Naturwissenschaftliche Rundschau. 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem desamtgebiete der Naturwissenschaften. 



XXI. Jahrg. 



15. Februar 1906. 



Nr. 7. 



Walter 31. Mitchell: Untersuchungen des Son- 

 nenflecken-Spektrunis im Gebiet F bis a. 

 | Astrophysical Journal 1905, vol. XXII, p. 4 — 41.) 



Mit dem Spektroskop des Ilalsted-Observatoriums, 

 dessen Teleskop ein Refraktor von 23 Zoll Öffnung 

 und 30 Fuß Brennweite und dessen Spektroskop ein 

 ebenes Rowlandscbes Gitter mit 20 000 Linien pro 

 Zoll ist, bat Herr Mitchell zu Princeton im Jahre 

 1904 — -1905 das Spektrum der Sonnenflecken in dem 

 Gebiete zwischen den Linien F und a eingehend 

 untersucht, um eine möglichst vollständige Tabelle 

 der Linien dieses Spektrums zu erhalten, auf welche 

 er eine Diskussion der verschiedenen Theorien der 

 Sonnenflecken basieren könnte. 



Bekanntlich besteht das Spektrum der Sonnen- 

 flecken im wesentlichen aus zwei Teilen: einem nahe- 

 zu kontinuierlichen Spektrum allgemeiner Absorption 

 und einer darüber gelagerten Reihe von veränderten 

 Frauenhoferschen Linien. Die Änderungen sind ver- 

 schiedener Art, sie bestehen in Verbreiterungen, Um- 

 kehrungen, Flügelbildnngen, Verdunkelungen und Ver- 

 dünnungen; von diesen kommen zwischen den Wellen- 

 längen 5700 und 6600 am meisten die Umkehrungen 

 und Verbreiterungen der Linien vor — ■ bei ersteren er- 

 scheint die verbreiterte Linie in zwei gespalten, und da- 

 zwischen ist das Spektrum hell. — Unterhalb k 6600 

 war die Beobachtung wegen der Schwäche des Sonnen- 

 spektrums unmöglich; dort kommen auch nur wenig 

 veränderte Linien vor. Von k 5700 bis zu den b-Li- 

 nien sind die verbreiterten Linien zahlreich, während 

 die Umkehrungen selten und oft kaum sichtbar sind; 

 geflügelte Linien sind hier zahlreich. Oberhalh k 5000 

 sind die veränderten Linien meist verdunkelt, und bei 

 F wird das Fleckenspektrum so schwarz, daß Einzel- 

 heiten nicht mehr wahrgenommen werden können. 



In den Tabellen der Abhandlung sind zwischen (F) 

 k 4861.53 und k 7148,44 im ganzen 680 Linien auf- 

 geführt, von denen die meisten (210) dem Eisen an- 

 gehören; in der Häufigkeit kommen dem Eisen am 

 nächsten diejenigen (136) Linien, welche mit keinem 

 bekannten Element identifiziert werden konnten, 

 dann folgen Titan mit 121 Linien, Chrom mit 79 

 und weiter schnell abnehmend bis Magnesium (3 Li- 

 nien), Wasserstoff (2), Kupfer (2), Helium (l) und 

 Scandium (1). Die einzelnen unter den veränder- 

 ten Linien vertretenen Elemente werden besonders 

 diskutiert und die Art, wie ihre Linien in den Flecken 

 umgestaltet sind, besprochen. Auf dieses Detail der 



I Ergebnisse der eigenen Untersuchungen des Verf. und 

 der Messungen früherer Forscher kann hier nicht ein- 

 gegangen werden; jeder sich hierfür spezieller Inter- 

 essierende muß auf die Originalabhandlung verwiesen 

 werden. Die sich aus dieser Detailstudie ergebenden 

 Schlüsse sind aber von allgemeinerem Interesse. 



Vergleicht man die veränderten Linien der Son- 

 nenflecken mit den Linien der Sonnen- Chromosphäre, 

 so findet man, daß die Linien, welche in der Chromo- 

 sphäre häufig vorkommen, mit zwei Ausnahmen, in 

 den Flecken wenig verändert sind; daß die Linien 

 der oberen Chromosphäreschichten in den Flecken 

 gar nicht verändert sind, und daß die in den Flecken 

 meist veränderten Linien entweder in der Chromo- 

 sphäre gänzlich fehlen oder sehr selten sind. „Diese 

 Ergebnisse stützen die Ansicht, daß die Flecken wenig- 

 stens unterhalb der Chromosphäre liegen." 



Die Frage, warum einige Linien eines bestimmten 

 Elementes verändert werden, andere aber nicht, läßt 

 sich beantworten, wenn man die Annahme von Je- 

 well gelten läßt, daß viele von den Linien des Son- 

 nenspektrums in verschiedenen Niveaus entstehen. 

 Daß die am meisten veränderten Linien durch Dämpfe 

 in einem tiefen Niveau veranlaßt werden, wird augen- 

 scheinlich von der Tatsache angedeutet, daß sie keine 

 Chrom osphären-Linien sind, und es ist zweifellos, daß 

 die Flecken in dem Niveau liegen, in welchem die 

 Linien, die am meisten verändert sind, entstehen. 



Die tief unten in der Photosphäre und folglich 

 unter größerem Druck und bei einer höheren Tem- 

 peratur liegenden Dämpfe würden (wenn der helle 

 Hintergrund der Photosphäre fehlte) ein Emissions- 

 spektrum geben; dieses würde in Gemeinschaft mit 

 der kühleren und weniger dichten Schicht darüber 

 eine dunkle Linie mit einem hellen Zentrum erzeugen, 

 das ist eine umgekehrte Linie. Es ist nun bemerkt 

 worden, daß die umgekehrten Linien gewöhnlich die 

 schwächeren Fraunhoferschen Linien sind — die Li- 

 nien H, K, F und C sind hier auszuschließen, weil sie 

 von überlagernden Protuberanzen, Flocken usw. und 

 nicht von den tiefen Gasen der Flecken herrühren. 

 Daß die am stärksten umgekehrten Linien die schwa- 

 chen sind, kann durch die Annahme erklärt werden, 

 daß die Dämpfe, welche diese Linien erzeugen, mit 

 den Photosphärenwolken innig gemischt sind und 

 sich nicht hoch über sie erheben. 



Die rein visuellen Beobachtungen der Sonnen- 

 flecken weisen darauf hin, daß der Flecken ein Spalt 



