Physik der Sonne 



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soil man nun aber den Spektroheliogramnien 

 beilegen? Das hangt natiirlich ganz davon 

 ab, wie man sich den Ursprung der dunklen 

 und hellen Linien im Spektmm der ver- 

 schiedenen Teile des Sonnenbildes denkt. 

 Wir wollen zwei stark verschiedene Deu- 

 tungen besprechen. 



6b) Erste Deutung der Kesultate. 

 Nach der Kirchhofi'schen Erklarung des 

 Sonnenspektmms hebt sich eine Fraun- 

 hofersche Linie nur deshalb dunkel gegen 

 den hellen Hintergrund ab, weil der betreffende 

 Dampf das Photospharenlicht teilweise absor- 

 biert. Scheidet also der zweite Spalt genau 

 eine solche dunkle Linie aus, und zeigt das 

 damit erhaltene Spektroheliogramm eine 

 flockige Struktur von Stellen ungleicher 

 Helligkeit, so wiirde man schlieBen, dali an 

 den dunkleren Stellen melir, an den helleren 

 Stellen weniger absorbierender Dampf sich 

 befand. 



Freilich kompliziert sich die Sache aus 

 zwei Grunden: erstens kbunte die dunkle 

 Linie stellenweise verschoben sein (durch 

 Doppler-, Humphrey- oder Zeeman- 

 effekt), in welchem Falle vermehrte Hellig- 

 keit an jenen Stellen des Bildes auch ohne 

 Verminderung des b'rtlichen Dampfgehaltes 

 eintreten wiirde; und zweitens projiziert 

 sich (nach der vorausgesetzten Anschauung) 

 die Chroinospbare mit ihren Protuberanzen 

 und die umkehrende Schicht auf der Photo- 

 spharenscheibe, so daB hellere Stellen im 

 Bilde auch von lokaler Erhbhung der 

 Chroniospharenstrahlung herriihren kbnnten. 



Hat man es mit breiten Linien, wie H 

 und K des Kalziums zu tun, so scheint es 

 mb'glich, die erwahnten Ursachen einiger- 

 maBen voneinander zu trennen, besonders 

 wenn man nach clem Vorgange Deslandres 

 neben dem Spektroheliogramm auch die ent- 

 sprechende cliskontinuierliche, breitspaltige 

 Aufnahme betrachtet. Es nib'ge der breite 

 Spalt z. B. die ganze K-Linie hindurchlassen. 

 Man erkennt dann im Bilde ihre verwiekelte 

 Natur und ihr Verhalten auf der ganzen 

 Scheibe. Nach einer von Hale eingefiihrten 

 Bezeichnung wird die breite, verwaschene 

 dunkle Grundlinie mit Kj angedeutet, die 

 darauf gelagerte helle Doppellinie wechselnder 

 Breite und Intensitat mit K,, die feine, 

 dunkle zentrale Linie mit K 3 . In den 

 Figuren 18 a und 18 b erblickt man haupt- 

 sachlich K 3 und K 2 ; der zweite Spalt war 

 nicht breit genug um auch Kj vollstandig 

 auf z une hmen. K t schreibt man der Ab- 

 sorption durch dichten und deshalb tief- 

 liegenden Kalziumdampf zu; K 2 soil von 

 der Strahlung des Kalziums der Chromo- 

 sphare, K 3 von der Absorption durch die 

 allerhb'chsten Schichten des Dampfes her- 

 riihren. Befindet sich also bei einer spek- 

 troheliographischen Aufnahme der enge Spalt 



irgendwo in Kj, so zeigt das Bild die Ver- 

 teilung des absorbierenden Kalziumdampfes 

 in einem tiefen Niveau ; hatte man den 

 Spalt dicht an der Grenze von K 2 gestellt, 

 entsprechend einer hb'heren Schicht des 

 absorbierenden Dampfes, so wiirde die gleich- 

 zeitige Betrachtung der diskontinuierlichen 

 Aufnahme Auskunft dariiber geben kb'nnen, 

 inwiefern vielleicht die Lichtverteilung im 

 Spektroheliogramm durch die Chronio- 

 spharenstrahlung K 2 beeinfluBt wurde; und 

 in gleicher Weise konnte man, im Falle einer 

 spektroheliographischen Aufnahme mit K 3 , 

 iiber den Anteil von K 2 an dem Bilde etwas 

 erfahren. 



Eine heillose Unsicherheit in dieser Inter- 

 pretation der Spektroheliogramme entsteht 

 freihch dadurch, daB man die haufigen Ver- 

 schiebungen und Verzermngen yon K 2 und 

 K 3 (man vgl. z. B. die Fig. 18a, S. 845) raschen 

 Bewegungen des Dampfes in der Sehrichtung 

 zuschreibt; denn man weiB nun nicht mehr, 

 ob eine gewisse Lichtverteilung im Bilde 

 die lokalen Emissions- oder Absorptious- 

 verhaltnisse des in einer bestimmten 

 Schicht ruhenden Dampfes anzeigt, oder 

 aber, ob man es mit steigenden und sinkenden 

 Massen, die anderen Schichten angehoren, 

 zu tun hat. 



Indessen halten doch einstweilen sowohl 



Hale als Deslandres die erwahnte Deutung 



, der Spektroheliogramme fiir die beste: sie 



vertreten die Ansicht, daB die mit Kj, K 2 , 



K 3 aufgenommenen Bilcler die riuunhche 



Verteilung des Kalziumdampfes in immer 



! hoheren Schichten der Sonnenatmosphiire 



darstellen. Entsprechend erkliiren sie die 



iibrigen Spektroheliogramme. 



Auf das Fiir und Wider obiger Deutung 

 kb'nnen wir uns hier nicht ausfuhrlich ein 

 lassen ; auch miissen wir die vielen interessanten 

 Einzelheiten der Bilder die mit verschiedenen 

 Linien des Spektrums (wie Fig. 20) oder mit 

 verschiedenen Teilen derselben Linie (wie 

 Fig. 21) aufgenommen wurden, mit Still- 

 schweigen iibergehen. Nur folgendes sei 

 . noch hervorgehoben. Aus der an manchen 

 Stellen unsymmetrischen Gestalt der K- 

 Linie (Fig. 18 a und 18 b) ersieht man, daB 

 notwendig Unterschiede bestehen miissen 

 zwischen zwei Spektroheliogrammen, bei 

 deren Aufnahme der zweite Spalt in gleichen 

 Entfernungen rechts und links von der ilitte 

 der Linie eingestellt worden war. Fiir andere 

 breite Linien gilt classelbe. Wenn man nun, 

 entsprechend der Kirchhoffschen Auf- 

 i fassung des Sonnenspektrums, die Licht- 

 ! verteilung bloB auf Emission und Absorption 

 zuriickfiihrt, und die Verzerrungen der 

 Linien aus Bewegungen der Gase im Visions- 

 radius erklart, so muB man schlieBen, daB 

 die Verschiedenheit soldier ,, Rechts- und 

 Linksspektroheliogramme" auf besonders ge- 



