämnare och bättre klimatiska
förhållanden, särskildt i de kallare delarne af jorden, tider då
jorden förmår att bära mångdubbelt ökade skördar till gagn
för det hastigt växande människosläktet.
III.
Solens strålning och konstitution.
I forna tider och äfven under det nyss gångna
århundradet diskuterade man lifligt den frågan, huruvida
jordens ställning inom solsystemet vore tryggad. Man
kunde å ena sidan tänka sig, att jordens bana ändrade
sig så, att jordens afstånd från solen ökades eller
minskades, eller ock kunde dess vridning kring jordaxeln afstanna,
och inträffade ett af dessa alternativ i någon större grad,
så skulle lifvets existens på jorden vara hotad. Problemet
om solsystemets stabilitet undersöktes af astronomerna,
och deras gynnare uppställde höga pris för en lycklig
lösning af frågan. Om solsystemet endast bestode af solen
och jorden, så skulle systemets bestånd vara tryggadt för
oändliga tider. De öfriga planeterna utöfva emellertid en,
om ock ringa, inverkan på jordens rörelse. Att denna
inverkan blir så obetydlig, beror därpå, att planeternas
sammanlagda massa endast uppgår till omkring 1/750 af solens,
äfvensom därpå, att de röra sig i nära nog cirkelformade
banor kring solen som medelpunkt och därför aldrig
komma hvarandra nära. Astronomernas räkningar visa, att
störingarna äfvenledes äro periodiska med långa perioder
om 50,000 till 2,000,000 års längd, så att hela verkan
inskränker sig till en obetydlig svajning af planeternas banor
kring ett medelläge.
I detta afseende är således allt godt och väl. Men
det finns andra himlakroppar, hvilkas banor till stor del äro
okända, men alls icke cirkelformade kring solen, nämligen
54
kometerna. Fruktan för en sammanstötning med en
dylik himlakropp sysselsatte ännu lifligt det förra
århundradets tänkare. Erfarenheten har emellertid visat, att
sammanstötningar mellan jorden och kometer ej medföra några
allvarligare följder. Jorden har några gånger, så 1819 och
1861, gått genom svansarna på kometer, utan att man
märkt det annat än genom astronomernas räkningar. En
gång har man vid ett sådant tillfälle trott sig kunna
iakttaga ett norrskensliknande ljus på himlen. Då jorden
kommit i närheten af de solidare delarne af en komet,
ha dessa regnat ned på jorden i form af stjärnskott, som
ej förorsakat nämnvärd skada. Detta beror återigen på
kometernas ringa massa, som ej heller förmår att
märkbart störa planeternas lopp.
Hvad slutligen angår jordens vridning kring dess axel,
så skulle denna långsamt förminskas genom ebb- och
flod-fenomenet, som verkar såsom en broms på jordens yta.
Denna bromsning är emellertid så obetydlig, att
astronomerna under historisk tid ej kunnat påvisa densamma.
Den motverkas något genom jordens långsamma
hopkrympning. Laplace trodde sig, ur observationer
angående solförmörkelser under den gamla tiden, kunna draga
den slutsatsen, att dygnets längd sedan år 729 f. Kr. ej
ändrat sig med 0.01 sekund.
Vi veta vidare, att solen, åtföljd af sina planeter, rör
sig framåt i himlarymden mot stjärnbilden Herkules med
den för våra jordiska begrepp svindlande hastigheten af
20 kilometer i sekunden. Under denna färd kunde ju
solsystemets himlakroppar möjligen stöta emot någon för oss
okänd himlakropp. På grund af himlakropparnas
tunnsåddhet torde man emellertid kunna räkna på, att många
billioner år skola förlöpa, innan en dylik katastrof
inträffar. (Jfr. s. 123.)
I mekaniskt afseende synes allt vara välbeställdt i
afseende på vår planets stabilitet. Sedan emellertid den
modärna värmeläran gjort sitt triumftåg genom naturveten-SS
skapen, blef ställningen en annan. Man fick klarhet
därom, att all rörelse och allt lif på jorden beror på solens
strålning. Endast tidvattnets vågrörelse gör ett nära nog
betydelselöst undantag. Man måste nu fråga sig: Skall
ej solens kraftförråd, som ej blott går till planeterna utan
till ojämförligt största delen förskingras ut till obekanta
trakter i den kalla världsrymden, en gång taga slut och
därmed äfven alla jordelifvets fröjder och sorger?
Ställningen syntes så mycket mera förtviflad, som endast en
del af 2,300 miljoner af solens strålning kommer jorden
till godo och tio gånger så mycket till hela
planetsystemet med dess månar. Solstrålningen är så kraftig, att
hvarje gram af solens massa förlorar två kalorier för hvarje
år. Om då solen hade ett så högt specifikt värme som
vatten, hvilket i detta afseende betydligt öfverträffar de
flesta kroppar, så skulle solens temperatur sjunka två
grader för hvarje år. Då man nu beräknat solens temperatur
till mellan 6,000 och 7,000 grader (i dess yttersta delar),
så borde solen redan under historisk tid ha hunnit att
fullkomligt afkylas. Om också solens inre, såsom är troligt,
har en många gånger högre temperatur än dess af oss
observerade yttre delar, så borde man likväl efter detta
vänta, att dess temperatur och därmed dess strålning skulle
märkbart förminskats under historisk tid. Men alla
dokument från det gamla Babylonien och Egypten synas
antyda, att klimatet i dessa trakter vid den historiska tidens
gryning var nära nog detsamma som nu, och att solen
således lyste öfver de äldsta kulturmänniskorna på mycket
nära samma sätt, som den nu sänder sina strålar till deras
nutida efterträdare.
Solen antages därför ofta ej blott ha en utgiftssida
utan äfven en nära nog lika stark inkomstsida på sitt
värme-konto. Den tyske läkaren Mayer, som har den
odödliga förtjänsten att först ha publicerat tankar om
sammanhanget mellan värme och mekaniskt arbete, ägnade
äfven sin uppmärksamhet åt solens värmehushållning. Han
antog, att svärmar af meteorer, som störta in i solen med
en rasande hastighet (öfver 600 km. pr sek.), vid
nedfallandet förlora sin rörelse, hvarvid värme uppstår (omkring
45 miljoner kalorier pr gram meteor). Så småningom
skulle också turen komma till planeterna, som, uppoffrande
sin egen tillvaro, för någon tid skulle uppehålla solens
slocknande lifsgnista. Solen skulle således, såsom
Saturnus i sagan, offra sina egna barn för sitt lifsuppehälle.
Huru ringa hjälp därmed vunnes, synes däraf, att jordens
instörtande i solen ej skulle uppehålla värmeutgifterna för
fullt hundrade år. För öfrigt skulle meteorer, som
tillfördes solen ungefär likformigt från alla håll, för länge sen
ha gjort slut på solens vridning kring dess axel, medan
solens rotationstid, såsom de äldsta observationerna af
solfläckarna från Galileis tid (början af 1600-talet) gifva vid
handen, ej märkbart ändrat sig under århundradenas lopp.
Dessutom borde enligt Mayers hypotes meteorer i
motsvarande antal falla ned på jorden och hålla dess yta
vid en temperatur af omkring 8oo° C. (enligt siffror, gifna
s. 88). Denna åsikt är således orimlig.
Man måste därför påfinna en annan utväg. Helmholtz,
som likasom Mayer var en bland de första arbetarne
inom den mekaniska värmeteorien, föll på den tanken att i
stället för främmande meteoriter antaga solens egna delar
falla mot dess medelpunkt, eller med andra ord, solen
skulle krympa samman och därvid en stor värmemängd
bli fri på grund af tyngdkraftens stora värde (27,4 gånger
större än vid jordytan). Helmholtz räknade ut, att för
täckande af solens värmeutgift behöfves en
sammandragning af dess diameter med 60 meter om året. Om
soldiametern förkortades med en hundradels procent, hvilket
alls icke skulle kunna iakttagas, så skulle därigenom
värmeförlusterna under mer än 2,000 år vara täckta. Detta kan
ju synas ganska tillfredsställande. Men om man går vidare
i räkningen, finner man, att, om solen drager ihop sig från
sin nuvarande volym till en fjärdedel däraf, då den skulle
få ungefär samma täthet som jorden, så skulle den
producerade värmemängden räcka till för endast 17 miljoner
år. Men långt före dess bör solens strålning ha minskats
så starkt, att den ej kan hålla jordens yta öfver
fryspunkten. Helmholtz satte därför ned utsträckningen af
jordelifvets existens i framtiden till omkring 6 miljoner år.
Detta är föga tillfredsställande. Men om framtiden veta
vi ju intet, utan måste medgifva möjligheten. Annorlunda,
om vi räkna tillbaka med hjälp af Helmholtz" hypotes.
Enligt denna kan ett tillstånd sådant som det nuvarande
ej ha fortgått längre än omkring 10 miljoner år enligt
Helmholtz" räkning. Då nu geologerna komma till den
slutsatsen, att de fossilförande skikten på jorden fordrat
minst hundra miljoner och sannolikt tusen miljoner år för
sin bildning, och då sannolikt de ännu äldre jordlagren
(de så kallade präkambriska) aflagrats under lika lång eller
längre tid, så finna vi huru otillfredsställande Helmholtz"
hypotes i själfva verket är.
En ganska egendomlig utväg ur denna svårighet tro
sig några forskare ha funnit. Man känner, att en gram
af det underbara ämnet radium i timmen afger omkring
120 kalorier, eller för hvarje år i rundt tal en miljon
kalorier. Denna strålning synes pågå oförändrad under
åratal. Om man således antar, att hvarje kilogram af solens
massa innehåller endast två milligram radium, så räcker
ju detta till för att täcka solens värmeutgift för all
framtid. Det är förunderligt, att vetenskapsmän kunna uttala
en sådan åsikt. Den förutsätter, att värme kan skapas af
intet. Några tro likväl, att radiumet absorberar något
slags, i öfrigt för oss obekant, strålning i rymden och
omsätter densamma i värme. Innan man på allvar inlåter
sig på diskussion af ett sådant förklaringssätt, bör man
besvara frågan, hvarifrån denna strålning kommer, och
hvar den hämtar sitt energiförråd.
Vi måste därför se oss om efter någon annan källa
till täckande af solens värmeutgifter. Men innan vi
kunna finna denna, måste vi något litet studera solen
själf.
Alla äro ense om, att solen är af samma natur som de
tusenden lysande stjärnor, vi observera på himmelen. Allt
efter beskaffenheten af det ljus, dessa utsända, indelas de
i hvita, gula och röda stjärnor. Skillnaden i deras ljus
framträder ännu tydligare, om de undersökas
spektroskopiskt. De hvita stjärnorna innehålla alldeles öfvervägande
helium och vätgas (heliumstjärnorna dessutom syrgas),
metallerna göra sig jämförelsevis svagt gällande, dessa
spela återigen huvudrollen i de gula stjärnornas spektra,
där äfven några spektralband äro synliga. I de röda
stjärnornas spektra uppträda massor af spektralband, hvilka
antyda, att kemiska föreningar förefinnas i deras yttre
delar. Såsom väl är kändt, blir en platinatråd eller
koltråden i en glödlampa, som glödgas medelst en elektrisk
ström, först röd vid svag ström, sedan gulaktig vid
starkare ström och slutligen alltmera hvit, då strömstyrkan
stiger. På samma gång stegras temperaturen. Med hjälp
af färgen kan man således bestämma temperaturen. Om
man känner ljusets våglängd för den färg, som har
starkaste värmeverkan i stjärnans spektrum (egentligen
normalspektrum), så är det lätt att beräkna stjärnans
temperatur enligt en af Wien gifven lag. Man behöfver
endast att dividera 2,89 med sagda våglängd uttryckt i
millimeter, så får man stjärnans absoluta temperatur; drar
man sedan från denna 273 grader, så har man
temperaturen uttryckt på vanligt sätt i grader Celsius. För solen
ligger maximum af värmeverkan vid en våglängd af 0,00055
millimeter (i gröngult). Härur fås absoluta temperaturen
hos solens strålande lager, den så kallade fotosfären att
vara 5,255 grader motsvarande nära 5,000 gr. C. Nu har
emellertid jordens luftkrets ett försvagande inflytande på
solljuset, och den förorsakar äfven en förskjutning af
maximets läge i spektrum. Detsamma gäller for solens egen
atmosfär, så att temperaturen är högre än 5,000°. Ur so-59
lens strålning har man med hjälp af Stefans lag beräknat
solens temperatur vara omkring 6,200°, motsvarande en
våglängd af omkring 0,00045 millimeter. Korrektionen är,
som man ser, ganska betydlig. Ungefär hälften däraf
kommer på jordens, hälften på solens atmosfär. En ungersk
astronom Harkányi har på detta sätt bestämt
temperaturen på några hvita stjärnor (Vega och Sirius) och funnit
den vara omkring 1,000 grader högre än solens; den röda
stjärnan Beteigeuze, den mest lysande stjärnan i Orions
stjärnbild, har återigen omkring 2,500 grader lägre
temperatur än solen.
Till denna uppskattning må göras den uttryckliga
anmärkningen, att med en stjärnas temperatur i detta fall
förstås temperaturen hos en strålande kropp, som
utsänder samma slags ljus som det, hvilket kommer till oss
från stjärnan. Stjärnans ljus har emellertid undergått
starka förändringar, innan det hunnit fram till jorden.
Stjärnan kan, hvilket fall blifvit observeradt hos nya stjärnor,
vara omgifven med ett moln af kosmiskt stoft, som silar
bort de blå och släpper igenom de röda strålarna.
Stjärnan synes då hafva ett mindre bländ-hvitt ljus, än om
molnet vore borta. Och i följd häraf uppskattas
temperaturen att vara lägre än den i själfva verket är. Hos de
röda stjärnorna har man också iakttagit förekomsten af
band i deras spektra, dessa band antyda närvaron af
kemiska föreningar. Intressantast bland dessa föreningar äro
cyan- och kolföreningar, sannolikt med väte, af samma art
som de, hvilka åstadkomma det af Swan observerade och
efter honom uppkallade spektrum hos gaslågor. Man har
förr trott, att närvaron af dessa föreningar antyder låg
temperatur, men som vi nedan skola se, är detta alls icke
säkert. Hale har vid solförmörkelser iakttagit, att just
samma föreningar finnas omedelbart ofvan de lysande molnen
på solen — troligen finnas de i större mängd nedanför
dem, där temperaturen otvifvelaktigt är högre än ofvan
molnen,6o
Huru härmed än må förhålla sig, ha vi all anledning
att tro, att solen en gång var en hvit stjärna, lik den
strålande Sirius, och att den småningom svalnat till sitt
nuvarande utseende samt, att den en gång skall lysa med
rödt ljus såsom Beteigeuze. Den skall då stråla ut endast
en sjundedel af det värme, den nu utkastar i rymden, och
det är väl sannolikt, att jorden innan dess skall vara
förvandlad till en isöken.
Som vi ofvan sett, utöfvar så väl jordens som solens
atmosfär en stark absorption på solens strålar och
särskildt på de blåa och violetta delarna af solljuset. Detta
gör, att solljuset ser rödare ut på kvällen än på middagen,
emedan i förra fallet ljuset måste passera genom en
mycket tjock luftmassa, som siktar bort det blåa ljuset. På
samma sätt synes solranden vid en spektroskopisk
undersökning mera röd än solens midt. Denna ljusförsvagning
beror på fint stoft i jordens och i solens atmosfär. Då
genom starka vulkaniska utbrott såsom de ofvan omtalade
eruptionerna af Krakatoa 1883 och Mont Pélée 1902,
atmosfären fylles af ett fint vulkaniskt stoft, är solljuset
särskildt starkt rödfärgadt, då solen står lågt, hvilket gifvit
anledning till den företeelse, som kallas »röda skenet».
Undersöka vi en solbild, som med tillhjälp af en lins
eller ett linssystem är kastad på en skärm, så finna vi
ofta på den lysande solskifvan en samling karaktäristiska
fläckar. Dessa fläckar ådrogo sig redan Galileis
uppmärksamhet, och upptäcktes ungefär samtidigt af honom, Fabricius
och Scheiner (1610—1611). De ha sedan dess utgjort de
mest observerade föremålen på solen, och man uppmäter
noggrant deras antal och storlek och uttrycker en
kombination af dessa båda omständigheter genom de så
kallade solfläckstalen. Dessa ändra sig från år till år
tämligen oregelbundet med en periodlängd, som i medeltal
uppgår till 11.1 år. Fläckarna förekomma i två bälten på
solen och förskjuta sig under loppet af ungefär 13 a 14
dygn öfver solskifvan. Stundom synas de åter efter ytter-6j
ligare ungefär 13 a 14 dygn. Man antar därför, att de
ligga jämförelsevis stilla på solens yta, och att solen
vrider sig kring sin axel på omkring 27 dygn (så att samma
punkter åter stå midt emot jorden efter denna tid, den så
kallade synodiska omloppstiden). Det stora intresse, vi
nu hysa för dem, beror därpå att samtidigt med fläckarna
ändra sig åtskilliga jordiska företeelser, som ha maxima
samtidigt med fläckarna. Dessa äro i första rummet
polarskenen och de magnetiska variationerna, i mindre grad
antalet cirrus-liknande moln och temperatur med flera
meteorologiska företeelser. (Jfr. s. 101 —116.)
Fig. 17. Samling af solfläckar på solskifvan den 8 Sept. 1898.
Strecket på bilden anger läget af solens centrala meridian.
Kring fläckarna ser man så kallade facklor, partier, som
äro mycket ljusare än omgifningen. Om man för öfrigt
undersöker en starkt förstorad solbild noga, finner man,
att den har ett grynigt utseende; Langley jämför bildens
utseende med det af en gråhvit duk, nästan täckt af
snöflockar. De mindre lysande partierna kallas »porer», de
ljusare kallas »korn». Man är ense därom, att kornen
motsvara moln, som, likasom molnen i jordens atmosfär,
uppstå på toppen af uppåtstigande luftmassor. Medan de
jordiska molnen äro bildade af vattendroppar eller iskristal-62
ler, bestå »kornen» troligen af sot, d. v. s. kondenseradt
kol, och droppar af metaller såsom järn. De minsta »korn»,
man kan observera, ha en genomskärning af omkring 200
kilometer.
Facklorna utgöras af särskildt stora molnsamlingar,
uppburna af starka, vidt utbredda, uppåtstigande luftmassor,
som motsvara de jordiska cyklonerna. Fläckarna åter
motsvara nedåtsjunkande gasmassor, i hvilka temperaturen
stiger, och hvilka därför äro »torra» och icke innehålla
några moln, alldeles så som de jordiska anticyklonerna.
I dessa hål uti solens molnvägg kan man därför skåda
litet djupare in i den oerhörda gasmassan och få en
föreställning om förhållandena i solens djupare delar.
Naturligtvis är djupet i molnväggen dock ej synnerligen stort
jämfört med solens radie.
Den bästa insikten i de olika solpartiernas natur får
man genom att studera deras spektra. Dessa lära oss ej
blott, af hvilka beståndsdelar de äro sammansatta, utan
också med hvilken hastighet de röra sig. På detta sätt
ha vi fått veta, att ofvan de lysande solmolnen, som sända
sin strålning till oss, ligga stora gasmassor, innehållande
de flesta jordiska grundämnen. Särskildt framträda däri
järn, magnesium, kalcium, natrium, helium och vätgas. De
sistnämnda beståndsdelarna, som ju äro lättast, äro
särskildt starkt framträdande i atmosfärens yttersta lager.
Denna solatmosfär är synlig, då vid solförmörkelser
månskifvan nått så långt fram, att den täcker de starkt
lysande molnen, den s, k. fotosfären. På grund af den stora
halten af vätgas lyser den vanligen med den för denna
kropp karaktäristiska purpurfärgen. Därför kallas detta
gasskikt för kromosfären (af grekiska kromos, färg). Den
har en tjocklek af 7,000—9,000 kilometer. Ur densamma
stiga eldflammor upp öfver omgifningarna, så att man
liknat dess utseende vid en gräsmattas, som ses från sidan.
Stiga dessa flammor till en större höjd, öfver 15,000
kilometer, kallar man dem protuberanser. Deras antal
Fig. 18. Del af solspektrum. Det öfversta, mellersta och nedersta
partiet ge spektrum från kromosfären, de båda ljusa banden
motsvara spektrum af protuberanser. I midten vätgaslinjen F starkt
förskjuten, angifvande stark rörelse hos protuberanserna.
Observation af Langley 3 Aug. 1872.
såväl som deras höjd växer med solfläckarnas antal. De
indelas i metalliska och lugna protuberanser. De
förstnämnda utmärkas af en synnerligen häftig rörelse, såsom
synes af närstående figurer, och innehålla stora massor af
metallångor. De förekomma endast i solfläcksbältena, som
äro starkast utpräglade på omkring 20 graders afstånd
från soläkvatorn. Deras rörelse är så häftig, att den ofta
når flera hundra kilometer i sekunden; ungraren Fényi
Fig. 19. Metallisk
protuberans med hvirfvelformig
rörelse. Den hvita fläcken
anger jordklotets storlek.
Fig. 20. Fontänliknande
metallisk protuberans, hvars massor
falla tillbaka till solytan.
observerade till och med den 15 Juli 1895 en protuberans,
hvars största hastighet längs synlinjen, mätt med
spektroskop, uppgick till 860 kilometer, och hvars största
hastighet vinkelrätt däremot nådde 840 kilometer per sekund.
Denna kolossala hastighet utmärker deras högsta partier,
hvaremot de lägre delarna, som äro tätast och innehålla
mest metallånga, äro mindre rörliga, såsom ju är
naturligt. Deras höjd öfver solytan kan uppnå mycket stora
värden, detsamma gäller också för de lugna
protuberanserna. Den nyssnämnda protuberansen af den 15 Juli
1895 nådde 500,000 kilometers höjd, och Langley här
Fig. 21. Rökpelarformad lugn
protuberans.
(den 7 Okt. 1880) observerat en af 560,000 kilometers
höjd, hvars topp således var nära en solradie (690,000
km.) ofvanför solranden (fotosfären). Deras medelhöjd är
omkring 40,000 kilometer. Att man har en så stor
statistik för protuberanserna, beror därpå, att, medan man
från deras upptäckt af Göteborgslektorn Vassenius (1733)
och till år 1868 endast kunde iakttaga dem vid totala
solförmörkelser, så lärde man sig sistnämnda år att observera
dem vid fullt solljus med spektroskopets hjälp (Lockyer
och Janssen).
De lugna protuberanserna bestå nära nog uteslutande
Fig. 22. Trädformiga lugna
protuberanser. Den hvita fläcken
anger jordklotets storlek.
af vätgas och helium; stundom innehålla de spår af
metallgaser. De likna vanligen moln, som synas lugnt sväfva
i solatmosfären, eller rökmassor från en skorsten. De
kunna förekomma i alla trakter af solen, och deras
stabilitet är så stor, att man stundom kan iakttaga dem under
ett helt solhvarf (omkring 40 dygn), om de nämligen stå
i polens närhet, så att man hela tiden kan iakttaga dem
utanför solkanten. Figur 21 och 22 visar några dylika
protuberanser enligt Young.
Stundom ser man materien i protuberanserna falla ned
tillbaka på solytan mellan de mindre, med grässtrån
förliknade eldflammorna (fig. 20), men i de flesta fall tyckas de
upplösas; de förlora då till följd af den starka utstrålningen
Fig. 23. Schematisk bild af skillnaden mellan spektrum af en
solfläck och det af den omgifvande fotosfären enl. Mitchell. Några
linjer synas i solspektrum af fotosfären men ej i fläcken, andra
tvärtom, längst till höger två band. I midten två »omvända» linjer.
sin glöd och kunna sedan ej iakttagas. De lugna
protuberanserna, som synas sväfva på 50,000 kilometers höjd och
större höjder öfver solytan, befinna sig där i ett nästan
lufttomt rum. Deras partiklar kunna därför ej, likasom
vattendropparna i de jordiska molnen, uppbäras af
omgifvande gaser. För att de skola hålla sig sväfvande,
måste de därför af någon egendomlig kraft
(strålningstrycket) stötas bort från solen.
Facklorna kunna studeras på samma sätt som fläckarna,
och på den sista tiden ha särskildt Deslandres och Hale
566
användt ett enkom därför konstrueradt instrument,
heliografen. Då facklorna närma sig solkanten, visa de sig särskildt
starkt lysande, jämförda med omgifningen, hvilket antyder,
att de ligga på stor höjd, hvarför deras ljus ej försvagas
genom det öfver dem liggande dunst-skiktet. Då de nått
solkanten, visa de sig ofta såsom upphöjningar i
fotosfären. De moln, som utgöra dessa facklor, uppbäras af
starka uppåtstigande gasströmmar, som på grund af det
uppåt aftagande gastrycket utvidgas, då de stiga uppåt.
Fläckarna visa många egendomligheter i sitt spektrum
(se fig. 23 och 24). I detta ser man särskildt tydligt
heliumlinjen. Detsamma är fallet med natriumlinjerna, som
Fig. 24. Spektrum af en solfläck (midtelpartiet) omgifven af
spektrum af fotosfären. Närmast fläckens spektrum, »halfskuggans»
spektrum, som är ett mellanting mellan fotosfärens och
kärnskuggans. (Enligt Mitchell.)
äro starkt utbredda och i sin midt visa en lysande linje
(så kallad omvändning af linjer). Detta häntyder på, att
metallen ligger fördelad i ett djupt skikt. I spektrums
röda del förefinnas spektralband, alldeles såsom i de röda
stjärnornas spektra; dessa band, som för öfrigt af starka
instrument upplösas i massor af linjer, antyda närvaron
af kemiska föreningar. Då fläcken är jämförelsevis
ljussvag, framträder dess spektrum såsom ett mindre ljust
band mot bakgrunden af det mera lysande spektret från
fotosfären. Särskildt är den violetta sidan af fläckens spektrum
försvagad. Oaktadt fläcken uppenbarligen framträder
såsom en fördjupning i fotosfären och, då den står vid
solranden, ofta synes bilda ett hak i denna, har man gjort
den iakttagelsen, att den ej synes mörkare vid solkanten.
Detta antyder, att det ljus, som utstrålar från fläcken, till
Fig. 25. Fotografi af solkoronan år 1900, motsvarande koronans
utseende under minimiår af solfläckar. (Langley och Abbot.)
största delen härrör från dess öfre partier. Det från de
djupare delarne kommande absorberas tydligen till största
delen af de högre liggande lagren. Äfven fläckarna smalna
af nedåt på grund af gasernas sammanprässning på större
djup, och man kan därför iakttaga deras trattformiga (moln-)
väggar, hvilka synas dunklare än omgifningen, men lju-68
sare än fläckens så kallade kärna (fig. 24). Försvagningen af
den violetta delen af spektrum beror sannolikt på närvaron af
fint stoft i solgaserna, likasom den motsvarande
försvagningen af solspektrums från solkanten violetta sida.
Banden i den röda delen af fläckens spektrum härröra
sannolikt från fläckens djupare delar, då alla högre partier af
Fig. 26. Fotografi af solkoronan år 1870, tagen af Davis.
1870 var ett maximiår af solfläckar.
solatmosfären ge enkla, skarpa linjer i spektrum.
Banden antyda, att kemiska föreningar kunna äga bestånd vid
det högre tryck, som är rådande i solens inre delar, men
som sönderdelas i solens yttre partier och därefter såsom
kemiska element ge linje-spektra.
Längst ut i solens dunsthölje ligger den gåtfulla koro-nan, som består af stråliga partier, hvilka kunna sträcka
sig flera soldiametrars längd utanför solskifvan. Den synes
ej annat än vid totala solförmörkelser. Figurerna 25—27
ge något begrepp om denna märkvärdiga företeelse. Då
solfläckarnas antal är ringa, sträcka sig koronastrålarna ut
som stora kvastar från de äkvatoriala partierna, och de
svaga koronastrålarna vid solens poler äro böjda ned mot
äkvatorn, alldeles så som kraftlinjerna kring polerna af en
magnet (fig. 25). Af denna grund antar man, att solen verkar
såsom en stark magnet, hvars poler ligga i närheten af
solens geografiska poler. Under solfläckrika år är korona-
Fig. 27. Fotografi af solkoronan år 1898 efter
Maunder. 1898 var ett år med medelmåttigt
antal solfläckar.
strålarnas fördelning jämnare (fig. 26). Vid medelmåttigt
antal af solfläckar synas en massa strålar utgå från
närheten af solfläckarnas maximihalten, hvarigenom
koronan ofta erhåller en fyrkantig form (jfr fig. 27). Detta
gäller den »yttre koronan», medan koronans inre del,
den s. k. »inre koronan» sprider ett mera jämnt ljus.
Den spektroskopiska undersökningen visar, att detta
utstrålas hufvudsakligen af vätgas och en okänd gas,
kallad koronium, som särskildt förekommer i den inre
koronans högre delar. Den yttre strålformiga koronan
ger däremot så kalladt kontinuerligt ljus, hvilket visar,
att det utstrålar från fasta eller flytande partiklar. I
spektrum af de längst ut belägna delarna af
koronastrålarna har man stundom trott sig finna mörka linjer på ljus
grund, alldeles såsom i spektrum från fotosfären. Man
antar därför, att detta ljus från den yttersta koronan är
reflekteradt solljus, kommande från små fasta eller flytande
partiklar. Att det är reflekteradt, synes äfven af den
omständigheten, att det är delvis polariseradt. Den
strålformiga beskaffenheten hos den yttre koronan antyder
närvaron af en kraft (strålningstrycket), som stöter bort
småpartiklarna från solens centrum.
Hvad solens temperatur angår, ha vi redan sett, att de
två metoderna för dennas bestämning lämna något olika
resultat. Ur strålningens styrka beräknade Christiansen
och sedan Warburg densamma till omkring 6,ooo° C,
Wilson och Gray funno för solens medelpunkt 6,200°, hvilket
de senare korrigerade till 8,ooo° C. På grund af
absorption i solens (och jordens) atmosfär finner man alltid för
låga värden. Detta är i ännu högre grad fallet för
beräkningar gjorda med den andra metoden med
användning af den våglängd, för hvilken värmestrålningen i
solspektrum är starkast. Le Chatelier jämförde det genom
rödt glas silade solljusets styrka med styrkan af på samma
sätt behandlat ljus från olika jordiska värmekällor af
någorlunda bekant temperatur. Han uppskattade sålunda
solens temperatur till 7,600° C. De flesta äro öfverens
att räkna med 6,500° absolut temperatur, motsvarande
omkring 6,200° C. Detta är hvad som kallas solens
»effektiva temperatur». Om solstrålningen ej absorberades, så
skulle denna temperatur motsvara fotosfärmolnens. Som
det röda ljuset absorberas jämförelsevis föga, torde Le
Chateliers värde 7,600° och det därmed nära
sammanfallande Wilson-Grayska värdet 8,ooo° C. ungefärligen ange
fotosfärmolnens yttre delars medeltemperatur. Att fack-
lorna ha högre temperatur, synes af deras större
ljusstyrka, som dock delvis beror på deras större höjd.
Carrington och Hodgson sågo den i Sept. 1859 två facklor
bryta ut i kanten af en solfläck. Deras glans var 5 à 6
gånger större än närliggande delars af fotosfären. Detta
motsvarar en temperatur af omkring 10,000° C. Häraf är
det klart, att de djupare skikten i solen, som härvid bröto
fram, ha en högre temperatur, hvilket ju för öfrigt torde
vara tämligen själffallet, då solen utåt förlorar värme.
Såsom väl är bekant, sjunker luftmassans temperatur
med stigande höjd, beroende på rörelse i luften. En nedåt
sjunkande luftmassa prässas ihop af det ökade trycket, och
dess temperatur stiger därför alldeles som temperaturen i
det pneumatiska elddonet, när dess stämpel prässas in.
Om luften vore torr och i häftig rörelse, skulle dess
temperatur ändra sig med 10° C pr kilometer. Stode den
stilla, skulle den däremot antaga en nära likformig
temperatur, d. v. s. temperaturen skulle ej afta uppåt. Man
finner i verkligheten ett värde, som ligger nästan midt
emellan dessa båda ytterligheter. Som tyngden på solen
vid fotosfären är 27,4 gånger större än vid jordytan, kan
man beräkna, att, om luften vore lika tung på solen, som den
är på jorden, så skulle temperaturen där ändra sig 27,4
gånger så hastigt med höjden som på jorden, d. v. s. med
omkring 270 grader pr kilometer, om den befunne sig i häftig
rörelse. Nu är den yttre delen af solens atmosfär verkligen
i häftig rörelse, så att denna del af vårt antagande må
anses riktig. Men den består hufvudsakligen af vätgas, som
är 14,5 gånger lättare än luften på jorden. För detta
fall visar räkningen, att vi måste förminska det nyss
beräknade värdet 14,5 gånger. Med andra ord aftagandet
pr kilometer skulle bli omkring 19 grader. Nu är
emellertid strålningen på solen ytterligt häftig, och denna
sträfvar att jämna ut förhållandena, så att 19 grader pr
kilometer utan tvifvel är ett alldeles för högt värde. Längre
in i solen äro gaserna vida tyngre, men redan på ett
ringa djup äro de så starkt sammantryckta af de ofvanför
liggande lagren, att deras kompressibilitet blir mycket
ringa, och då mister den nyss nämnda räkningen sitt värde.
I alla händelser stiger temperaturen ini solen allt mer,
ju närmare man kommer dess centrum. Antoge vi
temperaturstigningen pr kilometer vara densamma som i
jordens lufthaf d. v. s. omkring 5 grader pr kilometer —
den ar sex gånger större i den fasta jordskorpan — så
skulle vi vid solens medelpunkt få en temperatur af öfver
tre millioner grader.
Alla kroppar smälta och förgasas, om temperaturen
stegras. Sker detta öfver en viss temperatur, den så
kallade kritiska, så kan kroppen ej förtätas, hur högt tryck
man än använder, utan den finnes blott i gasform. Denna
temperatur är, räknad från —273° C, nära en och en half
gång så hög som kroppens koktemperatur vid 1 atmosfärs
tryck. Så vidt man kan döma af vår jordiska erfarenhet,
är det ej sannolikt, att den kritiska temperaturen för
någon kropp uppnår högre värden än omkring 10,000 a
12,000° C, d. v. s. de högsta temperaturvärden, som ofvan
beräknats för facklorna på solen. De inre delarna af solen
måste därför vara gasformiga, och hela solen en starkt
komprimerad gasmassa af ytterligt hög temperatur,
hvilken på grund af det höga trycket har en specifik vikt,
som är 1,4 gånger så hög som vattnets, och som därför i
många afseenden liknar en vätska. Den är exempelvis
ytterst segflytande, och därpå beror solfläckarnas
jämförelsevis stora beständighet. (En fläck höll sig 1 1/2 år 1840—
41.) Solen är således ett gasklot, i hvars yttersta delar
på grund af strålning och uppåtstigande rörelse hos
gasmassorna några molnartade kondensationer förekomma.
Man har beräknat trycket vid fotosfären, d. v. s. där dessa
moln simma, till i medeltal 5 a 6 atmosfärer, hvilket på
grund af den stora tyngden motsvarar endast ett
öfverliggande gaslager af en femtedels jordisk atmosfär.
Ungefär på motsvarande höjd (11,500 m.) i jordens atmosfär73
sväfva de högsta fjädermolnen, mot hvilka fotosfärmolnen
i solens atmosfär i många afseenden svara.
Vi återvända nu till den fråga, som lämnades olöst,
nämligen hvarifrån solen hämtar ersättning för den energi, som
den ständigt strålar ut i rymden. De kraftigaste
värmekällor, vi känna, äro kemiska omsättningar, den i det
dagliga lifvet mest använda är förbränningen af kol.
Förbrännes ett gram kol, afgifver det omkring 8,000 kalorier. Om
solen således bestode af rent kol, som förbrändes, skulle dess
energi ej räcka till längre än omkring 4,000 år. Det är ej
underligt, att de flesta efter denna uträkning förlorade
hoppet om att komma fram på denna väg. Föga lycklig var
också den hypotes, som den bekante franske astronomen
Faye uppfann för att reda sig ur denna svårighet. Han
sade: I solens inre härskar en så hög temperatur, att allt
där sönderfaller i sina elementära beståndsdelar. Komma
dessa atomer åter upp i solens yttre skikt, förenas de och
afgifva mycket värme. Faye tyckes ha föreställt sig, att
ständigt nya mängder kunde stiga upp ur solens inre och
ingå kemiska föreningar vid dess yta. Om nya massor
skola tränga upp till ytan, så måste de, som förut varit
på ytan, tränga in i solens inre, och där på grund af den
höga temperaturen kemiskt sönderdelas. Men därvid skulle
precis lika mycket värme förbrukas, som det man förut
vunnit vid samma massors framträngande till ytan. Fayes
förklaring är därför alldeles oantaglig.
För öfrigt hafva vi sett, att de högsta skikten i solen
utmärka sig genom linjespektra, motsvarande enkla
kemiska ämnen, medan i solfläckarnas djup kemiska
föreningar uppträda, som ge bandspektra. Det är alldeles
oriktigt att antaga, att hög temperatur sönderdelar alla
kemiska föreningar i deras grundbeståndsdelar. Den
mekaniska värmeteorien lär oss endast, att då temperaturen
stiger, bildas sådana produkter, hvilkas bildande är
förenadt med värmeförbrukning. Så till exempel bildas ozon
af syrgas vid hög temperatur, oaktadt ozonet är mera74
sammansatt än Syrgasen; det förbrukas också 750
kalorier, då en gram syrgas förvandlas till en gram ozon.
Likaså veta vi, att i den elektriska ljusbågen (vid
omkring 3,000°) en förening af luftens syre och kväfve
uppstår under värmeförbrukning; på denna omständighet
beror den nya metoden att tillverka salpetersyra ur luft.
Vidare bildas de välbekanta föreningarna benzol och
acetylén ur sina grundämnen kol och vätgas under
förbrukning af värme. Alla dessa kroppar måste vid hög
temperatur bildas ur sina grundämnen. Nu är det vidare en
erfarenhet, att ju högre den temperatur är, vid hvilken
en process försiggår, desto större värmemängd förbrukas
också vid processen i fråga.
En likartad lag gäller för tryckets inflytande. Ökas
trycket, så gynnas sådana processer, som ge produkter,
hvilka intaga ringa volym. Om vi då tänka oss en
gasmassa från solens högre skikt rusa ned till ett allt större
djup i solkroppen, såsom gaserna i en solfläck göra, så
komma på grund af det stegrade trycket — detta växer
oerhördt mot solens inre, med ungefär 3,500 atmosfärer
för hvarje kilometer — kondensationsprodukter att bildas.
Gaserna, som på grund af det låga trycket och den höga
temperaturen i solens yttersta skikt (utanför
fotosfärmol-nen) voro sönderfallna i atomer, ingå i fläckarnas djup
kemiska föreningar, såsom spektralundersökningen visar.
På grund af den höga härskande temperaturen förbruka
dessa föreningar vid sin bildning ofantliga värmemängder,
och dessa värmemängder förhålla sig till dem, hvilka
förbrukas vid kemiska processer på jorden ungefär så som
temperaturen i solen till den, vid hvilken den kemiska
processen på jorden aflöper. Föras dessa gaser allt
längre in i solen, stiger värmen och trycket allt mera.
Allt energirikare och mindre voluminösa produkter bildas.
Vi måste därför föreställa oss, att i solens inre finnas
kroppar, som, om de bringas till solens yta, sönderfalla
under en oerhörd värmeutveckling och volymsökning.75
De äro således att betrakta såsom de våldsammaste
sprängämnen, i jämförelse med hvilka dynamit och pikratkrut
äro att anse såsom leksaker. Detta styrkes också däraf,
att när gaser tränga ut genom fotosfärmolnen, förmå de
att slunga ut protuberanser, som nå en hastighet af flera
hundra kilometer i sekunden, det vill säga hastigheter,
som äro omkring tusen gånger så stora som de, som
nås af våra snabbaste gevärskulor. Detta förutsätter, att
energien hos dessa i solens inre förekommande
sprängmedel skall vara bortåt en miljon gånger större än den
hos våra jordiska sprängmedel. Och ändock hafva dessa
solära sprängmedel under sin passage från solens inre
afgifvit en stor del af sin energi. Efter detta blir det oss
begripligt, att solens energi i stället för att räcka 4,000
år, hvilket motsvarar förbränningen af ett solklot af kol,
kunna vara tillräckliga för 4,000 miljoner år eller ännu
mera, kanske ända till flera biljoner år.
Att så energirika föreningar finnas, har upptäckten af
radiums värmeutveckling visat. Enligt Rutherford
sönderfaller radium till hälften under en tidrymd af omkring
1,300 år. Då därvid utvecklas en värmemängd af
omkring en miljon kalorier per gram och år, finna vi, att
sönderfallandet af radium i dess slutprodukter är förenadt
med en värmeutveckling af ett par miljarder kalorier per
gram, ungefär en kvarts miljon gånger mer än
förbränningen af en gram kol skulle lämna.
Äfven på det kemiska området är jorden en pygmé
mot solen, och vi ha all rätt antaga, att solens kemiska
energi är och varit tillräcklig att täcka solens värme
under många miljarder, troligen biljoner, år.
IV.
Strålningstrycket.
Näst den enklaste mätnings- och räknekonst synes
astronomien vara den äldsta vetenskap. Att solen är källan
för allt lif och all rörelse, därom har man visserligen fått
klar kunskap först sedan midten af det sist gångna
århundradet, men en aning om solens oerhörda betydelse
hade man redan sedan den äldsta urtiden. Man
öfverflyttade snart en del af vördnaden för solen på den mildt
lysande månen och på de mindre himlablossen. Man
iakttog nämligen, att deras ställning på himmelen
regelbundet förändrades samtidigt med de årliga ändringarna
i väderleken, hvilkas inflytande på alla mänskliga företag
gjorde sig så starkt gällande. Man tillskref därför måne
och stjärnor, fastän, såsom vi veta, utan något egentligt
berättigande, egenskapen att behärska väderleken och
därmed allt mänskligt görande och låtande. Innan något
företag påbörjades, sökte man därför först att öfvertyga
sig om, att stjärnornas ställning var gynnsam. Pä detta
sätt förvärfvade de stjärnkunnige redan under äldsta tider
ett oerhördt inflytande öfver den okunniga och
vidskepliga massan.
Denna öfvertro satt ännu djupt rotad i sinnena, då det
lyckades Newton (1686) att visa, att de så kallade
vanderstjärnornas eller planeternas och deras månars rörelse kan
beräknas med tillhjälp af den högst enkla lagen, att alla
dessa himlakroppar dragas till solen eller sina närmaste
centralkroppar med en kraft, som är proportionell mot
deras egen massa och centralkroppens massa, samt
omvändt proportionell mot deras afstånds kvadrater.
Newtons samtida Halley tillämpade teorien på de gåtfulla
kometerna, och den beräknande astronomien har allt sedan
denna tid haft sin fasta grund, från hvilken intet undantag
blifvit funnet. Världen var därigenom med en gång befriad
från den förlamande öfvertro, som var förknippad med
föreställningen om stjärnornas hemlighetsfulla uppträdande.
Också har såväl Newtons samtid som eftervärld skattat
denna hans upptäckt högre än något annat af de
underbara vetenskapliga storverk, som denne mänsklighetens
heros uträttat. Enligt Newtons lag sträfva alla materiella
massor att småningom förenas med hvarandra och
världsutvecklingen går därhän, att de små världskropparna t. ex.
meteoriter uppslukas af de stora.
Det är likväl att märka, att Newtons store föregångare,
Kepler, (1618) iakttagit att materien i kometernas svansar
bortstötes från solen. Han, liksom också senare Newton,
trodde att ljusstrålningen beror därpå, att små ljuskroppar
kastas ut från solen och andra lysande kroppar i alla
riktningar. Då dessa stöta mot de små stoftpartiklarna i
kometsvansarna, dragas dessa med, och deras bortstötning
från solen blifver därigenom begriplig. Karaktäristiskt är,
att Newton ej ville låta denna förklaring gälla, oaktadt
han delade Keplers åsikt om ljusets natur. Enligt
Newton var kometsvansarnas afvikelse från hans lag om den
universella attraktionen endast skenbar, kometsvansarna
förhöllo sig så som den från en skorsten uppstigande
rökpelaren, som, oaktadt rökgaserna attraheras mot jorden,
stiger uppåt, emedan han är lättare än den omgifvande
luften. Denna åsikt som af Newcomb karaktäriseras
såsom sådan att »den knappast kan på allvar tagas i
betraktande» visar Newtons starka sträfvan att förklara allt
med hjälp af sin lag.
Astronomerna gingo troget i den oupphinnelige masta-
rens, Newton, fotspår och sköto åt sidan de företeelser,
som ej riktigt passade in i hans system. Ett undantag
gjorde den berömde Euler, som 1746 uttalade den
förmodan, att ljusvågor utöfva ett tryck mot de kroppar på
hvilka de falla. Denna mening förmådde likväl ej att
göra sig gällande mot den däremot riktade kritiken, som
hufvudsakligen utöfvades af De Mairan. Att likväl Euler
hade rätt, visades genom Maxwells berömda teoretiska
arbete angående elektricitetens natur (1873). Han visade
att värmestrålar — detsamma gäller för öfrigt strålning
af hvad natur som hälst, såsom Bartoli (1876) påpekat —
utöfva ett tryck, som är lika stort som den i
volymsenheten på grund af strålningen innehållna energimängden.
Maxwell räknade ut, huru stor denna tryckverkan är, och
visade, att den är sa ringa, att man med dåtidens
hjälpmedel knappast kunde uppmäta densamma. Detta har
likväl sedermera skett genom mätningar i luftförtunnade
rum af ryssen Lebedeff och amerikanarne Nichols och Hull
(1900, 1901). Dessa ha funnit, att detta tryck, det så
kallade strålningstrycket, är precis så stort som Maxwell
angifvit.
Trots Maxwells oerhörda anseende hade astronomerna
förbisett hans viktiga lag. Lebedeff sökte visserligen i ett
arbete af år 1892 att anpassa densamma på
kometsvansarna, hvilka han ansåg vara gasformiga, men för detta
fall är Maxwells lag ej tillämplig. Först år 1900, kort
innan Lebedeff lämnade det experimentella beviset för
lagens riktighet, sökte jag påvisa dess stora betydelse för
förståelsen af flera himmelska företeelser. Storleken af
strålningstrycket vid solytan är, om strålarna infalla
vinkelrätt mot en svart kropp af i kv.cm. yta, 2,75 mgm. Jag
beräknade då, hur stor en droppe af samma
specifika vikt som vatten (I), skulle vara, för att
strålningstrycket i solens närhet skulle jämt motväga solens
attraktion. Det befanns, att detta skulle inträffa, om droppens
diameter vore 0,0015 millimeter. En korrektion, utförd af79
Schwarzschild visar, att för räkningens riktighet fordras, att
droppen skall fullkomligt reflektera alla på densamma
fallande strålar. Är droppens diameter mindre, så
öfverväger strålningstrycket attraktionen, och en dylik droppe
stötes därför bort från solen. Såsom Schwarzschild visat,
äger detta likväl, på grund af ljusets böjning, endast rum,
om droppens omkrets är större än 0,3 gånger den
infallande strålningens våglängd. Blir droppen ännu mindre,
så öfverväger återigen tyngden. Droppar, hvilkas storlek
ligger mellan dessa båda värden, stötas bort. Häraf synes,
att molekyler, som ha mycket mindre dimensioner än de
nämnda, ej stötas bort af strålningstrycket, och att således
Maxwells lag ej har någon betydelse för gaser. När
droppens omkrets är precis lika med strålningens våglängd,
utöfvar strålningstrycket den största möjliga effekt, det
öfverträffar då tyngden ej mindre än 19 gånger. Dessa
beräkningar gälla alla för totalt reflekterande droppar af
specifika vikten* och en strålning och attraktion
motsvarande dem, som solen utöfvar. På grund däraf, att
solljuset ej är homogent, blir maximiverkan något minskad
och uppgår till omkring 10 gånger tyngden för droppar
af omkring 0,00016 millimeters diameter.*
Före införandet af strålningstrycket till förklaring af
bortstötningsföreteelser, sådana som de, hvilka iakttagits
hos kometernas svansar, antog man med Zöllner vanligen,
att bortstötningen beror på elektriska krafter. Utan tvifvel
spelar elektriciteten en stor roll i dessa fall, såsom vi
nedan skola se. Förklaringen därpå lämnas af en
upptäckt af C. T. R. Wilson (1899). Genom åtskilliga yttre
inflytelser kunna gaser bringas till att leda elektricitet.
Gaserna sägas då vara ioniserade, det vill säga innehålla
fria ioner m. a. o. ytterst små partiklar laddade med posi-
* 1 c.c. vatten innehåller 47 biljoner sådana droppar, men en
sådan vattendroppe innehåller 960 miljoner molekyler, och det
finns troligen organismer, som äro mycket mindre än dessa
droppar.8o
tiv eller negativ elektricitet. Gaser kunna ioniseras bland
annat genom bestrålning med röntgenstrålar, katodstrålar,
eller ultraviolett ljus, samt genom stark upphettning. Då
nu solstrålarna innehålla massor af ultraviolett ljus, så är
det otvifvelaktigt, att gasmassor i solens närhet, såsom
sådana i kometer, som komma nära solen, äro delvis
ioniserade och således innehålla både positiva och
negativa ioner. Ioniserade gaser äga en anmärkningsvärd
förmåga att kondensera ångor. Wilson visade, att denna
egenskap tillkommer de negativa ionerna i högre grad än
de positiva (vid kondensation af vattenånga). Om därför
i solens omgifning ångor finnas, som afkylas och
kondenseras, så utfällas de då bildade vätskedropparna först på
de negativa ionerna. Drifvas sedan dropparna bort af
strålningstrycket, eller falla de ned till följd af tyngden,
såsom regndropparna i jordens atmosfär, så föra de med
sig de negativa jonernas laddning, medan den motsvarande
positiva elektriciteten blir kvar i gasen (luften). På detta
sätt skiljas de negativa och positiva laddningarna från
hvarandra, och elektriska urladdningar kunna bli följden
däraf, om tillräckligt stora elektricitetsmängder skiljas från
hvarandra. Följden af dessa urladdningar är den, att
gaserna, genom hvilka de gå, bli lysande, oaktadt deras
temperatur kan vara mycket låg. Tysken Stark har till och
med visat, att en låg temperatur hos gaser är gynnsam för
utvecklingen af ett kraftigt ljusfenomen vid den elektriska
urladdningen.
Såsom redan omtaladt, kom Kepler redan i början af
1600-talet till den åsikten, att kometernas svansar
bortstötas från solen. Newton visade, hur man ur
kometsvansarnas form kan beräkna deras hastighet. Det bästa
sättet är likväl att direkt observera denna hastighet.
Kometsvansarna äro nämligen ej jämna, såsom de ofta
framställas på teckningar, utan de innehålla ofta mera
lysande knutar (fig. 28), hvilkas rörelse man kan direkt iakttaga.
Af sina studier angående kometsvansarnas rörelse slöt
Olbers i början af förra århundradet, att kometsvansarnas
bortstötning från solen är omvändt proportionell mot
kvadraten på afståndet, det vill säga, att repulsionskraften
ändrar sig på samma sätt som tyngdkraften. Man kan
därför uttrycka repulsionskraften i gravitationen mot solen
såsom enhet, och detta sätt är allmänt vedertaget. Att
strålningstrycket ändrar sig på detta sätt med afståndet,
Fig. 28. Fotografi af Rördams komet (1893, II) visande flera
starka förtätningar i kometsvansen.
är äfven naturligt, ty strålningen mot samma yta är också
omvändt proportionell mot kvadraten på afståndet från
den strålande kroppen, här solen.
Under den senare delen af förra århundradet utförde
den ryske astronomen Bredichin ett stort antal mätningar
82
angående de krafters storlek, med hvilka kometmassorna
stötas bort från solen. Han trodde sig på denna grund
kunna indela dem i tre klasser. För den första klassen
var bortstötningen 19 gånger större än tyngdkraften, för
den andra klassen mellan 3,2 och 1,5 gånger, i den tredje
klassen 1,3 à i gånger större än tyngden. För åtskilliga
kometer har man emellertid funnit ännu större värden, så
Fig. 29. Fotografi af Swifts komet (1892, I).
fann Hussey för en komet af 1893 (Rördam"s komet; 1893
II) 37 gånger starkare bortstötning än tyngden, och Swifts
komet (i892, I) har den ännu högre siffran 40,5. Somliga
kometer visa svansar af olika sort, så som den berömda
Donatis komet (fig. 30). Dess två raka svansar tillhörde
Bredichins första klass, den kraftiga, krökta, den andra klassen.
Såsom ofvan sagdt, beräknade Schwarzschild, att små
fullkomligt reflekterande droppar af vattens specifika vikt
kunna bortstötas med ända till 10 gånger sin tyngd från
solen. För en fullkomligt absorberande droppe sjunker
detta värde till hälften. Nu äro dropparna, som, enligt
iakttagelser angående kometernas spektra, troligen bestå
af kolväten, ej fullkomligt absorberande, utan släppa
delvis igenom solstrålningen. En närmare beräkning visar,
Fig. 30. Donatis komet, sådan den syntes 1858.
att man för detta fall kan uppnå krafter af omkring
3,5 gånger tyngdkraften. Större droppar visa mindre
värden ; således foga sig Bredichins grupper 2 och 3 väl
i de fordringar, som motsvara antagandet af
strålningstrycket.
Svårare synes det vara att förklara, hur stora
bortstötande krafter, som de hvilka äro egendomliga för
Bredichins första grupp eller Swifts och Rördams komet, kunna
förekomma. Om vi tänka oss en kolvätedroppe utsatt för
stark solstrålning, så uppvärmes den slutligen så häftigt,
att den förkolas. Den ger därvid på grund af de
bortgående gaserna (hufvudsakligen vätgas) ett svampartadt
kol, som närmast torde motsvara de små kolbollar, som
stundom falla ned ur röken från våra ångbåtar och flyta
med sin största del öfver vattnet. Det är mycket väl
tänkbart att dylika kolsammangyttringar, troligen bestående af
hopfiltade så kallade margariter eller pärlbandsliknande
rader, liknande bacill-kedjor, kunna ha en specifik vikt af
0,1. om man medräknar de i dem inneslutna gaserna. En
absorberande droppe af specifika vikten 0,1, kan i
gynnsamma fall lida en bortstötning som 40 gånger öfverstiger
tyngdverkan från solen. Det är möjligt att på detta sätt
få en föreställning om möjligheten af dessa stora
bortstötande krafter.
Kometernas spektra bekräfta i allo de slutsatser, till
hvilka läran om strålningstrycket leder. De visa ett svagt
kontinuerligt spektrum, som sannolikt härrör från solljus,
reflekteradt från småpartiklarna. Dessutom observerar man,
såsom nyss nämndt, spektrum af gasformiga kolväten och
af cyan. Dessa bandspektra bero på elektriska
urladdningar, ty de observeras hos kometer, hvilkas afstånd från
solen är så stort, att de ej kunna vara själflysande på
grund af hög temperatur. I Swifts komets svans iakttog
man bandspektra i partier liggande ända till omkring fem
miljoner kilometer från kärnan. De elektriska urladdningarna
böra hufvudsakligen gå ut från de yttre delarna af svansen,
där enligt elektricitetslärans lagar de elektriska krafterna
äro störst. Därför synas också de större kometsvansarna
som om de vore omgifna af starkare lysande ljusmantlar.
När kometerna komma närmare solen, börja äfven andra
mindre flyktiga kroppar att märkbart afdunsta, och man
har då iakttagit natriumlinjer, och när kometerna komma
mycket nära solen, äfven järnlinjer i deras spektra. Dessa
linjer härröra uppenbarligen från material, som afdunstat
från kometernas kärna, hvilken liksom de till jorden ned-
fallande meteoriterna väl hufvudsakligen består af silikater,.
däribland natriumsilikat, och järn.
Huru dessa droppar uppstå, kan man lätt föreställa sig.
Man iakttar, att då en komet närmar sig solen, materia
stötes ut från dess kär-
nas mot solen vända sida.
Detta motsvarar
fullkomligt bildningen af moln i
jordens atmosfär en het
sommardag.
Molnbildningen ger anledning till
den så kallade hufvan,
som lägger sig ungefär
som ett tunnt halfsfäriskt
skal kring kärnans mot
solen vända sida.
Stundom observerar man två
eller flera hufvor,
motsvarande de olika
molnskikten i jordens atmosfär.
Från hufvans bakre kant
strömmar kometsvansens
materie ut bort från solen.
Kometsvansarne äro
vanligen starkare
utvecklade, då de närma sig
solen än då de gå bort
därifrån. Detta beror
sannolikt, såsom man länge
antagit, därpå, att
kolvätena till stor del
uttömmas under passagen förbi
solen. Man har också trott sig märka, att s, k. periodiska
kometer, som med regelbundna mellantider återvända till solen,
visa en svagare svansbildning för hvarje gång de återkomma.
Kometerna visa också sin största ljusstyrka under perioder
Fig. 31. Nichols och Hulls försök
att eftergöra kometsvansar, genom att
låta elektriskt bågljus, koncentreradt
genom en lins, falla på fint pulver.86
af stark solfläcksverksamhet. Man har anledning antaga,
att under sådana förhållanden solens omgifning är fylld af
fint stoft, som kan tjänstgöra för kondensation af
kometsvansmaterien. Det är också troligt, att vid dylika tillfällen,
på grund af den samtidiga starka förekomsten af facklor, den
ioniserande strålningen från solen är starkare än vanligt.
Nichols och Hull ha försökt att eftergöra kometsvansar.
De togo sporerna af röksvamp, Lycoperdon. Dessa äro
nära klotformade och omkring 0,002 millimeter i diameter.
De upphettades till rödglödning och lämnade svampartade
kulor af kol med en medeltäthet af omkring 0,1. Dessa
inlades jämte något smärgelpulver i ett timglasformadt kärl
(fig. 31), hvarur luften så vidt möjligt utpumpades. Sedan fick
pulvret i en fin stråle falla ned i kärlet och belystes
samtidigt från sidan med elektriskt bågljus, koncentreradt
medelst en lins. Smärgeln föll då lodrätt ned, men kolkulorna
drefvos åt sidan af strålningstrycket.
Äfven i solens närmaste omgifning finna vi verkningar
af strålningstrycket. Koronastrålarnes rätliniga sträckning
utåt på afstånd af stundom 6 gånger soldiametern
(omkring 8 miljoner kilometer) tyder på bortstötande krafter
från solen, som påverka det fina stoftet. Man har också
länge jämfört solkoronan med kometsvansarna och
Donitsch anser den vara jämställd med kometsvansarna af
Bredichins andra typ. Det är möjligt att beräkna koronans
massa på grund af hennes värme- och ljusstrålning. Den
förstnämnda har blifvit uppmätt af Abbot. På ett afstånd
af 30,000 kilometer från fotosfären strålade koronan
endast ut så mycket värme som en — 55° C. varm kropp.
Detta beror därpå, att den utgöres af en ytterligt tunn
dimma, dess verkliga temperatur kan ur Stefans lag
beräknas till 4350° C. Koronan är så tunn, att den
skymmer bort endast omkring en 190,000-del af den
bak-för liggande himlagrunden. Till samma resultat kommer
man från en beräkning af koronans ljusstrålning, som är
ungefär lika med fullmånens, stundom något mindre, stim-
dom större, ända till dubbelt. Nu gälla ofvanstående
observationer för koronans starkaste del, den så kallade »inre
koronan». Enligt Turner aftar hennes ljusstyrka utåt
såsom omvända värdet af den sjätte potensen af afståndet
från solens medelpunkt. På en solradies afstånd (690,000
kilometer) skulle således ljusstyrkan vara endast 1,6
procent af hvad den är nära solytan.
Antaga vi nu att koronans materie består af partiklar,
som äro just så stora, att strålningstrycket balanserar deras
tyngd — andra partiklar aflägsnas från den inre koronan —
så finna vi att hela solkoronans vikt ej uppgår till mer än
omkring 12 miljoner ton. Den är ej större än vikten på
400 af våra största oceanångare (Oceanic), och endast så
mycket som den under en vecka på jorden förbrukade
stenkolsmängden.
Att koronamaterien är ytterst förtunnad, har man redan
förut slutit af den omständigheten, att kometer vandrat
genom densamma, utan att märkbart störas i sin rörelse.
1843 gick en komet på endast 1/4 solradies afstånd från
solytan utan att lida inverkan. Moulton beräknar, att den
stora kometen af år 1881, som kom solen nära på om
kring 1/2 solradie ej rönte motstånd af någon större kraft
än 1/50000 af dess tyngd, och att kometens kärna var minst
5 miljoner gånger tätare än koronans materia. Newcomb
har kanske något öfverdrifvit koronans höga
förtunningsgrad, då han säger, att den måhända blott innehåller ett
stoftkorn på hvarje kubikkilometer.
Men huru liten mängd materia än finnes i koronan och
huru obetydlig bråkdel af densamma än må ingå i
koronastrålarna, som drifvas bort från solen, så är det likväl säkert,
att en ständig förlust af fint fördelad materia äger rum
från solen. Denna är nog ej större än tillförseln (se nedan)
eller omkring 300 miljarder ton om året, så att ej ens under
en biljon år en 6,000-del af solens massa (2 x 1027 ton)
strös ut i rymden. Denna siffra är mycket osäker. Vi
veta nämligen, att en del meteoriter nedfalla på jorden88
dels i kompakt form, dels också såsom fint stoft från de
stjärnfall, som blossa upp och slockna i jordens atmosfär;
dessas massa kan uppskattas till omkring 20,000 ton om
året. Härur kan man beräkna, att det meteorregn, som
nedfaller på solen enligt denna uppskattning uppgår till
trehundra miljarder ton årligen. På detta sätt ha sedan
oändliga tidsrymder alla solar förlorat materia utåt
rymden, och det är tydligt, att några solar nu ej skulle existera,
om ingen tillförsel af materia därifrån ägde rum för
täckande af förlusten. De kalla solarna hafva jämförelsevis
liten förlust men lika stor intäkt af materia, som de varma.
Då nu vår sol tillhör de kallare himlakropparna har
därför sannolikt bortförseln af materia från solen skattats för
högt, då den antagits vara lika stor som tillförseln till solen.
Hvarifrån komma nu meteoriterna? Om de ej ständigt
nybildades, borde deras antal vara försvinnande litet, ty
under tidernas lopp borde de så småningom ha infångats
af de större himlakropparna. Det är alls icke osannolikt,
att de bildas genom sammangyttring af småpartiklar, som
utkastats från solarna genom strålningstrycket. De så
kallade chondrerna, hvilka äro karaktäristiska för meteoriter,
ha en struktur, som om de vore sammangyttrade af en
massa ytterligt små korn (fig. 32). Nordenskiöld säger: »De
allra flesta meteorjärn bestå af en ytterst fin väfnad af olika
metall-legeringar . . . Meteorjärnmassan är oftast så porös
att den oxiderar sig i luften som en järnsvamp.
Pallas-järnet visar efter det stora järnets genomsågning denna
för samlaren sorgliga egenskap; likaså järnen från
Cranbourne, Toluca m, fl., ja nästan alla meteorjärn på några
få undantag när. Allt tyder därpå, att dessa kosmiska
järnmassor bildat sig på så sätt, att atom för atom af
järn, nickel, fosfor m. m. hopat sig i världsalltet, ungefär
som metallatom aggregerar sig vid metallatom vid en
metallutfällning på galvanisk väg ur en vätska. Ett
snarlikt förhållande äger rum med de flesta stenmeteoriter.
Stenen är ofta, på ytans slaggtäcke när, så porös och lös,
att den kan tjäna till filtrersten och lätt låter söndersmula
sig mellan fingrarna.» (Studier och forskningar 181.) Då
de elektriskt laddade småpartiklarna sammangyttra sig,
växer deras elektriska spänning från ett ringa värde
(omkring 0,02 volt) för en enstaka partikel. Under inflytande
af ultraviolett ljus urladdas sedan dessa meteoritmassor, då de
komma i solarnas närhet, såsom Lenard visat. Deras
negativa laddning bortgår i form af så kallade elektroner.
Då nu solen genom koronastrålarna förlorar en massa
småpartiklar, och
dessa enligt
Wilsons experiment
sannolikt medföra
negativ elektricitet, så
måste en positiv
laddning kvarstanna
i de skikt, från
hvilka
koronastrålarna utgå och, genom
afledning därifrån,
äfven på solen. Om
denna laddning
blefve tillräckligt kraftig,
skulle den förhindra
de negativt laddade
partiklarna i
koronastrålarna att gå bort
från solen, och det skulle bli slut med alla de elektriska
företeelser som äro beroende på strålningstrycket. Med tillhjälp af
den modärna elektronteoriens resultat har jag beräknat
huru stor solens laddning på sin största höjd kan tänkas
bli, utan att dessa företeelser inställas. Detta skulle
inträffa om solens laddning vore 250 miljarder Coulomb,
en ej allt för betydlig elektricitetsmängd, då den endast
skulle räcka till för att sönderdela 24 ton vatten.
Genom denna positiva laddning utöfvar solen en oer-
Fig. 32. En järnmeteorit etsad med
salpetersyra, hvarigenom strukturen framträder.
hördt stark dragningskraft på alla negativt elektriska
partiklar, som komma i dess närhet. Som ofvan sagdt, förlora
de till meteoriter sammangyttrade solstoftkornen under
inverkan af ultraviolett ljus sin laddning i form af negativa
elektroner, ytterligt små partiklar, af hvilka omkring ett
tusen stycken väga lika mycket som en väteatom (ert gram
väte innehåller omkring 1024 atomer och 1027 elektroner).
Dessa elektroner irra omkring i rymden. Komma de i
närheten af en positivt laddad himlakropp, sådan som
solen, dragas de mot densamma med stor kraft. Om
elektronerna röra sig med en hastighet af 300 kilometer
i sekunden, såsom vid Lenards försök, och solens
laddning är en tiondedel af den förut beräknade
maximalladdningen, så förmår solen att suga in till sig alla elektroner
hvilkas rätliniga banor, om de ej kröktes af solen, skulle
ligga på ett afstånd från solen 125 gånger större än
afståndet mellan solen och dess aflägsnaste planet, Neptunus,
och 3,800 gånger större än afståndet från solen till jorden,
men endast en sextiondedel af afståndet till närmaste
fixstjärna. Solen, så att säga, dränerar sin omgifning i
afseende på negativ elektricitet och denna dränering tillför
solen, såsom man lätt kan visa, en elektricitetsmängd,
som står i direkt förhållande till solens positiva laddning.
Det är således mycket väl sörjdt för jämvikt mellan
inkomst och utgift från solen i elektriskt afseende.
Om en elektrisk partikel kastas ut i ett magnetiskt fält,
så beskrifver han en spiral omkring de så kallade
magnetiska kraftlinjerna. På större afstånd synes partikeln röra
sig i kraftlinjens riktning. De koronastrålar, som utgå
från solens poler, visa mycket tydligt en böjning, som
mycket påminner om böjningen af kraftlinjerna kring en
magnet, och man har af denna grund antagit, att solen
förhåller sig såsom en stor magnet, hvars magnetiska
poler nära sammanfalla med de geografiska polerna. Äfven
koronastrålar närmare äkvatorn visa denna böjning (jfr
fig. 25); strålningstryckets bortstötande kraft är emellertid
där riktad vinkelrätt mot kraftlinjerna och öfvervinner den
magnetiska kraften, så att korona-strålarna därigenom
bringas att bilda två stora borstar gående ut i äkvatorial
riktning. Detta är särskildt framträdande vid
solfläcks-minimerna. Vid solfläcksmaximerna synes
strålningstryckets kraft och begynnelsehastighet vara så starkt
öfvervägande, att den magnetiska kraften gör sig jämförelsevis
föga gällande.
Astronomerna säga oss, att solen är endast en stjärna
af ringa ljusstyrka, om man jämför den med de klara
stjärnor, som väcka vår beundran. Likaså tillhör solen
en jämförelsevis kall grupp bland stjärnorna. Det är af
denna grund lätt att föreställa sig, att strålningstrycket i
dessa stora stjärnors närhet skall transportera vida större
mängder materia, än den gör i vårt solsystem. Om nu
någon gång de olika stjärnorna bestått af olika kemiska
grundämnen, så bör denna olikhet under tidernas lopp ha
jämnats ut. Meteorstenarne kunna anses som profkartor
på den materia, som samlats ihop från alla möjliga håll
i världsrymden. Hvilka kroppar finna vi nu där? I
kometer (jfr s. 84) spela järn, natrium, kol, väte och kväfve (i
cyan) den viktigaste rollen. Vi veta numera, särskildt
genom Schiaparellis undersökningar, att meteoriter ofta
äro brottstycken af kometer och därför böra vara
besläktade med dem. Så till exempel har Bielas komet, som
ägde en omloppstid af 6,6 år, varit försvunnen sedan 1852
— redan 1845 hade den delats i tu — och återfunnits i
en meteorsvärm af samma omloppstid, hvilken kommer
nära jordbanan den 27 November. Liknande förhållanden
äro konstaterade för ett par andra meteorsvärmar. Vi
finna också, att nyssnämnda ämnen, som med
Spektralanalysen tillhjälp påvisats hos kometerna, äfven utgöra
hufvudsakliga beståndsdelar hos meteoriterna. Dessutom äro
metallerna kalcium, magnesium, aluminium, nickel, kobolt
och krom samt metalloiderna syre, Silicium, svafvel,
fosfor, klor, arsenik äfvensom argon och helium viktiga be-
ståndsdelar hos dem. Denna sammansättning påminner
mycket om den hos vulkaniska produkter af s. k. basisk
natur, det vill säga sådana, som hålla jämförelsevis stora
mängder af metalloxider och som på goda grunder anses
härstamma från djupare lager i jordens inre. Lockyer
glödgade meteorstenar i den elektriska ljusbågen, och fann
deras spektrum mycket nära motsvara solens spektrum.
Vi draga däraf den slutsatsen att dessa budbärare från
andra solsystem, som medföra prof på dessas kemiska
beståndsdelar, visa mycket nära släktskap med vår sol
och vår jords inre. Att andra stjärnor (och kometer) i
hufvudsak äro uppbyggda af samma ämnen som vår sol
och vår jord har för öfrigt redan Spektralanalysen visat
oss. Men åtskilliga metalloider såsom klor, brom,
svafvel, fosfor och arsenik, som spela en stor roll i jordens
sammansättning, ha icke blifvit påvisade i
himlakropparnas spektra (ej heller i solens). De återfinnas emellertid
hos meteoriterna, och det råder ej det ringaste tvifvel om,
att de också ingå såsom väsentliga beståndsdelar i solen
och de andra himlakropparna. Men dessa metalloider ge
endast med svårighet spektra, och detta är uppenbarligen
anledningen till, att man ej lyckats påvisa deras förekomst
i himlakropparna medelst Spektralanalysen hjälp. Hvad
de nyupptäckta så kallade ädelgaserna, helium, argon,
neon, krypton och xenon, angår, så har man lyckats påvisa
deras närvaro i kromosfären medels spektrum, taget vid
solförmörkelser (Stassano). Enligt Mitchell äro dock dessa
uppgifter om krypton och xenon ännu något osäkra.
De små stoftkornen, som af strålningstrycket föras ut
i rymden åt alla möjliga håll från solar och stjärnor,
kunna råka på hvarandra och samlas till större eller
mindre aggregat i form af meteorstenar eller kosmiskt stoft.
Dessa aggregat kunna dels falla ned på andra stjärnor,
planeter, kometer eller månar, dels, och till största delen,
sväfva de kring i rymden. Där bilda de jämte större
mörka himlakroppar ett slags dimma, som för oss delvis93
skymmer bort ljuset från aflägsna himlabloss. Därför se
vi icke hela himlen täckt af lysande stjärnor, såsom
fallet skulle vara, om, såsom sannolikt är, stjärnorna äro
ungefär likformigt spridda öfver hela världsalltets oändliga
rymder, och intet hinder skymde bort dessa ljus från oss.
Men om ej några andra himmelskroppar af mycket låg
temperatur och stor utsträckning funnes, som upptoge de
lysande solarnas värme, så skulle snart de mörka
himlakropparna och det mörka kosmiska stoftet och
meteoriterna uppvärmas så starkt af solarnas strålning, att äfven
de blefve glödande, och hela himlahvalfvet skulle då synas
oss såsom ett enda glödande hvalf, hvars heta strålning
till jorden snart skulle förbränna allt lefvande.
Dessa kalla himlakroppar, som, utan att själfva
uppvärmas, insuga solarnas strålning, äro de så kallade
nebulosorna eller töckenstjärnorna. Nyare undersökningar
ha visat, att dessa märkvärdiga himlakroppar förefinnas
snart sagdt öfverallt på himlahvalfvet. Den underbara
mekanism, som möjliggör deras upptagande af värme, utan
att deras temperatur stiger, skall längre fram närmare
skärskådas (jfr. s. 158). Eftersom dessa kalla nebulosor upptaga
största delen af himmelsrymden, så måste också den största delen
af det kosmiska stoftet på sin vandring genom de
omätliga rymderna slutligen störta in i dem. Där mötes stoftet
af gasmassor, som hejda de inträngande småkropparna.
Som stoftet medför elektriska laddningar, hufvudsakligen
negativa, anhopas äfven dessa i nebulosornas yttre skikt.
Detta pågår ända tills den elektriska spänningen blir så
stark, att urladdningen eger rum genom utkastningen af
elektroner. Därigenom bringas de omgifvande gaserna
att, oaktadt deras temperatur föga, kanske ett 50-tal
grader, öfverstiger den absoluta nollpunkten (— 2730 C), lysa,
och på detta sätt få vi kännedom om nebulosornas
tillvaro. Som de flesta laddade småpartiklarna hejdas, innan
de hunnit tränga något djupare in i nebulosorna, är det
hufvudsakligen de yttre delarne af världstöcknen, som vit-94
sända ljus till oss. Därmed öfverensstämmer Herschels
beskrifning på de planetariska nebulosorna, som ej visa
någon större ljusstyrka i sin midt, utan lysa såsom om
de utgjorde ett »ihåligt klotformigt skal» af töckenmateria.
Nu är det en lätt sak att påvisa att endast de allra mest
svårkondenserbara ämnen, såsom helium och väte i
nämnvärd mängd kunna existera i gasform vid denna låga
temperatur. Därför lysa nebulosorna nästan uteslutande med
dessa gasers färger. Dessutom förekommer i nebulosorna
ett gåtfullt ämne, töckenmaterien »nebulium», hvars
egendomliga ljus ej är återfunnet på jorden eller hos andra
himlakroppar. För att förklara detta förhållande antog
man förr, antingen att i nebulosorna inga andra kroppar
än de nämnda förekomma, eller också att de andra
grundämnena i nebulosorna voro sönderdelade i vätgas —
helium kände man då icke. Den enkla förklaringen är att
endast gaserna i nebulosornas yttre lager lysa, huru
deras inre är sammansatt, därom veta vi intet.
Mot denna förklaring har man gjort den invändningen,
att enligt densamma hela himlahvalfvet borde lysa med
töckenartadt sken, och att äfven jordens yttre atmosfär
borde visa detta sken. Nu förekomma emellertid väte
och helium endast sparsamt i jordens atmosfär, men denna
ger ett annat ljus, nämligen den så kallade norrskenslinjen,
som antagligen härrör från krypton. Hvart man än riktar
spektroskopet mot himlen en riktigt klar natt, särskildt i
tropikerna, iakttager man denna egendomliga gröna linje.
Man trodde förr, att densamma var egendomlig för
zodiakal-ljuset, men man har vid närmare undersökning funnit den
öfverallt på himlahvalfvet, äfven där intet zodiakalljus kan
observeras. Den ena invändningen mot ofvannämnda åsikt
är således ogrundad; eller snarare, en närmare
undersökning visar, att åsikten fullkomligt öfverensstämmer med
erfarenheten.
Hvad den andra invändningen beträffar, så måste man
däremot göra gällande den anmärkningen, att, för att ett95
ljus skall af oss förnimmas, måste dess styrka öfverstiga
ett visst minimalvärde. Nebulosor kunna finnas, och helt
visst utgöra de flertalet, hvilka icke af oss iakttagas,
emedan antalet laddade småpartiklar, som störta in i dem,
är allt för obetydligt. En bekräftelse härpå fingo vi vid
uppblossandet af den märkvärdiga nya stjärnan i Perseus
den 21—22 Febr. 1901. Från denna stjärna utstöttes
två olika sorter af småpartiklar, af hvilka det ena slaget
rörde sig utåt med ungefär dubbelt så stor hastighet som
det andra. Dessa stoftanhopningar bildade två klotformade
skal rundt om den nya stjärnan. De motsvarade i allo
de två olika sorter af kometsvansar (af Bredichins första
och andra ordning) som stundom iakttagits hos samma komet
(fig. 30). När dessa stoftpartiklar stötte mot töckenmassor,
som lågo i deras väg blefvo dessa lysande, och vi fingo
på detta sätt kännedom om stora stjärntecken, om
hvilkas tillvaro vi förut ej haft den ringaste aning. Likartade
äro utan tvifvel förhållandena på andra himmelstrakter,
där vi hittills icke observerat några töcken, såsom vi
tro, på grund af allt för ringa antal där kringströfvande
laddade småpartiklar. På likartadt sätt förklaras
föränderligheten af några töcken, hvilken förut synts synnerligen
gåtfull.
V.
Solstoftet i jordens atmosfär; polarsken
och jord magnetismens variationer.
Vi ha i det föregående uppsökt verkningarna af de frän
solen och stjärnorna utkastade småpartiklarna på aflägsna
himlakroppar. Det kan då frågas, om ej vår egen jord
påverkas af detta stoft. Det egendomliga sken, som är
utbredt öfver himlahvalfvet under klara nätter, ha vi redan
anfört såsom en följd af elektriska urladdningar från det
infallande stoftet. Detta för naturligt tanken till den
frågan, om ej de praktfulla polarskenen, som ju också anses
bero på elektriska urladdningar i de högre luftlagren, kunna
vara förorsakade af det infallande solstoftet. I själfva
verket visar det sig, att vi på detta sätt kunna förklara
en hel del egendomligheter hos denna gåtlika företeelse, som
alltid i hög grad tilltalat människornas fantasi.
Vi veta om meteorerna och stjärnfallen, att desamma
genom luftens motstånd glödgas upp på en medelhöjd af
omkring 120 kilometer, ofta på till och med 150 à 200
kilometers höjd, ja i enstaka fall tror man sig ha
iakttagit ännu större höjder, på hvilka de varit synliga. Denna
omständighet visar, att märkliga luftmängder ännu finnas
på ganska stor höjd, och att atmosfären ej såsom man
förr trodde, blir omärklig redan på mindre än 100
kilometers höjd. Det är då naturligt, att vida mindre kroppar,
sådana som det ofta nämnda solstoftet, hvilka på grund af
sin litenhet, och därmed följande starka afkylning genom
strålning och ledning, aldrig nå glödgningstemperaturen,
97
hejdas redan på större höjder; låt oss såsom en
medelhöjd antaga omkring 400 kilometer.
De stoftmassor, som drifvas bort från solen, kunna vara
dels oladdade, dels också laddade med positiv eller negativ
elektricitet. Endast de senare kunna stå i samband med
norrskenen, de förra falla ned i atmosfären och sjunka
sakta ned mot jordytan. De bilda det så kallade
kosmiska stoft, om hvars stora betydelse Nordenskiöld var så
lifligt öfvertygad. Han uppskattade den årliga tillförseln
af meteorer till jorden motsvara minst 10 miljoner ton
eller 50 gånger mer an ofvan (s. 88) uppgifvits. Han,
likasom Lockyer och i nyaste tid Chamberlin, trodde
därför att planeterna till hufvudsaklig del uppbyggts af
meteoriter.
Det stoft, som föres till jorden från solen, skulle, om
det ej medförde elektrisk laddning, ej uppgå till mer än
omkring 200 ton om året. Om också denna mängd är
många gånger för lågt beräknad, finner man likväl att
tillförseln af materia på denna väg är mycket liten, jämförd
med de 20,000 ton, som tillföras jorden genom stjärnfall
och meteorer. Men dess verkan är likväl högst betydlig
på grund af den ytterligt fina fördelning, i hvilken det
förekommer, och det torde i mycket högre grad bidraga
till det fint fördelade kosmiska stoftet i de högsta
luftlagren än de nedfallande meteoriterna och stjärnskotten göra.
Att dessa partiklar, trots deras jämförelsevis obetydliga
massa, utöfva ett märkbart inflytande på jordiska
förhållanden beror dels därpå, att de äro ytterst små och
därför, likasom stoftet från Krakatoa, länge — delvis under
mer än ett års tid — hållas sväfvande i luften, dels också
på deras elektriska laddningar.
Deras verkningar på jorden kunna iakttagas genom
undersökning af, huru förhållandena på jorden bero
på jordens ställning till olika aktiva delar af solen och på
solens egen ändring i afseende på utsändande af
stoftpartiklar. För denna undersökning måste vi begagna oss af
statistiska data i stor utsträckning, ty endast genom långa
serier af iakttagelser kan man få ett tydligt begrepp om
solstoftets verkan.
Dessa småpartiklar föra äfven med sig från solen de
gaser, som de förmått att kondensera på sin yta och
hvilka ursprungligen funnits i solens kromosfär och korona.
Bland dessa spelar vätgasen, och därnäst helium och de
öfriga ädelgaserna, som Ramsay påvisade i luften,
hufvudrollen. Dessa gaser finnas också, fastän i ringa mängd i
jordens atmosfär. Angående vätgasen anmärka Liveing och
efter honom Mitchell, att den icke produceras på jorden.
— Visserligen finnes vätgas stundom i vulkaners gaser,
så t. ex. strömmar den ut ur kratern Kilauea på Hawai,
men den förbrinner genast i luften. — Om den finnes i
atmosfären, måste den småningom förenas med dess syrgas
till vatten, således blir ej annat öfrigt än att antaga, att den
i ringa mängd tillföres från annat håll, nämligen från solen.
Mitchell ser i denna omständighet ett kraftigt stöd för
åsikten, att solstoft nedfaller i luftkretsen.
Man har länge iakttagit en egendomlig företeelse hos
lufttrycket i tropikerna nämligen dess 12-timmars
variation. Denna är därstädes så starkt utpräglad, att man där
kan använda barometern såsom ur. Längre bort från
äkvatorn försvagas effekten betydligt och undanskymmes af
operiodiska störingar. Dess maximum uppgår till 1
milimeter öfver medelbarometerstånd och inträffar omkring
klockan 10 före och efter middagen; det motsvarande
minimet inträffar klockan 4.
Huru detta fenomen beror på de yttre
omständigheterna synes af följande tabeller.
Geografisk bredd 0 10 20 30 40 50 6o°
Variation (Amplitud) 0,98 0,92 0,81 0,65 0,46 0,27 0,09 m. m.
Amplituden anger halfva den dagliga förändringen, så
att den utgör medeltalet af de fyra värden, som ange de
två maximas och de två minimas afvikelse från baro-99
metermedelståndet. Fenomenet aftar mycket hastigt mot
polerna.
Årsvariationen framgår af följande tabell för
observationsorter belägna på 1) 10° n bredd 2) 22,30 s. br. 3)
410, 52" n. br. (Rom) och 4) 590, 52" n. br. (Uppsala).
Jan. Febr. Mars. Apr. Maj. Juni. Juli. Aug. Sept. Okt. Nov. Dec. År.
1) 0,79 0,80 0,88 0,82 0,73 0.65 0,65 0,69 0,75 0,78 0,82 0,79 0,76
2) 0.65 0,68 0,70 0,68 0,64 0,61 0,63 0,66 0,72 0.72 0,67 0,66 0.67
3) 0,30 0,33 0,35 0,32 0,29 0,26 0,26 0,30 0,35 0.36 0,33 0,29 0,31
4) 0,13 0,11 0,15 0,16 0,14 0,13 0,13 0,14 0.17 0,15 0,11 0,10 0,13
Man finner tydligt utprägladt ett maximum vid
vår-och ett vid höst-dagjämningen, med däremellan liggande
minima i December och Juni. Denna period är
egendomlig för ändringen af den mängd solstoft, som faller ned i
jordens atmosfär och som vi återfinna hos perioderna för
polarskenen och de magnetiska störingarna.
Den stora regelbundenheten hos denna företeelse,
jämförd med de starkt utpräglade lokala egendomligheterna
hos öfriga meteorologiska fenomen, häntyder på att den
försiggår i så höga luftskikt, att inflytandet af fördelningen
af land och haf ej förmår utöfva någon störande inverkan.
Detta motsvaras af det förhållandet, att solstoftet hejdas
på mycket stora höjder, bortåt 300 a 400 kilometer.
Den dagliga gången är äfven mycket regelbunden. Minimet
efter middagen (kl. 3,45) är i närheten af äkvatorn
ojämförligt starkast och äfven dagsmaximet är starkare än
maximet före midnatt. Detta häntyder på att verkan
kommer från solen. D:r Jansson har på grund af de
fransk-skandinaviska observationerna af högre luftskikt vid
Hald funnit, att en temperaturstegring i de högre
luftlagren åtföljes af en minskning i lufttrycket. Detta bör
således ha sitt minimum en stund efter middagen, då solen
genom solstoftet uppvärmt de högre luftlagren till deras
maximitemperatur. Sedan sjunker temperaturen och nås
kvällsmaximet hos lufttrycket kl. 10 e. m. Den iakttagna
ändringen under natten anses af många bero på ett slags
dyning efter dagsvågen. Den är också betydligt mindre
än dagsvariationen. Att middagsminimet på punkter, som
ligga längre från äkvatorn (6o° bredd), ej blir så djupt,
beror utan tvifvel på tillströmningen af luft från de starkt
uppvärmda, närmare äkvatorn belägna, trakterna.
Mängden solstoft, som faller in i luftkretsen, bör
naturligtvis förändra sig och löpa parallellt med solens
eruptiva verksamhet. Stoftmängden i de högre luftskikten
har inflytande på solljusets färg. Efter vulkanen Rakatas
på Krakatoa utbrott 1883 och, fastän i ringare grad, efter
Mont Pelées på Martinique utbrott 1902 iakttog man det
så kallade röda skenet. Samtidigt visade sig en annan
företeelse, som kvantitativt kan mätas. Himlaljuset är
polariseradt utom i några få punkter, bland hvilka en,
den så kallade Aragos punkt, liggande något ofvanför
solens motpunkt och en annan, Babinets punkt, liggande
något ofvanför solen, äro de viktigaste. Om man
bestämmer dessa punkters höjd öfver horisonten vid
solnedgången finner man i öfverensstämmelse med de teoretiska
förutsägelserna att denna är större, då de högre luftlagren
äro fulla af stoft, såsom efter Rakatas utbrott, än under
normala förhållanden. Busch, en tysk forskare,
undersökte dessa punkters medelhöjd (i båggrader) vid
solnedgången och fann följande egendomliga siffror:
År 1886 87 88 89 90 91 92 93 94 95 Medeltal
Aragos punkt 20,1 19,7 18,4 17,8 17,7 20.6 19,6 20,2 20,7 18,8 19,4
Babinetspunkt 23,9 21,9 17,9 26,8 15,4 23,3 21,4 24,2 23,3 19,0 20,7
Solfläckar ant. 25,1 19.1 6,7 6,1 6,5 35,6 73,8 84,9 78,0 63,9 40,0
Det är en alldeles tydlig öfverensstämmelse i gången
af dessa siffror. Nästan samtidigt med solfläcksmaximet
når också de båda s. k. neutrala punkternas höjd öfver
horisonten vid solnedgången ett maximivärde och
liknande förhållanden gälla för minimivärdena. Måhända
komma företeelserna i lufthafvet någon tid senare än de
orsakande företeelserna på solen, såsom naturligt är.
Då luften är rik på stoft, och äfven då den ioniserats
i hög grad af katodstrålar, äro förhållandena gynnsamma
för molnbildning. Detta senare kan man exempelvis
iakttaga vid norrsken, som så regelbundet efterföljas af
karaktäristiska molnbildningar, att Adam Paulsen med hjälp af
dessa moln förmådde iakttaga norrsken midt på ljusa
dagen. En öfversikt af sammanhanget mellan de högre
molnens — de så kallade fjädermolnens frekvens i Köln
och solfläckarnas antal under perioden mellan 1850 och
1900 gaf Klein. Han visade, att under denna tid, som
omfattar öfver fyra solfläcksperioder, maxima af solfläckar
falla under de år, då största antalet fjädermoln iakttagas.
På samma sätt inträffa minima i de båda företeelserna
samtidigt.
Äfven på Jupiter synes en liknande starkare
molnbildning äga rum, då många solfläckar observeras. Vogel
anmärker, att vid sådana tillfällen Jupiter lyser med mera
hvitt sken, då han däremot vid solfläcksminima synes
djupare röd. Ju djupare man kan skåda in i Jupiters
atmosfär, dess rödare synes planeten. Vid stark
solverksamhet fyllas således de högre delarna af Jupiters atmosfär
med moln.
Urladdningen inom luftkretsen af det laddade solstoftet
ge anledning till polarskenen.
Polarskenen förekomma, såsom namnet antyder, ymnigast
i trakter nära jordens poler. De äro dock ej desto
vanligare ju närmare man kommer polerna, utan nå maximum
i frekvens längs ringar, som innesluta de magnetiska och
geografiska polerna. Det norra maximibältet går öfver Cap
Tscheljuskin, norra Novaja Semlja,längs Norges nordvästra
kust, några grader söder om Island och Grönland, midt öfver
Hudson bay och öfver Alaskas nordvästspets. Därifrån afta
norrskenen hastigt åt söder, så att de i Stockholm äro 5
och i Berlin 30 gånger sällsyntare än i Lappland.
Paulsen indelar norrskenen i två klasser, som i många
afseenden förhålla sig ganska olika. Den stora svårighet,
som hittills varit förknippad med lösningen af
Polarskensproblemet, synes till stor del härröra från den
omständigheten, att man velat behandla alla polarsken såsom
vore de af samma slag.
Den första klassens polarsken ha inga norrskensstrålar.
De intaga en mycket stor plats på himmelen i horisontel
led. De äro mycket lugna och äfven deras ljus är
mycket stadigt. De närma sig i allmänhet långsamt mot
Fig. 33. Bågformade norrsken iakttagna af Norden-
skiöld under Vegas öfvervintring nära Behrings
sund 1879—80.
zenith. De åtföljas ej af några magnetiska störingar.
Dessa norrsken ha vanligen formen af en båge, hvars
höjdpunkt är belägen i den magnetiska meridianens
riktning (se fig. 33). Stundom ligga flera bågar öfver
hvarandra. Nordenskiöld observerade under polarnatten,
då han öfvervintrade i närheten af Behrings sund
vid Pitlekaj, ganska regelbundet dessa bågar. Adam
Paulsen har ofta iakttagit dem på Island och Grönland,
som ligga inom det nyssnämnda maximibältet och där
norrsken äro mycket vanliga. Stundom förekomma de
äfven i trakter närmare äkvatorn, såsom mjölkhvita
cirkelbågar, som stundom stå ganska högt på himlahvalfvet.
Någon gång iakttar man i de arktiska trakterna att stora
sträckor på himlen äro täckta af ett diffust ljus, som
kunde närmast förliknas vid ett genomskinligt lysande moln.
I detta synas inströdda mörkare partier, hvilkas dunkelhet
troligen beror på kontrastverkan. Sådana
observerades rätt ofta vid Cap Thordsen af den svenska
expeditionen år 1882
Fig. 34. Norrskensstrålar.
-1883.
Rätt ofta har
man, särskildt i
arktiska trakter,
iakttagit
ljusmassor som sväfvat i
luften på så liten
höjd, att de skymt
bort
bakomliggande bergväggar. Så
såg Lemström ett
norrsken på
Spetsbergen framför en endast 300 meter hög bergvägg. I norra
Finland observerade Lemström norrskenslinjen i ljuset från
luften framför en några meter aflägsen svart duk. Adam
Paulsen räknar äfven dessa företeelser till polarsken af första
klassen och anser dem vara fosforescerande moln, som
genom luftrörelser kommit ovanligt djupt ned i atmosfären.
Den andra klassens norrsken, utmärka sig genom de
karaktäristiska norrskensstrålarna. Stundom kunna dessa
strålar vara isolerade ifrån hvarandra (se fig. 34), i de
flesta fall sammansmälta de, särskildt nertill, i form af
draperier, som vanligen äro mycket rörliga och synas fladdra
för vinden (se fig. 36). Strålarna löpa mycket nära i in-
klinationsnålens riktning, och, då de utveckla sig i stor
myckenhet rundt kring himlahvalfvet, framträder deras
konvergenspunkt på detta mycket tydligt i form af den
s. k. koronan (se fig. 35). Då norrskenet är som
kraftigast, genomlöpes det af starka ljusböljor.
Draperierna äro mycket tunna. Paulsen iakttog stundom
(på Grönland), huru de gingo fram öfver hans hufvud.
De syntes då i förkortning och hade formen af
veckade ljusstrimmor eller band. Dessa polarsken
påverka magnetnålen. Då de passera genom zenit, ändras
deras inverkan, så att magnetnålens afvikning öfvergår
från östlig till västlig, om bandet rör sig från norr t\\\
söder. Häraf slöt
Adam Paulsen, att i
strålarna negativ
elektricitet,
katodstrålar, rör sig
uppifrån och nedåt.
Dessa polarsken
motsvara häftiga
förskjutningar af
negativ elektricitet,
medan de förutnämnda
polarskenen af första
klassen synas bestå
af en fosforescerande materia, som ej är i någon starkare
rörelse. Strålarna kunna stiga ned i tämligen nära
jordytan belägna luftmassor, åtminstone i trakter som ligga
nära norrskenets maximiring. Så iakttog Parry i Port
Bowen (73° n. br.) en norrskensstråle framför en strand af
endast 214 meters höjd.
Norrsken af det första slaget kunna öfvergå till sådana
af det andra och tvärtom. Man iakttar ofta, huru strålar
plötsligt skjuta ut ur norrskensbågen nedåt, och, om
norrskenet är starkt, äfven uppåt. A andra sidan kunna de
häftiga rörelserna i ett draperinorrsken aftaga och lämna
Fig. 35. Norrskens-korona observerad på
Spetsbergen 1883.
plats för ett diffust stadigt ljus på himlahvalfvet.
Polarskenen af den första klassen observeras hufvudsakligen i de
arktiska trakterna. Deras motsvarighet i längre från
polen belägna trakter är det diffusa ljus, som synes
likformigt utbredt på himlahvalfvet och som ger
norrskenslinjen.
De polarsken som vanligen observeras (utom af
deltagare i arktiska expeditioner) tillhöra den andra klassen
och alla de, som äro innefattade i nedan gifna statistik,
utom de från Island och Grönland, tillhöra strålningsnorr-
Fig. 36. Draperinorrsken observeradt i norra Norge.
skenen. Medan strålningsnorrskenen mycket tydligt följa
11,1-årsperioden, så att de uppträda mycket oftare, då
antalet solfläckar är stort, är detta enligt Tromholt ej fallet
med norrskenen från Island och Grönland, utan tvärtom
synes deras antal vara tämligen oberoende af antalet
solfläckar. Ofta äro de mot solfläcksmaxima svarande
polarskensmaxima tudelade af ett sekundärt minimum. Detta
fenomen är tydligast i nyssnämnda polarländer, men
framträder äfven i statistiken från Skandinavien och andra länder.
För att nu rätt förstå norrskenets natur, må vi betrakta
solkoronan från ett minimiår t. ex. 1900 (jfr fig. 25).
Korona-strålarna i närheten af solens poler böjas åt sidan genom
de magnetiska kraftlinjernas på solen inverkan. De små
negativt laddade dropparne ha tydligen endast ringa
hastighet, så att de mycket nära följa kraftlinjerna i
sol-polernas närhet och därigenom samlas ned mot äkvatorn. Där
ligga kraftlinjerna mindre tätt, det vill säga de
magnetiska krafterna äro här svagare, och solstoftet kan därför
af strålningstrycket drifvas ut i en stor skifva längs solens
äkvatorialplan. Denna skifva synes från oss såsom två
stora kvastar, som stå ut från soläkvatorn i dennas
riktning. En del af detta solstoft kommer i jordens närhet
och lider då naturligen en inverkan af jordens
magnetiska kraftlinjer, så att de skiljas åt i två knippor som stråla
in mot jordens båda magnetiska poler. Dessa ligga ett
stycke in i jorden och därför koncentreras ej alla
strålarna till den magnetiska polen på jordytan. Det är
naturligt, att eftersom de negativt laddade partiklarna komma
från solen, de skola hufvudsakligen strömma in mot en
trakt belägen något söder om den magnetiska nordpolen,
då denna har middag. Då den magnetiska nordpolen har
midnatt, fattas de flesta laddade partiklarna af
kraftlinjerna, innan partiklarna gått förbi den geografiska nordpolen
och därför kommer maximibältet för norrskenen att
omgifva den magnetiska och den geografiska polen såsom
ofvan nämnts (jfr s. 101).
Det negativt laddade solstoftet koncentreras följaktligen
i två ringar öfver norrskenens maximihalten och ger
anledning till ett fosforescerande sken, då det träffar
luftmolekyler, alldeles så som när de träffas af de elektriskt
laddade partiklarna från radium. Detta fosforescerande
sken synes såsom en lysande båge på omkring 400
kilometers höjd, och denna båges höjdpunkt synes ligga åt det
håll, där maximibältet ligger närmast observationsorten,
hvilket tämligen nära sammanfaller med magnetnålens riktning.
Helt annorlunda förhåller sig solkoronan under maximi-
år för solfläckarna. Dess strålar gå rätt ut från solen
i nästan alla riktningar, och om några riktningar synas
ha företräde, är det de som äro belägna rätt öfver
solfläcksbältena. Solstoftets hastighet är tydligen allt för
stor, för att dess utströmningsriktning skulle i märkbar
grad böjas af solens magnetiska kraftlinjer. Följaktligen
kommer detta laddade solstoft att i dylika fall ej heller
påverkas i någon högre grad af jordmagnetismens
kraftlinjer utan att falla ned hufvudsakligen i de delar af
atmosfären, som äro starkast belysta. Då dessa hårda
solstoftsstrålar* synas utgå från solfacklorna, som förekomma
ymnigast under år af många solfläckar, så inträffa
polarsken i trakter som ligga långt från polarskensringarna
hufvudsakligen då antalet solfläckar är stort.
Förhållandet med de »mjuka» solstoftsstrålar, som falla in vid
polarskenens maximibälten är omvändt. Dessa strålar
förekomma ymnigast, då antalet solfläckar är ringa, såsom
iakttagelserna på solkoronan visar. (Möjligen ryckas
de under maximiår med af de hårdare strålarna.) De
polarsken, som motsvara dessa strålar, få därför ett
maximum, då solfläckarna äro få. Naturligtvis förekomma
»hårda» och »mjuka» stoftstrålar samtidigt, men de förra
äro förhärskande under solfläckarnas maximiår, de senare
under deras minimiår.
Att polarskenens periodicitet i icke-arktiska trakter
mycket nära följer solfläckarnas, är kändt allt sedan Fritz
1863 påvisade detta förhållande. Periodlängden är ganska
växlande mellan 7 och 16 år, i medeltal omfattar den
11,1 år. Årtalen för maxima och minima af solfläckar
och norrsken äro följande:
Maximiår.
Solfläckar 1728 39 50 62 70 78 88 1804 16 30 37 48 60 71 82 93 1905
Norrsken 1730 41 49 61 73 78 88 1805 19 30 40 50 62 71 82 93 1905
* Beteckningen »hårda» och mjuka» solstoftsstrålar motsvara de
likartade beteckningarna hos katodstrålarna. De »mjuka» strålarna
ha mindre hastighet och afböjas därför starkare af yttre krafter till
exempel af magnetiska krafter,
Minimiår.
Solfläckar 1734 45 55 67 76 85 98 1811 23 34 44 56 67 78 89 1900
Norrsken 1735 44 55 66 75 83 99 1811 22 34 44 56 66 78 89 1900
Dessutom förekomma, såsom redan De Marian påvisade
i sitt klassiska arbete af år 1746, längre perioder som
återfinnas i såväl solfläckarnas antal som i norrskenens.
Enligt Hansky är denna periods längd 72 år, enligt Schuster
33 år. Starkt utpräglade maxima förekommo i början och
slutet af 1700-talet, det sista år 1788, hvarefter norrsken
voro ytterst sällsynta åren 1800—1830 likasom en tid vid
midten af 1700-talet. 1850 och särskildt 1871 voro starka
maxima, som sedan saknats.
Beträffande polarskenens höjd finna vi i litteraturen
högst olikartade uppgifter. Den synes i allmänhet vara
desto större, ju närmare äkvatorn observationsorten är
belägen, hvilket ju synnerligen väl öfverensstämmer med
katodstrålarnas ringa nedböjning mot jordytan i de längre
från polen belägna trakterna. Gyllenskiöld fann på
Spetsbergen en medelhöjd af 55 kilometer, Bravais i
nordligaste Norge 100 — 200 km., De Marian för Centraleuropa
900 km., Galle återigen 300 km. Paulsen har på
Grönland observerat mycket låga norrsken, på Island fann han
för norrskensbågarnas topp-punkt hvilken väl bör
betraktas som norrskenets utgångspunkt omkring 400 kilometer.
Dessa höjder, hvilka väl enligt äldre bestämningar äro
ganska osäkra, äro ungefär af den storleksordning som
man kunde förmoda motsvara den höjd på hvilken
solstoftet borde hejdas af jordens luftkrets.
Polarskenen besitta äfven en utpräglad årlig period
hvilken lätt kan förklaras med hjälp af solstoftsteorien.
Såsom vi ofvan sett förekomma fläckarna på solen endast sällan
i närheten af solens äkvator, och detsamma gäller för
facklorna. De tilltaga hastigt i mängd för högre
sollatituder och nå ett maximum vid ungefär 150 sollatitud.
Solens äkvatorialplan lutar omkring 7 grader mot jordens
banplan. Jorden befinner sig i solens äkvatorialplan den
6 December och den 4 Juni och längst därifrån 3
månader senare. Man bör därför vänta, att antalet
solstofts-partiklar som träffa jorden bör ha ett minimum, då
jorden befinner sig i dess äkvatorialplan i December och
Juni och maxima i Mars och September. Dessa
förhållanden störas något af skymningsljuset, som i de polära
trakterna förhindrar iakttagelser af polarsken under de
ljusa sommarnätterna, medan däremot de mörka
vinternätterna gynna iakttagandet af dessa svaga ljusfenomen.
Fördelningen af polarskenen under olika tider af året
framgår af följande af Ekholm och mig uppgjorda statistik.
Sverige 1883—96
Norge 1861—95
Island och Grönland 1872—92
Nord.-Am.
Förenta St.
1871—93
Södersten 1856—94
Januari
IO56
251
804
IOO5
56
Februari
"73
331
734
1455
126
Mars
1312
835
613
I396
183
April
568
90
128
1724
148
Maj
170
6
1
1270
54
Juni
10
0
0
1061
40
Juli
54
0
0
1223
35
Augusti
191
18
40
1210
75
September
1055
209
455
1735
120
Oktober
1114
353
716
1630
192
November
1077
326
811
1240
112
December
940
260
863
912
81
Medeltal
727
181
430
1322
102
I trakter där skillnaden mellan dagens och nattens längd
ej är allt för stor under olika delar af året, såsom enligt
ofvanstående tabell, i Nordamerikas Förenta Stater och i
trakter, i medeltal omkring 400 sydlig bredd, där södersken
observerats, faller hufvudminimet under vintern, i
December på norra, i Juni eller Juli på södra halfklotet och
ett svagare utprägladt minimum inträffar under sommaren.
Af de tider, under hvilka jorden går genom solens
äkvatorialplan och då ett minimum af solstoft faller ned på
jorden, är den utmärkt genom en större
polarskensfrekvens, under hvilken solen står högst på himmelen. DettaI
är hvad man har rätt att vänta, ty det mesta solstoftet
faller ned på de världsdelar, öfver hvilka solen står högst
vid middagstiden. De båda maxima i Mars eller April
och September eller Oktober då jorden är längst
aflägsnad från solens äkvatorialplan äro starkt utpräglade i alla
serierna utom den för polarländerna Island och Grönland.
Där bestämmes polarljusfrekvensen endast af
skymningsljusets styrka, så att ett enda maximum faller i December det
motsvarande minimet i Juni. Nyare statistik (1891 — 1903)
ger dock ett minimum i december. Af samma orsak blir
sommarminimet i de på hög breddgrad liggande länderna,
såsom Sverige och Norge, mycket lågt.
Af likartade grunder är det på de flesta orter
synnerligen svårt att angifva polarskenens dagliga period. Det
mesta solstoftet faller ned vid middagen, och de flesta
polarskenen borde inträffa några timmar därefter, liksom den
högsta dagstemperaturen infaller något efter middagen; på
grund af den starka solbelysningen under dagen kan man
icke observera detta maximum annat än i polartrakternas
vinternatt, och då först om man inför en korrektion för
skymningsljusets störande inflytande. På detta sätt fann
Gyllenskiöld för Kap Thordsen på Spetsbergen ett
norrskensmaximum klockan 2,40 e. m. Motsvarande minimum
inföll klockan 7,40 förmiddagen. På andra orter kan man
endast konstatera, att polarskenen äro kraftigare och
vanligare före än efter midnatt. Maximet inträffar i
mellersta Europa omkring kl. 9 e. m., i Sverige och i Norge (6o°
n. bredd) 1/2 à 1 timme senare.
Hos polarskenen har man äfven funnit ett par andra
perioder af omkring en månads längd. Den ena
räckande 25,93 dygn framträder särskilt hos söderskenen, där
maximet ligger 44 proc. öfver medeltalet, för norrsken i
Norge är siffran 23 proc. för sådana i Sverige endast 11 proc*
Denna period var förut påvisad hos en hel del andra
• Detta beror på att i de sydliga trakterna endast mycket
få, och hufvudsakligen starka, polarsken bli registrerade. Observe-
företeelser, särskildt magnetiska, som, såsom vi nedan
skola se, stå i närmaste sammanhang med
norrskenen, men äfven hos åskväder och lufttryck. Man har
sedan länge ansett denna växling stå i sammanhang med
solens rotation. Österrikaren Hornstein gick till och med
så långt, att han föreslog bestämmandet af denna periods
längd, såsom gifvande »ett noggrannare värde på solens
omloppstid än de direkta bestämningarne». Vi veta numera,
att denna är olika på olika bredder, ett förhållande, som redan
var välbekant för Carrington och Sporer på grund af
solfläckarnas rörelse på olika latitud, men som säkrast
fastställts genom Dunérs spektroskopiska mätningar af
sol-fotosfärens rörelse. Dunér fann följande sideriska
omloppstider, som motsvaras af de bredvid skrifna
synodiska omloppstiderna, för gifna latituder på solen. — Med
siderisk omloppstid hos en punkt på solen menar man den
tid som förgår mellan två ögonblick, i hvilka en gifven
stjärna passerar genom punktens meridianplan, det vill
säga det genom solens poler och punkten i fråga
gående planet. Den synodiska omloppstiden bestämmes
af jordens passage genom sagda meridianplan. På grund
af jordens rörelse i sin bana är den synodiska
omloppstiden längre än den sideriska —.
Breddgrad på solen o 15 30 45 69 75 grader.
Siderisk omloppstid 25,4 26,4 27,6 30,0 33,9 38,5 dygn.
Synodisk omloppstid 27,3 28,5 29,9 32,7 37,4 43,0 dygn.
Detta förhållande med solens fotosfärs omloppstid och
liknande vid fläckars, facklors och protuberansers
omloppstider, att de växa betydligt med latituden, är en bland
solarfysikens mest gåtfulla företeelser. Något liknande
äger också rum för molnen på Jupiter, men skillnaden
är där betydligt mindre, endast omkring i procent.
Molnen i jordens atmosfär förhålla sig på alldeles motsatt
rar man mycket flitigt på flera ställen öfver ett stort land, kan man
finna polarsken nästan hvarje natt Därigenom utplånas till stor
del den nämnda växlingen.
sätt, hvilket också lätt förklaras ur den atmosfäriska
cirkulationen.
I vårt förevarande fall kan naturligtvis endast solens
ställning till jorden, det vill säga den synodiska
omloppstiden, vara af någon betydelse. Vi se då, att
periodlängden 25,93 dygn alls icke öfverensstämmer med någon
omloppstid af solens fotosfär. Minsta skillnaden inträffar
för solens äkvator, och det vore ju rimligt, att vi räkna
med denna, då jorden aldrig i högre grad aflägsnar sig
från solens äkvatorialplan och för öfrigt periodiskt
återkommer dit två gånger årligen.
Nu inträffar en annan egendomlighet nämligen, att ju
högre upp i solens atmosfär en punkt är belägen dess
kortare är hans omloppstid. Så är facklornas synodiska
omloppstid vid soläkvatorn i medeltal 26,06, fläckarnas
26,82 och fotosfärens 27,3 dygn. Högre liggande facklor
rotera ännu hastigare, och vi komma sålunda till den
slutsatsen, att den omtalade periodlängden öfverensstämmer
med och därför sannolikt är betingad af de högre liggande
facklornas i solens äkvatorialtrakt omloppstid. Detta
öfverensstämmer fullkomligt med våra begrepp om solens fysik.
Ty det är i de uppstigande gasströmmarna, som facklorna
bildas på något mindre höjd än de små droppar som
drifvas ut af strålningstrycket, hvilket också är kraftigast
i facklornas närhet. Det är också af denna grund, som
utstötningen af solstoft blir kraftigast, då facklorna nå en
stor utveckling, det vill säga vid tider af stor eruptiv
verksamhet på solen då också solfläckar äro vanligast.
Vi kunna knappast föreställa oss något annat än, att
vid sådana tillfällen af stor eruptiv verksamhet på solen
dess strålning är starkare än vid lågt fläckantal. Detta
synes också bestyrkas af några direkta observationer
angående solstrålningens styrka utförda i Kijeff af Saveljeff.
Däremot synes emellertid en annan iakttagelse strida,
hvilken undersökts af Köppen. Denne fann, att i
tropiska trakter temperaturen vid solfläcksmaxima är 0,32
grader lägre än i medeltal, däremot fem år senare, ett
år före solfläcksminimum, når sitt högsta värde, 0,41 grader
öfver medeltalet. Äfven i andra trakter äger en likartad
egendomlighet rum, men den framträder på grund af
störande omständigheter mycket mindre regelbundet än i
tropikerna. En fransk fysiker, Nordmann, har i allo
bekräftat Köppens iakttagelser. Däremot fann Very, en
amerikansk astronom, att temperaturen i mycket torra
(öken-)trakter i tropikerna (Port Darwin 12°, 28 sydl. br.
och Alice Springs 230, 38 s. br., båda i Australien) är
högre vid solfläcksmaxima än vid minima. (Vid sin
undersökning har Very fäst sig endast vid maximi- och
minimi-termometrarnas angifvelse.) Det synes därför som
om solstrålningen verkligen vore större vid högre antal
solfläckar.* Detta framträder emellertid endast i ytterst
torra trakter, där ingen nämnvärd molnbildning äger rum;
i andra trakter störes det enkla fenomenet genom den
starkare molnbildningen vid fläckmaxima.
Molnbildningens afkylande verkan synes i dylika fall betydligt
öfverstiga den direkta värmande verkan af solstrålarna, och på
detta sätt blir Köppens resultat förklarligt. Om man
kunde iakttaga temperaturen i ofvan molnen belägna
luftskikt, skulle dennas växling otvifvelaktigt utfalla på
samma sätt som i öknen.
Vi hafva slutligen en annan period i
polarskensfenomenet, nämligen den så kallade tropiska månaden, hvars längd
är 27,3 dygn. Denna periods natur är af mera obekant
art, möjligen beror densamma på månens elektriska
laddning. Denna period har den egendomligheten, att den
verkar i motsatt led på norra och på södra halfklotet.
När månen står öfver horisonten synes den förhindra
polarsken. I detta fall måste hänsyn tagas till störingar,
förorsakade af månljuset.
* Enligt Memery (Bull Soc. Astr. 7 Mars 1906 p. 168) åtföljes
hvarje framträdande af en solfläck af en ögonblicklig
temperaturstegring, dess försvinnande af en temperatursänkning.
Man har länge, sedan Celsius" och Hiorters iakttagelser
år 1741, känt till, att norrskenen utöfva inflytande på
magnetnålens ställning, och man har ur denna
omständighet dragit den slutsatsen, att polarskenen bero på
elektriska urladdningar, som också påverka magnetnålen. Dessa
magnetiska verkningar ha den stora fördelen framför
polarskenen, att deras iakttagelse ej störes af solljuset och
månskenet. Som ofvan nämndt tillhör denna magnetiska
egenskap endast de »strålande» polarskenen.
Dessa magnetiska variationer ha alldeles samma
perioder som polarsken och solfläckar. Hvad till en början
den långa perioden om 11,1 år angår, så visa
observationerna att de så kallade störingarna, plötsliga ändringar
i magnetens ställning, troget afspegla solfläckarnes
variationer. Detta sammanhang upptäcktes redan 1852 af
Sabine i England, Wolf i Schweiz och Gautier i
Frankrike. Men äfven den jämna dagliga variationen i
magnetnålens ställning är underkastad samma period. En
magnetnål pekar med sin nordända åt norr, i våra trakter
med någon afvikning åt väster. Denna västliga afvikning
är störst strax efter middagen, omkring klockan 1 e. m.
Denna dagliga växling är större på sommaren än på
vintern och ändringen i magnetens stånd är större om
dagen än om natten. Det är således uppenbart att en
solverkan här föreligger. Detta blir ännu tydligare, om
man iakttar den dagliga variationens ändring med
solfläckarnas antal. I nedanstående tabell är denna ändring
af deklinationen i Prag angifven för åren 1856—1889,
hvarvid endast år med maxima och minima af solfläckar och
af magnetisk variation uttagits.
År ....................... 1856 1860 1867 1871 1879 1884 1889
Solfläckstal ............ 4,3 95,7 7.3 139,1 3,4 63,7 6,3
År.........._............. 1856 1859 1867 1871 1878 1883 1889
Daglig variation
i deklinationen
obs. 5,98 10,36 6,95 11,43 5,65 8,34 5,99
ber. 6,08 10,20 6,22 12,15 6,04 8,76 6,17
Som man ser, sammanfalla åren för maxima och minima
i de båda fenomenen mycket nära med hvarandra.
Öfverensstämmelsen är så påtaglig, att man kan beräkna den
dagliga variationen såsom växande proportionel med
solfläckstalet, såsom synes af tabellens två sista rader.
Den årliga variationen är alldeles densamma som för
polarskenen, hvilket synes af följande tabell angifvande
störingarna i magnetisk deklination, horisontalintensitet och
vertikalintensitet i Toronto, Canada, och medeltalet för
dessa tre storheter för Greenwich. Såsom enhet har tagits
medelvariationen under året.
Månad Jan. Febr. Mars. April. Maj. Juni. Juli. Aug. Sept. Okt. Nov. Dec.
Toronto, Dekl, 0,57 0,84 1,11 1,42 0,98 0,53 0,94 1,16 1,02 1,31 0,78 0,76
» Hons. 0,56 0.94 0,94 1,50 0,90 0,36 0,61 0,75 1,71 1,48 0,98 0,58
» Vert. 0,57 0,74" 1,08 1,49 1,12 0,50 0,71 1,98 1,61 1,29 0,75 0,61
Greenwich, Med. 0,93 1,23 1,22 1,09 0,81 0,71 0,81 0,90 1,15 1,18 1,02 0,83
Störingarnas dagliga variation är beräknad af van
Bemmelen för tiden 1882—1893 och observationsorten
Batavia på Java. Maximet inträffar kl. 1 e. m. och är
1,86 gånger större än medeltalet för dagen, minimet 0,48
inträffar kl. 11 på kvällen. Från klockan 8 på aftonen
till klockan 3 på morgonen äro störingarna nära lika
sällsynta som kl. 11 e. m.
Variationen är störst hos deklinationen som når
maximet 3,26 kl. 12 midd. och minimet 0,14 kl, 11 på kvällen.
Äfven den af Hornstein först undersökta perioden om
nära 26 dagar har af flera forskare såsom Hornstein,
Broun, Liznar och C. A. Muller påvisats hos de
magnetiska variationerna och störingarna. Schuster anser
emellertid att bevismaterielet ännu är allt för ringa.
Äfven månen har, om ock obetydligt, inflytande, på
magnetnålen, såsom Kreil redan 1841 påvisade. Inverkan
är motsatt på södra och norra halfklotet och motsvarar
ett slags ebb- och flod-fenomen.
Solens ultravioletta strålar absorberas starkt i luftenn6
och åstadkomma därvid en ionisation hos luftmolekylerna.
Denna ionisation är i allmänhet större på större höjd. De
uppåtstigande luftströmmarna medföra vattenånga, som
kondenserar sig företrädesvis på de negativa ionerna. På
detta sätt bli de flesta moln negativt laddade, såsom
redan Franklin genom drakförsök påvisade. Den
återstående luftmassan, sedan regndropparna fallit ned, blir
positivt laddad, såsom man funnit vid
ballonguppstigningar. De moln, som bildas på största höjd, bli starkast
laddade; därför inträffa åskvädren öfver land mest på
sommaren. Äfven åskvädren visa 26-dygnsperioden,
såsom Bezold (för Sydtyskland) och Ekholm och jag (för
Sverige) påvisat.
På detta område och särskildt angående de magnetiska
fenomenen finnes ett oerhördt stort material från de olika
meteorologiska stationerna samladt, hvilket väntar på
bearbetning.
Oaktadt några observatörer såsom Sidgreaves tvifla på
ett nära sammanhang mellan solfläckar och norrsken eller
magnetiska störingar, i det man observerat starka
solfläckar på solskifvan utan att de, då de voro jorden
närmast, åstadkommo någon magnetisk effekt, så torde dock
flertalet vara af den åsikten, att de magnetiska störingarna
förorsakas af solfläckarna, då dessa passera solens mot
jorden liggande meridian. Så observerade Maimder den
magnetiska storm och det norrsken, som åtföljde passagen
af en stor solfläck den 8—10 Sept. 1898 öfver solens
centrala meridian. Den magnetiska effekten nådde sitt
maximum omkring 21 timmar efter meridianpassagen.
På likartadt sätt fann Riccò för ett tiotal fall, i hvilka
en noggrann bestämning var möjlig, en tidsdifferens af i
medeltal 45,5 timmar mellan en fläcks meridianpassage
och den största magnetiska effekten. Riccò beräknar äfven
de fall, som Ellis samlat och Maunder undersökt. Han fann i
medeltal för dessa fall nära nog samma siffra;
tidsskillnaden var nämligen 42,5 timmar. Detta motsvarar en medel-
hastighet hos solstoftet af 910 och 980 km. pr sekund. Ä
andra sidan möter det ej någon svårighet att beräkna
den tid, en droppe af 0,00016 millimeters diameter (dessa
droppar röra sig snabbast) och specifika vikten i
behöfver för att förflytta sig från solens yttersida till jorden
under inflytande af solens tyngdverkan och det 2,5 gånger
större strålningstrycket. Den beräknade tiden blir 56,1
timmar, motsvarande en medelhastighet af 740 kilometer
pr sekund.
För att solstoftet skall röra sig framåt med de af
Riccò beräknade hastigheterna måste dess specifika vikt
vara mindre än i, nämligen 0,66 och 0,57. Detta värde
är alls ej orimligt, om vi antaga dropparne bestå af
kolväten, hvilka absorberat vätgas, helium och andra
ädelgaser. Naturligtvis kan man likasom för kometsvansarna
få större hastigheter på solstoftet, om man antager
detsamma bestå af hopfiltade margariter af kol eller silikat
eller järn, hvilka ämnen utgöra hufvudbeståndsdelarne i
meteoriter.
Det förtjänar kanske att omnämnas, att norrskenets
starkaste spektrallinje befunnits tillhöra ädelgasen
krypton. Då denna gas endast i mycket ringa mängd
förekommer i atmosfären, är det ej osannolikt, att densamma
medföljt solstoftet och att dess spektrum därför framträder
vid dettas urladdning. De öfriga norrskenslinjerna tillhöra
kväfvets, argonets och de andra ädelgasernas spektra.
De mängder ädelgaser, som på detta sätt tillföras jordens
luftkrets äro i alla händelser försvinnande små, och de
bortföras möjligen i lika stor mängd af det solstoft, som
bortstötes ur atmosfären.
De elektriska företeelserna i jordens atmosfär ha en
ganska stor betydelse för det organiska lifvet och
därigenom för människan. Genom de elektriska urladdningarna
bindes luftens kväfve till en del vid väte och vid syre
och bildar så de för växtligheten utomordentligt
gynnsamma ammoniakföreningarna och nitrit samt nitrat. De
förstnämnda som spela hufvudrollen i de tempererade
klimaten, synas särskildt bildas vid de så kallade stilla
urladdningarna, som motsvara norrskenet, de syrehaltiga
produkterna, som äro öfvervägande i tropikerna, åter vid
åskslag. Dessa föras med nederbörden till jorden och
tillgodogöras af växterna.
Tillförseln af sålunda bundet kväfve till jorden uppgår
årligen till omkring 1,25 gram pr kv. m. i Europa och
till det fyrdubbla i tropikerna. Antager man som ett
sannolikt medeltal 3 gram för hela den fasta jordytan,
så motsvarar detta 3 ton för kvadratkilometern och för
den fasta jordytan (136 miljoner kv. km.) omkring 400
miljoner ton årligen. En mycket ringa del af detta, kanske
en tjugondedel, faller på odlad jord, men äfven det andra
bidrager till lifsverksamheten på jorden, i dess skogar och
på dess grässtepper. Till jämförelse må nämnas, att
brytningen af chili-salpeter som 1880 motsvarade i rundt tal
50,000, 1890 120,000 och 1900 210,000 tons, år 1905
lämnade 260,000 tons kväfve. Kväfvet i ammoniaksalter,
tillverkade vid gasverken i Europa uppgår till omkring
en fjärdedel af sistnämnda belopp. Denna siffra måste
naturligtvis ökas med den amerikanska produktionen, men
man ser dock att den artificiella kväfvetillförseln till jorden
ej uppgår till mer än omkring en tusendedel af den
naturliga.
Kväfvet i luften utgör 3,980 biljoner ton. Man ser
däraf, att endast omkring en del af tre miljoner af luftens
kväfve årligen förbrukas genom elektriska urladdningar,
detta under förutsättning att kväfvetillförseln till hafvet
är lika stor som den till landet pr kvadratkilometer. Det
så bundna kväfvet kommer växterna på landet och i hafvet
till godo och kväfvet återgår genom växternas
lifsverksamhet eller efter deras förmultning till atmosfären eller
till hafvet, hvars kväfvehalt genom absorption står i
jämvikt med luftens. Någon nämnvärd utarmning af luftens
kväfve ha vi därför ej anledning antaga, och detta stäm-
mer också väl öfverens därmed, att någon nämnvärd
anhopning af bundet kväfve i jordens fasta och flytande
delar ej synes ha ägt rum.
Såsom jämförelse må nämnas (jfr sid. 48) att i den
årliga cirkulationen i vegetationen indrages ej mindre än en
femtiondedel af atmosfärens kolsyrehalt. Då af denna
bildas syre och i luften finnes omkring 700 gånger så
många volymsprocent syre, som kolsyra, så är omsättningen
af luftens syre ungefär en del på 35,000. Med andra ord
Fig. 37. Zodiakalljus i tropikerna.
luftens syre deltager ungefär 100 gånger så lifligt i
vegetationsprocessen som dess kväfve, hvilket är rimligt i
betraktande af syrets stora kemiska aktivitet.
Innan vi lämna detta kapitel vilja vi i korthet erinra
om ett egendomligt fenomen, zodiakalljuset, som i tropikerna
iakttages hvarje stjärnklar natt några timmar före solens
uppgång eller efter dess nedgång. Hos oss kan det endast sällan
iakttagas, bäst vid vår- eller höst-dagjämningstiden. Det
beskrifves vanligen såsom en ljuskägla liggande med basen
nedåt och med midtellinjen längs djurkretsen (zodiaken),
hvaraf skenet fått sin benämning. Dess spektrum är enligt
Wright och Liais kontinuerligt; motsvarande reflekteradt
solljus. Dess sken uppges i tropikerna vara lika starkt
som vintergatans.
Det råder intet tvifvel därom, att detta ljus härrör från
solbelysta stoftpartiklar. Man har därför trott, att detta
stoft ligger i en ring kring solen och utgör en återstod
af den urnebulosa, hvarur enligt den Kant-Laplaceska
hypotesen solsystemet kondenserat sig. (Jfr s. 162.)
Från toppen af zodiakalljusets kägla synes stundom ett
svagt lysande band utgå, hvilket sträcker sig tvärs öfver
natthimlen i ekliptikans plan. På den himmelstrakt, som
ligger midt emot solen breder det ut sig till en större
diffus, svagt utpräglad, ljusfläck af omkring tolf båggraders
bredd och nio graders höjd, kallad motskenet, som först
beskrefs af Pezenas (1730).
Den vanliga åsikten om detta motsken är, att det
åstadkommes af ljus, återkastadt från små meteoriter eller
stoftpartiklar, som falla in mot solen från rymden.
Likasom norrskens-koronans synriktning skulle dess läge bero
på en perspektivisk verkan, i det att smådelarnas banor
äro riktade mot solen och därför synas utgå från en midt
emot denna belägen punkt.
Vi veta ännu mycket litet angående denna företeelse.
Till och med zodiakalljusets läge längs djurkretsen, hvilken
gifvit anledning till dess namn, har blifvit draget i
tvifvelsmål genom nyare undersökningar, som häntyda på, att
det skulle vara till finnandes i sol-äkvatorns plan. Huru
nu än därmed må förhålla sig, torde likväl den mening
vara allmänt antagen, att skenet ifråga beror på partiklar,
som strömma in mot och ut från solen. Därigenom få
vi en bekräftelse på att solstoftets massa ej är så ringa,
utan att det väl kan tänkas gifva upphof till de
företeelser, om hvilka vi ofvan talat.
VI.
Solens undergång. Nebulosors uppkomst.
Vi ha i det föregående sett, huru solen årligen slösar ut
nästan ofattbara massor af värme, 3,8.1033 gramkalorier
motsvarande två gramkalorier för hvarje gram af dess
massa. Vi ha också fått den föreställningen, att detta
kan pågå i biljoner år på grund af solens oerhörda
värmeförråd. Men till slut måste dock den tidpunkt komma,
då solen kallnar och, likasom jorden och äfven de nu
gasformiga planeterna långt före solen gjort, öfverdrager sig med
en fast skorpa. Ingen lefvande varelse på de omkretsande
planeterna skall i förtviflan åse solens slocknande, ty långt
före dess skall, trots alla uppfinningar, lifvet ha släckts på
solens följeslagare till följd af den bristande solvärmen.
Solens utveckling kommer då att likna jordens
nuvarande, utom att den saknar den lifgifvande centrala
ljus-och värmekällan. Till en början skall den tunna skorpan
om och om igen brytas sönder af de ur solens inre
utströmmande gas- och lavamassorna. Men efter korta tider
skola de mäktiga utgjutningarna vara stelnade, och fastare
än förr skola de gamla brottstyckena slutas samman.
Endast på några gamla sprickor skola vulkaner resa sig, som,
då solens inre svalnar, bortföra de gasmassor, som då
frigöras, särskildt vatten och i mindre grad kolsyra.
Sedan kondenseras vattnet och världshaf uppstå på
solen, som då för en kort tid någorlunda liknar vår jord i
dess nuvarande skick. Men det finnes en högst väsentlig
I 22
skillnad. Den slocknade solen mottager ej såsom
jorden något lifgifvande värme utifrån utom den ringa
stålningen från rymden och värmet vid meteorers fall. Temperaturen
på den slocknande solen sjunker därför hastigt. Molnen i
dess atmosfär bli allt tunnare och utgöra snart intet
nämnvärdt skydd mot strålningen. Världshafvet på solen
öfverdrages då med en isskorpa. För någon tid hindrar
vattnets frysning oceanernas afkylning, men slutligen äro de
frusna. Kolsyran börjar nu att utskiljas ur solatmosfären
såsom en tunn snö. Slutligen vid ungefär — 200° börja
nya världshaf att bildas genom kondensation af de
egentliga luftgaserna särskildt kväfve. Ännu en sådan sänkning
på omkring 20 grader, hvarefter de nedstörtande
meteorernas energi täcker värmeförlusten. Då består
solatmosfären endast af heliumgas och väte, de två gaser,
som äro svårast att kondensera, samt kväfgas.
I detta tillstånd är solens värmeförlust nästan omärklig.
Så bortgår genom hvarje kvadratmil af jordskorpan till
följd af dennas ringa värmeledning ej ens en milliarddel
af det värme, som solen utstrålar från samma yta, och en
gång, när solens fasta skorpa nått en tjocklek af omkring
6o kilometer, skall densammas värmeförlust vara reducerad
i samma höga grad. Temperaturen på dess yta skall
vara 50 a 60 grader öfver den absoluta nollpunkten och
endast stiga för kort tid och inom små områden vid
vulkaniska utbrott. I dess inre skall fortfarande en
temperatur af nästan samma höjd som den nuvarande på flera
miljoner grader vara förhärskande, och därinne skola
samma oerhördt explosiva föreningar förefinnas som nu. Som
ett gränslöst dynamitmagasin skall den mörka solen sväfva
fram i rymden utan att förlora någon nämnvärd del af
sin energi under biljoner år. Likasom en hvilspor skall
den bibehålla sin oerhörda kraft, ända till dess den af
omständigheterna kallas att börja ett nytt lif liknande det,
som den förut genomgått. En långsam veckning af ytan,
på grund af kärnans fortskridande värmeförlust och där-
med följande krympning, skall förse solytan med dess
ålderdomsrynkor.
Ekholm har beräknat, att om värmeledningsförmågan
hos de fasta jordlagren är så stor som hos marmor, och
om temperaturen tilltar med 30 grader pr kilometer nedåt,
så åtgå omkring 30 miljoner år, innan hvarje gram af
jorden förlorar 2 kalorier, såsom solen nu gör på ett år.
Om man dessutom tar i betraktande, att solradien vid den
tid, då solen har en fast skorpa lik jordens, är ungefär 70
gånger så stor som jordradien, så bör föregående tal ökas i
denna proportion, det vill säga, solen skall då på två
miljarder år förlora mindre värme än nu på ett enda. Då
jorden afkylts omkring 300 grader under 2 miljoner år,
kommer solen att då afkylas omkring 2,000 grader, d. v. s.
mindre än 0,1 procent, under 1 biljon år. Då solens skorpa
sedan tilltar i tjocklek, så minskas utstrålningen i samma
proportion. Solens energiförlust blir sålunda ringa äfven
under biljoner år.
Hur liten synvinkel stjärnorna än upptaga, så är denna
likväl icke absolut noll. Om därför en slocknad stjärna
under oändliga tider rör sig framåt, skall den till slut stöta
emot en annan vare sig lysande eller slocknad. Därvid
ökas sannolikheten för sammanstötning högst betydligt
genom den afböjning, som hennes bana lider genom
attraktionen mellan de båda i hvarandras närhet kommande
himlakropparna. De närmaste stjärnorna äro belägna så
långt från oss, att ljuset i medeltal behöfver 10 år för att
gå från solen till dessa stjärnor. För att solen med dess
nuvarande dimensioner och hastighet af 20 km. pr sek.
sannolikt skulle stöta ihop med en annan stjärna med
samma egenskaper behöfvas 100,000 biljoner år. Om vi nu
anta, att det finnes hundra gånger så många slocknade
som lysande stjärnor, hvilket ej är något orimligt
antagande, skulle den sannolika tiden till nästa
sammanstötning utgöra omkring 1,000 biljoner år. Den tid, under
hvilken en sol vore lysande, borde utgöra omkring en
hundradedel af sagda tid, det vill säga 10 biljoner år.
Detta värde synes ej orimligt, då lifvet på jorden varat
omkring en miljard år, och denna tid naturligen endast
utgör en ringa bråkdel af den tid, under hvilken solen
utsändt ljus och fortfar därmed. Naturligtvis är det ännu
mycket större sannolikhet, för att solen skall stöta ihop
med en nebulosa, emedan denna har vida större
utsträckning i rymden. Men i ett sådant fall är det ej
osannolikt, att förhållandet blir ungefär detsamma, som då en
komet passerar solkoronan; ingen nämnvärd effekt af
sammanstötningen iakttages på grund af koronans ytterst ringa
halt af materia. Likväl påskyndar detta inträde i nebulosan
sannolikt sammanstötningen med en annan sol i hög grad,
emedan i nebulosorna, såsom nedan omtalas, en massa
mörka och lysande himlakroppar äro hopsamlade.
Vi se stundom på himlen nya stjärnor plötsligt lysa
upp för att sedan aftaga i glans och slutligen slockna eller
sjunka ned till en mycket obetydlig lyskraft. Det
märkvärdigaste af dessa högst intressanta fall inträffade i
Februari 1901, då en ny stjärna af första storleken
uppträdde i stjärnbilden Perseus. Denna stjärna upptäcktes
af skotten Anderson på morgonen den 22 Februari 1901,
hon var då något mera lysande än en stjärna af tredje
storleken*. På en fotografiplåt, tagen endast 28 timmar
före hennes upptäckt, synes stjärnan alls icke, oaktadt
stjärnor af tolfte storleken äro synliga på denna plåt.
(Enligt denna uppgift synes den nya stjärnans lyskraft ha
tilltagit mer än 5,000 gånger på denna korta tid.) Den 23
Februari öfverträffade hon alla andra stjärnor utom Sirius,
den 25 var hon af första, den 27 Febr. af andra, den 6
Mars af tredje och den 18 Mars af fjärde storleken. Där-
* Allt efter stjärnornas ljusstyrka indelas de i »storlekar» af olika
ordningsnummer, de starkaste ha lägsta numret. En stjärna af
första storleken är 2,52 gånger mer lysande än en af andra, denna
2,52 gånger mer lysande, än en af tredje storleken o. s. v., allt för
en betraktare på jorden.
etter växlade ljusstyrkan periodiskt till den 22 Juni med
en periodlängd af först tre, sedan fem dagar, under det
att medelljusstyrkan sakta sjönk; den 23 Juni var hon af
sjätte storleken. Sedan sjönk ljusstyrkan mera jämnt; i
Oktober 1901 var stjärnan af sjunde, i Febr. 1902 af
åttonde, i Juli 1902 af nionde, i Dec. 1902 af tionde
storleken, och sedan har hon sakta sjunkit till tolfte storleken.
Då stjärnan lyste klarast, hade hon blåhvitt sken. Detta
öfvergick sedan till gult och rödaktigt i början af Mars.
Under stjärnans periodiska ljusväxling var hon hvitgul, då
hon lyste som starkast, och rödaktig, då hon var svagast.
Sedan ändrades färgen småningom till rent hvit.
Stjärnans spektrum visade den största öfverensstämmelse
med det af den nya stjärnan i Kusken (Nova Aurigae år
1892 se fig. 38). I allmänhet är det karaktäristiskt för
Fig. 38. Spektrum af den nya stjärnan i Kusken af år 1892.
nya stjärnor, att deras spektrallinjer äro dubbla, mörka åt
den violetta och ljusa åt den röda sidan. I Nova Aurigaes
spektrum är denna egendomlighet påfallande hos bland
andra de tre vätgaslinjerna C, F och H, hos natriumlinjen,
nebulosalinjerna och äfven magnesiumlinjer. I Nova
Persei är förskjutningen åt det violetta hållet hos
vätgaslinjerna så stor, att man därur beräknat, att den
ljusabsorberande vätgasen rört sig i riktning mot oss med en
hastighet af 700 kilometer pr sekund. Äfven några
kalciumlinjer visade en dylik förskjutning. Hos andra metallinjer
var förskjutningen mindre. Detta häntyder på, att ur
stjärnan mot oss utströmmade relativt kalla gasmassor
med en enorm hastighet. De lysande partierna af
stjärnan antingen stodo stilla eller rörde sig från oss. Den
enklaste förklaringen får man genom att antaga, att
stjärnan vid uppblossandet till följd af hög temperatur
och tryck visade utbredda spektrallinjer. hvaraf den
violetta delen absorberades af mot oss utströmmande
gasmassor, som voro starkt afkylda på grund af den häftiga
utvidgningen. Naturligtvis strömmade dessa gaser ut mot
alla riktningar från stjärnan, men vi kunde ej iakttaga
andra än dem, som absorberade stjärnans ljus, det vill säga
lågo mellan stjärnan och jorden och följaktligen
strömmade ut mot jorden.
Så småningom minskades ljuset af metallinjerna och af
den kontinuerliga spektralgrunden, först i violett, medan
vätgas- och nebulosalinjerna fortfarande voro tydliga,
stjärnan visade likasom andra nya stjärnor efter en tid
nebulosaspektrum. Detta egendomliga faktum konstaterades
först af H. C. Vogel hos den nya stjärnan i Svanen (Nova
Cygni 1876). En stjärna P i Svanen, som uppblossade
år 1600, visar fortfarande ett spektrum antydande
utströmning af vätgas. Det synes icke omöjligt, att denna »nya»
stjärna ännu ej hunnit till jämvikt utan fortfarande
utsänder kalla gasströmmar. För erhållande af
absorptionsspektrum fordras endast obetydliga gasmängder, så att
gasförlusten kan pågå en längre tid utan att förrådet
därför behöfver uttömmas.
Om de egendomliga ljusmoln, som observerades kring
Nova Persei, hafva vi redan förut talat. Två ringformiga
moln rörde sig bort från stjärnan med en hastighet af
1,4 och 2,8 bågsekunder pr dag (under tiden 29 Mars 1901
till Febr. 1902). Beräknar man därur tillbaka den tid, då
de skulle utträdt ur stjärnan, finner man den 8 Febr. och den
16 Febr. 1901 rätt nära öfverensstämmande med tiden för
stjärnans största ljusstyrka, den 23 Februari. Det synes
således ej vara något tvifvel om, att de ursprungligen
utgått ur stjärnan, och att de bero på strålningstrycket.
Deras ljus visar ingen märklig polarisation, det kan således
ej vara reflekteradt utan beror troligen på elektriska ur-
laddningar mellan stoftpartiklarna, hvarvid de absorberade
gaserna lysa.
Vi ha i detta fall uppenbarligen varit vittnen till den
storartade afslutningen af en himlakropps existens såsom
själfständig varelse genom sammanstötningen med en
annan likartad himlakropp. De båda sammanstötande
kropparna voro båda först mörka, eller i alla händelser
utsände de så litet ljus, att de ej ens lyste så mycket
tillsammans som en stjärna af tolfte storleken. Då de efter
sammanstötningen visade en större glans än stjärnor af
första ordningen, oaktadt afståndet bestämts till minst 120
ljusår* måste deras strålning flera tusen gånger ha
öfverträffat vår sols strålning. Under sådana förhållanden bör
också strålningstrycket där ha varit många gånger större
än vid solytan och de stoftmassor, som stöttes ut från den
nya stjärnan, böra hafva besuttit en mycket större
hastighet än solstoftets. Deras hastighet måste likväl ha
varit mindre än ljusets hastighet, hvilken aldrig kan fullt
uppnås genom strålningstryckets verkan.
Det är ej svårt att föreställa sig den oerhörda
våldsamhet, med hvilken denna »stjärnsmäll» ägde rum. Liksom
en främmande kropp, t. ex. en meteor, som från
universum störtar in mot solen vid sammanstötningen har en
hastighet af omkring 600 kilometer i sekunden, böra de
båda stjärnorna ha störtat emot hvarandra med en
hastighet af denna storleksordning. Stöten är i allmänhet så kallad
sned stöt och oaktadt en del energi därvid omsättes i värme,
bör återstoden af rörelseenergien ge en rotation med en
hastighet af hundratals kilometer i sekunden. I jämförelse med
denna kan solens nuvarande rotationshastighet, 2 km. pr sek.
vid äkvatorn, fullkomligt försummas. Ännu mera är detta
fallet med jordens 0,465 km. pr sek. vid äkvatorn. Det synes
därför, som om vi utan märkbart fel kunde betrakta de båda
sammanstötande himlakropparna såsom fria från rota-
* Ett ljusår motsvarar 9,5 biljoner km. och är den väg som
ljuset tillryggalägger i rymden på ett år.
tion före sammanstötningen. Vid denna rifves materia ut
ur de båda himlakropparna längs deras relativa
rörelseriktning. Materien kommer att kastas ut såsom två
kraftiga kvastar, liggande i banplanet för de båda
himlakropparnas rörelse i närheten af hvarandra. Deras
utströmningshastighet näres delvis af dubbelstjärnans rotation,
som därigenom minskas. Vi erinra oss nu att, om
materia bringas från solens inre till dess yta, förhåller sig
denna materia såsom ett oerhördt kraftigt explosionsämne.
De utkastade gaserna drifvas ut med en våldsam fart kring
det häftigt roterande centrala partiet, och vi kunna få en
om ock ofullkomlig föreställning om den så uppstående
bildningen genom att betrakta ett starkt roterande hjul,
som i de båda ändarna af en diameter ha två
fyrverkeripjäser, som utstöta eldkvastar i radiens riktning utåt. Ju
längre bort från hjulet dess mindre blir eldkvastarnas
hastighet utåt och äfven deras vinkelrörelse. Kvastarna
afkylas hastigt genom gasernas starka utvidgning och
innehålla äfven fint stoft, troligen mest af kol, som funnits i
explosivämnena. Dessa moln af fint stoft skymma allt mer
bort den »nya stjärnan» och göra, att hennes strålande
hvita glans småningom får en allt mera gul och rödaktig
skiftning på den grund, att fint stoft försvagar blå och
gröna strålar mera än gula och röda. Till en början lågo
molnen så nära stjärnan, att de hade en mycket stor
vinkelhastighet och därför syntes omgifva hela himlakroppen,
men sedermera då (efter d. 22 Mars 1901) kvastarnas
yttersta delar hunnit längre ut och fingo en längre
omloppstid (6 dagar) skymdes stjärnan bort starkare, när
kvastarnas dammoln under deras vridning kring stjärnan lågo
mellan oss och denna. Allt eftersom kvastarna kommo
längre bort, ökades deras omloppstid, så småningom till
10 dygn. Stjärnan blef därför periodisk med en
periodlängd, som sakta ökades, och dess sken var rödare vid
ljusminimet än vid ljusmaximet. Samtidigt minskades
också kvastarnas ytterändars absorptionsförmåga, dels ge-
nom deras växande uttänjning, dels därigenom att stoftet
sakta bakade ihop sig till gröfre partiklar — de minsta
partiklarna kanske också drefvos bort af strålningstrycket
i märkbar grad. Stoftets siktande verkan på ljuset,
hvarigenom de röda och gula strålarna släpptes fram i högre
grad än de blå och gröna, gick därför småningom
förlorad, och stoftets färg blef alltmera grå och stjärnan
återigen hvit efter en viss tids förlopp. Denna hvita färg
anger, att en mycket hög temperatur fortfarande härskar
på stjärnan. Genom det fortfarande pågående
utstötandet af stoftfyllda gasmassor med sannolikt något
aftagande häftighet minskas småningom stjärnans ljusstyrka
(sedd från jorden), och stoftlagren omge alltmera
likformigt den lysande kärnan. Huru våldsam explosionen
var, synes däraf, att de först utkastade vätgasmassorna
rusade mot åskådaren på jorden med en hastighet af minst
700 kilometer i sekunden. Denna hastighet är af samma
storleksordning som hastigheten hos de snabbaste
protuberanser, som utstötas ur solen.
Såsom vi af detta kunna se, lämnar det af oss använda
föreställningssättet en äfven i detaljer ganska trogen bild
af det verkliga förloppet, och det är därför i hög grad
sannolikt, att vår föreställning om detsamma är i
hufvudsak riktig. Hvad har det då blifvit af den nya stjärnan?
Spektralanalysen antyder, att hon förvandlats i ett
stjärntöcken, likasom andra nya stjärnor. Det kontinuerliga
ljuset från centralkroppen har sakta försvagats genom de
kringliggande stoftmassorna, som af strålningstrycket
drifvas ut mot de kringliggande gasmassornas (hufvudsakligen
vätgas, helium och »nebulosaämne») yttre partier, där
stoftmassorna urladda sina negativa elektricitetsmängder och
sålunda åstadkomma ett ljus, som fullkomligt liknar det
från nebulosorna.
Härtill kommer, att på grund af den oerhördt häftiga
rotationen den centrala hufvudmassan af de två hopstötta
stjärnorna i dess yttre delar utsättes för en utomordent-
ligt häftig centrifugalkraft, som breder ut denna massa
till en stor roterande skifva. Då trycket i dennas yttre
delar är jämförelsevis ringa, blir också gasernas täthet
därstädes mycket nedsatt. Den häftiga utvidgningen, och
i ännu högre grad den starka värmestrålningen, sätta snabbt
ned temperaturen, så att vi ha framför oss en stor
centralkropp, hvars inre delar ha en högre täthet och likna
materien i solarna, hvars yttre delar däremot äro
förtunnade och nebulosartade. Kring denna centralkropp synas
resterna af de två gaskvastar, som stöttes ut omedelbart
efter den häftiga sammanstötningen af de två
himlakropparna. En ej obetydlig del af materian i dessa
spiralvridna ytterpartier har troligtvis aflägsnat sig i det
oändliga fjärran för att hopsamlas kring främmande
himlakroppar eller för att bilda delar af de stora oregelbundna
nebulosorna, som såsom töcken lägra sig kring
stjärnsamlingarna. En del åter har ej förmått att aflägsna sig från
centralkroppen utan har stannat kvar kring denna, försatt
i en kretsande rörelse kring centralkroppen. Till följd af
denna ytterst långsamma, kretsande rörelse försvagas
småningom konturerna hos de båda spiralerna, som allt mer
närma sig till att bilda töckenringar omgifvande den
centrala massan.
Denna spiralvridna form (fig. 39) hos nebulosans yttre delar
har länge tilldragit sig en hög grad af uppmärksamhet. Man
har därvid alltid iakttagit, att tvänne spiralarmar slingra
sig kring centralkroppen. Denna form antyder, att
materien där befinner sig i en roterande rörelse kring en
axel i spiralens midt, från hvilken den strömmat ut åt
två motsatta sidor. Stundom synas de spolformade —
mest bekant bland dessa är den stora nebulosan i
Andromeda. Ett närmare betraktande med skarpare instrument
ger likväl vid handen, att äfven dessa äro spiralformade,
men att de synas spolformade (se fig. 40), emedan vi se
dem från sidan. Den berömde amerikanske astronomen
Keeler, som mer än någon annan sysselsatt sig med ne-
bulosor, har registrerat stora mängder af dessa från alla
trakter af den del af himlen, som var tillgänglig för hans
instrument, och funnit att dessa bildningar i alldeles
öfvervägande grad äro af spiralformig natur.
Några, de s. k. planetariska nebulosorna se ut mera
som lysande bollar, vi kunna i detta fall antaga, att
explosionen varit mindre våldsam och att därför spiralerna
Fig. 39. Spiralformad nebulosa i Jakthundarne enligt
vid Yerkesobservatoriet tagen fotografi.
ligga så tätt intill hvarandra att de synas hopgyttrade —
möjligen ha också ojämnheter i deras utveckling genom
diffusion utjämnats under tidens lopp. Några få äro
ringformiga, såsom den bekanta ringnebulosan i Lyran (se
fig. 41). Dessa kunna också ha uppkommit ur
spiralformiga nebulosor, hos hvilka spiralerna småningom jämnats
ut genom rotation och den centrala töckenmaterien förta-
tats på kringvandrande planeter. Schaeberle, en
framstående amerikansk astronom, har äfven hos denna nebulosa
iakttagit spår af spiralform. Ett annat slag af nebulosor
äro de vanligen mycket utsträckta, oregelbundet formade,
Fig. 40. Den stora nebulosan i Andromeda enligt fotografi
från Yerkesobservatoriet.
uppenbarligen af ytterst tunn materia bestående, hvaribland
de mest bekanta förekomma i Orion, kring Plejaderna och
i Svanen (fig. 42 och 43). Äfven i dessa har man ofta
funnit partier med spiralstruktur.
Som ofvan nämndt bör den bildning, som uppkommer
efter sammanstötningen mellan två himlakroppar få formen
af en spiral med två vingar. Om stöten är sådan att de
båda himlakropparnas medelpunkter störta alldeles rätt
emot hvarandra, bildas naturligtvis ingen spiral utan en
skifva, eller, om den ena stjärnan är liten, möjligen en kon,
genom gasernas lika utbredning åt alla sidor rundt om
stötriktningen. Naturligtvis är en sådan fullkomligt
central stöt något ytterst sällsynt, men fall kunna lätt inträffa,
som mer eller mindre närma sig till detta gränsfall, sär-
Fig. 41. Ringnebulosan i Lyran enligt
fotografi från Yerkes-observatoriet.
skildt om den relativa hastigheten mellan de två
kropparna är ringa. Dessutom kan genom långsam diffusion
en svagt utvecklad spiral förvandlas till en roterande
skifformad bildning. Huru stor utsträckning den
nebulosaartade bildningen får, beror på förhållandet mellan
systemets massa och gasernas utströmningshastighet. Om
exempelvis två slocknade solar af samma utsträckning och
massa som vår sol törnade ihop, så skulle gasmassor, som
kastades ut med mer än omkring 900 kilometers
hastighet i sekunden, breda ut sig i den oändliga rymden, me-
dan andra partier, som rörde sig utåt med mindre
hastighet skulle stanna förr, och detta desto närmare till
centralkroppen ju mindre hastigheten vore. Därifrån skulle
de åter falla ned mot centralkroppen och åter införlifvas
med denna, om ej två omständigheter förhindrade detta.
Den ena är det väldiga strålningstrycket från den
glödande centralmassan. Därigenom skulle en massa stoft-
Fig. 42. Den centrala delen af den stora nebulosan i Orion enligt
fotografi från Yerkes-observatoriet.
partiklar hållas sväfvande och med dem äfven de närmast
kringliggande gasmassorna genom friktion. På grund af
strålningens absorption i stoftmassorna, skulle längre ut i
nebulosan endast finare partiklar kunna bäras upp och
långt ut i nebulosans ytterkanter skulle äfven det finaste
stoft ej kunna hållas sväfvande på grund af den starkt
aftagande strålningen. Därigenom skulle nebulosan få en
yttre begränsning. Den andra omständigheten är den
häftiga rotation i hvilken centralkroppen försättes genom
stöten. Denna skulle åstadkomma en skifformig utbredning
af hela centralkroppen på grund af centrifugalkraften. I
Fig." 43. Nebulosabildningar kring stjärnorna i Plejaderna
enligt fotografi från Yerkes-observatoriet.
de tätare partierna skulle, genom molekylära
sammanstötningar och genom tidvattensverkan, vinkelhastigheten
sträfva att blifva öfver allt lika, så att det hela skulle
rotera såsom en hoptryckt gasboll och där skulle
spiralstrukutren småningom försvinna. I längre bort belägna delar
skulle hastigheten endast växa så långt att den uppnådde
samma hastighet som en planet rörande sig på detta
afstånd skulle ha, det vill säga tyngden mot centralkroppen
skulle precis uppvägas af centrifugalkraften och i de längst
bort belägna delarna skulle de molekylära
sammanstötningarna och äfven gravitationen mot centrum bli af så
försvinnande betydelse att de skulle bibehålla sin
ursprungliga form i nära nog obegränsade tider.
I midten af detta system skulle hufvudmassan befinna
sig såsom en ytterst lifligt glödande sol, hvilkens ljusstyrka
emellertid på grund af den häftiga strålningen
jämförelsevis snabbt skulle sjunka.
När ett sådant vidsträckt nebulosesystem, inom hvilket
tyngdkraften på grund af de oerhördt stora afstånden
verkar mycket svagt och endast ytterst långsamt hinner
att åstadkomma märkbara verkningar, utsättes för det
stoftregn som går ut från de olika solarna, så förmår det,
oaktadt sin ytterliga tunnhet i de yttre delarna att hejda
de nedfallande partiklarnas rörelse. För att ej
nebulosagaserna i dessa yttersta partier skola försvinna ut i
rymden trots den oerhördt ringa tyngdkraftsverkan, måste
deras molekyler vara nästan stillastående eller, med andra
ord, temperaturen kan endast höja sig några få grader
öfver den absoluta nollpunkten. I de inre delarna kunna
däremot högre temperaturer förekomma. I dylika fall
spelar den så kallade adsorptionen en ofantligt stor roll.
(Dewar.) De små stoftpartiklarna komma att utgöra centra
kring hvilka de kringliggande gaserna i hög grad
förtäta sig. Den ytterst ringa tätheten hos gasen hindrar ej
detta, ty adsorptionsfenomenet följer den lagen att den
förtätade gasmängden minskas till en tiondedel först när
tätheten i den omgifvande gasen minskas till en tiotusendedel.
Därigenom ökas stoftkornens massa och, om de stöta
samman, kittas de ihop af sina vätskeartade hyllen. En hastig
bildning af meteoriter och kometer bör därför äga rum i
nebulosorna, särskildt i de inre partierna. Nu komma äfven
stjärnorna och deras följeslagare vandrande genom
rummet och råka in i nebulosans gaser och meteorsvärmar.
De större och snabbare himlakropparna slå sig igenom
den jämförelsevis tunna matenen, genom hvilken de dock
Fig. 44. Den stora stjärnhopen i »Hercules» enligt fotografi
af sir J. Roberts.
på grund af de stora utsträckningarna passera under
tusental af år. De mindre och långsammare gående
himlakropparna hejdas däremot af småkropparna i nebulosan.
Man iakttar därför också, att i nebulosans närmaste omgif-
ning stjärnorna förekomma sparsammare, medan de synas
starkare anhopade i nebulosorna. På detta sätt uppstå i
nebulosan en massa attraktionscentra och dessa förtäta
kring sig de kringliggande nebulosagaserna och infånga
kringströfvande mindre meteoriter. Man kan också tydligt
i nebulosorna iakttaga, hurusom töckenmaterien är
förtunnad omkring de i densamma befintliga lysande stjärnorna.
Slutligen förvandlas nebulosan till en stjärnhop. Denna
bibehåller nebulosans karaktäristiska former, af hvilka
spiralen är den vanligaste men äfven kilformen (utvecklad ur
den koniska nebulosan) och klotformen förekomma (jfr
fig. 44 och 45).
Detta är precis den utveckling som Herschel, stödd på
sina observationer, antog hos nebulosorna. Han tänkte sig
likväl, att töckenmaterien direkt kondenserades till
stjärnor utan hjälp af främmande invandrade himlakroppar.
Angående ringnebulosan i Lyran hafva
afståndsbestämningar på senaste tid blifvit gjorda af Newkirk, som kom
till det resultat, att den i dess midt synliga stjärnan ligger
på ett afstånd af 32 ljusår från oss. Då det synes
otvifvelaktigt, att denna stjärna utgör centralkroppen i
förenämnda nebulosa, så är äfven dennas afstånd 32 ljusår.
Då nu töckenringen har en diameter af omkring 1
bågminut, beräknade Newkirk därur, att den ligger på ett
afstånd af omkring 300 jordbaneradier från centralkroppen,
det vill säga omkring 10 gånger så långt som Neptunus
från solen. Äfven innanför den lysande ringen iakttar
man ett svagt töckenljus. Troligen har töckenmaterien
där ursprungligen varit mera koncentrerad än i den längre
ut liggande ringen, men den har kondenserats på utifrån
invandrade meteorer och genom sammanhopande af dessa
ha sannolikt mörka planeter bildats, som röra sig kring
centralkroppen och till största delen samlat upp gaserna i
närheten. Om centralkroppen är lika tung som vår sol skulle
ringmaterien göra ett omlopp kring centralkroppen under
omkring 5,000 år. Denna rotation har varit tillräcklig för
att till största delen utplåna den ursprungliga
spiralformen, så mycket finnes dock kvar däraf att man tydligt
kan skönja, att spiralen haft två
vingar. Centralkroppen i
ringnebulosan har kontinuerligt
spektrum med ljusa linjer och
starkt utveckladt åt det blå
hållet. Den synes därför vara
mycket yngre och hetare än vår
sol, hvarför strålningstrycket från
densamma bör vara intensivare
och omloppstiden för
töckenringen kanske betydligt förlängd.
De »nya stjärnorna» utgöra en
grupp bland de märkvärdiga
himlakroppar, som på grund af
föränderligheten i deras ljusstyrka fått namnet »föränderliga
stjärnor», bland hvilka några typiska fall förtjäna omnämnas på
grund af det stora vetenskapliga intresse, som är knutet till
dem. Hvilka öden en stjärna, som råkat in i en nebulosa
fylld med i densamma invandrade himlakroppar, har att
genomgå, visar en af de egendomligaste föränderliga
stjärnor, Eta i Argus. Denna stjärna lyser genom ett af de
största töckenmolnen på himlahvalfvet; om den står i något
fysiskt sammanhang med denna sin omgifning, kan man
ej utan närmare undersökning angifva, den kunde ju
exempelvis stå långt framför töcknet, mellan detta och oss.
Dess talrika ljusväxlingar tyda emellertid på en serie
sammanstötningar, hvilka förefalla naturliga, om vi antaga att
stjärnan rör sig i en töckenmassa fylld med invandrade
himlakroppar.
Emedan denna stjärna tillhör den södra
stjärnhimmelen, observerades den ej förr, än astronomer började
besöka det södra halfklotet. 1677 uppskattades hon att vara
af den fjärde storleken, tio år senare ansågs hon vara af
den andra, likaså 1751. 1827 var hon däremot af den
Fig. 45. Kilformig stjärnhop
i stjärnbilden Tvillingarne.
första storleken och befanns vara föränderlig, det vill säga
visa växlande ljusstyrka. Herschel fann, att hon varierade
mellan första och andra storleken, men 1837 tilltog i styrka,
så att hon i början af 1838 var af storleken 0,2.
Därefter aftog hon i ljusstyrka till april 1839, då hon hade
storleken 1,1 och förblef nära denna ljusstyrka i fyra år,
då hon hastigt tilltog och öfverträffade alla stjärnor utom
Sirius (storleken — 1,7). Sedan aftog ljusstyrkan sakta,
så att stjärnan nätt och jämnt var synlig för blotta ögat
(6:te storleken); 1869 var hon osynlig. Sedermera har hon
växlat mellan 6:te och 7:de storleksordningen.
De sista växlingarna i denna stjärnas ljusstyrka
påminna mycket om den nya stjärnans i Perseus förhållande,
utom att denna senare mycket hastigare genomlupit sin
lysande bana. Emellertid synes det vara uppenbart att Eta
i Argus från början var vida ljusstarkare än Nova Persei
och att den åtminstone en gång före den stora
sammanstötningen af år 1843, efter hvilken hon omgafs med
skymmande moln af växande ogenomskinlighet, nämligen i
januari 1838, var utsatt för en mindre kollision af hastigt
öfvergående verkan. Denna mindre kollision var väl en
sådan som den, hvilken Mayer föreställde sig en gång skola
inträffa mellan jorden och solen, då en värmeutveckling
skulle komma till stånd motsvarande solens normala
värmeutgift för ej fullt 100 år. Att döma däraf, att stjärnan
redan förut var föränderlig på ett oregelbundet sätt, har
hon möjligen en gång tidigare varit utsatt för en dylik
sammanstötning.
Enligt en iakttagelse af en student Borisiak i Kiew skall
äfven den nya stjärnan i Perseus på aftonen den 21
februari 1901 ha varit af storleksordningen 1,5, medan hon
några timmar förut var af mindre än 12:te och påföljande
kväll af storleken 2,7, hvarefter ljusstyrkan tilltog till
följande afton, så att stjärnan då öfverstrålade alla stjärnor
på norra himmelen. Om denna uppgift ej beror på en
felobservation, har den nya stjärnan, två dagar innan hon
drabbade samman med den andra solen den 23 februari,
varit utsatt för en mindre kollision antingen med denna
sol eller med en liten planet, som befann sig i dennas
omgifning och däraf bragts att för en kort tid flamma
upp till en stor ljusstyrka.
De nya stjärnorna äro alls ej så sällsynta, som man
skulle vara böjd att tro. Nästan hvarje år noteras en ny
stjärna. De ojämförligt flesta af dessa uppträda i
vintergatans närhet, där de synliga stjärnorna äro ojämförligt
tätast packade och därför lättast en för oss synlig
sammanstötning mellan två himlakroppar bör kunna äga rum. Där
finnas också af liknande grunder de flesta gasformade töcknen.
Likaså förefinnas de flesta stjärnhopar i närheten af
vintergatan. Detta är ju endast en följd däraf, att de
töckenmassor, som tagit sitt ursprung vid sammanstötningen
mellan två solar, i dessa med vandrande himlakroppar
jämförelsevis ymnigt försedda delar snart bli späckade med
sådana och genom de invandrade himlakropparnas
kondenserande inverkan förvandlade till stjärnhopar. I
trakter af himlen, där stjärnor äro jämförelsevis sällsynta,
såsom på stort afstånd från vintergatan, iakttager man de
flesta nebulosor, som ge stjärnspektra. Dessa äro intet
annat än stjärnhopar, liggande på så stort afstånd, att man
ej kan särskilja de enstaka stjärnorna. Att enstaka stjärnor
och gasnebulosor äro så sällsynta i dessa himmelstrakter
beror också otvifvelaktigt på deras stora afstånd från oss.
Bland de föränderliga stjärnorna finnas en hel del, som
visa stor oregelbundenhet i sina ljusväxlingar och som i
hög grad påminna om de nya stjärnorna. En sådan är
den nyss nämnda Eta i Argus. En annan, den första, kända
föränderliga stjärnan, är Mira Ceti, eller öfversatt »den
underbara stjärnan i Hvalfisken». Denna gåtfulla företeelse
befanns af den friesländske prästen Fabricius den 12
augusti 1596 vara en stjärna af andra storleken. Denne
stjärnkunnige präst hade ej förr sett stjärnan i fråga och sökte
henne förgäfves i oktober 1597. Under åren 1638 och
1639 konstaterades stjärnans föränderlighet, och man fann
snart att denna föränderlighet är högst oregelbunden.
Periodlängden är omkring elfva månader, men växlar
oregelbundet kring denna tid såsom medellängd. Då hon har
sin största glans, strålar hon stundom såsom en stjärna af
första till andra storleksordningen, stundom är hon då
svagare men alltid öfver femte storleken. 10 veckor efter
maximet är stjärnan ej mera synlig, hennes ljusstyrka kan
gå ned till en stjärnas af storleksordningen 9,5. Med
andra ord stjärnans ljusstyrka växlar ungefär såsom 1 till
1,000 (eller kanske ännu något mera). Efter minimet
tilltar ljusstyrkan åter, stjärnan blir synlig, d. v. s. når sjätte
storleken och efter ytterligare sex veckor når hon sitt
ljusmaximum. Uppenbarligen ha vi här flera perioder som
så att säga lagra sig öfver hvarandra.
Denna stjärna har ett ganska egendomligt spektrum.
Hon hör till de röda stjärnorna med bandspektrum
genomdraget af lysande vätgas-linjer. Hon aflägsnar sig
från oss med en hastighet af ej mindre an 63 kilometer
per sekund. De lysande vätgaslinjerna, som ju motsvara
nebulosornas spektrum, uppdela sig stundom i tre
komponenter, af hvilka den mellersta ungefär motsvarar
medelhastigheten, 60 kilometer, de båda andra ha växlande
hastigheter, till exempel 35 och 82 kilometer från oss,
det vill säga 20 a 25 kilometer mindre eller mera än
medelhastigheten. Tydligen omgifves stjärnan af två
töckenmassor, den ena koncentrerad kring stjärnans centrum,
den andra i ändan på två kvastar eller kanske riktigare
koncentrerad på två motsatta sidor i en ring, liknande
ringnebulosan i Lyran, som rör sig kring stjärnan med en
hastighet af omkring 23,5 kilometer i sekunden. Då denna
omhvälfning äger rum på elfva månader eller rättare sagdt
tjugotvå månader, eftersom två maxima och två minima
böra framträda under ringens rotation, så är hela
omkretsen hos ringen 23,5 x 86,400 x 670 = 1,361 miljoner
och banradien 217 miljoner kilometer eller 1,45 gånger
större än jordbanans. Nu är jordens hastighet i dess bana
29,5 kilometer per sekund: en planet som befunne sig på
1,45 gånger större afstånd från solen skulle ha 1,203
gånger mindre hastighet, det vill säga 24,5 kilometer per
sekund eller mycket nära densamma som den förmodade
ringen kring Mira Ceti. Häraf sluta vi att massan hos
centralsolen i Mira Ceti är tämligen nära lika med vår sols
massa; räkningen säger oss, att Mira skulle vara 8 procent
mindre, men detta faller helt och hållet inom de möjliga felen.
En mycket påfallande regelbundenhet har Chandler
påvisat för dessa stjärnor, nämligen att deras färg är i
allmänhet desto rödare, ju längre perioden för deras
ljusväxling är. Detta är lätt att förstå. Ju tätare den ursprung
liga gasatmosfären varit, desto längre har den också i
allmänhet sträckt sig ut från stjärnan och desto mer stoft
har infångats i densamma. Som vi i det föregående sågo,
har solens kant ett rödaktigt ljus på grund af de
stoftkvantiteter som finnas i solens atmosfär. Detta beror
hufvudsakligen på absorption af det blå ljuset genom stoftet,
men en del af effekten beror nog också därpå, att stoftet
glödgas upp genom solens strålning, och, eftersom det ligger
utanför solen, får en lägre temperatur än dennas strålande
lager, samt därför utstrålar ett jämförelsevis rödt ljus. Ju
mera stoft som fins i nebulosan dess rödare bör också ljuset
från stjärnan däri bli. Då stoftmängden bör ökas med
nebulosans utsträckning, så är det naturligt att stjärnan i
allmänhet bör vara desto rödare, ju längre nebulosans
ringar sträcka sig från stjärnan, men ju större dessas
afstånd är, dess längre är också omloppstiden.
Dessa så kallade röda stjärnor visa utom ljusa
vätgaslinjer äfven bandspektra, antydande närvaro af kemiska
föreningar. Denna omständighet har förr anförts såsom
bevis för att dessa stjärnor ha låg temperatur. Men samma
egendomlighet observeras hos solfläckarna, oaktadt dessa
på grund af sitt läge böra ha högre temperatur än den
omgifvande fotosfären. Förekomsten af band i spektra
tyder däremot säkert på ett högt tryck. De röda
stjärnorna omgifvas uppenbarligen af en mycket vidsträckt
gasatmosfär, i hvars inre del trycket är mycket stort och
därför atomerna prässas ihop till att bilda kemiska
föreningar. Öfver hufvud taget visa de röda stjärnornas spektra
en påfallande likhet med solfläckarnas. Den violetta delen
af spektrum är försvagad till följd af stoftmassor, som
släcka detta ljus. På grund af de stora gasmassorna,
som ligga längs synlinjen, äro spektrallinjerna i båda
fallen starkt utbredda och stundom åtföljda af lysande
linjer.
En annan klass af stjärnor, som visa lysande linjer äro
de af Wolf och Rayet studerade och efter dem uppkallade
stjärnorna. Dessa utmärka sig genom en oerhördt utbredd
vätgasatmosfär. Denna har i enstaka fall beräknats ha en
sådan utbredning att den skulle kunna utfylla Neptunus"
bana. Dessa stjärnor äro uppenbarligen hetare (och
kraftigare strålande) än de röda stjärnorna, eller också fins ej
så mycket stoft i deras närhet — det kan möjligtvis vara
bortstött genom det starka strålningstrycket — de tillhöra
därför de gula och ej de röda stjärnorna. Oaktadt allt
häntyder på att deras centralkroppar äro minst lika heta
som de hvita stjärnornas, förmår likväl stoftet i deras
vidsträckta atmosfär att sätta ned färgen till gul.
Den ojämna periodlängden hos Mira-stjärnorna
förklaras lätt genom det rimliga antagandet, att i deras närhet
flera stoftringar röra sig kring dem, alldeles så som kring
planeten Saturnus. De innersta stoftringarna med kort
omloppstid ha troligen hunnit att under sina otaliga
omlopp jämna ut stoftfördelningen, så att i dem inga nämnvärda
knutar, liknande dem, som vi iakttagit hos kometsvansarna,
förekomma. De bidraga därför endast till att gifva
stjärnan en jämn, röd färgton. I de yttre stoftringarna är
däremot stoftets fördelning ojämn. En af ringarna, som
har det största inflytandet, må betinga den egentliga
hufvudperioden. Genom medverkan af andra mindre bety-
dande stoftringar kan maximet eller minimet, såsom lätt
inses, något förskjutas åt sidan, och sålunda tiden mellan
maxima och minima något rubbas. För några stjärnor är
denna rubbning i periodlängden så stark, att man ännu ej
lyckats påvisa någon enkel period. Den mest bekanta
stjärnan af detta slag är den klara röda stjärnan
Beteigeuze i Orions stjärnbild. Denna stjärnans ljusstyrka
växlar oregelbundet mellan storleksordningarna 1,0 och 1,4.
De allra flesta föränderliga stjärnor tillhöra Mira-typen.
Andra tillhöra den efter den föränderliga stjärnan Beta
i stjärnbilden Lyran så kallade Lyra-typen. Hos många af
dessa har man på grund af variationen i deras spektra
påvisat att de röra sig kring en mörk stjärna som
»ledsagare» eller rättare kring de två stjärnornas gemensamma
tyngdpunkt. Man förklarar vanligen deras ljusväxling
genom antagandet, att den ljusa stjärnan stundom delvis
bortskymmes af den mörka ledsagaren. Men en massa
oregelbundenheter i deras perioder, äfvensom andra
omständigheter, antyda, att denna förklaring ej räcker till. Det
är tydligt, att vi genom antagande af kring stjärnorna
kretsande stoftringar jämte de större mörka
kondensationscentra kunna bilda oss ett begrepp om dessa stjärnors
ljusväxling. Dessa stjärnor tillhöra de hvita eller gula
stjärnorna, stoftet spelar i deras omgifning ej så stor roll
som i Mira-stjärnornas. Periodlängden för deras ljusvariation
är också vida kortare, vanligen endast några få dagar,
för den kortaste kända endast 4 timmar, medan
Mira-stjärnornas periodlängd uppgår till minst 65 dagar och
kan uppnå ända till två år — troligen finnas sådana med
ännu längre period, fastän de ännu ej blifvit undersökta.
Nära Lyra-stjärnorna komma Algol-stjärnorna, hvilkas
ljus-växling kan förklaras med tillhjälp af antagandet, att en
annan (ljus eller mörk) stjärna rör sig i deras närhet och
stundom delvis skymmer bort deras ljus. I detta fall är
stoftet nästan alldeles borta, dessa stjärnors spektra till-
TO
höra också den första klasssen, d. v. s. de hvita
stjärnornas, så vida de blifvit undersökta.
För alla de föränderliga stjärnorna måste vi antaga, att
deras stoftringars eller ledsagares banplan innehåller
synlinjen mellan observatören och stjärnan i fråga. Vore
ej detta fallet, skulle de för oss se ut som en nebulosa
eller särskildt för Algol-stjärnans vidkommande, såsom
spektroskopiska dubbelstjärnor.
Utvecklingen af stjärnorna från nebulosastadiet skildras
på följande sätt af den berömde föreståndaren för
Lick-observatoriet i Kalifornien, W. W. Campbell.
»Det är ej svårt att plocka ut en lång serie af välkända
stjärnor, hvilkas tillstånd ej kan synnerligen skilja sig från
nebulosornas. Dessa stjärnors spektra innehålla såväl
Vätgasens, som heliums, ljusa linjer. Gamma Argus och Zeta
Puppis höra till denna klass. En annan hithörande stjärna
(D. M. + 300, 3639) är omgifven med en
vätgasatmosfär af omkring fem bågsekunders diameter. Litet mera
aflägsnade från nebulosa-stadiet synas sådana stjärnor, som
visa både ljusa och mörka vätgaslinjer; dessa stjärnor
iakttagas just då de, så att säga, äro på väg att öfvergå
från att visa ljusa till att visa mörka linjer. Gamma i
Cassiopeja, Pleione och My Centauri äro exempel härpå.
Nära besläktade med de förut nämnda äro
helium-stjärnorna. Deras mörka linjer motsvara Vätgasens och ett
tjog eller flera af de mest framträdande helium-linjerna
äfvensom några svaga metall-linjer. De hvita stjärnorna
i Orion och i Plejaderna äro typiska för denna klass.»
»Att dessa stjärn-klasser motsvara ett tidigt
utvecklingsstadium, gjordes först sannolikt genom iakttagelser af
deras spektra. Upptäckten, med fotografiens tillhjälp, af
nebulosa-massor i närheten af stjärnor med ljusa linjer
och af helium-stjärnor, ger en tungt vägande bekräftelse
på deras ungdom. Kan väl någon, som sett nebulosan i
bakgrunden af Orions stjärnbild (fig. 42) eller de återstoder
af nebulosa-materia, i hvilken Plejadernas stjärnor äro in-
höljda (fig. 43), tvifla på att dessa stjärngrupper äro af
ungt datum?»
»Med tidens fortskridande strålar stjärnornas värme ut i
rymden och, såvidt stjärnorna beträffar, är det förloradt.
A andra sidan växer tyngdkraften vid deras yta genom
sammandragningen. Vissa vätgaslinjer, upptäckta af
Pickering, försvinna, medan de vanliga vätgaslinjerna framträda
kraftigare, alla såsom mörka linjer. De mörka linjerna
tillhörande helium bli otydliga, medan mörka kalk- och
järn-linjer framträda. Vega och Sirius äro typiska
exempel på stjärnor i detta utvecklingsstadium. Då
stjärnorna åldras, minskas vätgaslinjernas styrka, kalcium- och
metallinjerna bli kraftigare, den blåhvita färgen går öfver
till gulaktig och, sedan flera välkända stadier passerats,
nås det tillstånd, som herskar på solen. I motsvarande
stjärnors spektra är vätgasen representerad endast genom
fyra eller fem mörka linjer af måttlig styrka
(helium-linjerna saknas), kalcium-linjerna framträda ytterst kraftigt
och omkring tjugo tusen metall-linjer synas. Stjärnorna
af sol-typen synas ligga nära höjdpunkten af stjärnornas
utveckling. Dessa stjärnors medeltemperatur måste ligga
nära ett maximum, ty den låga specifika vikten tyder på ett
gasformigt tillstånd hos stjärnornas massa.» (Jfr s. 159.)
»Med tiden sjunker temperaturen ytterligare. Färgen
hos stjärnan öfvergår från gul till röd till följd af
sjunkande temperatur och starkare ljus-absorption i stjärnans
atmosfär. Vätgaslinjerna bli otydliga, metallinjerna äro
starkt framträdande, och breda absorptionsband visa sig.
I en klass (Secchis typ III), till hvilken Alpha i Hercules
hör, äro dessa band af okändt ursprung; i en annan klass
(Secchis typ IV), representerad af stjärnan 19 i Fiskarne,
hafva de slutgiltigt identifierats såsom tillhörande
kolföreningar.»
»Det kan näppeligen råda något tvifvel om att detta
slag af stjärnor närmar sig det sista stadiet af sin
utveckling. Temperaturen i deras yttre delar har sjunkit,
så att mera sammansatta kemiska föreningar kunna
förekomma i dem än i solens utkanter.»
»Secchis typ III innesluter åtskilliga hundratal stjärnor
af samma sort som Mira Céti, med ljusväxlingar af lång
period. Då dessa stjärnor lysa med deras starkaste glans,
visa de åtskilliga ljusa linjer af väte och andra kemiska
grundämnen. Det är påfallande, att de mörkröda
stjärnorna (Secchis typ IV) allesammans äro mycket svaga —
ingen öfverstiger storleken 5 1/2. Deras effektiva
strålningskraft är otvifvelaktigt mycket ringa.»
»Det utvecklingsskede, som följer, sedan stjärnan
passerat det stadium, som motsvarar Secchis typ IV, illustreras
af oss närliggande exempel, nämligen af planeterna: Jupiter
och jorden; de skulle vara osynliga, om de ej belystes med
lånadt ljus.»
Jupiter har ej framskridit så långt som jorden. Jupiters
specifika vikt är något lägre än solens (1,27 resp. 1,38)
och denna planet är troligen, afsedt från molnen i dess
atmosfär, helt och hållet gasformig, medan jorden, som
har en medeltäthet af 5,52, har en fast kall skorpa,
inneslutande dess glödheta inre. Detta tillstånd motsvarar
stjärnornas sista utvecklingsstadium.
Af de gasmassor, som utkastas ur stjärnorna vid en
sammanstötning, kondenseras snart de metalliska till följd
af alkylningen, och endast helium och väte stanna i
gastillstånd och bilda nebulosaartade massor kring centralkroppen.
Dessa nebulosamassor ge lysande linjer. Deras lyskraft är
beroende på de negativt laddade partiklar som falla in i dem
från närliggande stjärnor, särskildt nebulosans centralkropp.
Vid de nya stjärnor, vi hittills iakttagit, minskas dennas
strålning hastigt och nebulosa-ljuset har därför i dessa fall
hastigt aftagit. I andra fall, såsom hos stjärnorna med
ljusa vätgas- och helium-linjer synes centralkroppens eller
närliggande stjärnors strålning hålla sig vid full kraft
under långa tider.
De nebulosartade samlingarna af helium och vätgas gå
småningom bort och kondenseras under bildande af
»explosiva» föreningar i närliggande stjärnor. Därvid synes
heliumet ha det starkaste föreningsbegäret, det försvinner
först ur stjärnornas atmosfär. Att helium ingår i kemiska
föreningar vid hög temperatur synes framgå af Ramsays,
Cookes och Kohlschutters undersökningar.
Sedan absorberas vätgasen och centralkroppens ljus
anger den öfvervägande förekomsten af kalcium- och andra
metall-ångor i dess atmosfär. Jämsides med dessa
uppträda slutligen kemiska föreningar, bland hvilka kol
föreningar spela en hufvudroll i stjärnorna af Secchis typ
IV, likasom i kometernas gashöljen. Slutligen uppträder
en fast skorpa; stjärnan har slocknat.
VII.
Nebulosatillståndet och soltillståndet.
Vi vilja nu något närmare skärskåda de kemiska och
fysiska förhållanden, som sannolikt känneteckna
nebulosorna till skillnad från solarne, och som i många
afseenden äro väsentligt olika dem, som vi äro vana att finna
hos den af oss undersökta, jämförelsevis kondenserade
materien.
Huru genomgripande denna skillnad måste vara,
framgår däraf, att det motto af Clausius, som anger summan
af vårt vetande angående värmets natur, måste vara
ogiltigt för nebulosorna. Detta motto lyder:
»Die Energie der Welt ist constant, Die Entropie der
Welt strebt einem Maximum zu» eller: Energimängden
i världen är oföränderlig; världens entropi åter sträfvar
mot ett maximum.
Hvad som menas med energi torde för hvar och en
vara bekant. Energi finnes i många former, de
viktigaste äro: lägesenergi; en tung kropp har större energi
då den är lyft till en viss höjd öfver jordytan, än då den
ligger på denna: rörelseenergi; en afskjuten gevärskula
har en energi, som växer proportionellt mot kulans massa
och kvadraten på hennes hastighet: värmeenergi, hvilken
anses vara rörelseenergi hos en kropps smådelar;
elektrisk energi; sådan kan exempelvis samlas i ett
ackumulatorbatteri och kan likasom alla andra energiformer
omvandlas i värmeenergi: och kemisk energi; sådan före-
kommer exempelvis hos en blandning af åtta gram
syrgas och en gram vätgas, som kunna förvandlas till
vatten under stark värmeutveckling. Att energin hos ett
system, till hvilket ingen energi tillföres utifrån, är
konstant, betyder blott att de olika energiformerna hos delar
af detta system kunna omsättas till andra energiformer,
men att därvid alltid summan af de olika energierna blir
oförändrad. Clausius har utsträckt denna sats till att
gälla för den oändliga världsrymden.
Med entropi menar man värmemängden hos en kropp,
dividerad med värdet på dess absoluta temperatur. Om
därför en värmemängd Q öfvergår från en kropp af 100°
temperatur (absolut temperatur 373), till en kropp af o°
(absolut temperatur 273), så har entropien minskats med
Q/373 och ökats med Q/273. Som den senare kvantiteten är
större, har således entropien i det hela ökats. Vi veta
nu, att värme »af sig själft», genom ledning eller
strålning alltid går öfver från kroppar af högre till sådana
af lägre temperatur. Därvid växer uppenbarligen
entropien. Detta är ett exempel på riktigheten af Clausius"
sats, att entropien sträfvar att öka sig.
Det enklaste fallet af värmejämvikt är det, som
inträffar, om vi i ett rum, som ej mottager värme utifrån eller
afger värme utåt, inlägga en del kroppar, som icke ha
samma temperatur. Värme kommer då att på något sätt,
vanligen genom ledning eller strålning, öfvergå från de
hetare kropparna till de kallare. Till slut kommer
jämvikt att inträda, när alla kropparna ha samma
temperatur. Till en dylik jämvikt sträfvar också enligt
Clausius världsalltet. När en dylik jämvikt inträffar, upphöra
alla källor till rörelse och därmed till lif. Den så kallade
»värmedöden» har inträdt.
Om emellertid Clausius hade rätt, så borde under den
oändligt långa tid, världen ägt bestånd, denna värmedöd
redan ha inträdt, hvilket alls icke är förhållandet. Eller
också skulle världen ej ha bestått oändligt länge utan haft
en början, hvilket emellertid strider mot den första delen
af Clausius maxim, att världens energi är oföränderlig,
ty i skapelseögonblicket skulle all energi ha blifvit till.
Detta är för oss alldeles obegripligt, och vi måste därför
söka upp ett fall, för hvilket Clausius entropisats ej
gäller.
Den berömde skottske fysikern Maxwell har tänkt sig
ett sådant fall. Vi kunna föreställa oss ett kärl,
innehållande en gas af öfverallt samma temperatur och afdeladt
i tvänne rum, skiljda af en vägg. Denna vägg må vara
försedd med en del hål, så små att endast en
gasmolekyl åt gången kan passera genom dem. Vid hvarje hål
tänker sig Maxwell ett litet intelligent väsen placeradt,
som låter alla molekyler, som intränga i hålet och ha en
hastighet större än molekylernas medelhastighet, passera
igenom från ena sidan, alla, som ha mindre hastighet än
medelhastigheten, däremot från den andra sidan. Alla
andra molekyler hindras att passera genom hålen med
hjälp af en klaff, som det intelligenta väsendet sätter i
deras väg. På detta sätt samlas alla molekyler med stor
hastighet i den ena afdelningen, alla med liten hastighet
i den andra afdelningen af kärlet. Med andra ord värme
(som består i molekylers rörelse) flyttas öfver från den ena
sidan, som ständigt afkyles, till den andra, som ständigt
uppvärmes och därför är varmare än den förstnämnda
delen. Värme går således i detta fall öfver från en kallare
till en varmare kropp och entropien sjunker.
Nu finnas naturligtvis inga sådana intelligenta väsen i
naturen. Men icke dess mindre inträffar ett liknande fall
vid de gasformiga himlakropparna. Om gasmolekylerna
i en himlakropps atmosfär ha en tillräcklig
rörelsehastighet — för jorden uppgår denna till 11 kilometer i sekunden —
och röra sig utåt bland de yttersta gaslagren, så gå de
bort ur himlakroppens attraktionskrets ut i den oändliga
rymden alldeles på samma sätt som en komet, som har
tillräcklig hastighet i solens närhet, måste gå bort ur solsy-
stemet. På detta sätt har, enligt Stoneys åsikt, månen
förlorat sin ursprungliga luftkrets. Denna gasförlust är
nog omärklig för solen och så stora planeter som vår
jord; däremot torde den spela en betydande roll inom
nebulosornas hushållning, där all strålning från de heta
himlakropparna hopsamlas, och där på grund af de
oerhörda afstånden himlakropparnas återhållande tyngdkraft
är ytterst ringa. På detta sätt förlora nebulosorna i sina
yttre delar de hastigast framilande molekylerna och
afkylas. Om nu i hela universum endast likartade
nebulosor funnes, så skulle de kringirrande afskiljda molekylerna
slutligen hamna i en annan nebulosa, och så skulle i alla
fall värmejämvikt äga rum mellan de olika nebulosorna
och sålunda värmedöden vara genomförd. Men, som vi
redan haft att anmärka, befinna sig i nebulosorna flera
invandrade himlakroppar, som kring sig kondenserat gaser
ur omgifningen och därvid fått en hög temperatur. De
kringirrande gasmolekylerna kunna äfven råka in i dessa
växande stjärnors troligen mycket utbredda atmosfär, och
på detta sätt påskyndas kondensationen under ett
ständigt sjunkande af entropien. Genom dylika processer
kan världssystemets urverk hållas i ständig gång, så att
det icke löper ut.
Kring de i nebulosan invandrade kropparna och kring
de rester af den »nya stjärna», som ligga i nebulosans
midt, samla sig alltså de gaser, som förut varit spridda
i nebulosans spiraler. Dessa gaser härstamma från de
explosivämnen, som funnos i den nya stjärnans inre.
Sannolikt spela vätgas och helium huvudrollen bland dessa
gaser, ty de äro de svårast förtätbara och kunna äfven
vid de utomordentligt låga temperaturer, som måste vara
förhärskande i nebulosans yttersta delar, förekomma i
nämnvärd mängd, medan gaser af andra ämnen måste
där vara kondenserade. Äfven om nebulosan hade en
absolut temperatur af 50 grader (— 223° C.) skulle ångan af
den lättflyktigaste af alla metaller, nämligen kvicksilfver,
förefinnas i så ringa mängd, att om den vore mättad, en
enda gram skulle upptaga en rymd motsvarande en
tärning hvars sida vore omkring 2,000 ljusår, det vill säga
450 gånger afståndet till närmaste fixstjärnan. För
natrium, som också är en mycket flyktig metall, hvilken ju
spelar en jämförelsevis stor roll i fixstjärnornas
sammansättning, blefve sidan på den kub, som innehölle en gram,
omkring en milliard gånger större. Till ännu mera
svindlande tal komma vi för magnesium och järn, som ju
förekomma ymnigt i fixstjärnorna, och som äro mindre flyktiga än
förutnämnda metaller. Häraf se vi, huru oerhördt kraftigt
de låga temperaturerna verka för att aflägsna alla ämnen
som ej äro utomordentligt svårt kondenserbara, såsom
helium och vätgas. Då vi nu känna, att i nebulosorna
förekommer ett annat ämne, ofta kalladt nebulium, som
kännetecknas genom två karaktäristiska spektrallinjer, som
ej äro återfunna hos något jordiskt ämne, så böra vi
däraf sluta till, att detta, i öfrigt obekanta, grundämne
nebulium bör vara nästan lika svårt att kondensera som
vätgas och helium. Dess kokpunkt bör därför likasom
vät-gasens uppskattningsvis ligga under 50 graders absolut
temperatur.
Att således vätgas och helium jämte nebulium
ensamma synas förekomma i de starkt utbredda nebulosorna,
beror troligen endast på deras låga kokpunkt. Ett
antagande af, att alla andra ämnen sönderfalla i väte och
helium (samt nebulium) vid yttersta förtunning, i enlighet
med Lockyer"s uppfattning, är alldeles ogrundadt.
Man har gjort den iakttagelsen, att de olika linjerna i
nebulosornas spektra ej ha samma utbredning inom
nebulosaområdet. Så till exempel fann Campbell vid
undersökningen af en liten planetarisk nebulosa i närheten af
den stora Orion-nebulosan, att nebulium i detta objekt ej
hade samma utsträckning som vätgasen. Nebuliumet,
som var koncentreradt i nebulosans midt, har därför
sannolikt en högre kokpunkt än väte och förekommer därför i
märkbar mängd i nebulosans inre partier, som äro hetare
än de yttre. Systematiska undersökningar af denna art
synas kunna leda oss till en djupare kännedom af
temperaturförhållandena inom dessa märkvärdiga
himmelsobjekt.
Ritter och Lane hafva gjort intressanta beräkningar
angående jämviktsförhållandena i en gasformig
himlakropp, som är af så liten täthet, att gaslagarna därpå
kunna tillämpas. Detta torde kunna ske för gaser eller
gasblandningar, hvilkas täthet ej öfverstiger en tiondedel
af vattnets, eller en fjortondedel af solens nuvarande
täthet. Naturligtvis blir trycket i de centrala delarna af en
sådan gasmassa större än i de yttre delarna, af samma
grunder som tätheten i jordens atmosfär tilltager
uppifrån och nedåt. Om nu en luftmassa i jordens
atmosfär förflyttas 1000 meter uppåt, så vidgas dess volym och
temperaturen sjunker med 9,8 grader. Om ytterst häftiga
vertikala rörelser ägde rum i luftmassorna, så skulle deras
temperatur ändra sig på detta sätt med höjden;
värmestrålningen sträfvar likväl att utjämna de så
uppkommande temperaturskillnaderna. Följande beräkning af
Schuster angående förhållandena hos en gasmassa af
solens storlek stöder sig på Ritters undersökning. Den är
gjord under förutsättning att värmeförhållandena i
gasmassan bestämmas endast af gasmassornas rörelse och ej
af strålningen. Beräkningen gäller för en stjärna, som har
samma massa som solen (i,9.1033 gram eller 324,000 gånger
jordens massa) och en radie som är tio gånger solens
(10x690,000 kilometer) eller hvars medeltäthet är 1,000
gånger mindre än solens medeltäthet (eller 0,0014 gånger
vattnets täthet vid 4° C.) I följande tabell anges till en
början afståndet från stjärnans midtpunkt uti bråkdelar af
dess radie. Tätheten uttryckes på vanligt sätt i vattnets
såsom enhet. Trycket angifves i tusentals atmosfärer.
Temperaturen angifves i tusental Celsiusgrader; denna
ändrar sig proportionellt mot molekylarvikten hos den gas,
stjärnan består af; de i tabellens fjärde kolumn gifna
temperaturerna gälla för en gas af molekylarvikten 1, det vill
säga för vätgas som är sönderdelad i atomer, såsom den
otvifvelaktigt är på solen och på stjärnorna. Antoge man
stjärnan bestå af järn, så finge man multiplicera de sist
nämnda talen med järnets molekylarvikt, 56. De
motsvarande talen stå i den femte kolumnen.
Afstånd medelp.
specifik vikt
Tryck i
103 at-
mosf.
Temperatur i vätgas i
i 103 °C
järngas
0
0,00844
852
2,460
137,500
0,1
0,00817
807
2,406
134,600
0,2
0,00739
683
2,251
126,100
0,3
0,00623
513
2,007
112,400
0,4
0,00488
342
1,707
95,600
0,5
0,00354
200
1,377
77,100
0,6
0,00233
100
1,043
58,400
0,7
0,00136
4o
728
48,800
0,8
0,00065
12
445
24,900
0,9
0,00020
1,7
202
11,300
1,0
0,00000
O
0
0
Schusters beräkning är egentligen gjord för solen, det
vill säga en himlakropp, hvars diameter är 10 gånger
mindre och hvars specifika vikt följaktligen är 1,000 gånger
större än de här ofvan gifna värdena. Enligt
gravitationslagen och gaslagarne bör trycket då vara 10,000 och
temperaturen 10 gånger högre än ofvanstående tabell anger.
Tätheten blir emellertid då i de inre delarna allt för hög, för
att gaslagarna skulle kunna tillämpas. Jag har därför
ändrat beräkningen till att gälla för en himlakropp hvars
radie är 10 gånger större än solens, eller 1,080 gånger större
än jordens och som fyller ut ett afstånd af en tjugotvåondel
af vägen mellan solens medelpunkt och jordbanan, en
himlakropp, som sålunda likväl har en mycket ringa
utbredning jämförd med nebulosorna.
Påfallande äro de utomordentligt höga trycken i
himlakroppens inre delar. Dessa bero på den stora massan
och de små afstånden. För solens medelpunkt skulle
trycket uppgå till 8,520 miljoner atmosfärer, då trycket
växer omvändt som fjärde potensen på himlakroppens
radie. I själfva verket är nog trycket vid solens
medelpunkt af denna storleksordning men något mindre. Skulle
solen breda ut sig till en klotformig (planetarisk) nebulosa af
1,000 gånger dess nuvarande lineära dimensioner, det vill
säga nästan fyllande jupiterbanan, så skulle specifika
vikten i dess medelpunkt sjunka till en miljondel af det ofvan
gifna värdet, det vill säga äfven där materien vore mest
koncentrerad i denna nebulosa, skulle den dock ej vara
tätare än i de starkast utpumpade vakuumrör, som vi
kunna åstadkomma (vid vanlig temperatur). Trycket skulle
också vara betydligt reduceradt, nämligen till endast
omkring 6 millimeter, i gasmassans medelpunkt. Men
temperaturen skulle vara ganska hög i medelpunkten,
nämligen 24,600 grader, om nebulosan bestode af vätgas i
atomtillstånd, och 56 gånger högre, om den bestode af järngas.
En dylik nebulosa skulle ha omkring hälften så stor
förmåga att hålla kvar gaser som jorden, gasmolekyler, som
rörde sig utåt med omkring 5 kilometers hastighet i
sekunden, skulle för alltid försvinna ur hennes atmosfär.
Beräkningen af temperaturerna i dessa gasmassor är
nog något osäker. Man förutsätter nämligen därvid, att
strålning och värmeledning ej förmå utöfva något
nämnvärdt inflytande. Detta torde väl vara riktigt för
värmeledningen, men strålningen torde ej kunna försummas.
Detta förorsakar att temperaturerna i nebulosans inre bli
lägre än räkningen visar. Det är emellertid svårt att
uppskatta inflytandet af denna faktor.
Om massan af himlakroppen är en annan än den som
ofvan förutsatts t. ex. dubbelt så stor, så har man endast
att ändra trycket och tätheten i hvarje lager i samma
proportion, t. ex. till dubbla värdet af hvad ofvan angifvits,
temperaturen blir oförändrad. Vi hafva således möjlighet
att göra oss en föreställning om tillståndet i en
gasnebulosa af hvilken utsträckning och massa som hälst.
Såsom Lane påvisat, hvilket äfven antydts vid den
ofvan gjorda beräkningen, ökas temperaturen hos en dylik
nebulosa, om den till följd af värmeförlust sammandrager
sig. Tillföres däremot värme utifrån, så uttänjer sig
nebulosan, under afkylning. Troligen förlorar en nebulosa af
denna sort värme och stegrar småningom sin temperatur
tills den öfvergår till en stjärna, till en början med stark
helium- och vätgas-atmosfär motsvarande de yngsta
stjärnorna (med hvitt ljus). Småningom bildas vid
temperaturens stegring de utomordentligt energiska kemiska
föreningar, som karaktärisera solarnas inre, i det att helium
och vätgas, som vid nebulosans nybildning frigjordes ur
sina explosiva föreningar och störtade ut i rymden, åter
diffundera in i stjärnans inre, där de bindas vid sagda
föreningars nybildning. Den starka vätgas- och
helium-atmosfären försvinner (heliumet först), stjärnan blir allt mera
sammandragen och trycket växer ofantligt och likaså
strömningarna i gasmassorna. I stjärnans atmosfär äger en
stark molnbildning rum och stjärnan erhåller småningom
de egenskaper, som karaktärisera vår sol. Denne
förhåller sig helt annorlunda än de gasnebulosor, för hvilka
Lanes, Ritters och Schusters räkningar gälla. Sedan
nämligen sammandragningen af en gas pågått till en viss grad,
ökas trycket i förhållandet 1 till 16, då volymen aftar i
förhållandet 8 till 1, utan att någon temperaturändring
därvid äger rum. När gasen nått denna punkt och
sammantryckes vidare, så håller sig temperaturen vid
jämvikt oförändrad. Vid ännu högre tryck åter måste
temperaturen sänkas, för att jämvikt skall kunna bibehållas.
Enligt Amagats undersökningar inträffar detta vid 17° för
gaser, hvilkas temperatur är långt öfver deras kritiska punkt,
såsom väte och kväfve, vid ett tryck af 300 och 250
atmosfärer. Vid dubbelt så hög absolut temperatur (— 307 ° C.)
fordras omkring dubbelt så stort tryck och så vidare.
Vi kunna nu beräkna för vår nebulosa, när den
genomlöper detta kritiska stadium, hvarefter hennes tempe-
ratur måste sjunka. En beräkning ur siffrorna här ofvan
ger vid handen, att halfva massan af nebulosan rymmes
innanför afståndet 0,53 af nebulosans radie, medan om
massan vore af samma täthet öfverallt, dess hälft skulle
uppta rummet innanför 0,84 af radien. Vi kunna nu
söka utröna, när massan vid denna gräns öfverskrider det
nyssnämnda stadiet, medan den utanför belägna delen
ännu förblir under detsamma. Då detta inträffar, bör
nebulosan i dess helhet gå genom sin maximitemperatur. Vi
räkna nu med de temperaturer, som gälla för gasformigt
järn, ty i nebulosans inre torde medelmolekylarvikten nog
uppgå till minst 56 (järngasens molekylarvikt). Vi finna
i ofvan gjorda beräkning, att trycket i afståndet 0.53 är
omkring 177,000 atmosfärer och temperaturen omkring
71 miljoner grader, det vill säga 245,000 gånger högre
än den absoluta temperaturen vid Amagats försök. Det
nämnda stadiet skulle då uppnås, när trycket vore omkring
245,000 gånger större än 250 atmosfärer, det vill säga
61 miljoner atmosfärer. Då nu trycket är endast 177,000
atmosfärer, så är ofvan beräknade nebulosa ännu långt
ifrån det utvecklingsstadium, då afkylningen börjar. Det
är lätt att beräkna, att detta inträffar, då nebulosan dragit
ihop sig till en volym som är omkring 3 gånger större
än solens. Det ofta uttalade påståendet, att solen
möjligen kunde få en ökad temperatur är således ohållbart,
denna himlakropp har redan för länge sedan passerat
höjdpunkten i sin temperaturutveckling och är nu stadd
i afsvalnande. Då de af Schuster beräknade
temperaturerna otvifvelaktigt äro betydligt för höga, bör
afsvalnandet ha inträdt på ett ännu tidigare stadium. Men stjärnor
sådana som Sirius, hvilkas täthet troligen icke uppgår till
mer än omkring en procent af solens, befinna sig
sannolikt fortfarande i temperaturstegring; dessa stjärnors
tillstånd motsvarar ungefär det hos den ofvan som exempel
anförda gasmassan.
Ännu ofantligt mycket volyminösare äro de planetari-
ska nebulosorna. Hvilken oerhörd storlek dessa
himlakroppar stundom besitta, framgår däraf, att den största
af dem, N:o 5 i Herschels katalog, belägen nära stjärnan
B i Stora Björnen har en diameter af 2.67 bågminuter.
Om den låge oss så nära som den närmaste stjärnan, så
skulle likväl dess diameter vara mer än tre gånger större
än Neptunus-banans. Den är otvifvelaktigt många gånger
större. Härigenom få vi en föreställning om den oerhörda
förtunningen uti en dylik himlakropp. Äfven där den är
tätast är dess täthet sannolikt ej större än omkring en
biljondel af luftens. I de yttre partierna af dessa
nebulosor måste också temperaturen vara ytterst låg; i annat
fall skulle de ej kunna hållas samman och därför kunna
i dem endast vätgas och helium förekomma (i gasform).
Dessa himlakroppars täthet och temperatur äro
emellertid att betrakta såsom jättestora, om man jämför dem med
förhållandena hos gaserna uti nebulosornas spiraler. I dessa
härskar aldrig jämvikt, och endast på den grund, att de
verkande krafterna äro utomordentligt små, kunna dessa
bildningar behålla sina former jämförelsevis oförändrade
under långa tider. Det är väl hufvudsakligen dessa
partier, i hvilka de kosmiska stoftmassorna hejdas i sin
rörelse, genom hvilkas sammanslutning småningom planeter
uppstå. Dessa kondensera på sin yta de gaser, som
komma i deras väg och nå därigenom en hög temperatur
hvilken de likväl jämförelsevis hastigt förlora genom
utstrålning.
Så vidt man vet, utmärka sig spiralnebulosorna genom
kontinuerliga spektra. De i dem befintliga stjärnornas
glans öfverstrålar fullkomligt töckenmassornas svaga ljus.
Otvifvelaktigt befinna sig dessa genom kondensation
uppkomna stjärnor i ett tidigt utvecklingsskede och motsvara
således hvita stjärnor, såsom den nya stjärnan i Perseus
och centralstjärnan i Lyrans ringnebulosa. Det oaktadt
har man funnit att Andromedanebulosans spektrum har
ungefär samma utsträckning som de gula stjärnornas.i6i
Detta torde möjligen bero därpå, att ljuset från stjärnorna
i denna nebulosa, som vi se nästan från dess kant,
delvis utsläckes af stoft i dess yttre delar, liksom fallet var
med ljuset från den nya stjärnan i Perseus under hennes
period af växlande ljusstyrka.
Våra undersökningar förde oss till den slutsatsen, att
kring centralkroppen i en nebulosa är lagrad en oerhördt
utsträckt gasmassa som roterar kring sin axel, och
därutanför röra sig kring centralkroppen de öfriga
kondensationscentra med anhopningar af gasmassor kring dem.
På grund af friktion mellan dessa invandrade massor och
den ursprungliga gasmassan, som roterar i
centralkroppens äkvatorialplan ha de invandrade massorna alltmer
närmat sig sagda plan, som därför föga skiljer sig från
ekliptikan. Slutligen erhålla vi ett verkligt planetsystem,
däri planeterna äro omgifna af kolossala gasbollar likasom
stjärnorna i Plejaderna (se fig. 43). Om nu, såsom i
solsystemet, planeterna ha mycket liten massa jämförd med
centralkroppen, afkylas de ofantligt mycket hastigare än
denna. Deras gasmassor sjunka hastigt tillsammans och
därvid minskas deras rotationstid, som ursprungligen
på grund af tidvattens-verkan i gasmassan sannolikt föga
skiljde sig från centralkroppens. Till följd af
centralkroppens alltjämt mycket stora utsträckning utöfva de
kringvandrande planeterna en mycket stor tidvattens-verkan
på denna. Dennas omvridningshastighet minskas och
planetens omloppstid sträfvar att ökas. Därigenom störes
jämvikten och återställes på det sätt, att planeten, så att
säga, lyftes bort från solen, såsom G. H. Darwin så sinnrikt
visat angående månens förhållande till jorden. Likartade
förhållanden göra sig gällande kring planeterna, som på
detta sätt erhålla sina månar. Sålunda erhåller man
en förklaring af det märkvärdiga förhållandet, att alla
planeter röra sig i nästan samma plan, den så kallade
ekliptikan, längs banor, som äro nära cirkelformade och
1 1
att de alla röra sig i samma led och ha samma
rotationsriktning som centralkroppen solen.
För att förklara detta förhållande ha flera tänkare och
astronomer antagit en åsikt, som enligt de främsta bland
dem kallats Kant-Laplaceska hypotesen. Hos Swedenborg
finner man ansatser i denna riktning. Han antog att vårt
planetsystem under hvirfvelbildning utvecklat sig ur ett
slags kaos, som påverkadt af elektriska och magnetiska
krafter kom att beskrifva en kretsande rörelse kring solen.
Kant införde tyngdkraften såsom den sammanhållande
principen. Laplace återigen korrigerade bort de fel, som
Kant, såsom allt för oskolad inom mekanikens område,
inlagt i sin åskådning. Laplace antog således, att
urnebulosan, ur hvilken vårt solsystem utvecklats, roterade
kring en axel i dess midt, medan Kant antagit, att
rotationen småningom uppkommit genom sammanstötningar af
rätlinigt framilande småkroppar, hvilket ej går att förlika
med mekanikens principer. Enligt Kant skulle vid
systemets sammandragning ringar, ungefär liknande dem kring
Saturnus ha afsnört sig och sedan bildat planeterna och
deras månar (och ringar). Man är nu ense om, att på
detta sätt skulle en massa små meteorer eller småplaneter
ha uppstått, hvilka skulle kretsat kring solen, men den
nuvarande samlingen af stora planeter skulle på detta sätt
ej kunna förklaras. I själfva verket iakttaga vi sådana
stoftringar, som kretsa kring Saturnus, de innersta
snabbast, de yttersta långsammast, alldeles såsom en samling
af ytterst små månar.
Många andra invändningar ha, särskildt på senare tid
af Moulton och Chamberlin, gjorts mot Laplaces
hypotes, som alls icke synes hållbar. Jag har därför ersatt
densamma med ofvan gifna utveckling. Ganska påfallande
är att de yttersta planeternas, Neptunus" och Uranus"
månar alls icke röra sig i plan som ligga nära ekliptikan,
Neptunus" måne har till och med så kallad retrograd
rörelse, det vill säga, den rör sig i motsatt led mot hvad
Laplaces hypotes antar. Detsamma synes också vara
fallet med en sista året upptäckt måne gående kring
Saturnus. Alla dessa fakta voro okända för Laplace,
som, om han känt dem, knappast skulle framkommit med
sin hypotes, åtminstone ej i den form, han gaf
densamma. Förklaringen på dessa iakttagelser möter ingen
svårighet. Det synes rimligt att i urnebulosans yttre delar
materien var så ytterligt förtunnad, att den ej helt
förmådde inställa de invandrade himlakropparnas rörelser
efter den stora gemensamma rotationen i solens
äkvatorialplan. Tvärtom afgick planeten med dess måne såsom
segrare inom det mindre område, inom hvilket de roterade,
på grund af den ringa mängden materia i deras väg.
Endast den långsamma rörelsen i banan kring solen blef
påverkad, så att den intog den gemensamma riktningen
och cirkelformen. Det är ej otänkbart att ännu längre
bort i rymden inom solsystemet planeter finnas, som vi ej
känna, och hvilka röra sig på fullkomligt irreguljära banor,
likasom kometerna. Dessa ha sannolikt invandrat i
solsystemet på en senare tid, då kondensationen nått så långt, att
hufvudmassan af töckenmaterien var borta från det
interplanetariska rummet.
Chamberlin och Moulton hafva visat, att de svårigheter
som vidlåda den Kant-Laplace"ska hypotesen undgås
genom antagandet, att solsystemet utvecklat sig ur en
Spiralnebulosa, i hvilken främmande kroppar invandrat och
hopsamlat töckenmaterien i omgifningen. Man ser också
ofta huru töcknet försvunnit i närheten af de stjärnor
(motsvarande blifvande planeter) som finnas i nebulosorna.
Såsom slutresultat af denna undersökning kunna vi
framställa följande jämförelse mellan de åsikter, som ännu
för kort tid sedan voro gällande, och de perspektiv, som
öppnats för vår blick genom de senaste tidernas
upptäckter.
Till följd af Newtons gravitationskraft, hvilken man till
början af detta århundrade ansåg behärska den materi-
ella världens rörelser och utveckling, borde
himlakropparna sträfva att gyttra ihop sig till allt större massor.
Under de oändliga tidernas lopp borde utvecklingen ha
framskridit så långt, att endast stora solar, lysande eller
slocknade, borde förefinnas. Allt lif skulle under sådana
förhållanden vara omöjligt.
Och dock se vi i solens närhet en hel del mörka
kroppar, planeterna, och vi ha grund att antaga att i
närheten af andra stjärnor finnas mörka himlakroppar, ty på
annat sätt kunna vi ej förklara för oss dessa stjärnors
egendomliga fram- och återgående rörelser. Likaså
iakttaga vi, att mot jorden instörta en hel del små
himlakroppar i form af meteoriter och stjärnskott, som komma
till oss från rymdens aflägsnaste delar.
Förklaringen till dessa afvikelser, från hvad vi kunde
förmoda bli följden af tyngdlagens uteslutande verkan,
ligger i två omständigheter; verkan af strålningstrycket
och sammanstötningen mellan himlakroppar. Genom den
senare uppstå stora gashvirflar kring nebulosaartade,
gasformiga himlakroppar. Genom strålningstrycket föres
kosmiskt stoft, som delvis kan vara hopgyttradt till
meteoriter och kometer, in i gashvirflarna och bildar där,
tillsammans med kondensationsprodukter ur de omgifvande
gasmassorna, planeter och med dem följande månar.
Strålningstryckets spridande verkan håller således
jämnvikten mot tyngdlagens sträfvan att allt mer hopsamla
materien. Gashvirflarna i spiralnebulosorna tjäna endast
till att fixera läget af det genom strålningstrycket från
solarna bortstötta stoftet.
Gasmassorna i nebulosorna utgöra de viktigaste
hopsamlingsställena för det stoft, som stötes bort från solarna
genom strålningstrycket. Om världen vore begränsad,
såsom man förr ansåg, det vill säga stjärnorna låge
hopgyttrade i en stor samling, och därutanför endast funnes
det oändliga tomrummet, så skulle solarna under
obegränsade tider hafva under strålningstryckets inverkan afstött
stoftmassor, som skulle försvunnit ut i den oändliga
rymden, såsom man vanligen antar om den strålande energien
från solarna.
Världens utveckling borde då för länge sedan ha fört
till ett slut, ett slags förintande af all materia och af all
energi. Att detta betraktelsesätt alls icke är
tillfredsställande har framhållits af bland andra Herbert Spencer,
som angaf, att ett kretslopp måste förefinnas i
världsutvecklingen. Detta är uppenbarligen oundgängligt för
ett ständigt bestående system. I de tunna, gasformiga,
kalla delarna af nebulosorna hafva vi den del af
världsmaskineriet, som håller jämvikten mot solarnas slöseri på
materia och ännu mer på kraft. De invandrade
stoftpartiklarna mottaga solarnas strålning och afgifva sitt
värme åt de enstaka gasmolekyler hvilka stöta mot dem.
Hela gasmassan utvidgas och afkyles (jfr sid. 158) genom
denna värmeupptagning. De energirikaste molekylerna gå
bort och ersättas af nya inifrån nebulosans tätare delar,
som äfven afkylas genom utvidgningen. Så upptages
hvarje värmestråle, som utgår från solarna och dess energi
öfverföres genom nebulosans gasdelar till de i bildning
varande solar, som finnas i nebulosans närhet eller i
hennes inre delar, kondenserade kring invandrade
attraktionscentra eller rester af de ursprungligen sammanstötta
himlakropparna. Materien kan där åter hopa sig samman
under den starka köld, som där råder, medan, såsom
Poynting visat, strålningstrycket ännu vid den temperatur, som
härskar på jorden, är tillräckligt för att hålla kroppar
från hvarandra, som ha 3.4 cms diameter, om deras
specifika vikt är lika stor som jordens (5.5). Vid Neptunus"
bana, där temperaturen är omkring 50 grader absolut,
d. v. s. ungefär så som i nebulosorna, nedgår denna
storlek till omkring 1 millimeter. Som ofvan antydt, spela
förmodligen kapillarkrafter, som göra sig gällande genom
medverkan af på stoftkornen kondenserade gaser, och
ej tyngdkraften, en hufvudroll vid det första sammanhö-
pandet af smådelarna. Likaså kan energien där hopa sig
mot lagen om entropiens ständiga tillväxt.
Under denna konserverande verksamhet förtunnas
gasskikten hastigt men ersättas af nya massor från inre delar
af nebulosan, till dess de äro uttömda och nebulosan
förvandlats till en stjärnhop eller planetsystem kring en
eller flera solar. Nya nebulosor bildas genom dessas
sammanstötning.
En hufvudroll vid utveckligen från nebulosa- till
stjärnstadiet och vid nybildningen af nebulosor efter
sammanstötningen af två mörka eller lysande himlaklot, spela
explosivämnen, troligen innehållande väte och helium (och
sannolikt äfven nebulium) i förening med kol och metaller.
Värmelärans hufvudsatser leda till antagandet, att dessa
explosivämnen bildas vid solarnas utveckling och förstöras
vid deras sammanstötning. Den oerhörda energimängd,
som ligger hopad i dessa kroppar, motsvarar kraftigt
verkande svänghjul i världsmaskineriet, hvilka reglera
dess gång och åstadkomma att den pendlande,
fram-och återgående rörelsen från nebulosa till solstadiet, och
omvändt, pågår i jämn rytm under de oöfverskådliga
epoker, som vi måste anse vara karaktäristiska för
världsutvecklingen.
Genom denna kompenserande samverkan mellan
tyngdkraft och strålningstryck samt mellan
temperaturutjämning och värmekoncentration blir det möjligt att
världsutvecklingen kan pågå i en ständig kretsgång, där vi icke
kunna skönja någon början lika litet som något slut, och
vid hvilken äfven lifvet har ständigt oförminskad utsikt
att göra sig gällande.
VIII.
Lifvets utbredning genom världsrymden.
Vi ha nyss sett, hurusom det är troligt, att solsystem
utveckla sig ur nebulosor och att nebulosor uppstå genom
sammanstötning af solar. Vi ha äfven funnit det
sannolikt, att kring de nybildade solarna mindre himlakroppar
kretsa, hvilka hastigare afkylas än den centrala solen.
Sedan dessa öfverdragas med en fast skorpa, som delvis
täckes af haf, kunna de, under gynnsamma omständigheter,
likasom jorden, och sannolikt äfven Mars och Venus, vara
tillhåll för organiskt lif och därigenom afvinna oss ett
större intresse än det, som skulle komma dem till del, ifall
vi vore tvungna att antaga dem bestå af uteslutande
liflös materia.
Det uppstår då naturligen den frågan, om lifvet
verkligen kan antagas hålla sitt intåg på en himlakropp, så
snart omständigheterna där äro gynnsamma för lifvets
utveckling och utbredning. Denna fråga skall sysselsätta
oss i detta sista kapitel.
Redan den tidigaste eftertanke öfver det organiska
lifvets företeelser måste hafva gjort människan uppmärksam
på, att alla lefvande väsen alstras och, efter en viss kortare
eller längre lefnadstid, dö. Något senare, men äfven detta
på ett ganska tidigt stadium, måste äfven den erfarenhet
ha gjort sig gällande, att organismer af en art endast
kunna alstra andra organismer af samma art, eller, som
man kallar det: arterna äro stabila. Man föreställde sig
på denna ståndpunkt, att alla arter ursprungligen
framträdt ur skaparehanden i deras nuvarande skick. Detta
åskådningssätt motsvarar väl ännu den allmänna, så att
säga ortodoxa, föreställningen.
Denna uppfattning kallas ofta den Linnéanska, emedan
Linné i den femte upplagan af sin »Genera plantarum»
strängt håller på densamma: »Species tot sunt, quot
di-versas formas ab initio produxit Infinitum Ens, quae deinde
formae secundum generationis inditas leges produxere
plures, at sibi Semper similes, ut species nunc nobis non
sint plures quam fuerunt ab initio» eller: »Det finnes så
många skilda arter, som det oändliga väsendet frambragt
former från början. Sedermera ha dessa former enligt
arfslagen alstrat flera varelser, som alltid liknat dem, så
att vi för närvarande icke äga flera arter än de som
funnos från början». I den sjätte upplagan hyllar emellertid
Linné evolutionsteorien, i det han efter orden »diversas
formas» tillagt »et constantes» och efter orden »produxere
plures» ersatt de följande orden med »sibi similes,
quam-quse fuere ab initio», hvarigenom betydelsen blef följande:
»Det finnes så många skilda arter, som det antal olika och
oföränderliga former, hvilka skapats af det oändliga
väsendet från början. Dessa former ha sedermera enligt
arfslagarne framalstrat flera former än som funnos från
början, men som dock likna dem». Linné följdes af
Lamarck och Oken, men Cuvier återförde genom sin
auktoritet den allmänna meningen till dess gamla
ståndpunkt och antog, att de från förgångna geologiska epoker
kända, nu utdöda, varelserna förintats genom
naturrevolutioner, hvarefter nya arter uppstått genom nya
skapelseakter.
En omhvälfning i allmänhetens föreställningssätt har
emellertid mycket hastigt försiggått under de sista
årtiondena genom evolutionslärans stora utbredning,
särskildt sedan den odödlige Charles Darwin utvecklat
densamma i sina banbrytande arbeten.
Enligt denna lära anpassa sig arterna under tidernas
lopp efter de yttre förhållandena, och så småningom kan
förändringen bli så stor, att man kan säga, att en ny art
uppstått ur en gammal. Denna åsikt har till och med
på den sista tiden, genom De Vries" arbeten, förskärpts
därhän, att vi nu säga, att fall förekomma, då under
våra observationer nya arter rent af språngvis uppstå ur
äldre. Denna lära kallas mutationsteorien.
Vi föreställa oss därför nu, att de lefvande organismer,
som vi iakttaga omkring oss, alla härstamma från äldre,
med dem ganska olika organismer, af hvilka vi finna spår
och rester uti geologiska aflagringar, som afsatts miljoner
och äter miljoner år tillbaka. Enligt denna åsikt kunna
alla nu lefvande organismer möjligen härstamma från en
enda ytterst enkel varelse, men det återstår då att uppvisa
huru denna tillkommit.
Den gängse föreställningen bland allmänheten är väl
den, som hyllades redan af antikens män, nämligen att
lågt stående organismer kunna utvecklas utan frön. Man
iakttog nämligen, huru lågt stående organismer, larver
o. s. v. uppstå på ruttnande kött, såsom Ovidius
beskrifvit i sina Bucolica. Denna åsikt höll sig allmänt ända
till 1600-talet, men vederlades genom talrika försök af
bland andra Swammerdam och Leuwenhoek. Denna lära
om den s. k. »generatio spontanea» eller själfalstringen
blossade emellertid upp till nytt lif, sedan man upptäckt
de s. k. infusionsdjuren eller de små organismer, som,
utan att man vidtager några åtgärder därför, uppkomma
i dekokter och infusioner. Spallanzani visade likväl (1777),
att om infusionerna, äfvensom de omslutande kärlen och
luften öfver dem, uppvärmdes tillräckligt för att döda alla
frön, så blefvo infusionerna sterila, d. v. s. inga lefvande
varelser utvecklades däri. På denna omständighet grundar
sig metoden att bereda konserver. Man gjorde likväl
invändningar mot denna bevisföring och sade, att luften
blifvit så förändrad vid upphettningen, att därigenom ut-
vecklingen af småorganismerna omöjliggjordes. Emellertid
vederlades äfven denna sista invändning af kemisterna
Chevreul och Pasteur samt af fysikern Tyndall på
1860-och 1870-talen, i det de visade, att luft, som blifvit befriad
från småfrön på annat sätt än genom stark upphettning,
t. ex. genom filtrering genom bomull, är otjänlig för
organismernas utveckling. Särskildt Pasteurs arbeten och
de på dem grundade steriliseringsmetoderna, hvilka
dagligen användas på de bakteriologiska laboratorierna, ha
allt mer tvingat oss att antaga, att frön äro nödvändiga
för lifvets uppkomst.
Och dock taga alltjämt framstående forskare till
pennan för att bevisa, att vi måste tänka oss möjligheten
af generatio spontanea. De använda därvid ej det säkra
naturvetenskapliga studiesättet, utan fastmer ett filosofiskt
betraktelsesätt. »Lifvet», säga de, »måste någon gång
hafva tagit sin begynnelse, därför måste vi antaga att
"generatio spontanea", om den också ej kan realiseras
under nuvarande förhållanden, en gång har förekommit.»
Stort uppseende väckte det, då den store engelske
fysiologen Huxley i från hafsbottnen upphämtadt slam trodde
sig finna en ägghviteartad kropp, hvars förmenta upphof
han kallade »Bathybius Haeckelii» till ära för den ifrige
tyske darwinisten Haeckel. I denna »Bathybius»
("djup-organism") trodde man sig en tid hafva funnit det ur
oorganisk materia härrörande »urslem», från hvilket alla
organismer kunde antagas hafva utvecklat sig, och om
hvilket Oken drömt. Men närmare undersökningar af
kemisten Buchanan ha ådagalagt, att detta »urslem»
endast bestod af genom sprit-tillsats utfällda gipsflockar.
Man tog nu sin tillflykt till mycket fantastiska
förklaringssätt. Man sade, att lifvet möjligen kunde ha sitt
ursprung från jordens inre glödande massa. Vid hög
temperatur kunde möjligen organiska föreningar
(cyan-föreningar och derivat däraf) bildas, som vore bärare af
lif (Haeckel). Emellertid torde det vara föga skäl att ingå
på dessa spekulationer, innan de fått någon experimentell
grundval.
Vi måste därför sluta oss till den dom, som den store
fysikern lord Kelvin fäller öfver denna åsikt med följande
ord: »En mycket gammal åsikt, till hvilken ännu mången
naturforskare ansluter sig, är den, att under meteorologiska
förhållanden, mycket olika de nu rådande, död materia
kan hafva "kombinerats" eller "kristalliserats" eller "förjästs"
till "lifsfrön" eller "organiska celler" eller "protoplasma".
Vetenskapen lämnar emellertid ett ofantligt material af
induktiva bevis mot denna "spontana generation". Liflös
materia kan icke öfvergå till lefvande utan under
inflytande af lefvande substans. Detta synes mig vara en
lika säker lärosats som någonsin lagen om den allmänna
gravitationen.»
Oaktadt detta sistnämnda yttrande kan synas något
öfverdrifven visar det likväl, huru tvingande
nödvändigheten synts för åtskilliga forskare att söka en annan
utväg ur svårigheterna. En sådan finnes verkligen uti teorien
om den s. k. »Panspermien», enligt hvilken lifsfrön irra
omkring i världsalltets rymder och träffa planeterna samt
fylla deras yta med lif, så snart villkoren för organismers
fortvaro därstädes blifvit uppfyllda.
Troligen har denna idé ganska gamla anor. Tydliga
uttalanden i denna riktning finnas (1821) hos fransmannen
Sales-Guyon de Montlivault, som antog, att frön från månen
uppväckt det första lifvet på jordens yta. En tysk läkare,
d:r H. E. Richter, sökte fullkomna den Darwinska läran
genom att till denna foga idén om Panspermien (1865).
Han har låtit inspirera sig af Flammarions bok om
flertalet af bebodda världar, till att antaga, att frön kommit
till jorden från någon annan af organismer bebodd värld.
Han framhåller, att man i meteoriter, som ju hafva banor
motsvarande de i rymden kringströfvande kometerna,
funnit kol, hvilket han anser vara rester af organismer.
Detta sista antagande är likväl alldeles obevisadt, det i
meteoriterna funna kolet har aldrig visat spår af organisk
struktur, och man kan mycket väl tänka sig kol af
oorganiskt ursprung, sådant finnes exempelvis på solen. Ännu
äfventyrligare är hans förslag, att organismer, hvilka sväfva
högt uppe i luften skulle kunna infångas genom
attraktionen af en förbiflygande meteorit och på detta sätt
bringas ut i världsrymden och transporteras till andra
himlakroppar. Meteoritens yta blir nämligen vid passagen
genom atmosfären glödande och skulle därför tillintetgöra
de frön som möjligen kunde tänkas infångade af
densamma. Och om en meteorit, trots allt, skulle bära
lifskraftiga frön på sin yta, så skulle desamma vid
nedfallandet till jordens eller en liknande planets yta
förbrännas i atmosfären.
Men i en punkt måste vi ge Richter rätt, det är full
logik i hans sats: »Världsrummet är fylldt med (rättare
innehåller) vardande, mogna och döende världskroppar,
hvarvid vi med mogna förstå sådana, som ha förmåga
att härbärgera lefvande organismer. Vi anse därför
tillvaron af organiskt lif i världen vara evig, det har alltid
funnits och har ständigt fortplantat sig, alltid i form af
lefvande organismer, celler och af celler sammansatta
individer.» Likasom människorna förr spekulerade öfver
materiens vardande, men uppgifvit detta sedan erfarenheten
visat, att materien är oförstörbar och endast kan
omvandlas, och likasom vi af liknande grunder aldrig ställa
upp det spörsmålet hvarifrån rörelseenergin ursprungligen
kommit, likaså kunna vi väl vänja oss vid tanken, att
lifvet är evigt, och att det således är resultatlöst arbete
att forska efter dess ursprung.
Richters tankar upptogos sedan af den berömde
botanikern Ferdinand Cohn uti ett populärt föredrag år 1872.
Kanske mest bekant bland dylika yttranden är det af den
store fysikern, sir William Thomson, numera lord Kelvin,
hvilken i sitt presidietal inför brittiska naturforskaremötet
i Edinburgh år 1871 bland annat sade: »Om två himla-
kroppar sammanstöta i rymden, så smälter säkerligen en
stor del af dem, men det synes vara likaså visst, att i
många fall en massa spillror kastas ut i alla riktningar,
bland hvilka många kunna tänkas icke ha lidit större
våld, än klippstycken vid ett jordskred eller vid en
bergsprängning med krut. Skulle vår jord, i dess nuvarande
tillstånd med dess vegetationstäcke, stöta samman med
en ungefär lika stor himlakropp, så skulle många stora
och små brottstycken, bärande frön och lefvande växter
och djur, otvifvelaktigt strös ut i rymden. Eftersom nu
sedan oändliga tider det otvifvelaktigt funnits världar,
bärande lif, så måste vi betrakta det såsom högst
sannolikt, att det finnes oändligt många fröbärande
meteorstenar, som irra omkring i rymden. Om nu intet lif
funnes på jorden, skulle en sådan meteorsten, som fölle ned
på jorden, kunna leda därhän att den öfvertäcktes med
växtlighet. Jag vet fullväl, att många vetenskapliga
invändningar kunna resas mot denna hypotes; jag vill ej
trötta ert tålamod med att diskutera dem i denna stund,
allt hvad jag kan säga är, att jag tror att de kunna
besvaras. »
Dess värre kunna vi ej dela lord Kelvins optimism i
denna punkt. Till en början är det tvifvelaktigt, om
lefvande varelser skulle uthålla den våldsamma stöten vid
sammanstörtandet af två världskroppar. Vidare veta vi,
att en meteorit, som nedfaller på jorden, glödgas genom
gnidningen mot atmosfären på hela sin yta, så att alla
frön på densamma förlora sin groddkraft. Dessutom äro
meteoriterna sammansatta på ett helt annat sätt än ett
brottstycke från en jorden liknande planets yta. Växterna
utvecklas nästan uteslutande i de lösa jordlagren, och en
jordklump, som folie ned i jordens atmosfär, skulle
otvifvelaktigt af luftmotståndet splittras i en massa Småstycken,
som hvart för sig skulle glödgas upp i form af ett
stjärnskott och aldrig nå jordytan annat än i form af förbrändt
stoft. En annan svårighet är den, att dylika kollisioner
hvilka man anser motsvara de s. k. nya stjärnornas
uppblossande, äro rätt sällsynta företeelser, så att föga
sannolikhet skulle förefinnas, att på detta sätt lefvande frön
fördes fram till en bestämd plats sådan som jorden.
Emellertid har frågan kommit i ett vida gynnsammare
läge, sedan man fick kännedom om strålningstrycket.
De kroppar, som skulle röna den största inverkan af
solens strålningstryck, skulle enligt tysken Schwarzschilds
beräkningar, om de vore klotrunda, ha en diameter af
0,00016 millim. Nu är frågan först: Finnas väl lefvande
frön af denna utomordentliga litenhet? Därpå svara
botanisterna, att de s. k. hvilsporerna af många bakterier
ha en storlek af 0,0003 à 0,0002 millim. och det är intet
tvifvel om att ännu mindre sådana finnas, oaktadt vi ej
kunna upptäcka dem med mikroskopets hjälp. Så t. ex.
äro otvifvelaktigt gula febern hos människor, vattuskräck
hos hundar, mul- och klöfsjuka hos nötboskap, och den i
nederländska Indien vanliga, och stundom äfven hos oss
förekommande, mosaik-sjukan på tobaksblad
bakteriesjukdomar, men de motsvarande bakterierna ha aldrig kunnat
upptäckas, förmodligen på grund af deras litenhet och
däraf följande osynlighet under mikroskopet.
Det är därför högst sannolikt, att lefvande organismer
finnas, som äro så små, att strålningstrycket från solen
skulle drifva dem ut i rymden, där de kunde väcka lif
på planeter, som erbjöde dem gynnsam plats för deras
utveckling. Vi vilja nu till en början göra en
öfverslagsräkning huru det skulle gå, om en sådan mikroorganism
frigjorde sig från jorden och drefves ut af solens
strålningstryck i rymden. Den skulle då först passera Mars"
bana, sedan småplaneternas och de yttre planeternas,
samt slutligen, sedan den passerat den sista stationen i
solsystemet vid Neptunbanan, drifvas bort i det oändliga
mot andra solsystem. Det är ej svårt att beräkna de
tider, som åtgå vid denna färd för de snabbast gående
småkropparna. — Deras specifika vikt må sättas lika med
vattnets, hvilket rätt nära öfverensstämmer med
verkligheten, så öfverskrida de Mars" bana redan efter 20 dygn,
Jupiters bana efter 80 dygn och Neptunbanan efter 14
månader. Det närmaste solsystemet, Alfa Centauri, nås
efter 9000 år. (Dessa beräkningar äro gjorda under
förutsättning, att strålningstrycket öfverstiger tyngden vid
solen 4 gånger, hvilket ungefär torde vara riktigt enligt
Schwarzschilds beräkningar.)
Tiderna för uppnående af de olika planeterna i vårt
solsystem äro ej större än, att det mycket väl kan tänkas,
att lifsfröna i fråga behållit sin grobarhet under dem.
Litet ogynnsammare ställa sig förhållandena för
bibehållandet af grobarheten under tiden för transporten till närmaste
solsystem. Men vi veta väl, att solarna röra sig i
förhållande till hvarandra, och de stå därför ej alltid på samma
afstånd från hvarandra. Man kan beräkna, att under
förloppet af omkring en miljon år har någon stjärna
sannolikt varit oss omkring 5 gånger närmare, än den som
nu står oss närmast. — Då man uppskattar tiden för
lefvande varelsers existens på jorden till minst hundra
miljoner år, måste man säga, att det spelar en obetydlig
roll, om en planet får vänta ett eller annat miljontal år
efter, sedan den blifvit lämplig för bärande af lif, innan
lifvet gör sitt intåg på densamma. — Vi få på detta sätt
tiden för transport till närmaste stjärna reducerad till 1800
år. Man kan ju tvifla om bakteriesporers eller öfver
hufvud taget fröns grobarhet håller sig så pass länge.
Man har förr påstått, att sädeskorn, som funnits i
egypternas grafkamrar, visat sig äga grobarhet. Men den
nyktra kritiken har ådagalagt, att dessa uppgifter äro
synnerligen tvifvelaktiga. På den sista tiden har en fransk
forskare vid namn Baudoin uppgifvit, att han i en romersk
graf från Troussepoil i Vendée, Frankrike, funnit sporer
af en hel del bakterier, som otvifvelaktigt behållit sin
grobarhet under 1800 år. I alla händelser synes denna
uppgift ej vara orimlig. Bakteriefrön skulle således möjligen
kunna hålla sig grobara under transport från ett
planetsystem till ett annat.
På vägen från vår planet skulle lifsfröna i fråga vara
utsatta för starkt solljus under omkring 1 månad, och
man har ju visat att de starkast brytbara strålarna i
solljuset döda bakterier och deras sporer på jämförelsevis
kort tid. Emellertid ha de försök, som gjorts med sporer,
vanligen anställts så, att sporerna haft tillfälle att gro på
ett fuktigt underlag (Marshall-Wards undersökningar). Detta
motsvarar alls icke förhållandet med sporer sväfvande i
det interplanetariska världsrummet. Vidare har Roux
visat, att mjältbrandssporer, som hastigt dödas af solljus
vid fritt tillträde af luft, ej göra det om detta villkor
borttages. Några sporer lida föga, om ens någon inverkan
af belysning. Detta är enligt Duclaux" undersökningar
exempelvis fallet med Tyrothrix scaber, som förekommer i
mjölk, och som kan lefva bortåt 1 månad i intensivt
solljus. Alla botanister, som jag rådfrågat angående denna
sak, äro också af den meningen, att man ej med någon
slags säkerhet kan påstå, att sporerna skulle förstöras af
ljusstrålningen under deras vandring genom världsrymden.
Man kan vidare anmärka, att sporerna vid sin
transport genom världsrymden under den ojämförligt längsta
tiden äro utsatta för en oerhörd köld, hvilken de möjligen
ej skulle uthärda. Då sporerna passera Neptunbanan har
deras temperatur sjunkit ända till — 2200, och längre ut
går den kanske ned ännu lägre. Under den sista tiden
ha vid Jenner-institutet i London försök gjorts med
bakteriesporer, som under 20 timmar höllos vid en
temperatur af — 252° (i flytande vätgas). Deras grobarhet
förstördes icke. Ännu längre gick prof. Macfayden i
London, som visade, att mikroorganismer kunna hållas sex
månader vid omkring — 2000 (i flytande luft) utan att
förlora sin grobarhet. Enligt hvad man berättade mig
vid mitt senaste besök i London, ha dylika försök
utsträckts till ännu längre tider med samma resultat.
Det är ej otroligt att grobarheten håller sig mycket
längre vid lägre temperaturer än vid de vanligen på jorden
förekommande. Förlusten af grobarheten beror utan tvifvel
på någon kemisk process och nästan alla kemiska
processer gå ofantligt mycket långsammare vid låga än vid
höga temperaturer. Lifsfunktionerna stegras ungefär i
förhållandet 1 till 2.5, då temperaturen ökas med 10° C.
Då sporerna hunnit Neptunbanan och deras temperatur
sjunkit till — 220° C, skulle enligt denna beräkning
lifsprocesserna pågå mer än en miljard gånger mindre
intensivt än vid 10° C. Sporernas grobarhet skulle enligt
denna beräkning vid — 2200 C. ej minskas mera under
3 miljoner år än på ett dygn vid 10° C. Det är därför
alls icke osannolikt, att den starka kölden i världsrymden
verkar, så att säga, i hög grad konserverande på de
utslungade lifsfröna, så att de tåla mycket långvarigare
transporter, än vi skulle förmoda enligt deras förhållande
vid vanlig temperatur.
Om således sporerna af jordens minsta organismer väl
kunde komma loss från jorden, så skulle de spridas åt
alla håll utåt och hela universum skulle, så att säga, besås
af dem. Men nu är frågan: huru kunna de komma ut
från jorden mot tyngdens inverkan? Naturligtvis skulle
så små och lätta kroppar föras med af luftströmmarna.
En liten regndroppe af en femtiondedels millimeters
diameter faller 4 centimeter i sekunden vid vanligt lufttryck.
Härur är det lätt att beräkna, att en bakteriespor af
0,00016 millim. diameter skulle falla endast 83 meter på
ett år. Det är tydligt, att dylika små partiklar
fullkomligt måste följa luftströmmarna, ända till dess de komma
upp i ytterst tunn luft. Af en luftström med 2 meters
hastighet i sekunden skulle de kunna lyftas till en höjd,
där lufttrycket endast vore 0,001 millimeter, eller till
omkring 100 kilometers höjd. Men af luftströmmarna skulle
de aldrig kunna flyttas ut ur atmosfären.
För att få sporerna att lyfta sig till ännu större höjd, måste
vi tillgripa andra krafter och det veta vi ju, att elektriska
krafter kunna hjälpa oss ur nästan hvarje svårighet. På
så stora höjder som 100 kilometer utveckla norrskenen
sina strålande företeelser. Vi tro numera, att norrskenen
bero på urladdningar af stora massor negativt elektriskt
laddadt stoft, kommande från solen. Luften är på dennai
höjd genomträngd af negativ elektrisk laddning. Om
därför sporen i fråga vid en elektrisk urladdning mottager:
negativ elektricitet från solstoftet, så kan han af de andra
partiklarnas laddning drifvas ut i eterhafvet.
Vi antaga numera, att elektriska laddningar, liksom
materien, ej kunna delas hur långt som hälst, utan att
det finnes en minsta laddning, och denna har beräknats
vara omkring 3,5.10-10 elektrostatiska enheter.
Det är ej svårt att beräkna, huru starkt elektriskt fält
fordras, för att drifva upp en så laddad spor af 0,00016
millim. diameter mot tyngdkraften. Därtill behöfs endast
ett elektriskt fält af 200 volt pr meter. Så starka
elektriska fält observeras ofta — nästan normalt — vid
jordytan vid klar luft. Det elektriska fältet i
norrskensregionen är sannolikt mycket kraftigare, och det är därför
utan tvifvel fullt tillräckligt för att vidare ut i världsrymden
mot tyngdkraftens verkan befordra de små elektriskt
laddade sporer, som af luftströmmarna lyfts till denna region.
Det är sålunda sannolikt, att frön af de lägsta
organismer, vi känna, beständigt strös ut från jorden och andra
af dem bebodda planeter ut i världsrymden. Likasom
frön i allmänhet, gå de ojämförligt flesta döden till mötes
i den kalla, oändliga, världsrymden, men ett litet antal
faller ned på andra himlakroppar och är i stånd att sprida
lifvet till dessa, om de finna gynnsamma yttre villkor.
I många fall inträffar detta icke, i andra fall åter
falla de i god jordmån. Och om det också skulle dröja
ett eller annat miljontal år emellan den tidpunkt, då en
planet kan börja att härbärgera lif, och den, då det första
fröet faller ned på densamma och spirar upp för att taga
densamma i besittning för det organiska lifvets räkning,
så betyder denna tidrymd föga, jämförd med den tid,
under hvilken lifvet på planeten är stadt i full
blomstring.
De småfrön, som på detta sätt strös ut från de
planeter, där deras föräldrar haft sitt hemvist, kunna nu
antingen vandra fria genom rymden och, såsom ofvan antydts,
nå utanför liggande planeter eller planetsystem kring andra
stjärnor, eller också kunna de möta större stoftpartiklar,
som störta in mot solen. I den del af zodiakalljuset, som
kallas motskenet (»Gegenschein») och hvilket i tropikerna
regelbundet, samt stundom hos oss, iakttages på den del
af natthimlen, som ligger midt emot solen, se vi, enligt
astronomernas åsikt, strömmar af fint stoft, som rusar in
mot solen på grund af tyngdkraften (jfr. s. 120). Antag nu
att ett småfrö af 0,00016 millim. diameter träffar ett dylikt
stoftkorn, som är tusen gånger större d. v. s. har en
diameter af 0,0016 millim. samt häftar vid dess yta, så föres
småfröet af stoftkornet in emot solen och passerar därvid de
inre planeternas banor samt kan falla ned i deras luftkrets.
Dessa stoftkorn behöfva alls icke så särdeles långa tider för
att passera från en planets bana till de andra planeternas.
Om man antoge att deras begynnelsehastighet vore noll vid
Neptunbanan — i hvilket fall fröet möjligen skulle härröra
från en Neptunus-måne, ty Neptunus själf, likasom Uranus,
Saturnus och Jupiter, är troligen ännu ej tillräckligt
afsvalnad för att härbärgera lif — så skulle de nå Uranus"
bana inom 21 och Mercurius" bana inom 29 år. Under
motsvarande förhållanden (begynnelsehastighet noll) skulle
dylika partiklar mellan Uranus" och Saturnus" bana
tillbringa 12 år, mellan Saturnus" och Jupiters 4 år, mellan
Jupiters och Mars" 2 år, mellan Mars" och jordens 84
dagar, mellan jordens och Venus" 40 dagar och mellan
Venus" och Merkurius" banor 28 dagar.
Som man ser af dessa tidsvärden, skulle
småfröna i fråga jämte de stoftkorn, vid hvilka de häfta,
kunna falla mot solen med 10 a 20 gånger mindre
hastighet, utan att vi därför behöfde förutsätta att deras
grobarhet skulle försvinna under transporten. Det vill
med andra ord säga, om småfröna häftade fast vid
partiklar, hvilkas vikt till 90 eller 95 procent motvägdes af
strålningstrycket, skulle de kunna tämligen snart falla
ned i de innanför liggande planeternas atmosfär, och
detta med måttliga hastigheter, uppgående till några
kilometer i sekunden. Det är lätt att beräkna, att om en
dylik småpartikel vid nedfallandet hejdades i sin rörelse
redan på en sekund, så skulle den på grund af den
starka utstrålningen ej uppvärmas till mer än omkring
100 grader öfver omgifningens temperatur. En så hög
temperatur kunna bakteriesporer godt uthålla, äfven för
mycket längre tider än en sekund, utan att dödas. Sedan
småpartikeln väl hejdats jämte det vid densamma häftande
fröet, skulle den sakta sjunka eller af nedstigande
luftströmmar föras ned till den nya planetens yta.
På detta sätt skulle lifvet, som vi se, hastigt föras
från en punkt i ett planetsystem, där det fattat fäste, till
andra för utveckling af lif gynsamma ställen inom samma
planetsystem.
De småfrön, som ej infångats af dylika småpartiklar,
skulle delvis föras in mot andra solsystem och slutligen
skulle de hejdas af strålningstrycket från deras solar. De
kunna ej tränga in längre än till punkter, där
strålningstrycket är lika stort som vid deras utgångspunkt.
Följaktligen skulle småfrön frän jorden, hvilken ligger solen fem
gånger så nära, som Jupiter gör det, också kunna tränga in
fem gånger närmare till en annan sol, än småfrön från
Jupiter.
I närheten af solarna, där småfröna på grund af
strålningstrycket stanna och vända om ut i rymden, äger
uppenbarligen en stark anhopning af dem rum.
Planeterna, som beskrifva sina banor kring solarna, ha därför
större sannolikhet att möta dem, än om de ej befunne sigi8i
i närheten af en sol. Fröna ha också förlorat de stora
hastigheter, med hvilka de vandrat från det ena solsystemet till
det andra, och värmas därför ej upp så starkt vid
nedfallandet i den mötande planetens atmosfär, som de eljes
skulle göra.
I solarnas närhet mötas småfröna, som där vända om
ut mot världsrymden, af småpartiklar, hvilkas vikt något
understiger deras bortdrift genom strålningstrycket, och
hvilka därför återvända till solarna. Likasom småfröna
bli dessa partiklar, af liknande grunder, koncentrerade i
solarnas närhet. Småfröna kunna därför ha jämförelsevis
stor sannolikhet att genom vidhäftning vid dylika
småpartiklar hindras från att återvända ut i rymden, för att
i stället föras in mot planeter, som ligga solen närmare.
På detta sätt kan lifvet sedan eviga tider hafva
öfverförts från solsystem till solsystem eller från planet till
planet inom samma solsystem. Men likasom bland de
biljoner frömjölskorn, som från ett stort träd, t. ex. en
tall, föras ut af vinden, i medeltal endast ett ger upphof till
ett nytt träd, likaså kommer troligen endast ett bland
de biljoner eller kanske triljoner små frön, som från en
planet spridas i rymden genom strålningstrycket, att falla
ned på en förut af lifvet obebodd planet, för att där ge
upphof till en mångfald af lefvande väsen.
Slutligen finna vi, att, enligt denna version af läran
om Panspermien, alla organiska varelser i hela
universum äro besläktade och bestå af celler, uppbyggda af
kol, väte, syre och kväfve. Fantasien om andra världar,
bebodda af varelser, i hvilkas byggnad exempelvis kolet
skulle vara ersatt af kisel eller titan, förefaller därefter
ganska osannolik. Lifvet på andra bebodda världar rör
sig sannolikt inom former, nära besläktade med dem,
som vi finna på jorden.
Och så draga vi också den slutsatsen, att lifvet alltid
måste börja på nytt från dess allra lägsta former,
likasom hvarje individ för sig, huru rikt utvecklad han änmå vara, måste ha genomlupit alla utvecklingsstadier, ända
från det som kännetecknas af den enkla cellen.
Alla dessa slutsatser stå i den bästa öfverensstämmelse
med de allmänna egenskaper, som karaktärisera lifvet på
jorden, och man kan därför ej förneka, att i denna form
läran om Panspermien utmärkes af den genomgående
harmoni, som utgör det viktigaste kännemärket på en
kosmogonisk läras sannolikhet.
Det finnes föga sannolikhet för, att man skall kunna
bevisa denna läras riktighet direkt genom att undersöka de
småfrön, som falla ned ur luften. Ty de småfrön, som
komma till jorden från andra världar, äro sannolikt
försvinnande få till antal, kanske några stycken om året
öfver hela jordytan. Och dessutom likna de förmodligen
rätt mycket de encelliga sporer af jordiskt ursprung,
hvilka i stora massor finnas sväfvande i luften, medförda af
vindarna, så att deras »himmelska» härkomst blir svår
eller omöjlig att bevisa, om de mot förmodan skulle
anträffas af forskaren.
INNEHÅLLSFÖRTECKNING.
Sid.
Förord ________________________________ V—VIII
Vulkaniska företeelser och jordbäfningar; jordens
inre________________......._________________ 1
Vulkanismens och jordbäfningarnas härjningar. Olika
slag af vulkaner, Vesuvius. Eruptionsprodukter.
Slocknande vulkanisk verksamhet. Vulkanernas byggnad.
Vulkanernas geografiska fördelning. Temperaturen i jordens
inre. Vattnets betydelse för vulkanismen.
Sammansättningen af jordens inre. Jordbäfningarnas geografiska
fördelning. Sprickor i jordskorpan. Jordbäfningssvärmar.
Vågor i haf och luft vid jordbäfningar. Sammanhang
med Vulkanism. Spricksystem. Seismogram.
Himlakropparna, särskildt jorden, såsom hemvist
för lefvande varelser ____.......__..........___ 33
Världarnas mångfald. Jorden var sannolikt först ett
gasklot. Jordskorpans bildning och hastiga afsvalning.
Jämvikt mellan in- och ut-strålning af värme. Tiden för
lifvets existens på jorden skattas till en miljard år.
»Förslösandet» af solvärmet. Planeternas värmegrad och
beboelighet för organismer. Atmosfärens värmeskyddande
verkan. Kolsyrans i luften betydelse. Varma och kalla
geologiska tider. Ändringar i luftens kolsyrehalt.
Förbränning, förvittring och växtlighet. Syret i luften.
Växtlifvet äldre än djurlifvet. Planeternas atmosfärer. Utsikt
till klimatförbättring.
Solens strålning och konstitution ____________. 53
Solsystemets stabilitet. Solens värmeförlust och möjliga
värmeintäkt. Mayers och Helmholtz" åsikter. Hvita,
gula och röda stjärnors samt solens temperatur. Solfläckar
och solfacklor. Protuberanser. Spektra af olika solpartier.
Solkoronan. Solens temperatur. Solens inre. Dess
sammansättning enligt den mekaniska värmeteorien. Solens
oerhörda kemiska energi täcker sannolikt dess
värmeförluster.
Strålningstrycket ____________________________ 76
Newtons gravitationslag. Keplers iakttagelse om
kometsvansarna. Eulers åsikt. Maxwells bevis.
Strålningstrycket. Kondensationers laddning med elektricitet.
Kometsvansar och strålningstryck. Kometsvansarnas
beståndsdelar och egenskaper. Solkoronans vikt. Solens förlust
och vinst af materia. Meteoriternas natur. Solens
elektriska laddning. Elektroners insugning i solen. Solens
magnetiska egenskaper och koronans utseende.
Meteorernas beståndsdelar. Nebulosor. Deras värme och ljus.
5. Solstoftet i jordens atmosfär. Polarsken och
jordmagnetism_____.....___........_.......____ 96
Tillförseln af stoft från solen jämförelsevis obetydlig. Den
dagliga barometervariationen. Himlaljusets polarisation.
De högre molnen. Olika slag af polarsken.
Sammanhang med solkoronan. Polarsken och solfläckar.
Polarskenens periodicitet. Polarsken och magnetnålens
svängningar. Solstoftets hastighet. Omsättningen af luftens
kväfve. Zodiakalljuset.
6. Solens undergång, nebulosornas uppkomst ____ 121
Solens slocknande. Sammanstötning mellan två
himlakroppar. Den nya stjärnan i Perseus. Bildning af
nebulosor. Nebulosornas utseende. Nebulosorna infånga
kringirrande meteoriter och kometer. Ringnebulosan i
Lyran. Föränderliga stjärnor. Eta i Argus. Mira Ceit.
Lyra- och Algol-stjärnor. Stjärnornas utveckling.
7. Nebulosatillståndet och soltillståndet.__.......___ 150
Världs-energien. Världs-entropien. Entropien tilltar på
solarna men aftar i nebulosorna. Temperatur och
konstitution hos nebulosorna. Schusters beräkning af
tillståndet i en gasformig himlakropp. Inverkan af
värmeförlust på nebulosor och på solar. Utvecklingen af en
roterande nebulosa till ett planetsystem. Kant-Laplaces
hypotes. Invändningar däremot. Chamberlins och
Moultons åsikter. Strålningstrycket håller jämvikt mot
verkningarna af Newtonska gravitationen, nebulosagasernas
bortgång mot den för solsystemen karaktäristiska
»värmeförskingringen ».
8. Lifvets utbredning genom världsrymden ______ 167
Arternas stabilitet. Mutationsteorien. Själfalstring.
Bathybius. Panspermien. Richters, Ferd. Colins och lord
Kelvins ställning till frågan. Småfröns bortförande af
strålningstrycket. Grobarhetens förminskning genom
starkt solljus och köld. Transport af småfrön genom
atmosfären till världsrymden och sedan genom denna
till andra planeter. Allmänna slutsatser.MED 45 ILLUSTRATIONER
PRIS: KR. 3:75