über neuere Methoden der Sonnenforschung. 251 



Über dieser Region schwebt, hervor. Man sieht, daß schon in diesen tiefen 

 Schichten eine teilweise Bedecliung der Flecken durch den Dampf statt- 

 findet und dal.') die Ausdehnung desselben größer ist als die der Fackeln. 

 Die dritte Aufnahme bei X 3982, nahe der Mitte des Bandes Ki (die Mitte 

 der einen Hälfte von Kj, gerechnet von der hellen Linie K2, ist natürlich 

 gemeint) und die vierte Aufnahme in der hellen Linie K, zeigen deutlich 

 die mit zunehmender Höhe stark anwachsende Ausdehnung der Calcium- 

 wolken und die zunehmende Einhüllung der darunterliegenden Flecke, femer 

 die Zunahme der Helligkeit des Dampfes. Da die Linie K, in der Mitte 

 die dunkle Linie K3 umschließt, so stellt dieses letztere Bild offenbar ein 

 Gemisch der K2- und Kg-Schicht dar. Daß die Calciumwolken in der Tat 

 aus einzelnen Dampfsäulen gebildet werden, die in den tieferen Schichten 

 noch voneinander getrennt sind, in den höheren sich aber allmählich in- 

 folge der zunehmenden Ausbreitung der Dampfmassen vereinigen, ist sehr 

 gut aus der Aufnahme (Fig. 36) zu ersehen. Die Aufnahme in H^ zeigt 

 im Querschnitt eine noch weitgehende Trennung der Flockein, die in der 

 Hj-Aufnahme schon fast vollständig zu einer großen Wolke zusammen- 

 geflossen sind. Beide Aufnahmen liegen 9 Minuten auseinander, so daß 

 merkliche Veränderungen in der Zwischenzeit nicht zu befürchten sind. 

 Was die scheinbare Struktur der kleinen Calciumflockeln angeht, so 

 erscheinen dieselben meistens rundlich, mit Durchmessern von weniger als 

 eine bis zu mehreren Bogensekunden. Sie sind durch relativ dunkle Zwischen- 

 räume voneinander getrennt, ganz ähnlich wie die hellen Körner der Photo- 

 sphäre. In diesen dunkeln Zwischenräumen ist der Calciumdam.pf offenbar 

 schwächer leuchtend, jedoch nicht ganz abwesend. Die Gipfel der Dampf- 

 säulen, aus denen die Flockein eigentlich bestehen, liegen nach Haies An- 

 sicht in der Schicht der H2 und Kj. Bei der Vergleichung der ersten und 

 dritten Aufnahme vom 22. September 1903 fällt es auf, daß die Aufnahme 

 in der niedrigen H^-Schicht nur schwache Andeutungen von den zahllosen 

 Dampfsäulen (Flockein) gibt, die auf der Aufnahme der Ho-Schicht so aus- 

 geprägt sind. Der Grund liegt nach Hole darin, daß die Kontrastwir- 

 kungen in Aufnahmen der H^, die nur von Variationen der Absorption 

 dieser niedrigen Schicht abhängen, viel geringer sein müssen als diejenigen 

 in Aufnahmen der H2- und Hs-Schicht. Letztere nämlich werden bewirkt 

 durch die Veränderlichkeit der Intensität der dunkeln Hg-Linie und der 

 hellen Ha-Linie, von denen besonders die letztere großen Schwankungen 

 von Punkt zu Punkt der Sonnenoberfläche unterliegt. Über der Penumbra 

 der Sonnenflecken zum Beispiel fehlt Hg gewöhnüch, während K3 dort hell 

 auftritt, und eruptive Erscheinungen in der Umgebung von Sonnenflecken 

 sind öfters in Aufnahmen der tiefen Kj-Schicht unsichtbar, treten aber 

 mehr und mehr zum Vorschein, je mehr der zweite Spalt der Mitte des 

 K-Randes genähert wird. Dasselbe gilt für die Flockein und Wolken. Letztere 

 bieten gute Kontraste in den höheren Teilen der K^-Schicht, welche jedoch 

 in den tieferen Regionen fast ganz verschwinden. Die wahrscheinüch tiefer 

 als die großen Wolken liegenden kleinen Flockein zeigen in K^-Aufnahmen 



