i68 Die Sonne. Sonnenkörper angehören und dass ihre scheinbare Ortsveränderung nur der Achsendrehung der Sonne zuzuschreiben sei. Um 1671 erklärte Dominicus Cassini die Flecke für die dunklen Gipfel eines inneren lichtlosen Sonnenkörpers, über dem eine hell- leuchtende Atmosphäre lagere; zerriss bei stürmischen Wallungen auf einen Moment der Lichtschleier, so ragte gespenstisch aus der Tiefe das schwarze Felsenhorn. Noch zu Ende des 18. Jahrhunderts hatte Wilson zu beweisen versucht, dass die Sonnenflecke Vertiefungen in der solaren Lichthülle seien. Daraufhin gründete W. Herschel die weiter oben erwähnte Hypothese. Der be- rühmte Physiker Arago schloss sich dieser Anschauung an, Humboldt nahm sie als unanfechtbar in den »Kosmos« auf. Da sprang die grosse Zauberin, welche so viele Geheimnisse enthüllen sollte, die Spectralanalyse, ein. Das Sonnenspectrum belehrte 185g Kirchhoff und Bunsen, dass die eigentliche Masse des Sonnenballes ein Körper sei, sei er nun fest oder tropf- bar flüssig, sich unzweifelhaft im höchsten Stadium der Weissgluth befinden müsse. Damit war in die alten Irrthümer eine Bresche geschossen. Durch den unermüdlichen Eifer Schwabe’s, der durch 25 Jahre (1826 bis 1851) die Erscheinung der Sonnenflecke be- obachtete, wurde festgestellt, dass im Laufe einer gewissen Reihe von Jahren die Eiecke eine regelmässige Zu- und Abnahme zeigten. Diese Wahrneh- mung wurde später von Rudolf Wolf (Zürich) bestätigt. Die Dauer der Fleckenperiode erwies sich jedoch nicht als völlig gleichmässig, sondern als schwankend zwischen g und 14 Jah- ren. Zuletzt erhielt man den durchschnittlichen Werth von 11 y9 Jahren. Die kleinen Abweichungen regeln sich wahrschein- lich wieder nach einer zweiten Periode von >** • Oberfläche der Sonne (Granulirung), nach W. Huggins. vielen Jahrzehnten. Durch seine aussergewöhn- liche Grösse überraschte im Jahre 1858, kurz vor Humboldt’s Tod, ein ungeheurer Fleck, der sich über den 36. Theil der Sonnenscheibe ausbreitete, was ungefähr einer linearen Aus- dehnung von 18 Erddurchmessern entspricht. Was nun, wird man fragen, ist ein Sonnen- fleck? P. Secchi, der berühmte Sonnenforscher, giebt hierauf folgende Antwort: Ein Sonnenfleck ist im Allgemeinen eine sehr complicirte Er- scheinung und nicht einfach die dunkle oder schwarze Stelle auf der Sonnenscheibe, die bei dem Anblick eines Fleckes am meisten in die Augen fällt. Seine Bestandtheile sind nicht bloss der Kern und die Halbschatten, sondern auch die Fackeln und Lichtadern, welche ihn oft in weiter Entfernung umgeben, somit als wesentlich zu den Flecken gehörend betrachtet werden müssen. Eine so complicirte Erscheinung lässt sich nicht mit einigen Worten erschöpfend erklären, umso weniger, als bei der ungeheuren Entfernung der Sonne die feineren Details derselben selbst bei Anwendung der stärksten Vergrösserungen und der vorzüglichsten Beobachtungsmittel nur sehr schwer wahrzunehmen sind. Wir haben bereits früher einmal darauf hin- gewiesen, dass die Oberfläche der Sonne, durch ein lichtstarkes Fernrohr beobachtet, eine netz- förmige Structur zeigt, die bei Anwendung star- ker Vergrösserungen die Erscheinung der so- genannten »Granulirung« — einer Anhäufung von länglichen oder runden körnerförmigen Lichtpunkten — vermittelt. Auch auf photo- graphischen Aufnahmen zeigt sich diese Structur deutlich ausgeprägt (vgl. die Figur 340). Diese als »Flammen« zu bezeichnenden Gebilde sind Fig. 340. Oberfläche der Sonne (Granulirung). Photographie von Janssen. r »-A , WC - v -j AvVW * ' - -A'4 K , a* p*' v. fr?- a j •Äf" W » f **• f T> » * fr ''A- L“ ’■/ - .'' w'f ■ - ---■ f ■ <•- '■ an manchen Stellen scharf begrenzt, an anderen sehr verwaschen und unbe- stimmt, überall aber schnell veränderlich. Ihr Durchmesser wechselt zwischen der kleinsten sichtbaren Grösse von etwa ’/j bis 4 Bogensecunden. Diese Flammen nun bilden die leuchtende Hülle der Sonne, die sogenannte Photosphäre. Zwischen ihnen finden sich dunkle Punkte oder Lücken, die mit Poren bezeichnet werden. Durch Vergrösserung derselben entstehen die Sonnen- I flecken. Die kleineren Gebilde dieser Art sind meist rund, ohne deutlich ausgeprägten Rand, meist zu Gruppen vereint. Aus ihnen bilden sich die grossen Eiecke, deren mittlerer Theil dunkel ist, während der äussere Rand um diesen »Kern« nur halbdunkel erscheint und demgemäss die Penumbra genannt wird. Dieser Halbschatten ist dunkler als die Photosphäre und zeigt ein radial gestreiftes Gefüge, so dass der Beschauer den Eindruck gewinnt, als ob die Flamme der Photosphäre durch die Penumbra in den dunklen, tiefer gelegenen Kern der Flecke hineinströmte. Secchi be- merkt, dass die runde Form, welche alle Flecke annehmen, wenn sie vollständig ent- wickelt sind, die normale ist. Wenn sie diese Form erreicht haben, werden sie wieder von leuchtenden Bändern, Brücken genannt, überzogen und es beginnt die leuchtende photosphärische Masse vom Rande her nach dem Mittelpunkte zu- sammenzuströmen. Die Veränderungen, welche die Flecken durchmachen, gehen meist unter stürmi- schen Veränderungen vor sich. Dass sie tiefer als die Photosphäre liegen, erkennt man deutlich, wenn ein Fleck sich dem Rande der Sonne nähert und nicht nur durch die Perspective, sondern auch durch theilweise Bedeckung sich verbirgt. Dazu kommt, dass in diesem Falle eine andere Erscheinung auf die tiefere Lage des inneren Fleckentheiles hin- weist. Diese Erscheinung bezieht sich auf die sogenannten Fackeln, besonders helle, streifen- oder adernförmige Gebilde, welche den Fleck strahlenförmig umgeben und höher als dieser liegen. Ja, ganz nahe am Sonnenrande greifen die Fackeln mitunter wegen ihrer hohen Lage sogar über jenen hinaus. Zuweilen zeigen sie sich abgetrennt von den Flecken, also alleinstehend; auch kommen sie in hohen Breiten vor, wo die Flecke fehlen. Die letztere Bemerkung führt uns auf die Verth ei hing der Flecke. Sie ist insoferne bemerkenswerth, als Flecke in der Nähe des Aequators, sodann bei 400 und 50" heliographi- scher Breite selten, dagegen zwischen io° und 30° südlicher wie nördlicher heliographischer Breite sehr häufig auftreten. In den höheren Breiten und an den Polen fehlen sie ganz. Zur Zeit des Fleckenminimums ist die Sonnenscheibe mehrere Wochen hindurch völlig fleckenfrei. Die zunehmende Activität bekundet sich vorerst darin, dass die neuen Flecken in verhältniss- mässig hohen südlichen und nördlichen helio- graphischen Breiten auftreten. Im Laufe der Jahre, mit zunehmender Zahl und Ausdehnung, rücken die Flecken dem Aequator immer näher, und vor Beginn eines neuen Fleckenminimums zeigen sich die letzten verschwindenden Flecke etwa bei 10" heliographischer Breite. Das Merk- würdigste an dieser Breitenschwankung der Flecke nun ist, wie bereits erwähnt, dass sie sich in Perioden von etwa 11 Jahren wiederholt, indem die neuen Flecke zuerst etwa bei 300 Breite wieder auftreten. Die Beobachtung der Flecke hatte die Entdeckung im Gefolge, dass sich die Sonne um ihre Achse drehe. Aus den Beobachtungen von Carrington und Spörer ergab sich die Umdrehungszeit der Flecke am Aequator ZU .... 24’9 Tage bei 5" Breite » .... 250 » » io° » » .... 25’2 » 150 » » .... 25’5 20° » » .... 25 8 * 25° » .... 26-1 » 30° » V .... 26-4 * » 35° » > .... 26-8 V Dabei hat der Sonnen-Aequator eine Neigung von 7*0° gegen die Ekliptik, und sein Durchschnitt mit derselben, und zwar der aufsteigende Knoten, liegt bei 74° Länge. Darnach hätte es den Anschein, als ob die Sonne nicht wie ein fester Körper rotire, da die Schicht, in welcher die Flecke treiben, am Aequator eine schnellere Umdrehung als in höheren Breiten hat. Die Versuche diese Unregelmässigkeit stichhältig zu erklären, sind bisher resultatlos ge- blieben. Des weiteren ist zu bemerken, dass die parallelen Bahnen, in denen sich die Flecke bewegen, je nach dem Stande der Erde zur Sonne in den