Aftonbladet – 3 april 1867, sida 2

och funnit dem nära inträffa med elementerna ör 1862 års tredje komet. Dessa för utforskande f kometernas och stjernfallens natur vigtigå akta antyda derpå, att kometkropparne till följd vt det dunstartade aggregationstillstånd, hvari vi nåste tänka oss dem vid annalkandet till solen, cke kunna, med hänseende till den dervid uppkomna förändring i vilkoren för beståndet af dyika kroppars system, längre fortfara såsom ett nelt, utan måste lemna ifrån sig åtskilliga delar, wilka, med bibehållande af sitt förra aggregaionstillstånd, samla sig omkring nya tyngdsnedelpunkter och röra sig omkring solen i banor, hvilka ha stor likhet med moderkometens. Om dessa frånskilda delar under sin rörelse genomskära jordbanan eller närma sig densamma, skulle härigenom de pe ska stjernfallen kunna förorsakas, Hit hör äfven den af MArrest rjorda anmärkning, att jorden den 6 Dec., vid hvilken tid åtskilliga år talrika stjernfall observerats, befinner sig helt nära den punkt, hvarest ekliptikan genomskäres af den bana, som varit anvisad Bielaska kometen, hvilken under flera på hvarandra följande apparitioner tycktes ha minskats, som derefter delade sig i två skilda delar och som nu synes vara helt och hållet upplöst. ; Att kometkropparnes kohesion icke är så stark, att deras fortfarande bestånd kan påräknas, föl jer otvunget, om man antar den teori för desså kroppars förändringar, som John Herschel ansett sig kunna uppställa till följd af de iakttagelser, som blifvit gjorda rörande kometernas utseende och figur samt fysiska beskaffenhet. — Dessa iakttagelser gifva vid handen, att den egentliga kometkroppens volum vanligen är mindreigrannskapet af solen, än då han är från denna längre aflägsen, och likväl borde ett motsatt förhållande ega rum, emedan man måste förutsätta, att kometerna i likhet med andrä kroppar, utvidgas till sin volum i mån af den värme, för hvilken de äro utsatta och sora naturligtvis måste ökas, ju mera de nalkas solen. Fenomenet kan likväl förklaras om man antager, att kometens redan i sig sjelfva ytterst glesa partiklar genom den tilltagande värmen förflyktigas och förvandlas till fullkomligt genomskinlig, samt således osynlig gas. Detta förflyktigande måste först vidtaga på kometens yta, hvaraf åter följer, att den sypliga delen förminskas; de förflyktigade delarne åtfölja nu kometen såsom en omgilvande atmosfer under dess vandring förbi solen. De flesta kometerna kunna visserligen icke varselifvas, då de äro solen närmast; likväl hafva några af dem sina banor så belägna, att det varit möjligt att se dem vid deras periheliipassage, hvaraf bevisas att icke hela kometkroppen derunder förvandlats till gas, ehuru värmen någon gång, såsom vid 1843 ärs komet, bort uppgå till mer än 1000 gånger hettan ho3 smält jern. Då kometen på sin återgång från solen hunnit så långt, att en afkylning vidtager, börja de intill kärnan närmaste partiklarne att kondenseras till ett töck iadt omhöjje, liksom på en klar sommaralton dirama först bildar sig invid jordytan; kondenseringen fortgår nu allt mer och mer, och kometens volum tilltager. Härmed öfverensstömmer, att, om man jemför n komets storlek på lika afstånd från perihelium före och efter dess gång genom dentaspunkt, befinnes volymen större före än efter passagen förbi solen. Ti!l följd af tyngdlagens fordringar borue vidarå de särskilda partiklarne i regelmessiga lager omgifva kärnan, så att det dunstartade omhöljet erhölle en sferisk form, i hvars midt sjelfva kärnan befunne sig, Detta ir dock på långt när icke händelsen. De kometer, hvilka ära försedda med svans, ha en parabolisk form, de åter, som sakna en sådan, en mer eller mindre oval. Om den del af kometen, hvari kärnan synes, alltid ginge förut och de töckenartade delarne följde, vore förklaringen till detta fenomen gifven — man skulle då finna sig föranledd till det antagande, att kometens lättare delar liksom hinrades i sin rörelse af etherns motstend — nu eger åter det förhållande rum, att den del, hvari kometens kärna är, alltid vänder sig mot solen, så att, då kometen närmar sig denna himmelss kropp, kommer svansen alltid efter, men går detmot förut, då kometen aflägsnarsig. Gravitation och de allmänna rörelselagarne äro derföre icke tillräckliga att redogöra för de sa omständigheter, hvilka åter kunna utan svårighet förk!aras, om man antager, dels att solen, jemte den attraktion den utöfvar på kometkroppen i dess helhet eller på dess kärna, äfven verkar .med en frånstötande kraft på de nebulösa delarne, dels att sjelfva kärnan är begåfvad med stark attraktiongtlörmåga i afseende på dessa delar. Det är då klart, att effekten af solens repuision på den dunstartade atmosferen måste blifva, att rubba den sferiska form, som denna skulle antaga till följd af sin attraktion mot kärnan ensamt — de delar af nebulosan, som befinna sig på den mot solen vända sidan, måste då, såväl ull följd af solens repulsion, som sjelfva kärnans attraktion, liksom tryckas mot denna sednare, hvaremot de delar, som befinna sig på den frånvända dan och som endast qvarhållas genom skilnaden mellan solens repulsiva och kärnans attraktiva kraft, måste mer och mer aflägsna sig, så ti det hela erhåller en oval form, hvarvid längden blir desto större i förhållande till bredden, Ju intensivare den repulsiva kraften antages vara. Om repulsionen verkar med tillräcklig styrka, förvandlas den ovala formen i parabolisk, hvilken skapnad kometsvansarne i allmänhet ha. Skulle slutligen solens repulserande kraft öfverväga kärnans attraktion, måste kometens yttersta delar frånskiljas och spridas i ryrden Att ettsådant frånskiljande verkligen måste ega rum, bevisar älven den Halleyska kometen, hvilken vid hvarje rt synbarhet ögonskenligen aftagit i. voum. Ehuru solen är den största och inflytelserikaste verldskropp i vårt planetsystem, veta vi dock icke mycket om dess fysiska beskaffenhet. Den enda utvägen att härom vinna någon kännedom består i insamlandet af så tillförlitliga observationer som möjligt på solens fläckar; men såväl dessas betydliga förärderlighet, som solens stora afstånd och bländande sken förorsakar vid dylika iakttagelser större svårigheter, in man med begagnande af nutidens förträffliga instrumenter skulle vänta sig. Redan bestämmandet af solens rotationstid, hvarmed man länge varit sysselsatt, är förenadt med stor svårighet och deraf förorsatad osäkerhet. Väl förflytta sig fläckarne hufvudsakligen parallelt med hvarandra. men deras utseende är underkastadt så stora förändringar, att man ofta efter få dagar är urståndsatt att bedöma de observerade fläckarnes identitet. De nyaste och fullständigaste undersökningar i detta hänseende, hvilka blifvit utförda af Spoerer, ådagulägga, att rotationstiden blifver ända till 1!(2 dag olika, då den bestämmes genom olika äckgruppers rörelse. I denna olikhet visar sig likväl en ögonskenlig och bestämd Jag. Observation och beräkning af de fläckar, som befinna sig i närheten af solens eqvator, Jemna den minsta rotationstiden, de fläckar deremot, som äro helägna på ömse sidor om eqvatorn, fordra en större och detta i samma mån, som de äro NETA NEANDER Före sitt giftermål hade hon nemligen