Göteborgs Handels- och Sjöfartstidning – 10 april 1867, sida 3

ängre fortfara såsom ett helt, utan mäste lemna ifrån sig åtskilliga delar, hvilka, med bibehållanle af sitt förra aggregationstillstånd, samla sig omkring nya tyngdmedelpunkter och röra sig omkring solen i banor, hvilka hafva stor likhet med moderkometens. Om dessa frånskilda delar under sin rörelse genomskära jordbanan eller närma sig lensamma, skulle härigenom de periodiska stjernfallen kunna förorsakas. Hit hör äfven den af lLArrest gjorda anmärkning, att jorden d. 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 hafva 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 päräknas, följer otvunget, om man antar den teori för dessa 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 volym vanligen är mindre i grannskapet 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 andra kroppar utvidgas till sin volym i mån af den värme, för hvilken de äro utsatta, och som 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 förflygtigas och förvandlas till fullkomligt genomskinlig samt således osynlig gas. Detta förflygtigande måste först vidtaga på kometens yta, hvaraf åter följer, att den synliga delen förminskas; de förflygtigade delarne åtfölja nu kometen såsom en omgifvande atmosfer under dess vandring förbi solen. De flesta kometerna kunna visserligen icke varseblifvas, 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 års komet, bort uppgå till mer än 1000 gånger hettan hos 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 töckenartadt omhölje, liksom å en klar sommarafton dimma först bildar sig invid jordytan; kondenseringen fortgår nu allt mer och mer och kometens volym tilltager. Härmed öfverensstämmer, att, om man jemför en komets storlek på lika afstånd från perihelium före och efter dess gång genom denna punkt, befinnes volymen större före än efter passagen förbi solen. Till följd af tyngdlagens fordringar borde vidare 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 är dock på långt när icke händelsen. De kometer, hvilka äro försedda med svans, hafva 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 fenemen gifven — man skulle då finna sig föranledd till det antagande, att kometens lättare delar liksom hindrades i sin rörelse af etherns motstånd — nu eger åter det förhållande rum, att den del, hvari kometens kärna , alltid vänder sig mot solen, så att, då kometen ärmar sig denna himmelskropp, kommer svansen alltid efter, men går deremot förut, då kometen aflägsnar sig. Gravitation och de allmänna rörelselagarna äro derför icke tillräckliga att redogöra för dessa omständigheter, hvilka åter kunna utan svårighet förklaras, 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 begåfrad med stark attraktionsförmåga i afseende på dessa delar. Det är då klart, att effekten af solens repulsion 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, så väl till följd af solens repulsion som sjelfva kärnans attraktion, liksom tryckas mot denna senare, hvaremot de delar, som befinna sig på den frånvända sidan och som endast qvarhållas genom skilnaden mellan solens repulsiva och kärnans attraktiva kraft, måste mer och mer aflägsna sig, så att det hela erhåller en oval form, hvarvid längden blifver 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 hafva. Skulle slutligen solens repulserande kraft öfverväga kärnans attraktion, måste kometens yttersta delar frånskiljas och spridas i rymden. Att ett sådant frånskiljande verkligen måste ega rum, bevisar äfven den Halleyska kometen, hvilken vid hvarje senare synbarhet ögonskenligen aftagit i volym. Ehuru solen är den största och inflytelserikaste verdskropp 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 föränderlighet, som solens stora afstånd och bländande sken förorsaka vid dylika iakttagelser större svårigheter, än 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 förorsakad osäkerhet. Väl förflytta sig fläckarna hufvudsakligen parallelt med hvarandra, men deras utseende är underkastadt så stora förändringar, att man ofta efter få dagar är urständsatt att bedöma de observerade fläckarn: identitet. De nyaste och fullständigaste undersökningar i detta hänseende, hvilka blifvit utförda af Spoerer, ådagalägga, att rotationstiden blifver ända till 11, dag olika, då den bestämmes genom olika äckgruppers rörelse. I denna olikhet visar sig likväl en ögonskenlig och bestämd lag. Observation och beräkning af de fläckar, som befinna sig i närheten af solens eqvator, lemna den minsta rotationstiden, de fläckar deremot, som äro beläg na på ömse sidor om eqvatorn, fordra en större och detta i samma mån, som de äro från eqvatorn aflägsna. Af detta förhållande följer det intressanta faktum, att fläckarna icke endast deltaga i den rörelse, som uppkommer genom solens rullning kring axeln, utan äfven att de äro underkastade en egen förflyttning på solens yta på det sätt, att de från eqvatorn atlägsnare fläckarne röra sig i en mot rotationen motsatt riktning. Att häftiga rörelser ega rum på solytan följer icke endast af det nu anförda, utan äfven deraf, att solfläckarnes utsträckning ofta undergår stor förändring inom kort tid. Den yta de upptaga kan stundom på få dagar ökas eller minskas med millionstals qvadratmil — ja, Schwabe har beräknat, att den yta, som en af honom observerad fläck intog, förändrades på en enda dag från 68 till 716, således med 648 millioner qvadratmil. För att förklara de fenomen på solytan, som af oss iakttagas, är man visserligen numera i allmänhet ense att anse den mörka solkroppen omgifven af en ljus beklädnad eller en fotosfer; men 32 unnatår fråmnan. 1. .—4k da Afant