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1'hysik der Sonne 



(scheinbare AbstoBung der Glieder einer 

 Gruppe; Voraneilen neu gebildeter Flecken; 



Fig. 7. 



aber mit vielen Ausnahmen und ganz 1111- 

 regelrnaBig). Die mittlere Rotationsge- 

 schwindigkeit nimnit vom Aequator nach 

 den Polen bin ab. Am Aequator betragt 

 sie 14, 4 pro Tag, in 30 Breite 13,7 pro Tag. 



4. Die Bildung eines Fleckens erfordert 

 manchmal bloB einige Stunden, manchmal 

 mehrere Tage oder Wochen. Hochst merk- 

 wiirdig ist die von Stefani gemachte Beob- 

 achtung, daB von den grb'Beren Flecken 

 durchschnittlich mehr als 90"% auf der von der 

 Erde abgewendeten Sonnenhalfte entstehen, 

 weniger als 10% auf der uns zugekehrten 

 Sonnenseite (Astronom. Nachr. Nr. 4523, 

 1911). Und Mrs. Maunder gelangt zu dem 

 bedeutungsvollen Ergebnis, daB auf der ost- 

 lichen Halfte der Sonnenseheibe viel mehr 

 Flecken als auf der westlichen Halfte er- 

 scheinen (Monthly Notices Roy. Astr. Soc. 67, 

 451, 1907). Wo ein Fleck sich bildet, zeigt 

 immer die Photosphiire schon vorher lebhaftc 

 Bewegung, schnell wechselnde hellere und 

 dunklere Stellen; eine der letzteren, die als 

 ,,Poren" bezeichnet werden, breitet sich aus 

 und wircl zum Kernschatten, den bald ein Halb- 

 schatten umgibt. Die Grenzezwischen Umbra 

 und Penumbra pflegt schiirfer zu sein als die 

 auBere Begrenzung der Penumbra. Nach 

 einer Periode relativer Ruhe wird die Auf- 

 losung des Fleckens oft eingeleitet durcli das 

 VorschieBen heller Zungen aus der Penuml)ra 

 in die Umbra, und deren Vereinigung zu 

 ,,Lichtbrucken", dann spaltet sich bisweilen 

 der Fleck in zwei oder mehr Teile, oder wird 

 von dem Photospharenlicht alliniihlich 

 gleichsam iiberdeckt. 



5. Zahl und GroBe der Flecken unterliegen 

 sehr unregelmaBigen Schwankungen; wenn 

 man aber Jahresmittel bildet, so stellt sich 

 heraus, daB die Durchschnittszahlen regel- 

 maBig steigen und sinken (Schwabc. 

 Wolf) in einer (etwas veranderlichen) elf- 

 jahrigen Periode, deren mittlere Lange 



von Wolfer zu 11,124 Jahren angegeben 

 wird. Die mittlere heliographische Breite 

 der Flecken andert sich in der- 

 selben Periode. Naheres iiber 

 die Perioclizitat findet man im 

 letzten Abschnitt, "jd. 



4b) Sonnenfackeln. Als 

 Gegenstiicke zu den dunklen 

 Flecken zeigt das Bild der 

 Sonnenseheibe auch Stellen, 

 wo die Helligkeit merklich 

 groBer als in ihrer Umgebung 

 ist : S o n n e n f a c k e 1 n (Faculae). 

 Die Ausdehnung der Fackeln 

 ist immer viel groBer, ihre Ge- 

 stalt unregelmaBiger als die der 

 Flecken; ihr Hefligkeitsunter- 

 schied gegeu die iibrige Photo- 

 sphare aber ist in den zentralen 

 Teilen der Scheibe selir gering und nimmt nach 

 dem Rande hin stark zu. Das Vorkommen der 

 Fackeln ist nicht auf besondere Zonen be- 

 schrankt; jedoch trifft man sie am hiiufigsten 

 in den Fleckenzonen an, und zwar besonders 

 in der niichsten Umgebung von Flecken. 



Man hat die Fackeln als Erhohungen der 

 Photosphare zu deuten versucht; sie sollten 

 dann nahe dem Sonnenrande deshalb heller 

 hervortreten, weil die absorbierende At- 

 mosphare, auf deren Wirkung man die all- 

 gemeine Helligkeitsabnahme nach dem 

 Rande hin zuriickfiihrte (siehe S. 826), iiber 

 den Fackeln diinner sei. Zugleich mit jenev 

 Erklarung der Helligkeitsabnahme, deren 

 Unhaltbarkeit erwiesen ist, wird aber auch 

 diese (ohnehin schou unklare) Dentung der 

 Fackeln hinfjillig. Verstandlicher ist das 

 Phanomen der Faculae, wenn man es als 

 eine Refraktionserscheinung aufl'aBt. 



Gesetzt, man blicke in der Richtung MV 

 (Fig. 5, S. 830) von auBen her nach einem Punkt 

 M hin, der in der Nahe der Photospharenflache 

 (sei es auBerhalb oder innerhalb derselben) liegen 

 soil. Bet'inden sieh mm in M unregelmaBige 

 Dichtigkeitsgradienten, wodurch die uns tref- 

 fenden Lichtstrahlen derart gekriimmt werden, 

 daB sie nicht aus der Richtung VM, siniderii aus 

 benaclibarten Richtnngen V'il herstammen, so 

 zeigt uns die Gestalt der Bestrahlungsflache 

 pq, daB die Intensitiit des beobachteten Lichtes 

 mit der Richtung von VM stark wechseln mufi, 

 und zwar um so starker, je mehr sich der \Vinkel 

 VMp dem Winkel HJ[p niihert, d. h. je naher 

 die anvisierte Stelle dem Rande der Sonnenseheibe 

 liegt. Die Fackeln sind nun nach dicsi-r Auf- 

 fassung Gebiete, wo die Dichte di>r Photospharen- 

 gase in groBerem MaBstabe als sonstwo variiert. 

 Befindet sich ein solches Gebiet in der Mitte der 

 Scheibe, so \vechselt die Intensitat des hindurch- 

 tretenden Lichtes wenig mit der Richtung, und 

 die Fackel hebt sich also kaum vom Hinter- 

 grund ab. Befindet es sich aber unweit vom 

 Rande, so miissen.beigleichgroBer mittlerer Strahl- 

 kriimmung, starkere Lichtkontraste entstehen, 

 also helle Gebilde auf dunklem Grunde auftreten. 



