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\ Keit v, welche die Nebelteilchen in der Entfer- 
tung der Erde von der Sonne besitzen, nach dem 
-Parallelogrammsatze zusammen; sie beträgt 
© durehschnittlich 50 km/sec. Die kinetische Fall- 
| energie der Nebelmassen ist 4% m V?; die ihr äqui- 
| _ valente Wärmemenge betrage das A-fache der 
| "gegenwärtig von der Sonne zugestrahlten Wärme. 
| Dann erhält man, wenn als Wert der Solarkon- 
| stanten 2,5 Kalorien angenommen wird, durch 
Einsetzen der numerischen Werte: 
i? 5=A:2,8-10-4 g/em}, 
Wenn die Nebeldichte sich dem Werte 10—14 
- giem® nähert?), so würde hiernach die durch den 
> Fall der Nebelmassen auf die Erde erzeugte 
| Wärmemenge bereits mit derjenigen vergleichbar 
‚sein, die sie gegenwärtig von der Sonne erhält. 
Der berechnete Grenzwert der Nebeldichte er- 
“laubt noch nicht, für die Größe der Absorption 
des Nebels einen Maßstab zu gewinnen. Dies ist 
| erst möglich, wenn die Verhältnisse in der un- 
_ mittelbaren Umgebung der Sonne bestimmt sind. 
Bei Dichten von der Größenordnung 10-14 g/em3 
hat ein Gas, das die interplanetarischen Räume 
erfüllt, bereits als Kontinuum zu gelten; denn in 
diesem Fälle beträgt die freie Weglänge der Teil- 
_ chen nur einige km‘). Die an der Sonne vorbei- 
_ eilenden Nebelmassen werden daher in ihrem 
_ Rücken, beim Durchschreiten der negativen 
- x-Achse, mit andern ihnen entgegenkommenden 
Massen zusammenstoßen und sich zu einem 
_ Schweife verdichteter Nebelmaterie zusammen- 
schieben. Da die Nebelmassen beim Zusammen- 
| stoBe nur die auf dem Radiusvektor senkrecht 
| stehende Bewegungskomponente einbüßen, die in 
| seiner Richtung liegende aber. bewahren, so 
werden sie sich zunächst noch von der Sonne ent- 
| fernen. Bei allen Massen, deren Kollisionspunkt 
unter einer gewissen, von der relativen Geschwin- 
_ digkeit ¢ abhängenden Grenzentfernung?) liegt, 
wird diese Aufstiegsgeschwindigkeit nicht ge- 
- niigen, sie ganz aus dem Anziehungsbereiche der 
Sonne zu entfernen. Sie sinken nach einer ge- 
wissen Zeit nach der Sonne zurück. Dabei treffen 
_ sie mit anderen, noch aufsteigenden oder seitlich 
” neu sich herandrängenden Massen zusammen. Ihn- 
folge davon werden sie ihre gerade Fallrichtung 
de; Erde 
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8) Man erlangt einen Begriff von der Feinheit der 
Nebelmaterie, wenn man sich vorstellt, daB die Dichte 
| der Sonne den angegebenen Wert 10-11 g/em® besitzen 
| würde, wenn ihre Masse in gleichmäßiger Verteilung 
j eine Kugel ausfüllte, deren Radius gleich der achtfachen 
- Entfernung des äußersten Planeten Neptun von der 
Sonne wäre. _ 
*) Erst von der Dichte 10-22 g/cm? an (freie Weg- 
| länge von der Größenordnung des Erdbahnradius) 
würde die Annahme erlaubt sein, daß sich die Nebel- 
_ teilchen in den interplanetarischen Räumen frei be- 
Ewegen. .; i PER 
Be 5) Diese Grenzentfernung hat den Wert 2a. Vel. 
— den Aufsatz: Neue Erklärung der Entstehung der ir- 
“ dischen Eiszeiten, Abh. Nat.-Ver. Brem. Bd. XX, H. 1, 
wo sich auch genauere Angaben über Menge und 
_ Energiegehalt der in Frage kommenden Massen finden, 
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= 

Nölke: Uber die Entstehung der Eiszeiten. 
| 
mehr oder weniger ändern und, in die Nachbar- 
schaft der Sonne gelangt, im allgemeinen nicht 
auf diese niederstürzen, sondern, seitlich abge- 
lenkt, an ihr vorbei eilen und, immer wieder mit 
neuen Massen kollidierend, sie ablenkend und 
von ihnen abgelenkt, endlich die ganze Sonne wie 
eine schützende Hülle umgeben. Zwar: werden 
alle Teilmassen der Hülle, deren Bahn sie zu- 
fällig bis an die Grenze der Sonnenatmosphäre 
führt, in diese hineinsinken, aber da immer neue 
Schweifmassen herbeieilen, so erleidet auch die 
Hülle keinen bleibenden Verlust. Beim Durch- 
schreiten eines Nebels erscheint hiernach die 
Sonne wie ein riesiger Komet. Den strahlenden 
Kern umgibt eine dichte Nebelhülle, und dieser 
folgt ein langer Schweif verdichteter Nebel- 
materie, der, falls die relative Bewegungsrich- 
tung der Sonne im Nebel sich infolge lokaler 
Strömungsvorgänge der Nebelmaterie mit der 
Zeit ändert, auch eine gekrümmte Form an- 
nehmen kann. 
Wenn der Sonne die Nebelhülle fehlte, so 
würde ihre Strahlung durch die Nebelmaterie nur 
eine geringe Absorption erleiden. Ein Licht- 
strahl, der eine den Raum zwischen Sonne und 
Erde ausfüllende Nebelmasse von der Dichte 
10-4 g/em® durchsetzt, würde auf seinem Wege 
nur ungefähr den 10000. Teil der Moleküle an- 
treffen wie ein die Erdatmosphäre senkrecht 
durcheilender Lichtstrahl und daher, falls die Ab- 
sorptionskraft dieser Massen der der Gase der 
Erdatmosphäre ungefähr entspricht, kaum eine 
Schwächung- erfahren. Die Dichte der die Sonne 
umgebenden Nebelhülle kann aber so groß vor- 
ausgesetzt werden, daß sich die erforderliche Ab- 
sorptionswirkung ergibt. Ist auch die Sonnen- 
atmosphäre an der Absorption beteiligt, so hat 
man anzunehmen, daß sich die aufgenommenen 
Nebelmassen allmählich wieder aus ihr nieder- 
schlagen und daß sich ein Gleichgewichtszustand 
einstellt, da sich andernfalls die Eiszeitphäno- 
mene immer mehr verstärken würden. 
Es ist auch gestattet, den kosmischen Nebel- 
massen eine geringere Diathermanität beizulegen 
als der atmosphärischen Luft, da sie, wie ihr 
Spektrum ausweist, außer Wasserstoff und He- 
lium auch Metalldimpfe, deren Diathermanität 
sehr klein ist, enthalten. 
2. Auf jedes qem der Sonnenoberfläche fällt 
in einem Jahre die Masse u—=4,2.1018 (c,: 3 d 
em’. Die durch ihren Fall erzeugte Wärmemenge 
ist das 3:10" (ce: 0)? 8 cm?/g-fache der gegen- 
wärtig von der Sonne ausgestrahlten®). Sie dient 
weniger dazu, die Temperatur der äußeren gas- 
förmigen Sonnenmassen zu erhöhen, als ihre Ex- 
pansion zu vergrößern, verzögert daher den Ent- 
wicklungsgang der Sonne und bewirkt vielleicht 
sogar ein Rückwärtsschreiten auf ihrer Entwick- 
lungskurve. 
3. Interglazialzeiten erklären sich dadurch, 
daß die Sonne nacheinander in mehrere durch 
o_o Vel Abh. NatsBrems ar Ones 181, 

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