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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. IX. Nr. 6 



25., dem Tage, an welchem dieser Fleck den 

 Mittelmeridian der Sonnenscheibe passierte, fanden 

 nun auSerordentlich heftige erdmagnetische Sto- 

 rungen statt. Die Storungen begannen in Got- 

 tingen um 12 Uhr 45 Min. mittags und bewirkten 

 scbliefilich eine Nadelablenkung von mehreren 

 Grad. Zugleich wurden auf der ganzen Erde 

 starke Erdstrome beobachtet, die das Telegraphie- 

 ren empfindlich beeintrachtigten und zeitweise 

 iiberhaupt unmoglich machten. Abends um 8 Uhr 

 wurde in Gottingen auch ein Polarlicht gesehen, 

 das in Stockholm mit starkerem Glanze gleich- 

 falls beobachtet wurde. Als nach 9 Uhr das 

 Polarlicht verblafite, liefien auch die Schwankungen 

 der Magnetnadel nach. 



Nach Lodge wurden sich alle diese Erschei- 

 nungen dadurch erklaren lassen, dafi von dem 

 den Sonnenfleck umgebenden magnetischen Wir- 

 bel ein Elektronenstrom in den Weltraum aus- 

 gesandt wurde, in den die Erde am 25. September 

 geriet. 



Der Druck in der umkehrenden Schicht 

 der Sonnenatmosphare wurde von Fabry und 

 Bouisson durch die an Eisenlinien des Sonnen- 

 spektrums im Vergleich mit denselben Linien 

 im Bogenspektrum beobachtete Verschiebung 

 nach der Seite der groSeren Wellenlangen hin 

 bestimmt (Comptes rendus Bd. 148, S. 688). Es 

 eignen sich fiir dieses Verfahren allerdings durch - 

 aus nicht alle Eibenlinien, sondern nur diejenigen, 

 die sich im Lichtbogen bei zunehmender Strom- 

 starke vollig symmetrisch verbreitern. 20 solcher 

 Linien in dem photographisch beobachteten Spek- 

 tralgebiet zwischen A == 4000 und 4500 zeigten 

 beim Ubergang vom Lichtbogen zur Sonne eine 

 mittlere Verschiebung von 0,0064 Angstromein- 

 heiten, dagegen pro Atmosphare ktinstlicher 

 Druckanderung eine solche von 0,00145 Einheiten. 

 Hieraus ergibt sich, dafl der Druck der umkehren- 

 den Schicht der Sonnenatmosphare denjenigen 

 der Erdatmosphare um 4,5 Atm. iibertrifft, also 

 5 bis 6 Atmospharen betragt. 12 visuell beobach- 

 tete Linien zwischen 5100 und 5500 fuhrten zu 

 dem gleichen Ergebnis (Wellenlangenanderung in 

 der Sonne 0,0103 A.E., dagegen bei Drucksteige- 

 rung um eine Atmosphare 0,0024 A.E.). 



Das ,,Flas h-Spektr um", ein aus hellen 

 Emissionslinien bestehendes Spektrum, das bei 

 totalen Sonn.enfinsternissen unmittelbar vor und 

 nach der Totalitat fiir wenige Augenblicke sicht- 

 bar wird und einer besonderen, als Chromosphare 

 bezcichneten Schicht der Sonnenoberflache ent- 

 stammt, lafit sich ahnlich wie das Spektrum einer 

 Protuberanz auch zu jeder beliebigen Zeit bei 

 Sonnenschein beobachten, wenn der Spektroskop- 

 spalt genau tangential zum Sonnenrande einge- 

 stellt wird, so dafi das helle eigentliche Sonnen- 

 spektrum (d. h. das Spektrum der Photosphare) 

 noch nicht sichtbar ist. Nachdem schon seit 1891 

 einzelne Linien des Flash-Spektrums auf diesem 

 Wege durch Hale und Deslandres beobachtet 



worden waren, sind kurzlich sehr vollstandige, 

 nicht weniger als 121 Linien umfassende Auf- 

 nahmen des Flash-Spektrums zwischen den Wellen- 

 langen 4492 bis 4584 einerseits und im Grim 

 zwischen 5111 und 5198 andererseits von Hale 

 und Adams am Tower - Teleskop der Mount 

 Wilson - Sonnenwarte gewonnen worden. Dieses 

 Teleskop erzeugt ein Sonnenbild von 170 mm 

 Durchmesser. Der Spektrograph, der zur Ver- 

 wendung kam, hat 9,1 m Brennweite, und bei der 

 Photographic des (durch ein Rowland-Gitter er- 

 zeugten) Spektrums zweiter Ordnung wurde eine 

 sehr starke Dispersion erzielt, namlich 1 mm = 

 0,9 Angstrom -Einheiten Durch eine besondere 

 Hilfseinrichtung konnte der Spalt wahrend der 

 Dauer der Aufnahme genau tangential dicht am 

 eigentlichen Sonnenrande gehalten werden. Nach 

 der im Oktoberheft 1909 des Astrophys. Journal 

 veroffentlichten Zusammenstellung aller nachge- 

 wiesenen Emissionslinien stimmen deren Wellen- 

 langen sehr gut mit den im gewohnlichen Sonnen- 

 spektrum gemessenen Wellenlangen der betreffen- 

 den Absorptionslinien iiberein, ein Umstand, der 

 gegen die Behauptung von W. H. Julius spricht, 

 dafi das Chromospharenspektrum der anomalen 

 Dispersion seine Entstehung verdanke. Die stark- 

 sten Linien des Flash - Spektrums gehoren dem 

 Eisen, Titan, Baryum, Chrom und Magnesium an 

 vor allem ist aber im Grtin die Kohlenstoffbande 

 sehr gut entwickelt. Manche kraftige Linien 

 lassen sich bisher noch nicht mit Linien bekannter 

 Elemente oder Verbindungen identifizieren. 



Wahrend einzelne der jetzt photographierten 

 Linien, besonders aus dem griinen Spektralgebiet, 

 bei Finsternissen noch nicht beobachtet wurden, 

 fehlen auch wieder mehrere von den bei Finster- 

 nissen mit Sicherheit festgestellten Linien. Es ist 

 daher anzunehmen, dafi diejenige Chromospharen- 

 schicht, die bei Finsternissen die giinstigsten 

 Chancen zur Beobachtung des Flash-Spektrums 

 bietet, nicht genau zusammenfallt mit der Schicht, 

 die bei den Beobachtungen im Sonnenschein vor- 

 nehmlich wirksam ist. 



Die Wirkungen von schwingenden 

 Veranderungen der Sonnendimension 

 sind von Moult on unter gewissen die Rechnung 

 vereinfachenden Annahmen nach der Methode der 

 harmonischen Analyse untersucht worden. Zu- 

 nachst wurde ermittelt, daB die Abplattung der 

 Sonne, wenn sie ohne Schwingungen rotierend 

 a'ngenommen wird, unwahrnehmbar klein sein 

 muS, der polare Durchmesser kann von der Erde 

 aus nur 0,07" kiirzer erscheinen. Dies entspricht 

 auch alien bisherigen Beobachtungen, die keine 

 bemerkbare Abplattung anzeigen. 



Falls nun Schwingungen stattfanden , infolge 

 deren der polare Durchmesser in seiner Lange 

 variieren wurde, konnte dadurch sowohl die Ro- 

 tationsdauer als auch die Temperatur beeinflufit 

 werden. Die Rotationsdauer wiirde aber nur ge- 

 ringe Schwankungen erfahren; wenn der polare 



