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der sich mit einer Geschwindigkeit von 9 Meilen in der Sekunde 

 fortbewegte. Brachte man den Spalt des Spektroskopes auf den Rand 

 des Wirbels, so sah man, dass auf der einen Seile der Sturm sich 

 von uns entfernte, auf der andern Seite auf uns zukam , indem die 

 F-Linie dann nur nach dem Roth oder nur nach dem Violett hin 

 verschoben war. Hierdurch war bestimmt bewiesen, dass ein wirklicher 

 Drehsturm stattgefunden hatte. 



Ebenfalls auf dem Doppler'schen Prinzip« beruht der Nachweis 

 der Somenrotation, worauf Secchi und Zöllner schon vor einigen Jahr- 

 zehnten hingewiesen hatten. Die Punkte der Sonne auf der uns zu- 

 gekehrten Seite rotiren von Ost nach West, die grösste Gesch windig- 

 keit ist am Aequator. Die Punkte auf dem östlichen Rande nähern 

 sich dem Beobachter auf der Erde, die entgegengesetzten des West- 

 randes entfernen sich von ihm; im ersten Falle findet Linienver- 

 schiebung gegen das Violett, im zweiten Falle Verschiebung gegen 



Roth statt. Die Gesammtverschiebung beträgt aber nur — des Ab- 

 Standes der beiden D-Linien und doch kann sie gemessen werden, 

 weil das intensive Sonnenlicht starke Zerstreuung gestattet. Die 

 Rechnung ergibt hieraus eine Geschwindigkeit von 1,922 km. für die 

 Punkte des Sonnenäquators , welcher eine Rotationsdauer der Sonne 

 von 26,23 Tagen entspricht. Die aus teleskopischen Beobachtungen 

 der Sonnenlleckc und Fackeln gefundenen Werthe der Rotalionsdauer 

 sind 1—2 Tage kleiner, dies könnte den physikalischen Grund haben, 

 dass, wenn man vom centralen Theil der Sonne durch die Photo- 

 sphäre zu den Fackeln und der absorbirenden Schicht aufsteigt, die 

 Winkelgeschwindigkeiten allmählig abnehmen. Am besten wird es 

 sein, für jetzt noch von einer Erklärung abzusehen und fernere Beob- 

 achtungen, besonders spoktroskopische , abzuwarten. Eine sichere 

 Aenderung der Rotationsdauer mit der Breite ist durch das Spektro- 

 skop nicht entdeckt worden. 



Nicht weniger schöne Erfolge hat die Spektralanalyse aufzuweisen 

 in der Erforschung der Bewegung dor 



Doppel- und mehrfachen Fixsternsysteme. 



fn der Fixsternwelt gibt es Systeme von 2, 3 und mehr sehr 

 nahe beisammen stehenden Sternen verschiedener Grösse, die physisch 

 derart miteinander verbunden sind, dass, nach dem allgemeinen Gravi- 

 tationsgesetze, von zweien sich der eine um den andern bewegt, 



