Physik cler Sonne 



841 





Figur 15 ersichtlich (vgl. Julius, Physik. 

 Zeitschr. 12, 337 und 676). R ist die Dispersions- 

 kurve in der Nahe einer Absorptionslinie. Ihre 



o' 



Fig. 15. 



Ordinaten stellen fiir jede Wellenlange die Refrak- 

 jj ^ 



tionskonstante R = dar. Ware in koine 

 A 



Absorptionslinie vorhanden, so wiirde in dem 

 kleinen Spektralbereich iiberall R = l = OP 



sein (entsprechend der gestrichelten Linie P^'.) ; 

 jetzt aber sind offenbar die positiven Urdi- 

 naten der R-Kurve durchschnittiich groBer als 

 die negativen. Alle Refraktionseft'ekte sind 

 also im Durchschnitt groBer auf der roten als 

 auf der violetten Seite des Punktes O. Auch die 

 mit (n I) 2 proportionate anomale Diffusion, 

 weldie die Breite vieler Fraunhoferschen Linien 

 bestimmt (S. 832), ist starker auf der roten als 

 auf der violetten Seite der wahren Absorptions- 

 linie. In der unteren Halfte der Figur 15 ist die 

 Lichtschwachung durch Diffusion und Absorp- 

 tion dargestellt; dieFunktion R gibt nainlich den 

 von einer homogenen Atmosphare durchgelassenen 

 Bruchteil der einfallenden Strahhing S an. Die 

 scharfe Einsenkung bei O' entspricht der wabren 

 Absorption, die breiten Abhange (und der ge- 

 strichelte Teil d 2 d : , d, der Kurve) entsprechen 

 der Diffusion. In der Tat ist fiir viele Fraun- 

 hofersche Linien dieser aus der Theorie sich 

 ergebende Typus der Lichtverteilung charak- 

 teristisch (Jewell, Deslandres, St. John): 

 jedocli sind die meisten Linien so schmal, daB 

 die Details zwisehen d, und d 4 der Beobachtung 

 entgehen, und bloB die Asymmetric der ganzen 

 Linie merkbar bleibt als eine Verschiebung nach 

 rot. 



f) Einstein hat aus theoretischen Betrach- 





\N S 



\^ 



tungen geschlossen, daB die Gravitationspoten- 

 tialdifferenz 3> zwisehen Sonnenoberflache und 



Erde eine WellenlangevergroBerung I' 1=1-% 



c 



bedingt. Daraus wiirde fiir eine Linie /l = 5JDQQ AM 

 eine Verschiebung nach rot hin von 0.010_ A 

 folgen (Einstein, Ann. d. Phys. 35, 898. 

 1911) . 



Um die allgcmeine ,,Eotverschieljung" 

 zu erklaren, kommen die Ursachen ft, d und e 

 in Betracht. Nach e sollten die Verschie- 

 bungen einfach den Wellenlangen propor- 

 tional sein, was nicht ziitrifft; diese Ursache 

 kann also jedenfalls nieht die einzig maB- 

 g-ebende sein. Nach ft wiirde sich der mittlriv 

 Druck in der ,,umkehrendcn Schicht" zu 5 

 bis 6 Atmospharen berechnen; nach d soil 

 zwisehen der GroBe der Verschiebung und 

 der Breite der Linien eine Beziehung (nicht 

 Proportionalitat) bestehen. Wir kommen auf 

 die Erklarungen nach ft und d gleich zuriick. 

 50) Die Spektra, einzelner Teile des 

 Sonnenbildes (Zcntrum und Rand; 

 Chromosphare und Protnberanzen; 

 Flecken; Korona). Messungen von Halm, 

 Fabry und Buisson, Adams, haben er- 

 geben, daB die Eotverschiebung (und auch die 

 Breite) der Fraunhoferschen Linien am 

 Rande der Sonnenscheibe groBev ist als 

 in der Mitte. Die Untcrschiede schwankcn 

 zwisehen 0,000 und 0,01 4 A. (Adams, Astro- 

 phys. .Iiiuni. 31. 30. 1910). Man hat dieses 

 Phanomen durch die Ursache /? zu erklaren 

 versucht, indem man den Druck an der Basis 

 der umkehrenden Schicht zu etwa 12 Atmo- 

 spharen ansetzte und bemerkte, daB das Licht 

 des Randes in der unteren Halfte der um- 

 kehrenden Schicht einen langeren Weg als 

 in der oberen Halfte zuriickgelegt hat. Des- 

 , halb sollte ja am Rande der Druckefi'ekt 

 ! der tieferen Schichten vorherrschen. Gegen 

 diese Auffassung spricht die Tatsache, daB 

 die hellen Linien des Chromospharenspek- 

 trums durchsclmittlicli die gleiche Rotver- 

 schiebung wie die Fraunhoferschen Linien 

 des Randspektrums zeigeu, wahrend doch 

 i in der holier liegenden Chromosphare jener 

 hohere Druck der tieferliegenden Schichten 

 nicht obwalten kann. 



Schreibt man die Rotverschiebung der 

 Ursache d zu, so erkliirt sich ihre Zunahme 

 (und die der Linienbreite) nach dem Rande 

 hin aus der vermehrten Diffusion und un- 

 regelmaBigen Brechung (vgl. S. 832). Die 

 gleichgroBe Rotverschiebung der Chromo- 

 sphiirenlinien ist dann verstandlich, weil das 

 Chromospharenlicht eben das im Fraun- 

 ^oferschen Spektrum des Randes fehlende 

 I Licht ist. Auch wircl es klar, weshalb 

 einige starke, verwaschene Linien rait schar- 

 fem Kern (des Natriums, Kalziums, Magne- 

 siums) abweichendes Verhalten zeigeu. In 

 solchen Fallen beurteilt man ja die Lage 



