Världarnas utveckling

Svante Arrhenius

Full Text

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 Stallo: Concepts and theories of modern physics. 4 uppl. s. 276 London 1900. med synnerlig

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