2 RR na) Nach Dreh des Spaltes und 
Spektrographen wurde das Lichtbündel in einer 
in der Spaltebene gelegenen Brennebene auf- 
_ gefangen und photographisch fixiert. Der Spalt 
wurde, der Fleckenbreite entsprechend, auf 1 bis 
2 mm Länge abgeblendet; in einer zweiten, das 
_ Vergleichspektrum liefernden Aufnahme wurde 
dies freie Stück durch ein dem Fleck benach- 
‘bartes, ungestörtes lems! der Photosphire aus- 
gefüllt. 
Die ersten, am 24. Juni 1908 im Spektrum 
zweiter Ordnung gewonnenen Aufnahmen waren 
nicht befriedigend. Allein bereits am 25. Juni 
wurden im Spektrum dritter Ordnung in. der 
Gegend % = 6000—6200 A gute Aufnahmen er- 
halten, welche bei Drehung des Nicols um 90° 
eine deutliche Intensitätsänderung beider Kom- 
_ ponenten der Doppellinien zeigten, so daß die 
_ Einstellung maximaler Helligkeitsdifferenz er- 
_ mittelt werden konnte. Ferner zeigte sich, daB 
bei Drehung des Nicols einige lediglich verbrei- 
_terte Linien verschoben wurden, anzeigend, daß 
ihre Kanten entgegengesetzt zirkular polarisiert 
waren. Daß diese Erscheinungen nicht Fehlern 
der Versuchsanordnung zuzuschreiben sind, geht 
' daraus hervor, daß die sogenannten atmosphä- 
- rischen Linien, welche das Spektrum durchziehen, 
stets als scharfe Linien unverändert liegen blie- 
ben. Es zeigte sich weiterhin, daß, Laborato- 
_ riumsversuchen entsprechend, die Artepälturig 
mit abnehmender Wellenlänge abnahm und Ban- 
den (z. B. Cyan A—3883 A) nicht reagierten. 
_ Uberaus überzeugend sind die Aufnahmen, die 
- mehrmals erhalten werden konnten, wenn gleich- 
_ zeitig zwei Flecke auftraten, deren Drehsinn 
nach den Floceuliaufnahmen entgegengesetzt 
war. Wurde bei beiden Aufnahmen der Nicol 
in der gleichen geeigneten Lage festgehalten, so 
zeigten sich entgegengesetzt liegende Dublett- 
linien ausgelöscht. 
Zur Bestimmung der magnetischen Feldstärke 
‚dienten hauptsächlich Eisen-, Chrom- und Titan- 
linien. Der in den Sonnenflecken ermittelte 
Dublettabstand wurde verglichen mit der im La- 
boratorium ‘bei bekannter Feldstärke gemessenen 
~ Aufspaltung. So ergaben sich maximale Feld- 
‚stärken (vom Zentrum des Flecks nach außen 
abnehmend) in den gewaltigen Beträgen von 
900—4000 Gauß. (Maximale Intensität des 
rdfeldes 0,66 Gauß.) Diese Feldstärke ist nicht 
ur, wie zu erwarten war, von Fleck zu Fleck 
erschieden, sondern wird in demselben Fleck je 
ach der benutzten Linie sehr verschieden ge- 
_ messen. Dieser scheinbare Widerspruch erklärt 
sich aus der bekannten Tatsache, daß die ver- 
schiedenen Linien, selbst desselben Elementes, 
sich in verschiedenen Niveaus über der Photo- 
_ sphäre ausbilden. So ergaben die Dubletts und 
‘ripletts von Eisen die stärksten Feldstärken. 
ie D-Linie des Natriumdampfes und die b-Linien 
des Magnesiums, die in höheren Schichten sich 
ausbilden, zeigten in der Regel schwächere Felder 
Und seb inet ichs ergab die H,-Linie des 
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Wasserstoffs, den größten Höhen entstammend, 
kein Anzeichen magnetischer Feldstärke mehr. 
Daraus folgt, daß die magnetische Feldstärke der 
Sonnenflecken außerordentlich rasch mit . Er- 
hebung über die Photosphäre abnimmt, die 
Flecken selbst aber in dieser liegen. Es ist schon 
aus diesen Beobachtungen gänzlich ausgeschlossen, 
daß die Flecke ~mit magnetischen Kraftlinien 
nach der Erde herübergreifen. 
Umständlicher gestaltet sich die Untersuchung 
des reinen transversalen Zeemaneffektes; da ein 
Fleck am Sonnenrand lediglich als schmale Linie 
erscheint und deshalb nicht mehr auf den Spalt 
abgebildet werden kann. In Wirklichkeit tritt 
nach dem Sonnenrande zu die immer stärker aus- 
gebildete geradlinig polarisierte Mittelkomponente 
auf, während die Seitenkomponenten immer stär- 
kere elliptische Polarisation zeigen. Diese 
Mittelkomponente ergab sich meistens schwach 
ausgebildet auch in dem oben geschilderten longi- 
tudinalen Effekt, da selbst bei zentraler Lage die 
Rotationsachse (und Kraftlinien) mit dem Son- 
nenradius einen merkbaren Winkel bilden kann. 
Auch erweisen sich, selbst bei zentraler Lage, 
manche nicht vollständig aufgespaltene, sondern 
lediglich verbreiterte Linien deutlich dadurch 
als Tripletts, daß ihre Mitte durch Drehen des 
Nicols aufgehellt werden kann. In bezug auf 
diese- verwickelten Verhältnisse sowie auf Beob- 
achtung anomaler Zeemaneffekte muß auf die 
Originalabhandlung verwiesen werden. 
Es erhebt sich schlieBlich die Frage nach den ~ 
Vorzeichen der in den Wirbeln umlaufenden Elek- 
trizitätsmengen. Durch den Zeemaneffekt kann 
lediglich entschieden werden, ob die magnetischen 
Kraftlinien im Radiussinne oder entgegengesetzt 
verlaufen; sie selbst sind aber ihrer Richtung 
nach durch den Drehsinn des Wirbels sowohl wie 
durch das Vorzeichen der Ladung bestimmt. 
Nimmt man aber mit einiger Wahrscheinlichkeit 
an, daß der Drehsinn durch die Struktur (der 
Wasserstofffloeeuli bei monochromatischer Auf- 
nahme in der H,-Linie angezeigt wird, so folgt, 
daß in den Flecken negative Ladungen, Ionen 
oder Elektronen, umlaufen. 
Nimmt man etwa an, daß Elektronen mit 
100 km/sek in einem Ringe von 25 000 km Breite, 
1000 km Tiefe und 100 000 km Durchmesser ro- 
tieren, und setzt die Stromstärke (in Kathoden- 
röhren gemessenen Werten entsprechend) zu 
3,4.10—5 amp/cm? an, so resultiert ein Feld von 
rund 1000 Gauß. „Such a caleulation is of little 
value, except for tlie purpose of indicating, that 
a magnetic field of the observed order of ee 
tude might conceivably be produced on the sun.‘ 
(6) (Hale). 
Durch diese erste Versuchsreihe war die 
Existenz starker magnetischer Felder ider Sonnen- 
flecke sichergestellt. Die mit dem Jahre 1909 
eintretende starke Abnahme der Fleckenhäufig- 
keit ermöglichte aber dem Zeemaneffekt, ein 
neues Gebiet aufzuschließen, worüber unter II 
berichtet werden soll. 

