Physik der Sonne 



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Optik"). Diese zwei Gleichungen bestimmen 

 die Losung des Problems, die wir leider aus 

 Mangel an Raum liier nicht streng entwickeln 

 konnen. Das Resultat ist folgendes: 



In jeclem Punkte der Gasmasse ist der 

 hoiizontale Lichtstrahl starker als jeder 

 andere gekriimmt. Betrachten wir zunachst 

 blofi horizontals Strahlstiicke (Fig. 1). Weit 

 vom Zentrum ist deren Krummung unmerk- 

 bar, also g = co; mit abnehmender Ent- 

 fernung r niinmt auch Q ab, und zwar schnel- 

 ler als r, bis sogar Q < r wird (in 

 groBeren Tiefen, die wir jetzt auBer Betracht 

 lassen, muB wiederum p>r sein). Es gibt 

 somit eine bestimmte Entfernung vom 

 Mittelpunkt, wo Q = r ist. Die Kugel mit 

 diesem Eadius nennt Schmidt die ,,kri- 

 tische Sphare"; sie ist in den Figuren 1 und 2 

 mit Z angedeutet. 



Fig. 1. 



Fig. 2. 



Wir wollen nun einige aus dem Gasball 



austretende Strahlen ins Auge fassen. die 

 alle schlieBlich in nahe derselben Richtuns 

 die weit entfernte Erde treffen (Fig. 2). 

 Der Strahl 1 hat die Schichten senkrecht 

 durchschnitten und wurde deshalb nicht ab- 

 gelenkt. Die Strahlen 2, 3. 4 aber miissen 

 in gebogenen Bahnen die Sonne. durchsetzt 

 halicn; sie stammen alle aus hellleuclitenden 

 Schiehten, die sich tief unter der kritischen 

 Sphare befinden. Die Strahlen 5. 6 usw. blie- 

 ben in ihrem ganzen Verlauf auBerhalb der 

 kritischen Sphare und enthalten also nur die 

 Emission der sehr schwach leuchtendeu 

 auBeren Teile der Gasmasse. Zwischen 4 



und 5 muB sich ein Strahl befinden, der 

 nach unzahligen Umlaufen in der kritischen 

 Sphilre, dieselbe asymptotisch verlassen hat; 

 er markiert den jahen Uebergang von Stellen, 

 die uns in dem hellen Licht des tiefen Innern 

 erscheinen, zu solchen, die uns bio 6 das 

 Emissionslicht der diinnen Gase zeigen. 

 Obgleich an der Kugelflache Z eine physi- 

 kalische Unstctigkeit gar nicht besteht, er- 

 scheint also jene kritische Sphare \vic cine 

 scharf begrenzte, in weifiem Licht strahlrnde 

 Scheibe. 



Gegen diese rein dioptrische Erklarung 

 'des Sonnenrandes hat man nun alter mit 

 Recht eingewendet, es sei wegen der Ab- 

 sorption und Diffusion des Lichfs unmiiglich, 

 daB Strahlen, die innerhalb der kritischen 

 Sphare so auBerordentlich lange Wege zu- 

 riickgelegt haben, no eh eine merkliche Licht- 

 menge aus groBen Tiefen mit sich fiihren. 

 Den zahlenmaBigen Beleg fiir dieseu Einwand 

 liefert sowohl die Theorie des Lichtdurch- 

 gangs durch materielle Medien, wie der Ycr- 

 gleich mit der Sehwachung, welche das Licht 

 bereits auf dem kurzen Weg durch die Erd- 

 atmosphare erleidet. 



In ganz anderer Weise versucht deshalb 

 Sehwarxschikl, das Ratsel des Sonnen- 

 randes zu li'isen. Er bemerkt, daB eine Liinge 

 von 700 km auf der Sonne uns unter einem 

 Winkel von nur 1" erscheint, also kaum 

 sichtbar ist. Wenn demnach die Dicke der 

 Uebergangssehicht zwischen den Regionen 

 mit kontimiierlichem Emissionsspektrum und 

 dem Gebiete der durchsichtigcii Atmosphare 

 nur etwa 700 km oder kleiner ware, so miiljte 

 man schon einen anscheinend plutzlichen Hel- 

 ligkeitssprung beobachten. Nun geht, nach 

 Schwarzschild und Emden, aus ther- 

 modynamischen Betrachtungen wirklich her- 

 vor, daB eine so schnelle Zunahme der Dichte 

 und der Temperatur mit der Tiefe sehr 

 wahrscheinlich sei. Die Resultate fallen 

 zwar verschieden aus je nach den voraus- 

 iM'sct/.ten Gleichgewichtsbedingungen (ob 

 niimlich isothermisches, oder adiabatisches, 

 oder Strahlungsgleichgewicht usw. herrscht), 

 alicr alle jene Berechnungen fiihren auf einen 

 Diclitigkeitsgradienten, der steil geuug ist 

 urn daraus den scheinbar schroffen Hcllig- 

 keitsunterschied am Sounenrande zu erkliircn. 



Indessen unterliegt auch dieser Versuch, 

 das Problem zu losen, gewichtigen Bedenken. 

 Die erwahnten Berechnungen stiitzen sich 

 niimlich auf derAnnahme, daB in der Sonnen- 

 masse der Druck nur durch die Gravitations- 

 kraft bestimmt wird; aber die unleugbare 

 Gegenwirkuni; des Strahlungsdrucks und der 

 Elektronenemission , die dabei bis jct/,t 

 nicht zahlenmaBig beriicksichtigt werden 

 konnte, entzieht den Rechnungen die Beweis- 

 kraft; sie muB den Wert des Dichtigkeits- 

 gradienten jedenfalls bedeutend herabsetzen. 



