N... ir>. 



N r ;i I u rwissenscha ft liehe Rundschau. 



403 



Linien bekannten Metallen augehren, oder mit diesen 

 nicht bereinstimmen. Es verdient ferner Erwh- 

 nung, dass die Anzahl der verbreiterten Linien im 

 Verlaufe einer Sonnenfleckenperiode (die Beobachtun- 

 gen erstreckten sich von einem Fleckenminimum bis 

 ber das nchste Fleckenmaximum hinaus) nahezu 

 die gleiche blieb, was fr die Gleichmssigkeit der 

 Beobachtungsbedingungen spricht, und endlich, dass 

 die Resultate fr alle bisher untersuchten chemischen 

 Elemente, Eisen, Nickel und Titan, dieselben waren. 



Drei Tabellen geben fr die genannten drei Ele- 

 mente die Anzahl der ihnen angehrenden, verbrei- 

 terten Linien an, welche in je hundert, sich folgen- 

 den Beobachtungen der Flecke erschienen; nnd man 

 sieht, dass ihre Zahl um so kleiner wird, je mehr 

 man sich vom Fleekenminimum dem Flecken tnaxi- 

 mum nhert. Diese Erscheinung zeigt sich in bei- 

 den Abschnitten des Spectrums gleichmssig. In 

 einer vierten Tabelle sind die Zahlen der verbreiter- 

 ten Linien unbekannten Ursprungs in derselben Rei- 

 henfolge angegeben, und man sieht, dass mit der 

 Annherung an das Maximum die als am meisten 

 verbreitert angefhrten Linien nicht zu den bekann- 

 ten metallischen Linien gehren. 



Herr Lockyer leitet aus diesen Wahrnehmungen 

 folgenden Schluss ab: Wenn man vom Minimum 

 der Sonnenflecke zum Maximum bergeht, dann ver- 

 schwinden die Linien der chemischen Elemente all- 

 mlig aus der Zahl der am strksten verbreiterten, 

 und sie werden durch Linien ersetzt, fr welche wir 

 bisher noch keine Reprsentanten auf der Erde be- 

 sitzen. In anderen Worten ausgedrckt lautet das 

 Resultat: Beim Minimum der Sonnenflecke, wenn, 

 wie wir wissen, die Atmosphre der Sonne am ruhig- 

 sten und khlsten ist, sind in den Sonnenflecken Dmpfe 

 vorhanden, welche die Linien einiger unserer irdischen 

 Elemente geben. Die Dmpfe hingegen, welche die 

 Sonnenflecke zur Zeit eines Maximums erzeugen, sind 

 uns vollkommen fremd. 



Dieses Resultat betrachtet Herr Lockyer als eine 

 volle Besttigung seiner Hypothese ber die Con- 

 stitution der Sonnenatmosphre, die er bereits vor 

 sechs Jahren publieirt hat, und in welcher er die 

 Ansieht aufstellt, dass nur in den oberen, khleren 

 Schichten der Sounenhlle Spectrallinien entsprechend 

 unseren Elementen vorkommen, in den tieferen, heisse- 

 ren Schichten hingegen sind die Elemente dissoeiirt und 

 die Spectrallinien nicht identificirbar mit den uns be- 

 kannten. In dem Abschnitte des Sonnenspectrums 

 zwischen den Linien 4860 und 5160 findet man in 

 den Jahren 1879 und 1880 z. B. fr das Eisen 

 60 Linien ungleichmssig im Fleckenspectrum ver- 

 theilt, dabei sind viele Eisenlinien in jedem Flecke 

 sichtbar. In den letzten Beobachtungen, in der Nhe 

 des Fleckenmaximums, hingegen sind im Ganzen nur 

 drei Eisenlinien unter den meist verbreiterten zu 

 sehen ; und diese drei Linien waren nur in vier Flecken 

 des letzten Hundert sichtbar. Dasselbe gilt fr Titan, 

 Nickel und alle anderen Substanzen , fr welche die 

 Rednctionen ausgefhrt sind. Das will nach Herrn 



Lockyer heissen, dass das Eisen, Titan, Nickel und 

 die anderen Substanzen in nahezu der complicirten 

 Gestalt, in der wir sie auf der Erde kennen, bis zur 

 Oberflche der Photosphre niedersteigen in den Ab- 

 wrtsstrmungen, welche einen Fleck zur Zeit des 

 Minimums bilden, whrend zur Zeit des Maximums 

 nur die feinsten Bestandtheile dieser Substanzen die 

 Photosphre erreichen. 



Nachdem somit Herr Lockyer seine Hypothese 

 von der Beschaffenheit der Sonnenoberflche durch 

 die Beobachtung in so berzeugender Weise best- 

 tigt gefunden, hlt er sich fr berechtigt, dieselbe 

 nach zwei Richtungen hin zu erweitern, nmlich 

 in Bezug auf die Beschaffenheit der Photosphre und 

 in betreff der Circulation in der Sonuenatmosphre. 

 An dieser Stelle soll jedoch auf diese Betrachtungen 

 nicht eingegangen werden. 



Franz Exuer : Ueber die Ursache und die 

 Gesetze der atmosphrischen Elek- 

 tricitt. (Sitzungsberichte der Wiener Akademie der 

 Wissenscb., math.-naturw. Classe, 1886, Bd. XCIII, Abthl. II, 

 S. 222.) 



Die Gesichtspunkte, von denen aus der Verfasser 

 seine Untersuchungen ber die atmosphrische Elek- 

 tricitt ausgefhrt hat, sind in nachstehender Be- 

 trachtung kurz angegeben : 



Wenn man mit Franklin die Existenz eines 

 einzigen elektrischen Fluidums voraussetzt, so ist die 

 erste Frage, ob es die positiv oder die negativ elek- 

 trischen Krper sind, welche dieses Fluidum im Ueber- 

 schuss ber den normalen Znstand enthalten. Eine 

 zweite Frage von hervorragender Bedeutung ist dann, 

 welches der Werth des Potentials der Erde sei, die 

 wir bei unseren Messungen als von dem Potential 

 Null annehmen, bezogen auf den Nullpunkt der Poten- 

 tiale, das heisst auf das Potential an einem Punkte, 

 welcher unendlich weit von allen elektrischen Massen 

 entfernt ist. 



Geht man von der Kan t-L aplace'schen Hypo- 

 these ber die Entstehung der Himmelskrper aus, 

 so kommt man, nach Exner, zu dem Schluss, dass 

 jeder Himmelskrper, und also auch die Erde, ein 

 bestimmtes Potential in Bezug auf die entfernten 

 Punkte des Weltraumes haben msse. Dieses Poten- 

 tial ist die Folge einer Ladung, die einem Ueber- 

 schusse an Elektricitt entspricht, und das elektrische 

 Feld, welches solcherweise, z. B. um die Erde, ent- 

 steht, hngt nur ab von der Grsse und dem Vor- 

 zeichen dieser Ladung. Eine systematische Durch- 

 forschung dieses Feldes wrde also vollkommen 

 gengen, die beiden obigen allgemeinen Fragen zu 

 lsen. 



Im Laufe der letzten Jahre hat nun Verfasser 

 Messungen des elektrischen Feldes der Erde durch- 

 gefhrt und dabei seine Aufmerksamkeit mehr auf 

 die normalen Vorgnge, als auf locale Strungen, 

 z. B. Gewitter, gerichtet; letztere wurden nur soweit 

 in die Untersuchung hineingezogen, als sie Beispiele 

 fr die Strung des elektrischen Feldes durch leitende, 



