













lenstrahlen in der Nähe einer magnetisierten 
oder theoretisch durch Berechnung der Bahnen 
rischer Teilchen, die von der Sonne Ausgehen und 
en Bereich des Magnetfeldes der Erde gelangen. 
In dem hier zu besprechenden — Vortrag gibt 
irmer einen kurzen Überblick über die Entwieklung 
=. und den heutigen Stand der Polarlichtforschung, na- 
~mentlich — seinem eigenen Arbeitsgebiet entsprechend 
= tiber den zuletzt genannten theoretischen Zweig. 
_ Poincaré hatte — im Anschluß an ein Birkelandsches 
2 _ Experiment — gezeigt, daß ein elektrisches Teil- 
chen unter der Wirkung eines Magnetpols spiralen- 
tie auf dem Mantel- eines Rotationskegels läuft, 
dessen Spitze in dem Magnetpol liegt; hierin liegt das 
- Urbild des den erdmagnetischen Kraftlinien parallelen 
- _,,Nordlichtstrahls“. Störmer stellt für die Nordlicht- 
theorie das folgende allgemeine Problem auf: „In einem 
gewissen Moment sei im: Raum zwischen Sonne und 
J Erde eine Verteilung von Strömen elektrischer Teilchen 
0 gegeben; wie entwiekelt sich das Phänomen und das 
entsprechende elektromagnetische Feld, wenn man die 
= ge elektromagnetischen Wirkungen zwischen 
den Strömen, der Sonne und der Erde in Betracht 
zieht?“ Zunächst ist die Aufgabe nur unter stark ver- 
einfachenden Voraussetzungen (elektrisches Teilchen 
im Felde eines Elementarmagneten) in Differential- 
gleichungen umgesetzt. Es gelingt zwar nicht, diese 
Gleichungen vollständig zu lösen, aber das Studium 
eines ersten Integrals und einzelner, durch numerische 
fund graphische Integration gewonnener Bahnkurven 
_ wirft ein Licht auf gewisse Ergebnisse der Birkeland- 
” schen Experimente. Die Theorie erklärt auch — selbst 
in dieser idealisierten Form — viele wesentliche Züge 
der beobachteten Nordlichterscheinungen, z. B. die 
Existenz zweier Zonen maximaler Nordlichthäufigkeit, 
die die magnetischen Pole der Erde umgeben, ferner 
die vorzugsweise ost-westliche Erstreckung der Nord- 
lichtbogen, die starke Veränderlichkeit der Erschei- 
nung, Form und Lage der Strahlen usw. Jedoch besteht 
_ eine Schwierigkeit: selbst bei der Annahme schnellster 
- Kathodenstrahlen würde die erwähnte Zone maximaler 
- Nordlichthiufigkeit nur wenige Grad Abstand von der 
_ magnetischen Erdachse haben, während dieser Radius 
in Wirklichkeit etwa 20°—25° beträgt. Erst durch 
die Berücksichtigung eines korpuskularen Ringstroms, 
der die Erde in der Ebene des magnetischen Aquators in 
weitem Abstand umkreist, gelang’ es Störmer, die wirk- 
- liche Lage der Maximalzone zu erklären; das gleich- 
3  zeitige Auftreten von Polarlichtern außerhalb “dieser 
Zone und erdmagnetischer Störungen wird als Wirkung 
f von Veränderungen dieses Ringstroms gedeutett). 
Aus der Lage und Lichtverteilung in den Nordlicht- 
Sethalion lassen: sich Schlüsse auf die Höhe und Zu- 
2  sammensetzung der Atmosphäre ziehen. Die verhältnis- 
; mäßig scharfe” untere Grenze der Nordlichterscheinun- 
. gen in. etwa 90 km Höhe sowie die stärkere Leucht- 
kraft der untersten Teile der Strahlen will Störmer 
dahin deuten, daß in 95—120 km Höhe der Übergang 
von der unteren Sauerstoff-Stickstoff-Atmosphire in 
die obere Wasserstoff-Helium-Atmosphiire stattfindet. 
= Die Spitzen der ‚Strahlen des Nordlichts vom 22. bis 










1) “Uber die aus. _ erdmagnetischen Beobachtungen 
folgenden Beweise für die Existenz dieses Ringstroms, 
den von Birkeland herrührenden experimentellen Nach- 
weis und die daraus fiir die Erklärung des Saturnrings 
und anderer -kosmischer — Erscheinungen gezogenen 
Schlüsse vergl. A. Nippoldt. Erdmagnetismus, "Erd- 
rom und Polarlicht Fammlung Göschen), 3. Aufl., 
lin 1921. 
_ diesem 
Bg ea 
137 
23. März 1920 erreichten Höhen von 600 km und 
‚brachten dadurch die erste sinnfällige Kunde von 
diesen entfernten Teilen unserer Atmosphäre. 
Zum Schluß erwähnt Störmer die überraschende 
Ähnlichkeit zwischen den Bahnen von Kathodenstrahlen 
im Felde eines Magneten und der Gestalt der Sonnen- 
korona; er erklärt sie durch die Annahme eines — dem 
Erdfelde ähnlichen — magnetischen Feldes der Sonne, 
das die Bahnen der von der Sonne ausgesandten, die 
Korona erzeugenden Kathodenstrahlen beeinflußt. 
Allerdings ergibt diese Überlegung für die Sonnenober- 
fläche ein Feld von nur etwa 10-7 Gauß, während 
Hale aus dem Zeeman-Effekt 20—50 Gauß findet. 
J. Bartels. 
Der Sonnenschein in Deutschland. Der Klima-Atlas 
von Deutschland, in welchem @. Hellmann die geogra- 
phische Verbreitung der wichtigsten klimatischen Ele- 
mente unseres Vaterlandes in der konzentrierten Form 
von Isorythmenkarten zur Darstellung gebracht hatt). 
sucht man vergeblich nach einer Karte der Isohelien 
(Linien gleicher Sonnenscheindauer). Über die Gründe, 
die zu dieser Unterlassung geführt haben, verbreitet 
sich Hellmann jetzt ausführlicher in einer Akademie- 
abhandlung?), Der Hauptgrund liegt in der Unvoli- 
kommenheit der gebräuchlichen Registrierapparate 
(Sonnenscheinautographen Campbell-Stokes), die keine 
streng vergleichbaren Werte liefern, welche die Kon- 
struktion von Isohelien ermöglichen würden. Immer- 
hin gelang es aus dem umfangreichen Material mit 
aller Vorsicht einige Engebnisse abzuleiten. Zur Ver- 
wertung kamen nur lange Beobachtungsreihen von 20 
bis 25 Jahren aus dem Zeitraum 1891 bis 1915. Die 
Mittelwerte sind für jede Tagesstunde jedes Monats in 
Tabellen wiedergegeben, und zwar für die Stationen 
Berlin, Bremen, Breslau, Brocken, Celle, Dirschau, Er- 
furt, Geisenheim, Helgoland, Hohenheim bei Stuttgart, 
Jena, Karlsruhe, Kassel, Kiel, Kolbergermünde, Magde- 
burg, Marburg, Marggrabowa, Meldorf, Nesserland- 
schleuse bei Emden, Niesky, Poppelsdorf bei Bonn, 
Potsdam, Rostock, Samter, Schlanstadt und Schnee- 
koppe. Den Stundenmitteln und deren Summen sind 
noch für jeden Monat hinzugefügt die Werte für die 
mittlere Dauer in Stunden wie in Prozenten der. mög- 
lichen Dawer, die mittlere, größte und kleinste Zahl der 
sonnenlosen Tage, die größte stündliche Summe, größte 
und kleinste monatliche wie jährliche Summe sowie die 
mittlere Dauer in den Stunden 9a bis 12a und 12a 
bis 3 P- 
Schließlich ist noch die mittlere Dauer des Sonnen- 
scheins für die Stunden 9a bis 3p in Stunden wie in 
‚Prozenten der Jahressumme angegeben und aus letzte- 
ren Werten ier heliographische Koeffizient in der 
Weise berechnet worden, daß man den Quotienten bil- 
det, der das Verhältnis der beobachteten mittleren Son- 
nenscheindauer eines Monats zu jener ausdrückt, welche 
Monat bei einer ganz gleichférmigen Vertei- 
lung über das Jahr zukommen würde. Ist also der 
heliographische Koeffizient größer als eins, so erhebt 
sich die Sonnenscheindauer über den Durchschnitt, was 
naturgemäß im Sommerhalbjahr regelmäßig der Fall ist. 
1) Klima-Atlas von Deutschland. Bearbeitet von 
@. Hellmann und G. von Elsner, H. Hense und K. 
Knoch. (Veröftentlichungen des Preußischen Meteoro- 
logischen Instituts Nr. 312.) 63 Kartenseiten, 40 S. 
Text. Berlin 1921. — Vergl. Die Naturwissenschaften, 
Berlin 1921, Jahrgang 9, Heft 45, S. 931—932. 
2) Die Sonnenscheindawer in Deutschland von @. 
Hellmann, Sitzungsber. d. Preußischen Akad. d. Wiss., 
Physikal.-math. Klas sse, Berlin 1922, 8. 266—293. 
