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Natui-wissenschaftliche Wochenschrift. 



Nr. 1.5. 



Neues ber die Sonne. Ks ist eine der grusscn Fi-ug-eii. 

 welche die Geisfei- in den letzten .Talirzeliiiten bewerft haben, wo 

 die Soinie wohl den Kr.sat/. lieniimint fr die grossen Verlnste, 

 dii'. ihre Energie durch ihre enorme Ausstrulilung fortwhrend er- 

 leidet. I'ouillets Messungen ergeben, 4ass unsere Erde von dem 

 'l"agesg<>stini alljlirlich ni('ht weniger Wiiruie empfngt, als zur 

 Erzeugung von 300 Jiillioiien J'ferdekrften ntig sind, dass die im 

 Laufe eines Jahres verausgabte Soniienwrnie gengt, um einen 

 .'in m dieken Eishininiel in der Entfernung der Erde zu si'linielzen. 

 Und Langleys Messungen mit dem Holometer haben vor wenigen 

 labren zu Angaben gefhrt, welehe denjenigen I'ouillets noch weit 

 bertreti'en, indem sie den grossen Bedarf zeigten, welchen die At- 

 mosphre bei der Aufnahme der Strahlungen aus dem Himuielsraume 

 absorbiert. Noch wundei'barer als die ungeheure Wrmeabgabe ist 

 al)er die Thatsache, dass sieh dieselbe, soweit sich unsere Studien 

 in dieser ]iezieliung erstrecken, nicht merklich gendert hat. Zu 

 den Zeiten der l'haraonen waren die Kultur der Dattelpalme und 

 des Weinsfoc'ks in Aeg.vpten und I'alstina zu Hause, und sie sind 

 es heute noch, obgleich nach Aragos berhmt- n Beweise, hinter 

 welc'hen zwar jngst durch Woeikof ein starkes Fragezeichen ge- 

 macht worden ist, 1" weniger im jhrlichen Durchsclmitte der Tem- 

 peratur die Datteln nicht zur Keife kommen Hesse und 1" mehr die 

 Frchte des Weinstocks ausdrren wrde. Auch Herr Aitken in 

 Kdinburg hat neuerdings gezeigt, dass man bei der Ei'rterung dieser 

 Fragen einige Voraussetzungen gemacht hat, welche nicht durchaus 

 notwendig siiul. Ihn nmlich jene merkwrdige Bestndigkeit der 

 Sonnenstrahlung whrend langer Zeitrume zu erklren, hat man bis- 

 her angenonimen, dass die Temperatur der Sonne selbst im Verlaufe 

 derselben ziemlich dieselbe geblieben sei. Und nun hat nu^n Tiicht 

 ganz mit Recht sich nach den Ursachen umgesehen, die eine solche 

 Konstanz der Sonnenhitze ermglichen knnten, indem sie gegenber 

 den Verlusten durc^h Ausstrahlung fortwhrend auf eine Vermehruug 

 derselben hinarbeiten. Robert Maj-er hat aus dem Fall von jMeteor- 

 massen in die Somu' und Helm hol tz aus der allnihlichen Kon- 

 traktion des 8(mnenballs diese Gegenwirkung hergeleitet ; Sir AV i 1 1 i am 

 Thomson aber hat unter der letzteren Annahme krzlich bewiesen, 

 das.s, wenn I'ouillets Messungen richtig sind, eine jhrliche Zu- 

 sammenziehung der Sonne um 35 m stattfinden msse, falls hier- 

 durch die ausgestrahlte Energie ersetzt werden soll; und die Lau g'- 

 leyschen Arbeiten wrden eine noch viel strkere Kontraktion 

 verlangen. Indess, die Bestndigkeit der Strahlung erfordert keines- 

 wegs, dass auch die Temperatur des Sonnenkrpers dieselbe bleibe. 

 Diese kann nach Aitkens Ansicht sinken, whrend der ]5etrag der 

 ausgestrahlten Enei'gie sich nicht zu ndern braucht, ja sogar zu- 

 nehmen kann. Die physikalische Beobachtung lehrt, dass bei der- 

 selben Teni]ieratur die chemischen Elemente weniger Wrnu! als 

 ihre Verbindungen ausstrahlen, und dass der ]5etrag der Strahlung 

 zu w-achsen scheint, wenn die Verbindungen bestndiger werden. 

 Wie aber haben wir uns die chemischen Zustnde der Sonne zu 

 denken? Soviel wissen wir, dass die innere Hitze des Sonnenkiirpers 

 viel zu hoch ist, als dass chemische Verbindungen sich bilden und 

 bestellen knnten; mir in den usseren Schichten des Sonnenballs 

 i.st diesi' Jlgiicldveit nicht ausgeschlossen, aber bei der immerhin 

 kolossalen Hitze, di(^ dort herrscht, werden die Verbindungen von 

 keinem innigen Bestnde, sondern locker genug sein, um sich bei 

 geringen Erhhungen der Temperatnr wieder in Elemente zu spalten, 

 sie werden sich wie die l'hysiker sagen im Zustande der 

 Dissociation befinden. Auf der Sonne sind also smtliche Substanzen 

 wegen der ung(>heuer(>n 'J'emperatur in einer weniger innigen Ver- 

 binduuL' ihrer kleinsten 'J'eilchen vorbauden, als auf der Erde. Je heisser 

 die einzeliu'u Teile des Sonnenkriiei-s sind, desto lockerer werden 

 ihre chemischen Verbindungen sein, und damit wird auch ihre Aus- 

 strahlung geringer werden. Und so fllt die bisher gemachte An- 

 nahme, dass die uns von der Sonne zugesandte Wrmemenge im 

 Verhtniss zu ilirer Temperatur stehen msse. Die 'J'emperat\ir kann 

 sehr wohl im Abnehmen begrilfen si'in . und doch kann der Betrag 

 ihrer Ausstrahlung wachsen, weil ja mit der Aenderung in der Tem- 

 peratur eine Aenderuug in der chemisclien Zusammensetzung der 

 Sonne nebeidier geht. I\lan braucht also nicht mehr nach Erschei- 

 nungen zu suchen, welche die Temperatur der Siume vennehren; 

 ein Anwachsen ihrer l'"nergie trotz der Abkhlung kann aber auch 

 auf anderem Wege stattlinden. So gestattet die siidiende Temjieralur 

 der Sonne die liilduns' immer innigerer Verbindungen, es knnen 

 Verbrennungen stattHnden, und diese erzeugen wieder eine ver- 

 mehrte Hitze. Aitkens Spekulationen, wiewohl sie nicht 

 zwingender Natur sind, z(!igen also, dass die strahlende Knergie der 

 Sonne sii'h sehr wohl von Zeit zu Zeit etwa in geologischen 

 Zeitepochen gendert haben kann, dass ihr Betrag sich aber nicht 

 notwendig direkt mit der Temperatur zu ndern braucht, und dass 

 wir die Resultate unserer Laboratoiiumsversuche ber die Strahlung- 

 nicht ohne weiteres auf die in ihrem Wesen allen irdisclien Experi- 

 menten so unzugngliche Natur der Sonne bertragen drfen. 



Auch der Begriff der Verbrennung, den ich oben brauchte, kann 

 nicht unmittelbar von der Erde auf die Sonne bertragen werden. 



Wir verstellen darunter im allgemeinen die \'erliindung eines Kr- 

 pers mit dem Sauerstoff. Hier wollte ich jede chemische Verbindung 

 lierhaupt darunter verstehen, denn ob es Sauerstoff auf di-r S(Mine 

 gibt, das ist bis vor kurzem eine offene Frage gewesen. Heute 

 drfen wir sie mit .Ja beantworten. Bereits 1877 glaubti- freilich 

 der Astrophysiker Henry Drap er in New -York im Sonnenspek- 

 trum die Spuren des Sauerstolfs gefunden zu haben. 18 helle Linien, 

 welche die umgebenden Teile des Spektrums besonders berstrahlten, 

 sollten die Zeugen seiner Flxistenz sein. Helle Ijinien im Sonnen- 

 spektrum? Das wre ja etwas ganz Ausserordentliches. Zwar zeigt 

 die Sonne bei totalen Finsternissen, in dem INIomente, wo ihre Sichel 

 verschwindet und die Korona sichtbar wird, ein Spektrum, das aus 

 lauter lu/llen Linien besteht, aber sonst sieht man nur jenes farbige 

 Band, das von den dunkeln Fraunhoferschen Ijinien durchzogen ist. 

 Draper meinte, dass der Sauerstoff in der leuchtenden Hlle der 

 Sonne sich in einem derartig erhhten Stadium des Glairzes befinde, 

 dass er alle anderen Teile der l'hotosphre berstrahlte und seine 

 Emission" strker wre als die des llintc-rgrundes; daher musste 

 er statt der dunkeln Absorptions-Linien die liellen Emissions-Linien 

 liefern. Aber seit Drapers Entdeckung hat man das Sonnenlicht 

 immer genauer analysiert, indem man es ber immer breitere Flchen 

 zerstreute. So haben jngst die Herren Trowbridge, Hutchins 

 und Holden in Amerika eine grosse l'hotograijhie des Soiinen- 

 spektrums mit Hilfe eines vorzglichen konkaven Gitters vonRow- 

 laiid erhalten, und diese enthielt niclit das geringste Zeichen einer 

 Wirkung des Sauerstoffs, weder helle noch dunkle Linien. Drapers 

 helle Linien waren als solche nur ersclueneu durch die Kontrast- 

 wirkung, welche schmale Teile des farbigen Bildes zwischen dunklen 

 Linien ganz besonders hell hervorhelit; sie waren eine optische 

 Tuschung. Vor einigen .bahren hat indessen Herr Dr. Schuster 

 eine Reihe von dunklen Linien des Sauerstotls, die einem klteren 

 Zustande desselben entsprechen, in dem Spekti'um der Sonne aufge- 

 funden, und seine Beobachtung ist bisher unwiderlegt geblieben. 

 Es ist eben schwer, die interessante Frage, ob dieses fr unser 

 Leben so wichtige Element dort oben vorkommt, in bndiger Weise 

 zu entscheiden, weil der Sauerstoff bei verschiedenen Zustnden die 

 verschiedensten Spektra liefert, und bislang nicht weniger als vier 

 solche als ihm zugehrig erkannt waren; wenn also eine Reihe der 

 charakteristischen Linien im Sonnenspektruin fehlt, so kann sehr 

 wohl eine andere entdeckt werden, und der Existenzbeweis wird 

 immer ein schwieriger sein. Eins steht fest, dass nmlich noch keine 

 von diesen vier Reihen in dem Spektrum jener g-lhenden Gase und 

 Dmpfe, welche die l'rotuberanzen bilden, entdeckt wiirdi>, und man 

 hatte schliesslich angenommen, dass der Sauerstolf vielleicht gar kein 

 bjlement sei, sondern bei der grossen Hitze der Sonne dort in einer 

 lieihe von Bestandteilen .'orkomnie, deren besondere Spektra smt- 

 lich von denen des irdischen Sauerstolfs verschieden seien. So hat 

 Professor Grnwald in L'rag vor Jahresfrist den Nachweis zu 

 fhren versucht, dass der Wasserstoff auf der Sonne zwar als solcher 

 vorhanden sei. aber auch in zwei besondere Bestandt('ile zerlegt vor- 

 komme, die beide ihre besonderen Spektrallinien besitzen, deren eine 

 die des Koroniums im Spektrum der Korona vorkomme, wh- 

 rend die andere diejenige des Heliums in dem der Chromo- 

 sphre erscheine. Neuerdings hat aber .Tanssen in Meudon bei 

 Paris ein gewisses Spektrum des Sauerstoffs, das aus einer Reihe 

 von Banden besteht, als Bestandteil des Sonnenspektrums nachweisen 

 knnen, womit die Frage nach der Existenz dii'ses Elenumts als 

 entschieden anzusehen ist. Die bereits genannten amerikanischen 

 Forscher glauben ferner im Sonnenspektrum Spurc-n von Linien ge- 

 funden zu haben, welche fr das Vorhandensein gasfrmigen Kohlen- 

 stoffs in der Sonnenphotosphre zeug-en wrden ; sie haben ferner 

 die Anwesenheit des i'latins in der Sonne zur Evidenz gebraclil, 

 eines der wenigen irdischen Elemente, die man bisher noch nii- in 

 einem kosmischen Krper gefunden hatte: auch Wismulh, Cadmium 

 und Oerium bilden nach ihnen Bestandteile der Sonne, whrend sii-h 

 die Anwesenheit von Blei, Molybdn, l'ran und \'anadiiiiii dort oben 

 noch nicht nachweisen Hess. 



Auch ber die Bewegungen innerhalb des Sonneuki-pcrs liabi-u 

 wir neuerdings genauere Aufschlsse erlangt, welche fr die Kritik 

 jeder 'l'heorie dieses rtselhaften Krpers eine wesentliche Handhabe 

 liieten werden. So meint der bekannte Pariser Astronom Herr l'\iye, 

 dass jcTie besonders hellen Stellen der Photosjjhre, welche num die 

 Fackeln nennt, und die in der Nhe des Sonnenrandes sich als Er- 

 hhungen der Lichthlle erweisen, ein Erzeugnis benachbarter 

 Flecken sind. Diese sollen den Wasserstoff der Ghromosphre her- 

 abreissen, der -wieder emporsteigend die F'locken der Photosjire in 

 die Hhe hebt und so die b^ickeln bildet. Die neuesten Forschun- 

 gen auf dem astrophysikalischen Observatorium zu Potsdam zeigen 

 umgekehrt, dass die F'lecken von den Fackeln abhngen, dass diese 

 bei der Entstehung der Flecken schon vorhanden und auf deren 

 Bildung von wesentlichem Einflsse sind. 



Die grosse Ausdauer der Fackeln, welche die Beobachtungen 

 von Herrn Wilsing in Potsdam lehrten, lsst schliessen, dass sie 

 nur die sichtbar hervortretenden Merkmale von Vorgngen sind, 



