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und das Auftreten der beiden äußeren. Es war zunächst nicht möglich, weitere 

 Beobachtungen in dieser Eichtung anzustellen, da die kurze Zeit der Randnähe 

 eines hinreichend großen Flecks mit günstiger Witterung zusammenfallen muß. 

 Vergleichende Messungen an Dublets im Laboratorium bei möglichst 

 gleichen instrumentellen Bedingungen, wie sie bei den Sonnenbeobachtungen 

 vorhanden waren und unter Benutzung eines Magnetfeldes von etwa 15000 

 beziehungsweise 12500 Gauss und des Funkenspektrums des Eisens, 

 des Titans und anderer in den Sonnenflecken beobachteten Metalle, er- 

 gaben zunächst für Eisen eine gute Übereinstimmung mit den Beobachtungen 

 an den Sonnenflecken : im Mittel wurde aus der durchschnittlichen Trennung 

 der Fleckeudublets für die Stärke des Magnetfeldes in den Sonnenflecken 

 im Verhältnis zu dem im Laboratorium angewandten das Verhältnis 1 : 51 

 gefunden, das für die vier gemessenen Dublets nur zwischen 1 : 4"9 und 

 1 : 5'o schwankt. Daraus ergibt sich für die Stärke des Magnetfeldes in den 

 Sonnenflecken im Mittel 2900 Gauss. Dagegen w^ar im Falle der Titanium- 

 Dublets die Übereinstimmung viel weniger befriedigend. Eine der unter- 

 suchten Linien (>. 6064"85) erscheint in einigen Fleckenaufnahmen als 

 Triplet; andere Dublets des Titaniums sind viel weniger weit getrennt, als 

 nach dem Verhältnis der Stärke der Magnetfelder, wie es aus den Messungen 

 an den Eisenlinien folgt, zu erwarten wäre. Die Trennung der Komponenten 

 in A 6064*85 und X 6o03"98 stimmt in beiden Fällen gut miteinander 

 überein. Das verschiedene A'erhalten der Linien hängt offenbar von der 

 Verteilung der betreffenden Dämpfe in der Sonnenatmosphäre sowie von 

 dem Absorptionskoeffizienten der betreffenden gemessenen Linie ab. In 

 dieser Beziehung ist das früher beschriebene Verhalten der Wasserstoff- 

 linien sehr instruktiv, von welchen die Hx-Linie eine bedeutend höhere 

 Schicht des "Wasserstoffs in der Sonnenatmosphäre repräsentiert als die 

 blauen und violetten Linien. In einem solchen Falle können also die ver- 

 schiedenen Linien des Titaniums verschieden hohen Schichten des absor- 

 bierenden Dampfes entsprechen, die nicht alle in gleicher Weise der Wir- 

 kung des Magnetfeldes unterliegen. Nun ist tatsächlich nach Untersuchungen 

 von Jewell an zahlreichen Photogrammen des Flashspektrums die Höhe, 

 welche der Titaniumdampf in der Sonnenatmosphäre erreicht, eine viel 

 bedeutendere als die des Eisen-, des Chrom-, des Mangan- und des Vana- 

 diumdampfes. Gleiche Verhältnisse für die Sonnenflecken vorausgesetzt, 

 muß dann also das Maximum des Zeeman-Effektes für Titanium die 

 gleiche Stärke des Magnetfeldes ergeben wie für Eisen, während aus 

 manchen Linien des ersteren, die höheren Schichten der Atmosphäre ent- 

 sprechen, eine geringere Stärke des ^lagnetfeldes folgt, wenn schnelle Ab- 

 nahme derselben mit zunehmender Höhe vorausgesetzt werden darf, wie 

 es tatsächlich, dem Verhalten gewisser Metallinien nach zu ui'teilen, der 

 Fall zu sein scheint. Immerhin bleibt aber noch mancher Zweifel und 

 manche Unsicherheit bestehen. Xelienbei bemerkt, bietet sich hier vielleicht 

 ein neuer Weg zur Bestimmung der Chromosphärenschichten, welchen die 

 betreffenden Sonnenfleckenlinien ans:ehören. 



