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Phvsik 



Si nini' 



gemisches, und fordert also das Auftreten 

 nnregelmaBiger Dichtegradienten. 



Stdnmgen in der GleichmaBigkeit der 

 Dichteabnahme nach auBen hiu miissen in 

 einem Gemisch lantcr pennanenter Gase 

 sehun deshalb cntstehen, well die Abkuhlung 

 zu Konvektionsstromen Anlal.i gibt (deren 

 eigentiimlicher, durch die Achsendrehung be- 

 einfluBter Verlauf in dem Emdcnschen Buch 

 . . i .;i -kugeln" [siehe Literatur] eingehend er- 

 Furscht wird);smdaberkondensierbareDampfe 

 mit ini Spiele, so fallen die Dichtescliwan- 

 kimgen cles Gemenges notwendig groBer aus. 



Obgleich die Gravitationskraft an der 

 Sonnenoberflaclie 27,5 mal so groS ist als 

 an der Erdoberflache, so darf man daraus 

 nicht folgern, claB auch die radiale Dichtig- 

 keitsalmulime der Gase auf der Sonne groBer 

 als auf Erden sein muB. Denn erstens ist 

 wegen der starken Strahlung der Sonne der 

 nacli auBen genchtete Strahlu ngsdruck 

 keineswegs gegen die Gravitation zn ver- 

 nachlassigen, ja iibertrit'ft dieselbe sogar 

 mehrere Male fiir Partikelchen gewisser 

 Gro'Be. Zweitens ist man gezwuiigen an- 

 zunehmen, daB die gesamte Elektronen- 

 e mission der Sonnenmasse sowohl den 

 Gasmolekiilen als den gro'Geren Teilchen 

 Impulse gibt, deren Resnltanten im Mittel 

 der Gravitationswirkung entgcsiengesetzt ge- 

 richtet sincl. Beide Ursachen bewirken eine 

 Verkleinerung des radialen Dichtigkeits- 

 gradii-nten und lassen also die unregelmaBigeu 

 Gradienten entsprechend stiirker hervor- 

 treten. Aus denselben Griinden ist auch eine 

 Lagerung der Sonnengase genau in der 

 Reihenfolge ihrer Atom- oder Molcknlar- 

 gcwirlitc nit-lit wahrsc-heinlich. Pavtikelchen 

 kondensierter Substanzen mit hohem Mole- 

 kulargewieht konnten z. B. durch den Strah- 

 luuiisdnick echiilii'ii Averden und oben, wegen 

 des kleineren Partialdrucks, wieder ver- 

 dampfen. Die Mischung der Gase wiirde 

 dailnrcli gefordert. Aber jedenfalls muB doch 

 die inittlere Zusammensetzung des Gasge- 

 misches von den inneren Scliichtcn nach 

 auBen hin sich allmahlich stark andern. 



I 'as Ilinzutreten des Strahlungsdrucks 

 iv<j|. den Artikel ,,Strahlung") und der 

 Elektronenimpulse (virl. den Artikel ,,Klek- 

 fruiii'ii") zu der Gravitationskraft macht es 

 aiil.'icnlrin leic.lilcr verstandlich, daB die 

 mitt lore Dichte der Sonne nur ein Viertel 

 vim der der Knl<> hetiiii:;. 



3. Die Erzeugung und Ausbreitung des 

 Lichts in ausgedehnten Gasmassen. Bei 

 id 1 ! Deutung der mannigfaltigen Lichterschei- 

 nungeu der Sonnc. die wir in dt-n niichsten 

 Absehnitter lie-clM-ciben \\-ollen, wird man 

 sich stets ^(ri'iiwiirtiir lialten miissen, da 1.1 

 die Qucllc drs Lichii's rinr Si ni'l iiiasse von 

 der oben ski/xiertcn 1'esclial't'eiiheit ist. 



3a) Emission, hn Laboratorium geben 



nun leuchtende Gase und Diimpfe bekannt- 

 lich im allgemeinen Linien- oder Banden- 

 spektra, nicht nur wenn sic durch cliemische 

 Prozesse, elektrische Entladuiigen oder Be- 

 strahlung erregt werden (vgl. den Artikel 

 ,,Lu m i n e s z e n z"), sondern auch bei geniigend 

 holier Temperatur im elektrischen Ofen 

 (King). Erhb'ht man den Druck des Dampfes, 

 so tritt in einigen Fallen eine starke Ver- 

 breiterung der Linien ein, in anderen Fallen 

 bleiben cCe Linien zunachst ziemlich scharf 

 und es kommt ein kontinuierliches Spektrum 

 hinzu. Fortgesetzte VergroBerung der Dichte 

 muB aber unbedingt das diskontinuierliche 

 Emissionsspektnim schlieBlich in ein kon- 

 tinuierliches tiberfiihren. 



Da man sich also die Leuchtkraft der 

 Sonnenmasse von auBen nach innen all- 

 mahlich zunehmend und ihr Emissions- 

 spektnim stetig von einera Linienspektrum 

 in ein kontinuierliches iibergehend denken 

 muB, erscheint die scharfe Begrenzung der 

 Sonnenscheibe als ein unerwartetes Phano- 

 men, das einer besonderen Erklarung bedarf. 



Die altere, noch ziemlich verbreitete An- 

 sicht (Young), es werde die helleuchtende 

 Kugelflache, die Photosphare, von einer zu- 

 Bammenhangenden, weiBes Licht ausstrah- 

 lenden WolkenscMcht gebildet. steht mit 

 clem Gesetz der Helligkeitsverteilung auf 

 der Sonnenscheibe und mit dem Ergebnis 

 der Stralilungsmessiingcn bei Sonneiifinster- 

 ni^.-en im Wid'Tspruch (vgl. S. 826). und 

 laBt sich aus melireren Griinden nicht liinger 

 aul'rt'cht erlialten. 



3!)) Rei'rakt ion und Erklarungen 

 des Sonnenrandes. Eine eigentitmliche, 

 dio])trische Erklarung des Sonnenrandes 

 riihrt von A. Schmidt her, dem das 

 Verdienst gcbuhrt, die ordentliche Beriick- 

 sichtigung der Refraktion in die Sonnen- 

 physik eingefiihrt zu haben (,,Die Strahleu- 

 ln-eciniiiL'- auf der Sonne, ein geometrischer 

 Beitrag zur Sonnenpliysik", Stuttgart 1893). 

 Schmidt betrachtet die Sonne als einen 

 unbegrenzten Gasball, (lessen Brechungs- 

 index von innen nach auBen stetig abnimmt, 

 zunachst langsam, dann schneller, nacliher 

 wieder langsamer, um sich schlieBlich der 

 Einheit zu niihern. In einem solchen Medium 

 erfnlgt die Fortpflanznng des Lichts krumm- 

 linig. Jeder Strahl gehorcht den Gesetzen: 



Q = ; und nr sin a= konst. 



(ij ist der Kriimmungsradiiis des Lichtstrahls 

 in einem Punktc, wo n der Brechungsindex, 

 n' die zur Richtung des Strahls senkrcchte 

 Komponente des Gefalles des Brechungs- 

 index ist. Ferner stellt r den Radiusvektor 

 des betrachteten Punktes vor, und a den 

 Winkel zwisclien Liclitstrahl und Radius- 

 vektor. Man vergleiche die Artikel iiber 

 ,,Liclitbrechung" und iiber ,,Atmosphariscbe 



