I'liysik der Sonne 



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sichtspunkte in jenen Wissenschaften, wie 

 sie z. B. durch die Entwickelung dcr Thermo- 

 dynamik, der Spektroskopie, dcr Elektronik, 

 der Strahhingslehre, der Radio aktivitats- 

 li'hre. geschaffen worden sind, mussen deshalb 

 sogleich auch den Leitfaden dcr Sonnen- 

 forschung beeinflussen. 



Das machtigste Hilfsmittel der physi- 

 kalisehen Forseluuig, das direkte Experi- 

 ment, versag't leider beim Studiuin der Sonnen- 

 phiinomene. Nur Lichterscheinungen 

 sindunsingroBerFulle gegeben; die Resaltate 

 ihrer Beobachtung deuten wir nach Ana- 

 logic mit der Erklarimg iler Erscheinungen 

 dcr irdischen Physik, und oft werden neue 

 physikalische Untersuchungen dadurch ver- 

 anlaBt. 



Wenn wir unter ,,Licht" nicht bloB 

 sichtbare, sonclern auch ultravinlette und 

 inl'ninite Stra Idling (vgl. die Artikel 

 ,,TJltraviolett" und ,,Infrarot") ver- 

 stehen, so kiinnen wir behaupten, daB die 

 ungeheure Energiemenge, aus der allcs 

 Bewegen und Leben und Trciheu auf der 

 Erdoberflache hervorgeht, fast ganz dcin 

 Lichte der Sonne entstammt. Erne Aus- 

 nahme bildet die Energie der Gezeiten und 

 einiger geologischen Phanomcne; auBerdem 

 gibt es gewisse, mit dem Aussehen der Sonne 

 sich andernde Erscheinungen auf den Ge- 

 bieten des Erdmagnetismus und dcr Meteo- 

 rologie, welche anderen Sonnemvirkungen 

 zugeschrieben werden, namlich elektrischen 

 und magnetischen Einflussen, die man, 

 iiac'li den neuesten physikalischen Anschau- 

 iinu'eii, auf die Wirkung von Konvektions- 

 striimen elektrisch geladener Sonnenteilchen 

 zuriickfiihrt. Der Energie der gesamten 

 Lichtstrahlung gegeniibcr scheint jedoch 

 die Energie jener Korpuskularstrahlung ge- 

 ring zu sein. 



Jedenfalls bcrnhen unsere Vorst el- 

 lung en von der Sonne zum grcifiten 

 Teil auf derDeutung von Lichterschei- 

 nungen. 



Unter Voraussetzung absolut geradliniger 

 Fortpflanzung des Lichtes durch den Him- 

 melsraum, und mit Berucksichtigung der 

 Refraktion in der Erdatmosphare, liaben 

 die Astronomen dip jeweiligen Stellungen 

 von Sonne und Planeten an der Himmels- 

 kugel genau bestimmt und ihre Ortsver- 

 jiiiderunsen gemessen. Daraus ergab sich 

 nach verschiedenen Methoden die der 

 allgemeineii Astronomie angehiiren und hier 

 nicht naher ertirtert werden sollen - f'lir 

 die Sonnenparallaxe (d. i. fiir den Winkel 

 11 ntcr dem, vou dem Mittelpunkt der Sonne 

 aus gesehen, der Halbmesser des Erdaquators 

 erscheinen wiirde) der Wert 8",80. Setzt 

 man den Halbmesser der Erde am Aequator 



gleich 6377,5 km, so folgt fiir die mittlere 

 Entl'ernung Erde-Sonne cler Wert 



E= 149500000 km = 1,495 xlO 13 cm. 



Anfang Januar ist (wegen tier Elliptizitat 

 der Erdbahn) die Entfernung 2500000 km 

 kleiner, Ani'ang -Tuli 2500000 km groBer. 



In cler mittlcrcn Entfenuiii"- erschcint, 

 uns der Halbmesser der Sonne unter dem 

 Winkel cp = 15' 59",63; seine wirkliche Lange 

 ist also r = Rtgip = 6,955 xlO 10 cm = 109 x 

 den Halbmesser der Erde. Das Volumen der 

 Sonne berechnet sich folglich zul,41 x 10 33 cm 3 

 = 1300000 x das Volumen dcr Erde. 



Auf Grund des Newtonschen Gravi- 

 tationsgesetzes hat man die Masse der Sonne 

 330000 mal so groB als die der Erde ge- 

 f linden; die mittlere Dichtigkeit der Sonne 



33 

 lietriigt. somit mtr JOQ (d. i. etwa ein Viertel) 



von der mittleren Dichtigkeit tier Erde. 

 Setzt man fiir letztere den Wert 5,5 an, so 

 crgibt sich als Masse der Sonne 

 33 



1,41 x!0 33 x 5,5 x 



130 



= l,96x!0 33 g. 



2, Strahlung und Temperatur der Sonne. 

 2a) Helligkeit. Die Stiirke des Sonnen- 

 lichies hrurtcilt man nach dcr Helligkeit 

 der Beleuchtung einer senkrecht zu 

 den Sonnenstrahlen gestellten ideal difl'us 

 rel'lcktierenden (vollkommen weiBen) Ebene. 

 Einheit der Beleuchtungshelligkeit ist 

 die Meterkerze, d. h. diejcnige Hellig- 

 keit, welche die Lichteinheit (Hefner- 

 kerze), in 1 m Entfernung von ciner 

 solchen Ebenn gcstellt, daran hervorruft. 

 Zur unmittelliaren photo metrischen Ver- 

 gleiclnuig mit dieser Einheit ist das Sonnen 

 licht zu stark; man schwacht es also zn- 

 niichst nach irgendeiner Methode in einem 

 bckannten Verhaltnis (z. B. auf Vioooo) a b, 

 und bestimmt mit dem Photometer die 

 Helligkeit dieses Bruchteils in Meterker/.en. 

 Wegen der Extinktion des Lichts in der 

 Erdatmosphare hangt das Ergebnis der 

 Messung von der Sonnenhohe all, und ist auch 

 sonst mit dem Zustand der Atmosphiire sehr 

 veranderlich. Steht die Sonne im Zenit, so 

 ist bei klarem Himmel die Helligkeit der 

 Sonnenbeleuchtung an der Erdoberflache 

 von der GroBenordnung 50000 Meterkerzen. 



Wiederum 50000 mal so groB wie cliese 

 Beleuchtungshelligkeit ist die mittlere 

 Flachenhclliykeit der Sonnenscheibe. 

 Sie iibertrifft die Flachenhelligkeit des Voll- 

 mondes 600000 mal, diejenige des geschmol- 

 zenen Stahls im Bessemerofen 5300 mal, 

 die des positiven Kraters einer Bogenlampe 

 etwa 4 mal. 



Wenn man von der Sonne ein nicht zu 

 lichtstarkes Bild entwirft, bcubaclitet man 

 daB die Flachenhelligkeit nach dem Rande 

 hin sehr merkbar abnimmt, und zwar nieht 



