


o nur eine Abnahme der Feldstärke in 450 km 
he, die sich dem Beobachter vollständig ent- 
zieht. Da aber eine Begrenzung des Magnetfeldes 
von “%” von dem Rande der Photosphäre ent- 
sprechend, ebenso unwahrscheinlich ist, wie ein 
=) löschen des Magnetfeldes der Erde in 4—5 km 
H She, dürfte die in Fig. 2 resultierende SchluB- 
folge nicht stichhaltig sein. 
- Die bisherigen Untersuchungen ergeben ein 
gemeines Magnetfeld der Sonne und zeigen, 
(diese in Annäherung als gleichmäßig magneti- 
‚sierte Kugel betrachtet werden kann, und daß 

Fig. 2. Ermittelte Abnahme der magnetischen Feld- 
stärke bei Erhebung in der Sonnenatmosphiire. Die 
I Erhebungen (Ordinaten) in km und die Feldstärken 
- (Abszissen) in Gauß,. 
ren magnetische und Rotationsachse zusammen- 
‘allen. Die Besonderheiten des Erdfeldes legen 
e Vermutung nahe, daß diese beiden Voraus- 
tzungen nicht in Strenge gelten. Es war nun 
erster Linie ein etwa vorhandener Winkel i 
ischen beiden Achsen zu ermitteln. 
Zu dieser - Untersuchung (13) wurden die 
durch Intensität, Lage im Spektrum und Größe 
5 ihres Zeemaneffektes besonders geeigneten drei 
Chromlinien ‘A = 5247, 5300 und 5329 ausgewählt, 
und ihre. Värsehiebung A in ihrer Abhängigkeit 
von der heliographischen Breite y im Zeitraum 
om 2. Juni bis 23. September 1914 bestimmt. In 
ahe ununterbrochener Folge wurden täglich 
Aufnahmen. . gewonnen und die Spektrogramme 
von 63 Tagen durch van Maanen ausgemessen. 
So ergaben sich mehr als 2000 Messungsreihen 
‚der A, jede etwa 100 Mikrometereinstellungen er- 
fordernd. J ede gemessene Verschiebung A ent- 
halt nach Gl. (3) die Unbekannten k, i und A. Die ~ 
Li änge A enthält eine Epoche %, in welcher der 
gnetische Pol auf dem Zentralmeridian liegt, so- 
e die Periode P, in welcher die magnetische 
chse um die Sonnenachse rotiert. Für die Dauer 
ines Tages kann A als Konstante angenommen 
‚der - Sonne in dieser Höhe, rund einem Abstand _ 


Br ser 
Hera 
7 
enforschung. | 921 


































werden, so daß für jeden Tag und jede Linie zwei 
Unbekannte x und y als Funktionen von k, i und 
i} gegeben sind, deren Bestimmung für jede Serie 
k, i, t und P ergibt. Denn Gl. (3) kann ge- 
schrieben werden: 


















A=Axc+By . (6 
‘ Wes cost ss sini cosh 1 
ER N nd oe k 2 ( 
Fig. 3. Verschiebungskurven für den 2. u. 14. Sept. 
1914. A'bszissen sind die heliographischen Breiten, 
Ordimaten die Verschiebungen A; ein Skalenteil des 
Diagramms entspricht 0,005 mm. Die der Gl. (6) 
entsprechenden Kurven sind aus den beobachteten A 
konstruiert. Ihre Ordinaten bei y=0 zeigen den zu- 
sammengesetzten Einfluß von D, i und X. Die 3 Kurven 
ergeben als Mittelwert von Y=tgicos) für den 
2. Sept. + 0,213, für den 14. Sept. — 0,159. Diese 
sind, wie die Y-Werte für jeden anderen Tag, in Fig. 4 
eingetragen. 
er ca es 
a 
Susann 
17 6 16 
Oe ni nd fas en ER i. phe pate eee 
spricht den Messungsergebnissen eines einzelnen Tages, 
entsprechend Fig. 3. Eine mittlere Kurve ergibt an- 
genäherte Werte für 7, P u. to, aus welchen die end- 
gültigen Werte, durch die ausgezogene Kurve darge- 
stellt, mit Hilfe kleinster Quadrate” berechnet wurden. 
Die gute Übereinstimmung: der theoretischen Y-Kurve 




ha 
Ck 


mit den beobachteten Werten beweist das Vorhanden- AS 
sein des allgemeinen Magnetfeldes der Sonne. 
A und B enthalten nur bekannte Größen, so 
daß aus dem beobachteten A eines einzelnen Tages 
die Unbekannten 2 und y mit Hilfe kleinster 
Quadrate berechnet werden können. Diese liefern 
schließlich :. 
y=“ =tgicoss ote . (8 
sare 
Same 


