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mittlere Temperatur) ist stets umgekehrt proportional dem je- 

 weiligen Halbmesser derselben. 



Die Mittelpunktstemperatur der Sonne läßt sieb berechnen % 

 wenn man irgend eine Annahme über die stoffliche Beschaffen- 

 heit derselben macht. Für Hydrogen erhält man die untere Grrenze 

 dieser Temperatur, etwa 31,9 x 10^ Grrade. Als die Sonne im 

 Sinne der KANT-LAPLACEschen Theorie noch unendlich verdünnt 

 war, mußte ihre Temperatur sehr nahe jener des leeren Raumes 

 gleichkommen. Nimmt man diese mit PouiLLET zu — 146° C 

 an (wogegen allerdings gewichtige Gründe sprechen), so erhielte 

 man als anfängliche Ausdehnung des Sonnennebels 39 Neptun- 

 abstände oder .^h^ des Abstandes des nächsten Fixsternes. Unter 

 sonst gleichen Umständen dürften also außerhalb Neptun noch 

 höchstens fünf Planeten existieren. 



Nimmt man dagegen mit Mädler an (was jedoch ebenfalls 

 nicht vertrauenswürdig ist), daß in einer um die Plejaden mit 

 dem Halbmesser 36,28 x 10^ Sonnenfernen gezogenen Kugelschale 

 2 Millionen Sterne mit einer die Sonnenmasse im ganzen 118 

 millionenmal übertreffenden Masse sich befinden, so ergibt sich 

 die anfängliche mittlere Ausdehnung der Sonne, und hiermit als 

 Temperatur des Raumes — 235° C. 



Um nun auch die Zeit neben der Grleichung (3) berücksich- 

 tigen zu können, erfordert es die Aufstellung einer zweiten Be- 

 ziehung. Der nächstliegende Gedanke ist wohl die Einführung 

 der Wärmeleitung. Es möge gleich hervorgehoben werden, daß 

 die folgende Untersuchung das Problem nicht löst, wohl aber 

 einige interessante Aufschlüsse über radiale Strömungen in der 

 Sonne gibt. 



Die Gleichung der Wärmeleitung. 

 In einer homogenen Kugelschichte vom Radius q häuft sich 

 in der Zeiteinheit durch Leituno- die Wärmemenge 



2 dd' 



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auf, wenn angenommen wird, daß der Wärmefluß zwischen un- 

 * Über die Aclisendreliimg der Fixsterne. Diese Berichte, XVIT. Bd., 1899. 



