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Sitzung der math.-phys. Classe vom 6. Juli 1901. 
Die neue Trenn ungsfläclie gegen Schicht 1 ist also stärker 
gegen die Aequatorebene geneigt, wie die ursprüngliche. Ebenso 
d 
erhalten wir für - — 1 -, welches die Lage der Trennungsfläche 
a r 2 
der Mischung gegen Schicht 2 angiebt, nach demselben Ver- 
fahren : 
dV Ul B 2 _ dli\ = m 2 & 2 (ß, — Ü 2 f 
dr \d r 2 dr ) m i -j- m 2 — ft 2 ’ 
also: 
d r 2 dB 
d B 2 dr' 
Die neue Trennungsfläche gegen Schicht 2 steht also 
steiler auf der Aequatorebene wie die ursprüngliche. Von dem 
beliebigen Punkte der Trennungsfläche an, an dem die Mischung 
sich vollzieht, suchen sich also zwei neue Trennungsflächen 
in die Schichten 1 und 2 hineinzuziehen, einen dachförmigen, 
gegen die Aequatorebene hin offenen Raum abgrenzend. Die 
gemischten Partieen müssen sich deshalb längs der ursprüng- 
lichen Trennungsfläche äquatorwärts (in der Atmosphäre der 
Erde unter normalen Verhältnissen polwärts) in Bewegung 
setzen. In dem Masse, wie immer mehr Massen zur Mischung 
gelangen, wird die gemischte Schicht auch längs der Tren- 
nungsfläche nach aussen an Raum gewinnen und zwischen die 
ursprünglichen sich berührenden Schichten lagert sich eine neue 
Schicht mit mittlerem Rotationsmoment und Wärmegehalt ein. 
Xun ist es wohl ausgeschlossen, dass die Sonne oder der 
gasförmige Theil derselben vollständig in eine mehr oder 
minder grosse Anzahl solcher homogener Schichten zerfällt. 
Wir haben uns die in Wirklichkeit eintretenden Verhältnisse 
vielmehr so vorzustellen, dass bei der von aussen her statt- 
findenden Abkühlung der rotirenden Sonne mehr oder minder 
ausgedehnte Stücke dieser Diskontinuitätsflächen sich bilden 
werden. Die Verschiedenheit der linearen Geschwindigkeit zu 
beiden Seiten der Trennungsfläche regt dieselbe zu immer 
mächtigerer Wellenbildung an, Wellen, die schliesslich über- 
hängeud werden und branden und sich dadurch in gewaltige 
