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aus der gegenseitigen Verschiebung beider hervor, wenn sie sich 

 dem Sonnenrande nhern und deshalb in sehr schrger Rich- 

 tung gesehen werden. Figur 9 stellt in 1 bis 5 das verschiedene 

 Ansehen eines solchen Fleckes dar, der sich dem Sonnenrande 

 nhert. 



Gerade an dem Rande dieser Flecke findet man die spectro- 

 skopischen Zeichen heftigster Bewegung und in ihrer Nhe oft 

 grosse Protuberanzen; verhltnissmssig oft zeigen sie wirbelnde 

 Bewegung und eine darauf hindeutende Zeichnung. Man kann 

 sie fr Stellen halten, wo die khler gewordenen Gase aus den 

 usseren Schichten der Sonnenatmosphare herabsinken und viel- 

 leicht auch locale oberflchliche Abkhlungen der Sonnenmasse 

 selbst hervorbringen. Zur Erklrung dieser Erscheinungen muss 

 man bedenken, dass die von dem heissen Sonnenkrper neu auf- 

 steigenden Gase mit Dmpfen schwer flchtiger Metalle berladen 

 sind, dass sie beim Aufsteigen aber sich ausdehnen und theils 

 durch die Dehnung, theils durch die Strahlung gegen den Welt- 

 raum gekhlt werden mssen. Dabei werden sie ihre schwer- 



Fig. 9. 





flchtigeren Bestandteile als Nebel oder Wolken ausscheiden. 

 Diese Khlung muss natrlich immer nur als eine verhltniss- 

 mssige aufgefasst werden; ihre Temperatur bleibt wahrscheinlich 

 immer noch hher als alle irdisch erreichbaren Temperaturen. 

 Wenn nun die obersten von schwereren Dmpfen befreiten und am 

 meisten gekhlten Schichten niedersinken, werden sie nebelfrei 

 bis zum Sonnenkrper bleiben knnen. Als Vertiefungen erscheinen 

 sie, weil rings umher die bis zu 100 Meilen hohen Schichten 

 glhenden Nebels liegen. 



Heftige Bewegungen knnen in der Sonnenatmosphre nicht 

 fehlen, weil dieselbe von aussen gekhlt wird, und die khlsten 

 und deshalb verhltnissmssig dichtesten und schwersten Theile 

 derselben ber die heisseren und leichteren zu liegen kommen. 

 Aus dem gleichen Grunde haben wir fortdauernde und zum Theil 



