850 



Phvsik cler Sonne 



Adams, Pe'rot), gelangt zu einigermaBen 

 verschiedenen Resultaten je nach der Wahl 

 der Linien. Iin Hinblick auf die gasige Natur 

 der Sonne ist diese Unsicherheit verstandlich. 

 Man hat aber aus den vorliegenden Mes- 

 sungsreihen Mittelwerte gebildet, und fiir den 

 in einem Tage zuriickgelegten Drehungs- 

 winkel nach den verschiedenen Methoden die 

 nachfolgenden Werte gefunden: 



Rotationsgeschwincligkeit der Sonne. 



Die Methode der Linienverschiebung 

 konnte bis in 80 Breite angewandt werden; 

 sie ergab dort einen tagiichen Drehungs- 

 winkel von 11,8. 



7b)Die Eigenbewegung der Flecken. 

 Seitdem wir erkannt haben, daB durch die 

 veranderliche Brechung des Lichts in den 

 Sonnengasen rasche Bewegungen leuchtencler 

 oderabsorbierenderMassen(sowohlimVisions- 

 radius als senkrecht dazu) vorgetauscht 

 werden konnen, wird es eine schwere Aufgabe, 

 wirkliche Bewegungen auf der Sonne von 

 scheinbaren zu unterscheiden. 



Eine Verdichtungswelle i,. B. 

 optisch als helleres Gebilde 



maBig stattfinden. Hansky hat die Orts- 

 veranderungen der auf der ganzen Sonnen- 

 scheibe sichtbaren Granulationcn eingehend 

 untersucht (1. c.), und fiir deren Geschwin- 

 digkeiten Werte gefunden, die merkwiirdiger- 

 weise zwischen engen Grenzen (2,8 und 4,8 

 km) schwanken; es ergab sich durchschnitt- 

 lich 3,7 km in der Sekunde. Man kann 

 aber nicht behaupten, wie ini Falle der Wirbel, 

 daB diesen Ortsveninderungen notwendig 

 gleichschnelle Massenwanderungen ent- 

 sprechen. 



Verdichtungswellen aber konntcn sich 

 gerade mit dieser Gesehwindigkeit fort- 

 pflanzen. Denn gesetzt, man hiitte es mit 

 einem Gemisch aus Wasserstoff, Helium 

 und Metalldampfen zu tun, in dem die 

 Schallgescbwindigkeit, auf C reduziert, 

 800 m in der Sekunde ware, so wiirde das bei 

 6000 ergeben: 



v = 0,8 



= 3,8km pro Sekunde. 



-j i O 



kann sich 

 bemerkbar 



machen; ihre Fortpflanzungsgeschwindigkeit 

 zcigt uns aber nicht die Gesehwindigkeit 

 iliT Materie in der Welle. Bewegt sich jedoch 

 em Wirbel in einer Gasmasse, so fiihrt er be- 

 kanntlich Materie mit sich. Deshalb miissen 

 \vir die Eigenbewegungen cler Sonnenfleeken 

 als wirkliche Versetzungen von Stoffmassen 

 dt'iiten. Ueber die GrciBe der dabei vor- 

 knmmenden Geschwincligkeiten hat Hansky 

 Messungen angestellt (Mitteilungen Pulkowo 

 III, Nr. 25, 1908). Er fand als maximalcn 

 Wert 0,4 km, als mittleren Wert etwa 0,15 km 

 in der Sekunde. Von derselben GriiBen- 

 orclmmir iniisson die Geschwindigkeiten der 

 Zirkulationsbewegung in der Umgebung dor 

 Vorlii i if sind also nur ungefjihr zehn- 



Da sich die Zusamniensetzung des Gas- 

 gemisches mit dem Niveau andert, muB auch 

 die Druckwellengeschwindigkeit von Schicht 

 zu Schicht verschieden sein. 



Liegen also bereits Griinde vor, daran 

 zu zweifeln, ob die Gramilationsbewegung 

 Massenbewegung ist, so gilt das um so mehr 

 hiusichtlich der enormen Geschwindigkeiten, 

 von welchen in den Abschnitten 4g und 50 

 dieEedewar. "Wer einmal dieMoglichkeit ein- 

 gesehen hat, solche Phanomene auf einheit- 

 liche Weise als Folgen der Lichtdispersion zu 

 betrachten, kann sich in der Vorstellung, daB 

 Strome von Wasserstoff, Kalziumdampf, 

 Magnesiumdampf usw. mit Riesenschnellig- 

 keit andere, nihende Case durcheilen sollten, 

 nicht langer zurechtt'inclen. 



yd) Die Periodizitat der Sonnen- 

 phiinomene. Die Zahl der Sonnenfleeken 

 an verschiedenen nahe aufeinanderfolgenden 

 Tagen ist sehr wechselnd und unregel- 

 maBis; wenn man aber, wie zuerst Schwab* 

 es tat (1826 bis 1808), fiir jedes Jahr aus 

 der taglich beobachteten Fleckenzahl de.i 

 Jahresdurchschnitt berechnet, so weisen diese 

 Durchschnittszahlen einen auffallend periodi- 



mal so irnil'i als die Windgeschwindigkeiten 

 in dor Erdatmosphare. 



70) Die '/. wei folh af ten Bewegungser- 

 scheinu ngen. Abtresohen von den 



gen gelegentlich in die Sonne hineinstiirzender 

 Meteore ersclieint os nun zweifelhaft, ob 

 goordnete Massenlicwoiiiin.u't'n mit Geschwin- 

 digkeiten, groBer als vielleic.ht 1 km pro 

 Si-kunde, in der Sonnenatmosphare regel- 



schen 



Gang 



auf. Zur Zeit des Maximums 



sind fast stets Flecken zu beobachten, deren 

 Zahl hiiufig 25 bis 50 betragt. Zur Zeit des 

 Minimums der Fleckenperiode ist oft wochen- 

 lanc; kein einzicer Flecken zu erblicken. 



^Nachdem Wolf und Wolfer in der 

 Geschichte der Sonnenbeobachtung diese Ge- 

 setzmaBigkeit zuriickverfolgt, Carrington 

 und Warren de laRu e dazu noch diegcsamte 

 Ausdehnung der seit 1835 taglich gesehenen 

 Flecken gemessen hatten, und von mehreren 

 ForschernderartigeBeobachtungenfortgesetzt 

 \vorden waren, hat sich eiue mittlere Dauer 



