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Physik der Sonne 



der Linie nac.h der Lage des Kernes, und 

 diese wird von der Asymmetric der Brechungs- 

 und Diffusionseffekte weniger stark beein- 

 fluBt, als die Intensitat des Lichtes in den 

 Fliigeln der Linie. 



In deni Spektrum der Chromosphiire 

 beobachtet man immer die nachfolgenden 

 11 Linien: 



7065,5 He 

 6563,1 Ha 

 5876,0 He 

 5316,8 Fe 



4861,5 H/3 



4471.8 He 

 4340,7 Hy 



4101.9 Ed 



3970,2 He 

 3968,6 Ca(H) 

 3933,8 Ca(K) 



Bei zunehmender Durchsichtigkeit der 

 irdisehen Atmosphare und Annaherung an 

 den Sonnenrand wachst aber die Zahl der 

 sichtbaren hellen Linien bedeutend; starker 

 noch bei Sonnenfinsternissen. Young gibt 

 ein Verzeiehnis von 300 Chromospharen- 

 liiiieii. 1909 gelang es Hale und Adams, 

 das Flashspektrum ohne Finsternis zu 

 photographieren und die oben erwahnte ge- 

 naue Koinzidenz der hellen Linien mit den 

 Fraunhoferscheu des Eandspektrums fest- 

 zustellen. 



Zwischen dem Spektrum der Protu- 

 beranzen und dem der Chromosphare be- 

 steht kein wesentlicher Unterschied. Die 

 am haufigsten darin auftreteuden Linien 

 gehoren den Elementen Ca, H, He, Ti, Mg, 

 Fe, Sr, Ba, Na, Ce, Ni, V. Mn, Cr, Co, Yt, 

 Zn, La an. Den meisten dieser Linien ent- 

 sprechen im gewohnlichen Sonnenspektrum 

 breite, verwaschene Fraunhofersche Linien. 

 Besonders gilt dies fiir diejenige Linien, 

 welche im Protuberanzenspektrum kraftig 

 sincl und o'fters groBe Versehiebungen zeigen. 

 wie die Kalziumlinien H und K, die Linien 

 des Wasserstoffs, einige des Titans, Ma- 

 gnesiums. Natriums. Das Helium nimmt 

 insofern eine Ausnahmestellnng ein, als seine 

 Linien im Fraunhoferschen Spektrum zwar 

 verwaschen, aber auBerst schwach, an vielen 

 Stellen des Sonnenbildes sogar unsichtbar 

 sind, wahrend es doch im Protuberanzen- 

 spektrum (lurch kraftige, oft stark verzerrte 

 Linien vertreten ist. 



Mini beobachtet an den Chromospharen- 

 liiiicn mi'liniials Auswiichse von solcher 

 GroBe, daB die Aenderung der Wellenlange 

 einige .umslnimschc Einheiten zu betragen 

 scheint. Da man vor 1896 bloB Radial- 

 geschwindigkeit als Ursache der Linienver- 

 Bchiebung kannfp, war man gezwungen zu 

 schlieBen, daB Kalziumdampf, Wasserstoff, 

 Helium usw. mit Geschwindigkeiten von 

 100 bis 800 Kilometern in der Sekunde sich 

 nahe parallel der Spnnenoberflache bewegen 

 kiinnten, ohne dabr-i die vielen anderen Case 

 in ihrer lluhe zu storen; denn zahlreiche 

 Chromospharenlinien (u. a. die starke Linie 

 7. 5316,8) zeigen solche Versehiebungen nie. 

 Phvsikalisch war die Sache schwer ver- 



standlich. Auch die auf Seite 840 mit ft, y 

 und bezeichneten Ursachen kb'nnen so groBe. 

 variable und selektive Versehiebungen nicht 

 hervornifen. Zieht man aber die anomale 

 Dispersion in Betracht, 'so ergibt sich eine 

 einfache Erklarung ganz von selbst. Mit 

 wirklicher Linienverschiebung (d. h. mit 

 einer Aenderung der WellenJange bei ge- 

 gebenem Emissionszentrum) hat man es 

 namlich in solchen Fallen nicht zu tun. 

 Die wahren Emissionslinien der Sonnenatmo- 

 sphare sind nach dieser Theorie relativ 

 schwach und weichen (abgesehen von der 

 ! Rotationsverschiebung) kaum merkbar von 

 der Stelle; die helle Strahlung der Chromo- 

 sphare aber besteht wesentlich aus gewissen. 

 den Emissionslinien benachbarten, stark ge- 

 brochenen Lichtarten, sie ist ausgewahltes 

 Photospharenlicht (vgl. S. 839). Von der 

 znt'iilligen Lage und GroBe der unregelmaBi- 

 gen Dichtigkeitsgradienten hangt es ab, 

 welche Lichtsorte von der einen, welche von 

 der anderen Stelle der Scheibenumgebung 

 herzukommen scheint: so bestimmt sich die 

 Gestalt der verzerrten Chromospharen- und 

 Protuberanzenlinien. Auf Erlauterungen 

 an einzelnen Fallen miissen wir hier ver- 

 zichten. 



Das Fleckenspektrum. In dem 

 Spektrum des Kernschattens der Sonnen- 

 |flecken erscheint der kontirmierliche 

 Hintergrund gegen denjenigen des ge- 

 wohnliehen Sonnenspektrums geschwiicht. 

 aber nicht in alien Teilen gleichmaBig; es 

 gibt sogar Stellen, wo die Schwachung zwei- 

 felhaft ist. AuBerdem zeigen viele Fraun- 

 hofersche Linien im Fleckenspektrum ver- 

 andertes Aussehen. Die meisten unter ihnen 

 sind verbreitert oder verstiirkt (namentlich 

 solche Linien, welche im Flammen- oder 

 Lichtbogenspektrum der Elemente stark 

 hervortreten), einige aber sind geschwiicht 

 (besonders Linien, welche im Funkenspek- 

 trum starker als im Bogenspektrum sind) 

 oder gar verschwnndcn. In den breiten 

 Linien erscheinen bisweilen helle Umkehrun- 

 gen. Ferner beobachtet man im Flecken- 

 spektnun eine Anzahl Linien undBanden, die 

 im Spektrum der Photosphare unsichtbar 

 sind (z. B. Banden des Titanoxyds, Ma- 

 gnesium- und Kalziumhydrids). Einen 

 L^eberblick oft vorkommender Falle von 

 Linienveranderung im Fleckenspektrum gibt 

 die schematische Zeichnung von Mitchell 

 (Fig. 16). Das Spektrum des Halbschattens 

 stellt den Uebergang vom Kernspektrum 

 zum Photospharenspektrum dar. 



Nach Hale und Adams, denen wir 

 ausfiihrliche Untersuchungen iiber das 

 Fleckenspektrum verdanken (Astrophys. 

 Journ. 24. 185, 25. 75, sollen die meisten 

 Eigentiimlichkeiten der Fleckenlinien 

 dadurch bedingt sein, daB in Flecken 



