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I'hysik der Sonne 



zur Sonnenoberflache von der Mitte des Flecks 

 mit zunehmender Geschwindigkeit nach 

 auBen hin bewegen, laBt aber unaufgekliirt 

 wie die Gase zur Quelle gelangen, denn 

 vertikale Stromungen fand er nicht in 

 geniigender Starke. 



Wenn die Sonnenflecken durch Wirbel ver- 

 ursacht werden und wenn die in ihnen zir- 

 kulierenden ionisierten Gase sei es positive, 

 sei es negative lonen im UeberschuB enthal- 

 ten, so muB der Fleck der Sitz eines magneti- 

 schen Feldes sein, in dessen intensivsten 

 Teilen die Kraftlinien parallel zur Wirbel- 

 achse verlaufen. Das Fleckenlicht konnte 

 also die Eigentiinilichkeiten aufweisen, die 

 wir im Laboratorium beobachten, wenn 

 emittierende und absorbierende Gase sich 

 im magnetischen Felde befinden. 



Diese Ueberlegung fiilirte Hale auf 

 die Entdeckung des Zeemaneffekts im 

 Spektrum der Sonnenflecken (Astroph. 

 Journ. 28, 315, 1908). An einigen doppelt 

 oder melniacli erscheinenden Fleckenlinien 

 des Eisens, Titans und Chroms konnte er 

 niimlich nachweisen, daB die Komponenten 

 gerade so polarisiert waren, wie sie es ge- 

 miiB dem inversen Zeemanefi'ekt in Duplets 

 oder Triplets sein sollten. In den mittleren 

 Teilen der Sonnenscheibe zeigten die Flecken 

 im wesentlichen den longituclinalen, nahe i 

 am Rande den transversalen Zeeman- 

 effekt. Nach verschiedenen Richtimgen 

 hin wurde die Deutung gepriift und bestatigt 

 gefunden. 



Als GroBenordnung der Feldstiirke in 

 Flecken fand Hale etwa 3000 GauB. 

 Verschiedene Linien, auch solche des gleiehen 

 Elements, ergaben fiir die Feldstarke oft 

 ungleiche Werte; Hale erkliirt das durch 

 die Annahme, daB die Linien in verschiedenen 

 Niveaus zustande kommen. Aus gewissen 

 Kr\y;igungen sclilieBt er weiter, daB das Feld 

 durch die Zirkulation negativer lonen 

 entsteht. 



Selbstverstandlich hat diese schrme, nur (lurch 

 groBes Geschick und mit groBen Mitteln erreich- 

 bare Entdeckung, gerade zur Zeit wo das Zeemaii- 

 phanumen und verwandte Erscheinungen ini 

 Mittelpunkte des physikalischen Interesses 

 Linden, alk'emeines Aufsclu'ii erregt. 



\ni." tneinte man, rs sei durch den Nach- 

 wcisder lyvisten/. magnetischer Felder in Sonneii- 

 tleeken nun ancli dip Krklarung der erdmag- ! 

 netische Stiirungcu (die offenbar mit der Flee ken - 

 hiiufigkeit in irgeiideinem Zusammenhang 

 stehen) vid leichter geworden; die Rechnung 

 ergab aber bald i-iuen ganz unmerklich kleinen ' 

 Wert i'iir die dirrkte Einwirkung der Fleeken- 

 fehler auf den Erdmagnetismus. Dagegen scheint. 

 das Studium des longitudinalen Zeemaneffekts 

 in Flecken auf sielien. Srhliisse liinsichtlich des 

 Drehungssinnes der Sumienwirliel zu fiihren. 

 Manchmal zeigen zwei verscliiedene Kernschatten, 

 die sieh innerhalb eines gemeinsamen Ilalb- 

 scliattens bet'indeii, oder zwei (ilieder einer 



Fleckengmppe, entgegengesetzte magnetische 

 Polaritat; sie besitzen dann entgegengesetzten 

 Drehungssinn. Oft wird ein Flecken der einen 

 Polaritat in der nordlichen Ilalbkugel von einem 

 Flecken der anderen Polaritat in der siidlichen 

 Halbkugel begleitet, als wiiren sie die Endeii 

 eines sich durch die Sonnenmasse hindurch- 

 ziehenden Wirbelfadens (vgl. Fig. 8, S. 8::."n. 



Der Nachweis des magnetischen Feldes 

 in Flecken ist jedenfalls ein kraftiger Beleg 

 fur die Richtigkeit der Auffassung, daB 

 Sonnenflecken Wirbel anzeigen. 



Das Koronaspektrum. Wcgi-n der 

 Seltenheit totaler Sonnenfinsternisse schreitet 

 unsere Kenntnis des Koronaspektrums 

 nur langsam fort. Dieses Spektrum ist 

 in der Hauptsache ein kontimiierliches, 

 enthiilt aber dazu eine Anzahl heller 

 Linien (A 5303, 4359, 4231, 4086, 3987. 3801, 

 3643, 3456, 3381, 3237, 3188, 3170, 3164), 

 denen im Sonnenspektrum kerne Fraiui- 

 hoferschen Linien zu entsprechen scheinen. 

 Die starkste Linie 5303 wird einem auf Erden 

 unbekannten Elemente, dem Konmium, 

 zugeschrieben. 



Aus der starken Polarisation des Korona- 

 lichts hat man geschlossen, daB es zum gro'Bten 

 Teil reflektiertes Photosphiirenlicht sei, und 

 daB also die Korona feste oder fliissige Pa- 

 tikelchen enthalten miisse, die das Licht 

 zuriickwerfen. Weil jedoch die Fraun- 

 hoferschen Linien in dem Spektrum der 

 auBeren Korona nur schwach, in dem der 

 inneren fast gar nicht zu erkennen sind, liihrt 

 man meistens einen erheblichen, nach an Ben 

 hin abnehmenden Bruchteil des Lichtes 

 auf die Eigenstrahlung der gliihenden Par- 

 tikelchen znriick. Mit dieser Auffassung 

 stimmt nun aber nicht der auBerst geringe 

 Gehalt der Koronastrahlung an infraroten 

 Wellen: deshalb hat man eine durch Katho- 

 denstrahlcn vcrursachte Pliosphoreszenz der 

 Teilchen und der Gase als moglich herbei- 

 gezogen. 



Eine Schwaclmng der Fraunhoferschen 

 Linien im Sj)ektmm des reflektierten Teils 

 der Koronastrahlung muB indessen auch 

 infolge der anomalen Diffusion des Lichtes 

 eintreteu: deun es ist wahrscheinlich, daB 

 in der inneren Korona die gleiehen (iase wie 

 in den tieferen Schichten der Sonne vorhaudru 

 sind (wenn auch in veranderten Proportionen), 

 und dann miissen sie ein Diffusionsspektmm 

 mit hellen Linien zeigen, wodurch die dunklen 

 Linien des (von der Reflexion an den groBeren 

 Partikelchen herriihrenden) Fraunhofer- 

 schen Spektrums mehr oder weniger aus- 

 geglichen werden. 



Nimmt man also an, daB Koronalicht 

 sei zusammcngesetzt aus : Strahlung (elek- 

 trisch?) erregt er Gase, reflektiertem, und 

 anomal zerstreutem Photospharenlicht, so 

 lassen sich schon die meisten Eigenttimlich- 



