830 



Naturwissenschaftlichc Wochenschrift. 



N. F. X. Nr. 52 



Partikelchen sind, die mechanischen Gesetzen ge- 

 horchen , aber auBcr dcr Attraktion noch von 

 anderen Kraften beeinfluBt werden, und daB die 

 Gestalt der Coronastrahlcn abhangig ist von der 

 Neigung der Sonnenachse gegen die Gesichtslinie. 



Die vertikaleBewegung desCalcium- 

 dampfs iiber den Sonnenflecken (Flocken 

 und Fackeln) ist von S t. J o h n untersucht worden 

 im AnschluB an die friihere Bestimmung der all- 

 gemeinenZirkulation dieses Dampfcs in derSonnen- 

 atmosphare (s. diese Ztschr. IX, S. 610). 22 von 

 25 untersuchten Flecken zeigten eine ab warts ge- 

 richtete Bewegung des die K-Linie erzeugenden 

 Dampfes von durchschnittlich 1,3 km Geschwindig- 

 keit. Bei einem der Flecken wurde ein Wechsel 

 zwischen anfanglich aufsteigender, spater aber ab- 

 steigender Bewegung festgestellt, bei einem ande- 

 ren war die Bewegung auf einer Seite aufsteigend, 

 auf der anderen absteigend, ein dritter zeigte nur 

 aufsteigende Bewegung des Ca-Dampfes. 



Uber Flocken fand J. eine geringe aufsteigende 

 Bewegung von 0,23 km fiir die emittierende 

 Schicht, die sonst eine durchschnittliche Geschwin- 

 digkeit von fast 2 km in gleicher Richtung be- 

 sitzt. 



In der Umgebung d*er Fackeln zeigte sich bei 

 23 von 26 Fallen eine absteigende Bewegung des 

 absorbierenden Dampfes. Diese Beobachtungen 

 beziehen sich auf Fackeln in der Nahe von Flecken. 

 Bei isolierten Fackeln hat Deslandres friiher im 

 Innern absteigende, ringsherum aber aufsteigende 

 Bewegung gefunden. 



Eine sonderbare Feststellung in bezug auf den 

 Entstehungsort der Sonnenflecken hat 

 E. Stephani in No. 4523 der astron. Nachrichten 

 bekannt gemacht. Dieser eifrige Amateur-Astro- 

 nom fand namlich auf Grund langjahriger photo- 

 graphischer Sonnenaufnahmen , dafi von den 

 grbfieren Fleckengruppen nur 8/ auf der uns 

 sichtbaren Sonnenseite entstehen, wahrend sich 

 92/ auf der von uns abgewendeten Sonnenseite 

 bilden und dann infolge der Achsendrehung der 

 Sonne als meist schon recht ausgedehnte Flecken- 

 gruppen uns sichtbar werden. Die Tatsache, dafi 

 man nur sehr selten die Bildung von Flecken an 

 einer vorher fleckenfreien Stelle der Sonnenscheibe 

 beobachtet, war seiner Zeit schon dem eifrigen 

 Sonnenbeobachter Schwab e aufgefallen. Stephani 

 glaubt aus der von ihm ans Licht gezogenen Tat- 

 sache auf eine Beeinflussung der Fleckenbildung 

 durch die Erde schlieSen zu miissen. Gleichwohl 

 erscheint es doch aber kaum annehmbar, dafi die 

 verhaltnismafiig so kleine Erde einen bestimmenden 

 EinfluB auf die Sonnenvorgange haben sollte, zumal 

 ein solcher, wenn vorhanden, doch erst recht bei 

 den der Sonne naheren Planeten und bei Jupiter 

 erwartet werden miifite. Jedenfalls bleibt die 

 Ursache der merkwiirdigen Tatsache noch auf- 

 zuhellen. 



Uber das Energiespektrum und die Tempe- 

 ratur der Sonne hat Abbot auf Grund der 

 in den Jahren 1903 bis 1910 zu Washington, 



Mount Wilson und Mount Whitney (in 10,1750 

 und 4420 m Seehohe) angestellten spektrobolo- 

 metrischen Beobachtungen im Astrophysical Journal 

 (Okt. 191 1) berichtet. Die Beobachtungen wurden 

 mit optischen Systemen aus verschiedenstem Ma- 

 terial (Flintglas-, Ultraviolcttchromglas und Quarz- 

 prismen, sowie mit versilberten Glasspiegeln und 

 solchen aus Magnalium) angestellt. Aus der ge- 

 wonnenen, mittleren Energiekurve ergibt sich, daB 

 das Maximum der Strahlung auBerhalb der Atmo- 

 sphare bei 0,470/1 liegt, was nach der Wien'schen 

 Formel einer Temperatur von etwa 6000" C ent- 

 spricht, wenn man die Sonne als ,,schwarzen 

 Korper" betrachtet. Auf Grund gewisser Betrach- 

 tungen, auf die hier nicht eingegangen werden 

 kann, glaubt Abbot jedoch annehmen zu sollen, 

 dafi die Oberflachentemperatur der Sonne in 

 Wahrheit wohl noch etwa 1000" hoher liegen 

 diirfte, also ca. 7000 betragt. Auch die Trans- 

 missionskoeffizienten wurden fiir die verschiedenen 

 Wellenlangen an den drei Beobachtungsstationen 

 bestimmt; sie nehmen mit der Wellenlange stetig 

 zu und betragen fur senkrecht die Atmosphare 

 durchsetzende Strahlen 



in Washington bei 0,4 ,: 0,54 und bei 2,O/<: 0,91 

 in Mt. Wilson 0,72 0,96 



in Mt. Witney 0,78 0,94 



Die Umd r eh ungsdauer der Venus ist von 

 Belopolski in den Jahren 1903, 1908 und 1911 

 nochmals spektrographisch aus Linienverschiebun- 

 gen bestimmt worden, wie bereits i. J. 1 900 (Comptes 

 rendus, t. 153, p. 15). Das damalige Resultat einer 

 schnellen, etwa eintagigen Rotation wurde durch 

 alle diese Messungen bestatigt, die einen mittleren 

 Wert von 1,44 Tagen fiir die Rotationsdauer er- 

 gaben. Auch wurde die Methode durch Anwen- 

 dung auf den Mars, dessen Rotationsdauer ja durch 

 die Beobachtung seiner Flecken genau bekannt 

 ist, gepriift. Es ergab sich bei diesem eine aqua- 

 toriale Gesch windigkeit von 0,3 5 km anstatt O,2 5 km. 

 Dementsprechend kann auch der angegebene Wert 

 der Umdrehungszeit der Venus (entsprechend 

 0,38 km Aquatorgeschwindigkeit) wohl erheblich 

 unsicher sein, aber eine sehr langsame, vielleicht 

 mit der Umlaufsdauer iibereinstimmende Rotation 

 der Venus, wie sie Schiaparelli, Lowell und Slipher 

 annehmen zu miissen glaubten, scheint jetzt aus- 

 geschlossen zu sein. 



Treff liche Marsphotographien sind Bar- 

 nard 1909 mit dem 4Ozolligen Yerkes-Refraktor 

 gegliickt. Diese in den Monthly notices of the Royal 

 astron. society (Marz 1911) reproduzierten , mit 

 direkter VergroBerung des Brennpunktbildes durch 

 eine Brashear-Linse unter Vorschaltung eines 

 Wallace'schen Gelbfilters auf Cramer'schen Iso- 

 Flatten bei einer Expositionsdauer von 3 bis 4 

 Sekunden gewonnenen Bilder zeigen nicht nur 

 sehr deutlich die bekannten dunklen Flecken (teils 

 die Syrtis major mit Nilosyrtis, teils das Fastigium 

 Aryn und den margaritifer sinus), sondern auch 

 innerhalb derselben mannigfache Schattierung. Vor 

 allem ist aber der Schneefleck des zugewandten 



