Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Spegelteleskop, reflektor - Speier - Speiskobolt el. smaltit - Speke, John - Spekeröd - Spektakel - Spektra - Spektralanalys - Spektralfotometer - Spektralfärg - Spektralklasser
<< 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 never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
787
Speier—Spektralklasser
788
Schmidt-teleskop, som får 135 cm
spegel-diam.
Speier [Jpai’ar], se Speyer.
Speiskobolt [spä’js-] el. smal ti t, ett
me-tallglänsande, tennvitt till stålgrått, reguljärt
kristalliserande mineral av koboltarseniden C0AS2,
isomorft med chloantit. S. är ett viktigt
kobolt-malmsmineral.
Speke [spik], John Hanning, engelsk
upptäcktsresande (1827—64). Han följde 1854
Burton till Somalilandet och 1857—59 till de
centralafrikanska sjöarna, där S. 1858 upptäckte Victoria
njansa. 1860—62 företog han en ny resa till
denna sjö, varunder han fann Nilens utlopp ur
sjön. Han skrev bl. a. ”Journal of the discovery
of the source of the Nile” (1863; sv. övers. 1865).
Spekeröd, sn i s. Bohuslän, Inlands Nordre
hd; 57,53 km2, 753 inv. (1954). Höglänt
bergsbygd med odlade, i ö. sjörika sprickdalar; i n.
rullstensplatån Grössbacka. 851 har åker.
Medeltida kyrka, ombyggd bl. a. 1905. Ingår i S:s
och Ucklums pastorat i Göteborgs stift,
Älvsys-sels s. kontr. Tillhör storkommunen Stenungsund.
Spektakel, teaterföreställning;
uppseendeväckande otrevlig tilldragelse; åtlöje; skandal.
Spe’ktra, fys., plur. av spektrum (se d. o.).
Spekträlanalys, metod att genom
undersökning av ett ämnes spektrum dra slutsatser om
dess kemiska sammansättning. Oftast nyttjar man
härvid emissionsspektra och utgår då från den
satsen, att samma ämne alltid utsänder samma
spektrum, om det bringas att lysa under samma
betingelser. Äro dessa sådana, att i ämnet
ingående molekyler dissocieras till atomer, får man
linjespektra, karakteristiska för dessa atomer,
och får sålunda upplysning om vilka grundämnen,
som ingå i ämnet. Ofta äro nästan ovägbara
mängder tillräckliga för att ge tydliga spektra.
I vissa fall kan man utföra kvantitativ s. genom
jämförelse med ett prov med känd halt av
samma ämne. Enär många ämnen ej ge
karakteristiska linjer inom det synliga området, bör en
fullständig spektralanalytisk undersökning
omfatta även det ultraröda och ultravioletta området.
Om det undersökta ämnets molekyler ej
dissocieras, får man bandspektra, vilka även kunna
användas för s. Absorptionsspektra kunna även
utnyttjas för s., t. ex. solens och många stjärnors
spektra. Bandabsorptionsspektra av fasta och
flytande ämnen kunna även nyttjas för s., såväl
kvalitativ som kvantitativ. Vid utförandet av
kvantitativ s. nyttjar man spektrai fotometer. Inom
rättsmedicinen har s. av blod intresse, enär man
kan påvisa t. ex. förgiftning med koloxid genom
en ändring av blodets absorptionsspektrum. S.
grundlädes av R. W. Bunsen och G. R. Kirchhoff.
Spekträlfotométer, instrument för bestämning
av ljusstyrkans fördelning i ett spektrum, vanl.
i förhållande till ljusstyrkan i ett annat spektrum.
S. bygges som ett spektroskop el. oftast
spektro-graf med en spalt, vars ena del får ljus från den
ljuskälla, som skall spektrofotometreras, medan
spaltens andra del får ljus från
jämförelseljuskällan. De båda spektra uppfångas tätt intill
varandra på spektrografens plåt el. iakttagas i
spektroskopets okular. Genom spektrofotometrisk
jämförelse mellan två strålar från samma
ljuskälla, av vilka den ena gått genom en
absorberande kropp, kan man beräkna kroppens
absorp-tion för olika våglängder. — Spektrofotometriska
mätningar kunna även göras med fotoelektrisk
cell, termostapel el. bolometer, varvid man blir
oberoende av jämförelseljuskällan men i stället
får in mottagningsinstrumentets känslighet för
olika våglängder i resultatet.
Spekträlfärg, fys., se Spektrum.
Spektralklasser. Med hänsyn till spektrums
allmänna karaktär indelade Secchi på 1860-talet
stjärnspektra i fyra olika klasser, vilka motsvara
vita, gula, rödgula och röda stjärnor. Denna
indelning blev reviderad och utvidgad av
Picke-ring och Vogel. Genom astrofotografiens
införande blev en genomgripande revision av
indelningen nödvändig. På grundval av Pickerings
indelning har Annie Cannon utarbetat en
spektral-indelning, som numera allmänt nyttjas inom
astronomien. Med användning av detta system ha
närmare 400,000 stjärnspektra klassificerats vid
Harvard (”Draperkatalogen” och dess forts.,
”Henry Dräper Extension”). De olika s.
betecknas numera med bokstäverna P, W, O, B, A, F.
G, K, M, S, R och N. De olika klasserna
indelas i underavd., som beträffande klasserna O, M
och N betecknas med små bokstäver, t. ex. Ma,
Mb,... men för de övriga klasserna med siffror,
t. ex. Bo, Bi, ... B8, B9.
Klass P omfattar de planetariska nebulosorna och
de gasnebulosor, vilkas spektra karakteriseras av
intensiva emissionslinjer; de övriga klasserna omfatta
stjärnor.
Klass W (W o 1 f-R a y e t-s t j ä r n o r, tidigare Oa,
Ob och Oc). Stjärnor i denna klass karakteriseras av
ett svagt kontinuerligt spektrum, mot vilket
emissionslinjer och band framträda, härrörande från väte,
joniserat helium och dubbelt joniserat kväve.
Klass O. Här uppträda absorptionslinjer av bl. a.
väte samt neutralt och joniserat helium.
Klass B. De karakteristiska absorptionslinjerna i
denna klass äro de neutrala heliumlinjerna, som nå sin
maximala intensitet i underavd. B2 och B3, varefter
de åter avtaga och praktiskt taget försvinna i B9;
samtidigt växa vätelinjerna i styrka. Stjärnorna av
denna klass kallas ofta O r i on- el. h e 1 i u m s t j ä
r-n o r.
Klass A. Karakteristiskt för denna klass är
väte-linjernas stora intensitet, som når sitt maximum i
Ao—A2 för att därefter åter avtaga i styrka. Linjerna
H och K, härrörande från joniserat kalcium,
framträda tills, m. andra metallinjer och växa i intensitet
mot nästa klass. Stjärnor av denna klass kallas ofta
S i r i u s- el. v ä t e s t j ä r n o r.
Klass F. Vätelinjerna äro här svagare än i föreg.
klass, metallinjerna tilltaga i styrka, H och K äro i
Fo av samma styrka som vätelinjerna. En linje med
våglängden 4,227 Ä, tillhörande neutralt kalcium, börjar
framträda, likaså det från kolväte härrörande G-bandet.
Stjärnor av denna klass kallas ofta
kalciumstjärnor.
Klass G. Talrika metallinjer uppträda, av samma
intensitet som de nu svagare vätelinjerna. H och K,
4,227 och G-bandet äro kraftigare än i föreg. Den
växande absorptionen i spektrums blåa del ger ät dessa
stjärnor en gulaktig färg. Då solspektrum är typiskt
för denna klass, kallas dessa stjärnor ofta s o 1 s t j ä
r-n o r.
Klass K. H och K, 4,227, övriga metallinjer samt
G-bandet starkare, vätelinjerna svaga, de för M-klassen
karakteristiska absorptionsbanden börja framträda i
underavd. K5. Intensiteten i spektrums blåa del
ytterligare försvagad.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
