Physik der Sonne 



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so laBt sich eine Korrektion berechnen, die 

 man zu-der beobachteten Zahl von Gramm- 

 kalorien pro cm 2 und Minute hinzuaddieren 

 mu6, um schlieBlich die Solarkonstante her- 

 auszubekommen. Aus den neueren Bestim- 

 mungen der Solarkonstante seien erwahnt 

 die Kesultate von 



S = g-cal pro Min. 

 Angstrom (1907) .... 2,17 



Scheiner (1908) ..... 2,25 



Abbot u. Fowle (1908) . 2,1 

 Abbot (1910) ...... 1,95 



Kimb all (1910) ..... 1,934 bis 2,131. 



Man ist in den letzten Jahren geneigt, 

 die groBen Schwankungen dieser Zahlen 

 niclit ganz der Unsicherheit der Korrektion, 

 sondern teilweise einer wirklichen Verander- 

 lichkeit der Solarkonstante von einigen Pro- 

 zenten zuzuschreiben (3 bis 10% in Perioden 

 von 5 bis 10 Tagen). 



Die ganze von der Sonne in einer Minute 

 ausgestrahlte Energiemenge ist nun 47rR 2 x S. 

 Setzt man S = 2, R = 1,495 xlO 13 cm ein, 

 so gibt das: 



5,6 x 10 27 Grammkalorien pro Minute, oder 

 2,94xl0 33 Grammkalorien pro Jahr. 



Da die Masse der Sonne I,96xl0 33 g be- 

 1riii;t, so liefert im Durchschnitt jedes Gramm 

 der Sonne jahrlich 1,5 Kalorie. 



Dividiert man die ganze in einer Sekunde 

 ausgestrahlte Energiemenge 4.TR 2 xY6o S 

 durch die Oberflache 4jrr 2 der Sonne, so gibt 

 der Quotient 



g-cal = 





= 6,447x10' erg 



die von 1 cm 2 der Sonnenoberflache pro Sek. 

 ausgestrahlte Energie. Daraus laBt sich die 

 effektive Sonnentemperatur berechnen, 

 d. h. die Temperatur, welche ein absolut 

 schwarzer Kb'rper besitzen wiirde, wenn er 

 gleich stark wie die Sonne strahlte. Fiir 

 die Gesamtstrahlung ST des absolut schwar- 

 zen Korpers pro cm 2 und Sek. bei der abso- 

 luten Temperatur T gilt namlich das Stefan- 

 Boltzmannsche Gesetz: 

 S T = oT 4 . 



Darin ist nach Messungen von Kurl- 

 baum o = 5,32x!0 5 erg pro cm 2 und Sek. 



Ware nun ST gleich clem oben fur die 

 Sonne gefundenen Wert E, so wiirde sich i'iir 

 die Temperatur des schwarzen Korpers er- 

 geben 



T = 5900 abs. 



Dies ist also die effektive Sonnentem- 

 peratur. Andere, auf dem Wienschen oder 

 dem Planckschen Strahlungsgesetz be- 

 nihende Bestimmungsmethoden haben dafiir 

 Zahlen geliefert, die zwischen 5500 und 

 10000 abs. schwanken. 



Strahlt die Sonne nicht wie ein schwarzer 



Korper, so muB die wahre Temperatur 

 derjenigen Schichten aus denen die Strah- 

 lung hauptsachlich stammt (d. h. der Photo- 

 sphare) im Mittel holier als die effektive 

 sein; wie hoch, laBt sich aber nicht angeben; 

 und da man kaum daran zweifeln kann. 

 daB im allgemeinen die Hitze nach innen zu- 

 nimmt, halt man das Obwalten von Tem- 

 peraturen zwischen 5000 und 12000 in 

 den unserer Beobachtung zuganglichcn Teilen 

 der Sonne fur wahrscheinlich. 



20) Erste Schliisse tiber den physi- 

 kalisehen Zustand der sichtbaren 

 Schichten. Aus dem Vorhergehenden koiinen 

 wir nun bereits wichtige Schliisse iiber den 

 physikfilischen Zustand der sichtbaren 

 Schichten zichen. Spektroskopische Unter- 

 sucluingen (siehe unten, sa) haben iiiiinlich 

 ergeben, daB die Sonne im wesentlichen aus 

 ili'ii uleichen Stoffen aufgebaut ist wie die 

 Krdr. Fiir die allermeisten irdischen Elemente 

 liegt aber die kiitische Temperatur (vgl. den 

 Ai'tikel ,,Aggregatzustande") unterhalb 

 5000 alis.. und wahrscheinlich erreicht sie 

 I'iir keines derselben einen hoheren Wert als 

 10000. Deshalb befinden sich fast alle uns 

 bekannten Elemente auf der Sonnenober- 

 flache in dem Zustand permanenter Gase. 

 In den tieferen Regionen, deren Strahlung 

 die iiuBeren Schichten nicht mehr zu durch- 

 dringen vermag, inuB das wegen der nach 

 iniirii wachsenden Temperatur um so mehr 

 der Fall sein. Die ganze Sonm- ist also im 

 wesentlichen ein ungeheurer Gasball. 



Freilich ist die Moglichkeit der Bildung 

 fliissiger oder fester Partikelchen darin nicht 

 ausgeschlossen; denn aus dem Sonneninnern 

 her duroh die Gasmasse aufsteigend, muB man 

 notwendig der Reihenfolge nach alle iso- 

 thermischen Fliichen passieren, in denen von 

 irgendeinpm bekannten oder iinbekannten 

 Elemente oder irgendeiner cliemischen Ver- 

 bindung die kritische Temperatur herrsclit. 

 Wo nun jenseits einer solchen Fliiche die 

 Partialspannung des betrel'fenden Dainpfes 

 dessen Sattigungsspannung iibertrifft, findet 

 Kondensation statt. 



Fiir die meisten uns bekannten Stoffe 

 wird dieser Fall wohl nirgends eintreten; aber 

 viellcicht gibt es auf der Sonne Elemente 

 oder Verbindungen von so holier kritischer 

 Temperatur und gentigend holier Konzen- 

 tration in dem Gasgemisch, daB die Partial- 

 spannung ihrer Dampfe in eineni gewissen 

 Niveau den Sattigungswert erreicht. An 

 solchen Stellen werden nun alle Ursachen, 

 welche die Kondensation beeinflussen (lokale 

 Temperaturschwankungen, lonisation der 

 Gase, usw.), das Vo lumen des kondensier- 

 baren Bestandteils stark verandern. Das 

 bedingt aber zugleich stellenweise Schwan- 

 kungen der Dichte des ganz en Gas- 



