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Angaben Spöeee"s 14°,27 und 14*^,23 für die tägliche Winkelgeschwindig- 

 keit am Äquator entsprechen die Zeiten 25,23 resp. 25,30 Tage, eine 

 von Spökek entwickelte Formel gibt nur 25,12 Tage. 



Aber auch nach einem andern Verfahren hat man in den letzten 

 Jahrzehnten angefangen , die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne zu 

 messen. Das Spektroskop bildet bekanntlich ein ungemein empfindliches, 

 von der Entfernung unabhängiges Mittel, Geschwindigkeiten zu messen, 

 mit welchen lichtaussendende Körper sich von uns entfernen oder sich uns 

 nähern, falls sich dieses Licht durch bestimmte Spektrallinien kenn- 

 zeichnet. Der eine Rand des Sonnenäquators (wenn wir annehmen, 

 unser Auge stehe etwa gerade in der erweiterten Äquatorebene) ent- 

 fernt sich von uns mit einer Geschwindigkeit von etwa 2 km, der andere 

 nähert sich uns mit ebenderselben Geschwindigkeit. Eine solche Ge- 

 schwindigkeit der Lichtquelle erzeugt eine Verschiebung der Fbaunhofek'- 

 schen Linien, z. B. der Linien Dj und D, um etwa 2^^^ ihrer Distanz 

 im Spektrum. Zöllner hat zu diesem Zweck der Geschwindigkeits- 

 messung sein Reversionsspektroskop konstruiert, er, Vogel, Langley 

 und YouNG haben so schon mit ziemlicher Genauigkeit die Sonnen- 

 rotation wenigstens am Äquator gemessen und zwar später unter Be- 

 nützung von Beugungsgittern statt der zerstreuenden Prismen. 



Durch die ausserordentliche Vervollkommnung der Technik in der 

 Herstellung dieser Gitter, sowie durch die Vervollkommnung des Be- 

 obachtungsverfahrens ist es nun dem Schweden Duner gelungen, in 

 den Jahren 1887 — 1889 auf der Sternwarte der Universität Lund 

 spektroskopische Messungen der Sonnenrotation anzustellen, welche sich 

 über 75^ Entfernung vom Äquator auf beiden Halbkugeln der Sonne 

 erstrecken. Änderungen der Wellenlänge bis zu 50V0 /'/") ^- ^- ^i^ 

 Fünftausendmilliontelmillimeter sollen sich aus der Verschiebung der 

 Spektrallinien mit dem benützten am grossen Refraktor angebrachten 

 Gitter bestimmen lassen. Das Ergebnis war, dass das Gesetz der Ver- 

 änderung der Rotationsgeschwindigkeit mit der Breite dasselbe ist, wie 

 es Cabrington and Spöeeb für die Flecken gefunden haben, dass aber 

 die Werte durchgehends etwas kleiner gefunden wurden, wie wenn die 

 Umdrehungszeit am Äquator 25,46 Tag betrüge statt 24,97 (Carring- 

 ton) oder 25,23 oder 25,30 (Spöeer) und in 45*^ Breit-e 28,80 statt 

 27,87 (Carrington) und gar für 75" Breite ergibt sich aus den Messungen 

 Duneb's eine Umlaufzeit von 38,52 Tagen. 



Einige Jahre zuvor schon, nämlich im Sommer 1884, hatte ein 

 deutscher Physiker, Dr. Wilsing, auf dem Observatorium in Potsdam 

 ein drittes Verfahren angewendet, um die Sonnenrotation zu bestimmen. 



Nächst den Flecken zeigt die Sonnenoberfläche eine zweite Art 

 von Merkzeichen für die teleskopische Beobachtung und die photo- 

 graphische Aufnahme. Es sind dies die sogenannten Fackeln, Licht- 

 adern, welche im Gebiete der Flecken besonders ausgeprägt sind, aber 

 auch über dieses Gebiet hinaus bis in höhere Breiten gefunden wer- 

 den. Es hatte sich gezeigt, dass auch diese Fackeln, wie die Flecken, 

 oft mehrere Rotationsperioden überdauern. Ihre Beobachtung ist aber 

 dadurch erschwert, dass sie wie Marmorierungen keine bestimmten Um- 



