N. F. VIII. Nr. 28 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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wiirdig ist nun weiter, dafi verschiedene Spektral- 

 linien recht ungleiche Rotationsgeschwindigkeits- 

 werte crgeben und dafi die Abweichungen vom 

 mittleren Betrage in hoheren Breiten bcsonders 

 grofi werden. So zeigt die Linie I 4227 am 

 Aquator bereits einen urn 0,3 grofieren taglichen 

 Drchungswinkel an, in 75" Breite aber sogar einen 

 urn 1,5" grofieren, als er der umkehrenden Schiclit 

 im ganzen zukommt. Ebenso sind diese Unter- 

 schiede fur II,,, sofern diese Linie nahe dem 

 Sonnenrande beobachtet wird, gleich 0,6 bzw. 3,0. 

 In etwa 35" Abstand vom Sonnenrande zeigt U u 

 allerdings kleinere Abweichungen, die etwa denen 

 von A 4227 entsprechen. Alle diese Verschieden- 

 heiten erscheinen aber sehr wohl verstandlich, 

 wenn man fiir die jene Linien erzeugenden 

 Schichten verschiedene Niveaus in der Sonnen- 

 atmosphare annimmt. Hoch iiber der sonstigen 

 umkehrenden Schicht schwebende Gasmassen 

 miissen ja, namentlich am auSersten Rande, bei 

 in Wahrheit gleich grofier Winkelgeschwindigkeit; 

 Geschwindigkeiten in der Gesichtslinie ergeben, 

 welche die der tieferen Niveaus ubertreffen. Inter- 

 essant ist in dieser Beziehung, dafi auch ver- 

 schiedene Flecken des Jupiter nach Beobachtungen 

 von Stanley Williams Rotationswerte ergeben 

 haben, die um 6 Minuten differieren. Auch hier 

 mogen es Niveauverschiedenheiten sein, die wir 

 fiir diese Abweichungen verantwortlich zu machen 

 haben. 



Uber die Temperatur der Sonne hat 

 Scheiner in den Publ. des astrophys. Obser- 

 vatoriums (Nr. 55) eine neue Abhandlung ver- 

 offentlicht. S. hat dem Angstrom'schen Pyrhelio- 

 meter eine verbesserte Form gegeben und damit 

 1903 auf dem Gipfel des Gorner Grat eine Be- 

 obachtungsreihe ausgefiihrt, die ihn zu der 

 ,,Strahlungskonstante" von 1,95 bis 2,02 Gramm- 

 kalorien fiihrte. Dieses ist jedoch wegen der in 

 den hochsten Schichten der Atmosphare statt- 

 findenden Absorption durch C0. 2 und Wasser- 

 dampf noch nicht die wahre Sonnenkonstante, 

 vielmehr mufi noch ein als konstant anzusehender 

 und im Laboratorium durch Untersuchung der 

 Absorption jener Gase zu ermittelnder Betrag 

 hinzugefiigt werden. Scheiner fand durch sorg- 

 faltige Experimente hieriiber, dafi die Strahlungs- 

 konstante wegen des Kohlendioxyds um i / n , 

 wegen des Wasserdampfes um 7 / n und wegen 

 der ultravioletten Absorption um wcitere i V 2 / 

 zu vergrofiern ist, so dafi sich als wahrschein- 

 lichster Wert fiir die Sonnenkonstante in der 

 mittleren Entfernung der Erde 2,22 bis 2,29 g cal 

 mit einem wahrscheinlichen Fehler von 2 /,, er- 

 gibt. Das heifit: Jedes Quadratzentimeter emp- 

 fangt in jeder Minute seitens der Sonne eine 

 Warmcmenge, die i g Wasser von o C auf 

 2,2 bis 2,3" erwarmen konnte. Indem Scheiner 

 nun auch die Konstante des Stefan'schen Strah- 

 lungsgesetzes neu bestimmte, gelangte er zu einer 

 effektiven Sonnentemperatur von 6200". Fiir die 

 eigentliche Sonnenoberflache wiirde daraus unter 



Beriicksichtigung der Absorption der Strahlung in 

 der Sonnenatmosphare eine Temperatur von etwa 

 7000" sich ergeben. 



Dasselbe Problem bildet seit Langley's erfolg- 

 reichem Wirken den Hauptgegenstand des astro- 

 physikalischen Observatoriums der Smithsonian 

 Institution und es ist ein merkwiirdiges Zusammen- 

 treffen, dafi auch von dieser Seite durch Abbot und 

 Fowle kiirzlich ein umfangreicher Band Annals" 

 (Vol. II) veroftentlicht wurde, in welchem iiber 

 die Ergebnisse der im letzten Jahrzehnt zum Teil 

 auf Mt. Wilson und anderen Bergen, sowie auch 

 in Washington ausgefiihrten Messungen berichtet 

 wird. Nach diesen ware die Sonnenkonstante 

 gleich 2,1 Kalorien anzunehmen, also etwas kleiner 

 als nach Scheiner's Resultat. Die effektive 

 Sonnentemperatur ergibt sich daraus nach dem 

 Wien'schen Gesetz gleich 6750, dagegen nach 

 dem Stefan'schen Gesetz gleich 5962", also gleich- 

 falls ein wenig niedriger, wie die oben nach 

 Scheiner angegebene Zahl. Die Abweichungen 

 zwischen den diesseits und jenseits des Ozeans er- 

 mittelten Werten sind jedenfalls so gering, dafi 

 wir unseren jetzigen Kenritnissen iiber diese so 

 uberaus wichtige Grofie, die iibrigens nach der 

 Ansicht Abbot's keine vollkommene Konstante ist, 

 sondern zeitlichen Schwankungen bis zu IO/ 

 unterliegt, grofies Vertrauen schenken diirfen. 



Das aschgraue Licht des unbeleuchteten 

 Teils derMondsichel, das bekanntlich dem 

 Erdschein seine Entstehung verdankt, zeigt zu- 

 zeiten einen mehr rotlichen Farbenton, worauf 

 Krebs in den Astron. Nachr. (Nr. 4323) auf- 

 merksam macht. K. hat diese Erscheinung z. B. 

 im Fruhsommer 1908, Nicolis in Modena am 25. 

 und 26. Januar 1909 beobachtet. Sie diirfte mit 

 den in derselben Zeit auf der Erde beobachteten 

 intensiven Dammerungen im Zusammenhang 

 stehen. Intensitatssteigerungen des aschgrauen 

 Lichts ohne das Auftreten von Farben, wie sie 

 z. B. im Februar 1901 und im Marz 1908 be- 

 obachtet wurden, sind nach Krebs vermutlich auf 

 ausgedehnte Schnee- oder Wolkenbedeckung der 

 Erdoberflache zuriickzufiihren. Es ware nicht un- 

 interessant, wenn dem aschgrauen Licht von 

 seiten derjenigen Astronomen, die Flachenphoto- 

 meter besitzen, in Zukunft etwas mehr Aufmerk- 

 samkeit geschenkt werden wiirde. Die Registrie- 

 rung der Farbenanderungen erfordcrt dagegen 

 keinerlei instrumentelle Hilfsmittel und ware ein 

 dankbares Feld fiir Liebhaberastronomen. 



Das Spektrum des Kometen More- 

 house ist von verschiedenen Astronomen be- 

 obachtet worden. FrostundParkhurst photo- 

 graphierten dasselbe mit dem Objektivprisma 

 sowie auch mit einem Spalt-Spektrographen. Sie 

 fanden nur ein aus 7 bis 10 hellen Bandern be- 

 stehendes Emissionsspektrum , so dafi keinerlei 

 reflektiertes Sonnenlicht in dem Kometen nach- 

 weisbar war. Die hellen Bander sind zum Teil 

 mit bekannten Elementen nicht zu identifizieren, 

 zum Teil werden sie von Frost und Parkhurst 



