Physik der Sonne 



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(was man aus der Gestalt der Dispersions- 

 kiirve ersieht). Beim Wachsen dieser Ver- 

 schiedenheit treten aber die feineren Struk- 

 turdetails, welche durch die steilen Gra- 

 dienten der tieferen Schichten hervorgerufen 

 werden , durch Uebereinanderlagerung zu- 

 riick. An vielen Steilen wird also das Bild ein- 

 fb'rmiger, an anderen Steilen rufen schwache 

 aber zufallig giinstig gelagerte Gradienten 

 hoherer Schichten groBe Lichtkontraste durch 

 die starkstbrechbaren Strahlen hervor. 



Merkwiirdigerweise gelangt man also 

 auf diesem, von der ersten Deutung durchaus 

 verschiedenen Wege ebenfalls zu dem Ergeb- 

 nis, daB die spektroheliographischen Bilder 

 iin groBen ganzeu um so hoheren Niveaus 

 entsprechen, je naher der Kameraspalt 

 an die Mitte einer Linie heranriickt. 



Ueberraschencl deutlich zeigt sich die all- 

 mahliche Veranderung des Charakters der Spek- 

 t.roheliogramme beim Anniihcrn an eine Linie, 

 in einer Reihe von Bildern (Fig. 22), welche 



Deslandres ,,filaments" genannt) sowie belie 

 Fekler abzeicbnen. Auf solche Weise ist es ver- 

 standlich, weshalb Bilder, die mit K 3 und mit 

 der Mitte yon Ha uninittelbar hintereinander 

 gewonnen sind, im wesentlichen dieselben 

 ,,filaments" zeigen (Fig. 20), eine Tatsache, die 

 schwer zu erklaren ist, wenn man, nach der 

 ersten Auffassung, jene Gebilde als scharfbe- 

 grenzte Anhaui'ungen absorbierender Gase deutet. 



Die zweite Deutung der spektrohelio- 

 graphischen Resultate laBt sich also folgender- 

 maBen kurz fassen: die Struktur eines 

 jeden Spektroheliogramms ist eine 

 lAnzeige der Dichtigkeitsgradienten 

 einer bestimmten Komponente des 

 Gasgemisches. Von diesem Gesichts- 

 punkte aus versucht sie alle Einzelheiten 

 der Bilder zu interpretieren. 



7. Bewegungen auf der Sonne. ya) 

 Verse hicdene Rotationsgeschwindig- 

 keiten. DaB die Winkelgeschwindigkeit 

 der rotierenden Sonnenmasse keine eindeutig 



Fig. 22. Aufnahme mit Teilen von HK, immer naher an die Mitte der Linie. Deslandres, 



6. August 1909. 



Deslandres mit Wellen aus dem Bereich der 

 Ha-Linie aufgenommen hat, indein er den sehr 

 engen zweiten Spalt in Schritten von 0,135 A 

 immer naher an die Mitte der Linie heranriicken 



bestimmbare GroBe ist, sondern mit der 

 heliographischen Breite sich andert, zeigte 

 sich zunachst in der Bewegung der Sonnen- 



flecken (Carringtbn). Aber sogar fur eine 

 gegebene Breite laBt sich die Rotations- 



iii vm^i J.ti\ftJl l_i_iu JiUllJll VI AVJ1O1L> JJ1H.( A. IJC^lCll <J 31V11 |l-Tl-i*lj_ 1 T 



auf den auBersten Rand, Bild 7 auf die Mitte ' geschwmdigkeit nicht genau angeben, denn, 

 der Linie. Anfiinglich (1 bis 3) nehmen die Kon- ! wie schon oben (S. 833) bemerkt wurde, 

 traste mit der Brechbarkeit der Strahlen zu, nach- steilen die Flecken keine festen Gebilde auf 

 her wegen Superposition der Effekte verschiede- der Sonnenoberflache dar; sie haben veriincler- 

 ner Brechbarkeiten wieder ab. Maximum und '< liche Gestalt und besitzen Eigenbewegung. 

 Minimum der Dispersionskurve (Fig. 15) liegen ^ enn man die Sonnenrotation aus Beobach- 

 bei H einander naher als bei H oder K; die tun( , en an Facke l n (Stratonoff) oder an 



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w-i~"~'- (Hale) zu ermitteln ver- 



so stark verschiedenen Brechbarkeiten daB 



man auf 



bchwieng- 



sich die meisten Details dort ausgeglichen haben. ' keiten, und auch die spektroskopische Metho- 



de, welche die Winkelgeschwindigkeit aus der 



Wo aber die am starksten brechbaren Strahlen 

 in den hoheren Schichten Diskontinuitatsfliichen 

 tangieren, ko'nnen sie derartige Ablenkungen 



Verschiebung der Fraunhoferschen Linien 

 im Spektrum des Ostrandes gegen die Linien 



erfahren, daS sich in den betreffenden Bildern | im Spektrum des Westrandes der Scheibe 

 ziemlich seharf begrenzte dunkle Felder (von zu berechnen gestattet (Duner, Halm, 



Handworterbuch der Naturwissenscliaften. Band VII. 64 



