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I'livsik der Soime 



Uebrigens deuten auch manche Erschei- 

 nungen, die wir spater bespreclien werden 

 (schwebende Protuberanzen u. dgl.) darauf 

 liin, daB die radiale Aenderung der Diclite 

 senr langsam vor sich gelit. 



Der scharfe Sonnenrand wurde also noch 

 nicht einwandsfrei erklart. Zweifellos spielt 

 in dem Phanomen die Strahlenbrechung 

 cine bedeuteiide Kolle, jedoch nicht ganz in 

 dem Sinne der Schmidtschen Tlieorie. Man 

 imiB erstens Eucksicht nehmen auf die Ab- 

 sorption und Diffusion des Lichts, und 

 zweitens in Erwagung ziehcn, daB auf der 

 Soime die unregelmaBigen Gradienten der 

 Dichte sehr \volil den Strahlenlauf viel 

 starker beeinflussen konnen, als der radiale 

 Gradient. 



Die folgeude einfache, hypothesenfreie 

 Betrachtung ist fur das Verstandnis vieler 

 Sonnenphanomene wertvoll. 



Ein beliebiger Pimkt M (Fig. 3) der Sonnen- 

 atmosphare win! von einem Beobachter, der 



Ausstrahlungsfahigkeit des Sonnenkorpers fur 

 die betreffende Lichtart als eine Funktion des 

 AustrittswLnkels qp darstellt. Mit Hilfe dieser 

 Figur konnen wir nun die ,,Bestrahhingskurve" 

 fiir einen Punkt M (Fig. 5) in der auBersten 



Fig. 4. 



Sehicht der Sonnenatmosphare konstruieren. Zu 

 diesem Zwecke brancheu wir nur auf alleu 

 Linien MY imierhalb des Winkels HMH', welche 

 die Photosphare in eineni Winkel if mit der Xor- 

 malen schneiden, die zu dem betrefl'enden Winkel 



Fig. 3. 



sich auf der Linie MA befindet, im Mittelpunkt 

 der Sclieibe geselien; von einem Beobachter auf 

 MB aber nicht weit vom Kande. Dem zweiten 

 Beobachter ersclieint das Gebiet um M viel 

 wniger hell uls dem er-sten. Das beweist, daB 

 M in der Richtung bM viel weniger Licht emp- 

 fangt als in der Richtung aM. Wie die Bestrah- 

 luiigsstiirke in einem Punkte M fiir eine gegebene 

 Lichtart mit der Einfallsrichtung variiert, kann 

 man leicht finden, wenn man die roittlere Vertei- 

 IUIIL' drs betreffenden Lichts auf der Sonnen- 

 si:heibp kennt. 



In Figur 4 zeigt die Linie PQ die allmiihliche 

 der llrlligki-it vom Mittelpunkte C 

 I|I>M luiiu.l K ilrr SiiiiiiniM-hrilji' hin, fiir Licht 

 von der Wcllciiliiiiirc J(J5 bis 412 ^^., nach 

 Vogels Tabclle (S. 826). RNC' sei ein Schnitt 

 der I'll. .to [il:.:irnob(.rJl;iche, und der Beobachter 

 bi't'inde sich in groBer Entferniing auf der Linie j 

 C(/. Daim ist klar, daB die mittlere Lichtmenge, 

 die z. B. in X aiis ilcr Sonnc hervorzutreten j 

 sclieint, ,,i einer l-!icht\ing, die den Winkel 



ANB ( NCC' i mil der Normalen bildet, pro- 

 portional xin Oi ! te inn ist. Wir tragen nun 

 auf dem Radiusvektor ON <len Wmkt m' so 

 auf, daB Cm'= inn, und tun dasselbe bei olleil 

 anderen Hadien dc-, ^.Imitt.'s KXC'. Dadurch 

 erhalten wir einr \\n\-\c P'Q', i|j ( > die elt'ektive 



H 



Fig. 5. 



<f zugehorige Polar koordinate der Kurve P'Q' 

 der Figur 4 aufzutragen. Wenn wir die Enden 

 dieser Vektoren miteinander verbinden, er- 

 halten wir die gesuchte Bestrahlungskurve pq'. 

 Sie weicht von der Kurve Q'P' nur wenig ab, 

 und wiirde, \vie leicht einzusehen ist, fiir einen 

 tieferen Punkt der Atmosphare denselben Cha- 

 rakter beibehalten. LaBt man die Kurve pq' 

 urn pM als Achse rotieren, so erhiilt man die 

 Bestrahlungsflache des Punktes M. Die Be- 

 straMungsflache ware eine Kugel sps', falls die 

 Sonne wic cine gliihcndo Wolkenschicht strahlte. 

 In obiger Erorterung wurde iiber die 

 Natur der Photosphare nichts ausgesagt; 

 sie fiihrt aber zu ciner neuen Erklamng dieses 

 Phanomens. 



