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I'hvsik cler Sonne 



nahe liegt oder gar gleich ist. Dann ist nicht 

 nur die Diffusion sehr stark, sondern es tritt 

 Absorption hinzu, d. h. die heftig resonieren- 

 den Elektronen erschiittern die Molekiile durch- 

 aus; sie veranlassen Schwingungen anderer Elek- 

 triuien mit anderen Perioden, und dazu auch ganz 

 ungeordnete Bewegungen. 



Wahrend nun der absorbierte Teil der Energie 

 des Wellenzugs demselben unwiederbringlich ver- 

 luren ist, erhiilt der Wellenzug von der durch 

 Diffusion entzogenen Energie eine merkliche Menge 

 zuriick, namentlich wenn die Liehtquelle sehr 

 groB ist und eine dicke Gasschicht sie umhiillt 

 (vgl. Schuster, Radiation through a foggy 

 atmosphere. Astroph. Journ. 21, 1, 1905). Es 

 sei z die Dicke der homogenen Gasschicht, k 

 der Absorptionskoeffizient, e der Diffusions- 

 koeffizient, J die Intensitat des einfallenden, 

 J die Intensitat des austretenden Lichts, so 



sich 

 wenn blnli Absorption stattfindet: 



J= Joe-**, 



wenn blofi Diffusion stattfindet: 



J = J 



Mit wachsendem ?. nimint also im zweiten Fall J 

 viel langsamer ab als im ersten Fall. 



Die Werte von k und a fiir verschiedene 

 /. hangen von der Lage der Eigenperioden im 

 Spi-ktriim ab; inderen Xahe sind sie am griJlitcn. 

 Man hat Ursache anzunehmen, daB k schon in 

 geringer Entfernimg von den Eigenperioden ab- 

 solut null \vird, und daB a dem gleich zu er- 

 walmenden Kayleighschen Gesetz folgt. 



Bei Laboratoriumsversuchen mit kleinen 

 Gasmengen kommt die Diffusion gar nicht 

 in Betracht; in der Sonnenatmosphare muB 

 sie aber unbedingt eine groBe Kolle spielen, 

 was man schon daran erkeimt, daB bercits 

 in der so viel kleineren Erdatmosphare das 

 Licht des blauen Himmels von der Diffusion 

 herriihrt. 



327t 3 (n-l) 2 

 Nach Rayleigh ist o= ^ v , wo 



oA . IN 



N die Anzahl zerstreuender Molekule per 

 cm 3 bedeutet. Die Diffusion niinmt also 

 iiirht nur mit abnehmender Wellenlange zu, 

 sumlrrn ist auch stark von der brechenden 

 Krai't n L des Mediums abhangig. Zu beiden 

 Seiten eincr jeden Absorptionslinie, \vo n 1 

 relativ groBe absolute Werte besitzt, wird 

 das Licht mehr als in den iibrigcn Teilen 

 des Spektrums durch Diffusion geschwacht: 

 es gibt dort anumale Diffusion infnlge 

 der anomalcii Dispersion. Hochstwahr- 

 srlirinlich ist nur der sehr schmalr 

 Kern der Fraunhoferschen Linien 

 auf Alisiirpt inn zuriickzufuhren und 

 erblickt man in dem groBten Teil 

 der Breite jener Linien eine reine 

 Dispersionswirkung (Julius 1. c.). 



Mit dem Rayleighschen hiffusionsgesetz 

 inuB offenbar auch A;\< Gesetz der mittlercn 

 HeUigkeitsverteilung fiir die verschiedenen 

 Liclitarten auf der Sonnenscheibe zusammen- 



hangen. In der Tat kann, in Ueberein- 

 stiininung mit der auf Seite 831 erwalinten 

 Erkliirung des Sonnenrandes, die Gasmasse 

 unterhalb der Photospharenflaehe sehr wohl 

 noch bis zu einer erheblichen Tiefe durch- 

 siclitig sein, unbeschadet der Diffusion. Weil 

 nun das dort unregelmaBig gebrochene Licht, 

 das aus den helleuchtenden tieferen Schichten 

 stammt, durchschnittlich um so langere Wege 

 durch die Photospharengase zuriickgelegt hat, 

 je dichter die Austrittsstelle beim Rand der 

 Scheibe liegt, so folgt, daB von den zentralen 

 Teilen der Scheibe zum Rande hin erstens: 

 die mittlere Lichtstarke wegen der Diffusion 

 abnehmen muB, am wenigsten fiir rot, 

 starker fiir kiirzere Wellen, und zweitens: 

 infolge der anomalen Diffusion die Fraun- 

 hoferschen Linien sich im allgemeinen 

 verbreitern miissen. 



In ganz anderer Weise wird die 

 Verschiedenheit der Intensitiitsabnahme 

 nach dem Rande hin fiir Strahlen verschie- 

 dener Wellenlange von Arrhenius erklart. 

 Er sagt: die mittlere Temperatnr der 

 Schichten, aus welchen die schriig aus- 

 tretenden Strahlen stammen, ist niedriger 

 als die mittlere Temperatur der Schichten, 

 von denen die radial austretenden Strahlen 

 herriihren; und je niedriger die Temperatur, 

 je mehr verschiebt sich das Energiemaximuni 

 im Spektrum nach rot. Die Verbreiterung 

 der Fraunhoferschen Linien lafit sich 

 auf diese Weise nicht erklaren. 



Obige Folgerungen beziehen sich nur auf 

 die Mittelwerte der Intensitat; stellenweise 

 aber wird die Kriimmung der Lichtstrahlen 

 in den unregelmaBigenDichtigkeitsgradienten 

 eine UngleichmaBigkeit in der Lichtver- 

 teilung verursachcn, eine um so stiirkere, 

 je groBer die brechende Kraft des Mediums 

 fiir die betreffende Lichtart ist. 



Inwiefern dies alles zutrifft, werden uns 

 erst die mehr ins cinzelne gehenden Sonnen- 

 beobachtungen lehren konnen, zu deren Be- 

 schreibung wir jetzt iibergehen. 



4. Das teleskopische Bild der Sonne. 

 Wie schon anfangs bemerkt, beruht unsere 

 Kenntnis von der Sonne im wesentlichen 

 auf der Deutung von Lichterscheinungen. 



Naclidem nun im vorhergehenden fast 

 ausschlieBlich die Ergebnisse photometrischer 

 und aktinometrischer Messung des mittleren 

 Sonneiilichtes in Betracht gezogen und mit 

 physikalischen Theorien in Zusamnienhang 

 gesetzt warden, werden sich im folgemlen 

 das Fernrohr und das Spektroskop als die 

 machtigsten Waffen zum Eindringen in 

 tiefere Geheimnisse zeigen. 



43) Sonnenflecken. Sogar die augen- 

 falligsten Einzelheiten auf der Sonnenscheibe, 

 die h'lecken, sind mit bloBem Auge so 

 schwer zu sehen, daB man aus der Zeit vor 

 der Erfindung des Fernrohrs nur einige 



