Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Venus (astronomi) - Venusberget - Venusflugfälla - Venusia - Venuskronan - Venusmussla - Venusmåne - Venuspassage
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
har dock Lowell på Flagstaff-observatoriet ansett sig
med användning af samma metod finna ett vida större
värde på rotationstiden och af den storleksordning,
som angetts af Schiaparelli. Frågan är således
ännu oafgjord, men de nyaste resultaten synas tala
för en kort rotationstid. De hvarandra motsägande
resultat, som erhållits med spektralanalytiska
metoder, förklaras ur den omständigheten, att
rotationshastigheten i synlinjens riktning måste vara
mycket liten och förskjutningen af spektrallinjerna
således helt ringa och svår att konstatera. Med
förbättrade instrumentella hjälpmedel skall man dock
på denna väg framdeles kunna lösa den segslitna frågan
om storleken af V:s rotationstid.
V:s reflexionsförmåga (albedo) är synnerligen
stor. Af det solljus, som träffar dess yta,
återkastas ej mindre än 0,88; planeten eger sålunda
en reflexionsförmåga, som öfverträffar den nyfallna
snöns. Genom reflexion mot en fast yta liknande vår
jords kan ett så stort albedovärde icke förklaras,
utan man måste anta, att solljuset reflekteras mot
mycket täta molnlager, som bilda de öfversta skikten
i Venusatmosfären.
Genom spektralanalytiska iakttagelser har det
blifvit ådagalagdt, att V. sannolikt har en
tät atmosfär, i hvilken vattenånga ingår som en
väsentlig beståndsdel. Vid ett flertal tillfällen,
när V. är nära sin öfre konjunktion, så att den
framträder som en smal skära, har det visat sig,
att hornen på denna skära sträcka sig vida öfver
planetens halfva omkrets. Detta förhållande kan
förklaras endast genom förhandenvaron af en atmosfär,
hvarigenom skymningsfenomen liknande dem hos vår
planet framkallas. Yid Venuspassagerna 1874 och
1882 fann man planeten, så snart den befann sig
utanför solskifvan, vara omgifven af en mycket smal
ljusring. Ur dessa iakttagelser beräknade Watson,
att V:s atmosfär måste ha en höjd af 88 km. Om den
s. k. Venuspassagen se d. o. (där äfven redogöres
för hit hänvisade svarta droppen).
V. är den första af de stora planeterna, utifrån
räknadt, som icke har någon drabant. Dock må nämnas,
att under 1600- och 1700-talen flerfaldiga iakttagare
(Fontana, Cassini, Short m. fl.) påstodo sig ha sett
en "Venusmåne". Man var på den tiden så öfvertygad om
dess tillvaro, att Lambert i en till Berlinakademien
inlämnad afhandling t. o. m. beräknade dess bana
kring V., och Fredrik II var betänkt på att ge den nya
himlakroppen namnet d’Alembert, en hedersbetygelse,
som den berömde matematikern emellertid fann för
godt att afböja. Man är ännu icke på det klara med
tydningen af dessa iakttagelser, som sedermera icke
bekräftats. Antagligt är, att man icke med pater Hell
(1766) kan reducera alla dessa iakttagelser på falska
bilder i tuben, sådana som man stundom i mindre goda
kikare kan få se. Möjligen har man någon gång tagit en
fixstjärna, som tillfälligtvis var i planetens närhet,
för en dess måne. Dock synes det fastslaget af nyare
iakttagelser, att planeten icke kan ha någon måne,
som ens är så stor som någon af Mars’ bägge drabanter.
K. B. (K. L—rk.)
Venusberget. Se Tannhäuser.
Venusflugfälla, bot., namn på Dionæa muscipula.
Venusia, stad. Se Venosa.
Venuskronan, med. Se Corona Veneris.
Venusmussla, zool. Se Veneridæ.
Venusmåne. Se Venus, astron.
Venuspassage [-passāʃ]. Om planeten Venus’ bana exakt
låge i ekliptikans plan, skulle Venus vid hvarje
nedre konjunktion med solen från jorden synas af
teckna sig på solskifvan, och man skulle vid hvarje
dylikt tillfälle kunna iakttaga planeten som en liten
mörk skifva rörande sig öfver solskifvan, d. v. s. en
Venuspassage. Detta fenomen kan, emedan Venusbanan
lutar mot ekliptikan, inträffa endast då, när Venus
och jorden samtidigt befinna sig (nära) i Venusbanans
nodlinje på ekliptikan. Inträffar detta vid en viss
tidpunkt, kan det åter inträffa efter 8 år, emedan
8 år approximativt motsvara 13 Venusomlopp. Denna
motsvarighet är dock ej tillräckligt noggrann, för
att fenomenet skulle kunna inträffa 3 gånger å rad
med 8 års mellanrum. Men, emedan 235 år nära motsvara
382 Venusomlopp, kan samma fenomen ånyo uppträda
efter 235 år. Under 243 år kunna därför Venuspassager
inträffa 4 gånger — nämligen 2 gånger, då Venus är i
den nedstigande noden af sin bana, och 2 gånger, då
planeten är i den uppstigande noden —, alltså högst
2 gånger på århundradet. Kepler var den, som först
(1631) fäste uppmärksamheten på Merkurius’ och Venus’
passager öfver solskifvan. Merkuriuspassagen 1631
iakttogs ock af Gassendi m. fl., men Venuspassagen
blef icke det året observerad, utan först 24
nov. (g. st.) 1639, af Horrocks. Emellertid hade dessa
observationer på den tiden sitt största intresse
som kuriositeter. Först sedan Halley, i enlighet
med en idé, som redan J. Gregory 1663 i "Optica
promota" skall ha framkastat, föreslagit användning
af Venuspassagerna för bestämning af solparallaxen
(i "Methodus singularis, qua Solis parallaxis,
sive distantia a Terra, ope Veneris intra Solem
conspiciendæ, tuto determinari poterit"; 1716),
fingo dessa iakttagelser ett synnerligen stort
vetenskapligt intresse. Enligt Halleys förslag
skulle man från två långt skilda ställen på jorden
— t. ex. det ena på norra och det andra på södra
halfklotet — iakttaga tiderna för Venus’ inträde
på solskifvan och dess utträde därifrån. Storleken
af de båda kordor AB och A1B1 (se fig. 1, i hvilken O
föreställer solens skenbara medelpunkt), som Venus
från hvartdera af dessa båda ställen af jorden synes
beskrifva på solskifvan, erhålles lätt, då Venus’
skenbara rörelse på himmelen till sin storlek kan
anses känd af de tidsintervall t och t1 som för
hvardera observationsorten falla mellan inträdet och
utträdet eller som, med andra ord, behöfvas för de
båda kordornas beskrifvande af Venus. Äro 2k och
2k1 vinkelvärdena af dessa kordor samt r solens
skenbara radie, kan distansen mellan dessa kordor,
2d, såsom af figuren synes, beräknas ur formeln
2d =
EE^ = EO + Eß = = Vr^Tfca~+ V r2 -1^ ’
om man bortser från solytans krökning. Vi föreställa
oss nu (se fig. 2, hos hvilken den större och
mindre cirkeln föreställa genomskärningar af solen
och jorden), för enkelhets skull, att de båda
observatörerna befinna sig på de nära diametralt
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
