Sonne

Sonne (hierzu die Tafeln »Sonne I-III«), der Zentralkörper des Planetensystems, zu dem die Erde gehört, an Volumen und Masse weitaus der größte unter den Körpern dieses Systems und für sie der Ursprung von Licht und Wärme.

[Entfernung von der Erde, Parallaxe.] Da die Erde sich in einer Ellipse um die im Brennpunkt stehende S. bewegt, so ist die Entfernung beider Himmelskörper voneinander veränderlich. Die mittlere Größe dieser Entfernung (Sonnenweite, Sonnenferne, Erdweite) ist eins der wichtigsten Elemente der Astronomie, sie bildet die Einheit für die Ermittelung der Entfernungen der Weltkörper. Dem dritten Keplerschen Gesetz zufolge verhalten sich die dritten Potenzen der mittlern Entfernungen zweier Planeten von der S. wie die Quadrate ihrer Umlaufszeiten. Sind daher die letztern durch Beobachtung bekannt, so kann man das Verhältnis zwischen den mittlern Entfernungen berechnen. Ebenso läßt sich die Entfernung von Fixsternen, bei denen die Bestimmung der jährlichen Parallaxe (s. d.) gelungen ist, in Erdweiten angeben. Um nun die Größe einer Erdweite in Kilometern ausdrücken zu können, muß die Parallaxe der S. bekannt sein. Diese kann aber ihrer Kleinheit wegen nicht direkt, wie die Mondparallaxe, gemessen werden, und die auf solche Weise von Aristarch (260 v. Chr.) und Ptolemäos (130 n. Chr.) hergeleiteten Werte von 3' und 2'50'' waren daher sehr ungenau. Letzterer Wert blieb 14 Jahrhunderte in Geltung, bis Kepler aus Tychos Marsbeobachtungen zeigte, daß die Sonnenparallaxe 1' nicht übersteigen könnte. Den ersten genauern Wert 9,5'' leitete D. Cassini (1672) aus den gleichzeitigen Marsbeobachtungen von Richter in Cayenne und Picard in Paris ab. 1663 machte Gregory und 1678 namentlich Halley auf die hohe Wichtigkeit der Venusdurchgänge (s. Venus) zur Bestimmung der Sonnenparallaxe aufmerksam, und seitdem sind alle bisherigen Venusdurchgänge (1761, 1769, 1874 und 1882) mit größter Sorgfalt beobachtet worden. Die aus den beiden letzten Durchgängen abgeleiteten Werte liegen zwischen 8,75'' und 8,88''. Auch andre Methoden werden zur Bestimmung der Sonnenparallaxe benutzt. Eine in der Mondbewegung auftretende Ungleichheit, die sogen. parallaktische Gleichung, die bewirkt, daß der Mond in seinem ersten Viertel 2'' gegen seinen mittlern Ort zurückbleibt, im letzten Viertel 2' voraus ist, bietet hierfür ein bequemes Mittel. Aus genauen Mondbeobachtungen hat Newcomb hiernach die Sonnenparallaxe zu 8,794'' abgeleitet. Auch die Beobachtungen der Oppositionen des Mars sowie solcher kleinen Planeten, die der Erde besonders nahe kommen, namentlich des Planeten Eros, vermögen sehr genaue Werte zu liefern. Aus der heliometrischen Beobachtung der Planeten Viktoria, Iris und Sappho 1889–90 folgt 8,807''. Alle diese Methoden bedürfen der Kenntnis des Erdhalbmessers, doch kann man auch direkt die Entfernung der S. finden, wenn man die Lichtgeschwindigkeit unabhängig von astronomischen Beobachtungen auf physikalischem Wege bestimmt und die sogen. Lichtzeit (Aberrationszeit), d. h. die Zeit, in der das Licht von der S. zur Erde gelangt (s. Aberration des Lichtes), kennt. Nach den neuesten Bestimmungen von Perrotin beträgt die Lichtgeschwindigkeit im leeren Raum 299,900 km, und daraus ergibt sich mit Nyréns Wert der Aberrationskonstanten eine Sonnenentfernung von 149,87 Mill. km entsprechend einer Sonnenparallaxe von 8,81''. Aus der Diskussion aller bisher nach den verschiedensten Methoden erlangten Werte der Sonnenparallaxe hat Newcomb 1895 den Wert 8,797'' abgeleitet, und dieser Wert wird, auf 8,80'' abgerundet, vom 20. Jahrh. ab bei allen astronomischen Rechnungen zugrunde gelegt. Derselbe entspricht einer Entfernung der S. von der Erde von 149,5 Mill. km. Das Licht braucht 8 Min. 18,5 Sek. zur Zurücklegung dieses Weges; würde der Schall sich durch den Weltenraum fortpflanzen können, so bedürfte er 14¹/₂ Jahre hierzu, ein Eisenbahnzug mit der Geschwindigkeit von 90 km in der Stunde etwa 190 Jahre. Die den verschiedenen Sonnenparallaxen entsprechenden Werte der Sonnenentfernung gibt die folgende Tabelle.

Eine Ungenauigkeit von 0,1'' in der Sonnenparallaxe gibt für die Sonnenentfernung bereits eine Ungenauigkeit von 1²/₃ Mill. km, für die Neptunsentfernung aber eine solche von 50 Mill. km. Da die Exzentrizität der Erdbahn ungefähr ¹/₆₀ beträgt, so wird die Entfernung im Perihel um etwa 2¹/₂ Mill. km verkleinert, im Aphel um ebensoviel vergrößert.

[Scheinbare und wahre Größe.] In mittlerer Entfernung erscheint der Sonnenhalbmesser nach Auwers unter einem Winkel von 15'59,6'' oder 959,6''; daraus berechnet sich der wahre Durchmesser der S. = 959,6/8,80 = 109,045 Erddurchmessern = 1,391,000 km, also ungefähr 1,8mal so groß wie der Durchmesser der Mondbahn. Ein Bogen auf der Mitte der S., der uns unter einem Winkel von 1'' erscheint, hat eine Länge von 725 km, und selbst der feinste Spinnwebenfaden eines Mikrometers verdeckt noch gegen 200 km. Die S. hat 11,900mal soviel Oberfläche und 1,300,000mal soviel Volumen als die Erde, 600mal soviel als alle Planeten zusammen. Ihre Masse ist das 324,439fache von der Erdmasse, mehr als das 700fache aller Planetenmassen. Die mittlere Dichte ist aber nur 0,255 von der unsrer Erde, also 1,41 von der des Wassers. Die Schwerkraft an der Oberfläche der S. ist 27,6 mal so groß als bei uns, und während ein Körper auf der Erde 4,9 m in der ersten Sekunde fällt, beträgt der Fallraum auf der S. 135 m.

[Oberfläche.] Während bei Anwendung mäßiger Vergrößerung die leuchtende Oberfläche der S., die Photosphäre, gleichmäßig hell erscheint, erblickt man sie mit größern Instrumenten und starker Vergrößerung bei klarer und ruhiger Luft wie bedeckt mit leuchtenden, in ein weniger helles Netzwerk eingebetteten Körnern. W. Herschel bezeichnete diese als »Runzeln«, später hat sie Nasmyth mit Weidenblättern Secchi mit Reiskörnern verglichen. Nach Langley hat die Photosphäre ein wollig-wolkenartiges Aussehen, aber neben den verwaschen wolkenartigen Gebilden unterscheidet man noch zahlreiche schwache Fleckchen auf hellem Grund, und unter günstigen Umständen lösen sich die wolkenähnlichen Gebilde in eine Menge kleiner, intensiv leuchtender Körner auf, die in einem dunklern Medium suspendiert erscheinen. Die erwähnten Fleckchen haben das Aussehen von Öffnungen oder Poren, entstanden durch Abwesenheit der weißen Wolkenknoten und Durchscheinen des dunklern Grundes; der Durchmesser beträgt bei den deutlicher wahrnehmbaren 2–4 Bogensekunden. Die hellen Knötchen oder Reiskörner Secchis bestehen nach Langley aus Anhäufungen kleiner Lichtpunkte von ungefähr ¹/₃'' Durchmesser. Janssen und Hansky haben Photographien der S. dargestellt, die sehr deutlich die granulierte Beschaffenheit der Photosphäre zeigen. An Stellen, wo die Granulationen am deutlichsten ausgeprägt sind, besitzen die Elemente alle eine kugel- oder eiförmige Gestalt mit einem Durchmesser von wenigen Zehnteln der Bogensekunde bis zu 3 und 4''. Die ganze Oberfläche der Photosphäre erscheint in eine Reihe von oft fast geradlinigen, meist an Vielecke erinnernden Figuren abgeteilt, deren Größe sehr verschieden ist, oft einen Durchmesser bis zu 1' und darüber erreicht. Während nun in den Zwischenräumen dieser Figuren die einzelnen Körner bestimmt und gut begrenzt, obwohl von sehr verschiedener Größe sind, erscheinen sie im Innern wie zur Hälfte ausgelöscht, gestreckt oder gewunden; ja, am häufigsten sind sie ganz verschwunden, um Strömen von leuchtender Materie Platz zu machen, die an die Stelle der Granulationen getreten sind. Janssen hat diese Gestaltung als photosphärisches Netz bezeichnet.

[Sonnenflecke, Rotation.] Auf der Sonnenfläche bemerkt man schon bei schwachen Vergrößerungen, selten auch mit bloßem Auge, bald einzelne, bald in Gruppen zusammenstehende dunklere Stellen, die Sonnenflecke. Sie wurden zuerst 1610 von Fabricius wahrgenommen, 1611 auch von Galilei und von Scheiner entdeckt. Während ersterer die S. mit ungeschütztem Auge beobachtete, wenn sie in der Nähe des Horizonts stand, wandte Scheiner zuerst dunkel gefärbte Blendgläser an. Gegenwärtig polarisiert man auch das Licht im Fernrohr durch Reflexion und kann es dann durch abermalige Reflexion beliebig abschwächen (Helioskop von Merz). Vielfach beobachtet man auch das objektive Sonnenbild, das durch ein Fernrohr auf einer weißen Fläche entworfen wird. Außer den Flecken sieht man meist in der Umgebung der Flecke auch helle, silbern glänzende Lichtadern, die Fackeln, die schon von Galilei beobachtet wurden. Die Sonnenflecke sind oft nur als dunkle Punkte erkennbar (Poren) und häufig mit einem Durchmesser bis zu 2' = 85,000 km. Schwabe beobachtete 5. Sept. 1850 einen Fleck von 211,400 km Durchmesser, also 17mal so groß wie die Erde, 1847 eine große Gruppe von 468,000 km. Große Flecke von mehr als 50'' = 36,000 km Durchmesser sind auch mit bloßem Auge sichtbar, wenn man die S. durch dünnes Gewölk oder nahe am Horizont oder durch ein berußtes Glas betrachtet, und es sind solche schon vor Erfindung der Fernrohre, namentlich von den Chinesen, vereinzelt gesehen worden. An den größern Flecken unterscheidet man meist einen zentralen dunkeln Kern (umbra), der umgeben ist von einem mattgrauen, nach der leuchtenden Sonnenfläche gut abgegrenzten, meist radial gestreiften Hof (penumbra). Nicht selten fehlt die Penumbra, andre Male wieder der Kern.

Schon die ersten Beobachter bemerkten, daß die Sonnenflecke sich vom östlichen Rande der S. nach dem westlichen bewegen, und erklärten diese Bewegung richtig durch eine Rotation der S. um eine Achse. Die genaue Bestimmung der Dauer der Rotation ist aber sehr schwierig wegen der Veränderlichkeit der Flecke; viele ändern von einem Tag zum andern ihre Gestalt teils durch Zerfallen, teils durch Zusammenfließen mit andern derart, daß sie nicht wieder zu erkennen sind; andre verschwinden gänzlich, neue erscheinen. Das Auftreten neuer Fleckengruppen wird meist vorher angezeigt durch ausgedehnte helle Fackeln an der gleichen Stelle. Doch gibt es auch zahlreiche Flecke, die durch mehrere Rotationen beobachtet werden können; so beobachtete Schwabe 1861 bis 1862 einen Fleck während 22 Umläufen. Man findet nun, daß ein Fleck ungefähr 27 Tage nach seinem ersten Erscheinen sich wieder am Ostrand zeigt, und daraus ergibt sich, mit Berücksichtigung der Bewegung der Erde, die wahre Dauer einer Rotation der S. zu ungefähr 25 Tagen, wie sie bereits schon von Scheiner gefunden wurde. Die genauere Bestimmung liefert aber für Flecke, die dem Sonnenäquator nahe sind, eine kürzere Dauer als für solche in höhern Breiten. Spörer fand die Rotationszeit am Äquator zu 25,09 Tage, in 40° heliographischer Breite zu 27,72 Tage, ein ähnliches Verhalten zeigen nach den Beobachtungen von Stratonoff auch die Fackeln. Dunér, der aus der spektroskopischen Bestimmung der Geschwindigkeit zweier entgegengesetzter Punkte des Sonnenrandes die Rotation bestimmte, hat für den Äquator 25,53, für den Pol 37,5 Tage gefunden. Eine vollgültige Erklärung dieser Erscheinung ist bis jetzt noch nicht gegeben. Nach Spörer ist der Sonnenäquator um 6°57' gegen die Ekliptik geneigt, und die Länge seines aufsteigenden Knotens ist 74°36'.

Bei der Rotation der S. zeigen die Flecke, den Regeln der Perspektive entsprechend, gewisse regelmäßige Formveränderungen: wenn ein Fleck sich vom Ostrand aus nach der Mitte der S. bewegt, so wird seine Ausdehnung parallel zum Äquator immer größer; entfernt er sich aber von der Mitte, so wird sie immer kleiner, während gleichzeitig seine Ausdehnung senkrecht zum Äquator ungeändert bleibt. Wilson in Glasgow beobachtete 1769 an einem großen Sonnenfleck, daß die Penumbra, als derselbe in der Mitte der S. stand, links und rechts ungefähr gleichgroß, vor- und nachher aber, bei exzentrischer Stellung, allemal auf der dem Rande der S. zunächst liegenden Seite sich am breitesten zeigte. Er kam dadurch zu der Ansicht, daß die Penumbra gebildet werde durch die trichterförmig nach unten abfallenden, nur wenig leuchtenden Seitenwände einer Öffnung in der Lichthülle der S., durch die wir deren dunkeln Kern erblicken. Daß der eigentliche Sonnenkörper dunkel sei, hatte schon Dom. Cassini (1671) behauptet; Bode (1776) und später W. Herschel haben der Wilsonschen Hypothese, daß der dunkle Kern der S. zunächst von einer wenig leuchtenden, wolkenähnlichen Hülle umgeben sei, über die sich die eigentliche Lichthülle ausbreite, vielfach Eingang verschafft. Erst Kirchhoff (1861) wies nach, daß die leuchtende Hülle der S. unmöglich bloß nach außen Licht und Wärme senden könne, daß vielmehr auch die unter ihr liegende wolkenartige Schicht und der Sonnenkörper selbst längst durch Leitung und Strahlung erwärmt und ins Glühen versetzt worden sein müßten. Aus diesen Gründen ist die Wilsonsche Hypothese als falsch zu bezeichnen.

Die Sonnenflecke erscheinen nicht an allen Stellen der Sonnenoberfläche in gleicher Häufigkeit. In der Hauptsache sind sie beschränkt auf die Zonen zwischen 5 und 15° heliographischer Breite. In der Nähe des Sonnenäquators selbst sind sie nur spärlich vorhanden, und ebenso finden sie sich selten jenseit des 40. Breitengrades.

Ferner sind die Sonnenflecke nicht zu allen Zeiten gleich häufig, und es hat zuerst Schwabe 1843 aus seinen seit 1826 fortgesetzten Beobachtungen auf eine etwa zehnjährige Periode der Häufigkeit geschlossen. Zu allgemeiner Anerkennung gelangte diese Annahme namentlich durch die Diskussion älterer Fleckenbeobachtungen bis zu Scheiner zurück durch Wolf (1852). Dieser fand eine mittlere Dauer der Periode von 11,18 Jahren mit Abweichungen von durchschnittlich 1²/₃ Jahr; etwa fünf solcher Perioden bilden wieder eine größere Periode, die durch die Höhe der Fleckenmaxima und die Tiefe der Minima charakterisiert ist. Die letzten Minima fanden statt 1856,0, 1867,2, 1878,9, 1889,6 und 1901,7; die letzten Maxima 1860,1, 1870,6, 1883,9, 1894,0 und 1905,1. Merkwürdig ist der 1852 von Wolf u. a. erkannte Zusammenhang der Sonnenfleckenperiode mit derjenigen der erdmagnetischen Erscheinungen und der Nordlichter. In den letzten Jahrzehnten sind auch mehrfach meteorologische und andre Erscheinungen, jedoch ohne wissenschaftliche Berechtigung, mit der Sonnenfleckenperiode in Zusammenhang gebracht worden. Über die Ursache der Periodizität der Sonnenflecke ist noch nichts bekannt.

In neuester Zeit wird vielfach mit großem Erfolg die Photographie zur Beobachtung der Sonnenoberfläche angewendet, und täglich werden auf den astrophysikalischen Observatorien in Potsdam, Greenwich, Meudon u. a. Sonnenphotographien hergestellt. Fig. 1 der Tafel I zeigt eine solche Aufnahme aus Greenwich vom 8. Juli 1892 mit einer Anzahl von Sonnenfleckengruppen, darunter einen sehr großen Fleck, sowie eine Reihe von Fackeln (s. unten), namentlich am Rande der S.

[Korona und Protuberanzen.] Bei totalen Sonnenfinsternissen erscheint der vor der S. stehende Mond rings umgeben mit einem matten silberglänzenden Lichtkranz, aus dem einzelne sich weithin erstreckende, oft gekrümmte Strahlengruppen hervorschießen. Es ist dies die Korona, deren Gestalt fast bei jeder Sonnenfinsternis verschieden erscheint. Erst in neuester Zeit ist der Nachweis gelungen, daß sie mit dem Fleckenzustande der S. in engster Beziehung und die gleiche Periodizität wie die Flecke zeigt. Zur Zeit des Sonnenflecken-Maximums umgibt die Korona die Sonnenscheibe gleichmäßig auf allen Seilen und ebenso verlaufen die langen Strahlen allseitig. Fig. 1 der Tafel II zeigt diese Erscheinung bei der totalen Sonnenfinsternis vom 30. Aug. 1905 nach einer Aufnahme von Schorr in Suk-Ahras. Zur Zeit des Sonnenflecken-Minimums erstreckt sich die Korona vorwiegend in der Richtung des Sonnenäquators in breiten, langen Büscheln, außerdem tritt aber an den Polen der S. eine kurze, fächerförmige Ausstrahlung auf, ähnlich der magnetisch er Kraftlinien, was auf einen Zusammenhang der Korona mit magnetischen Kräften hinweist. Fig. 2 der Tafel II zeigt eine Korona-Erscheinung zur Zeit des Sonnenflecken-Minimums nach einer von Pickering ausgeführten Photographie der totalen Sonnenfinsternis 1. Jan. 1889. Außerdem werden bei totalen Sonnenfinsternissen eigentümliche rosafarbige Gebilde am Sonnenrand sichtbar, die bald wie Berge oder Flammen an der S. haften, bald wie Wolken frei schweben, die Protuberanzen. Diese sind zuerst genauer bei der Sonnenfinsternis von 1842 wahrgenommen worden, und bei der Finsternis von 1868 wurde zuerst das Spektroskop zu ihrer Beobachtung von Janssen und Lockyer benutzt und dadurch die erste genauere Kenntnis ihrer Zusammensetzung erlangt sowie auch ein Mittel gefunden, diese Gebilde auch ohne eine totale Sonnenfinsternis wahrnehmen zu können. Um die dunkeln (Fraunhoferschen) Linien im kontinuierlichen Sonnenspektrum (s. Tafel »Spektralanalyse I«) zu erklären, muß man annehmen, daß die S. aus einem in der höchsten Glühhitze befindlichen gasförmigen Kern besteht, der umgeben ist von einer Atmosphäre von niedrigerer Temperatur. Das Zusammentreffen der Fraunhoferschen mit den hellen Linien in den Spektren gewisser Metalldämpfe beweist zugleich die Anwesenheit der letztern in der Sonnenatmosphäre, und man hat auf diese Weise gefunden, daß die meisten auf der Erde bekannten chemischen Elemente in der Sonnenatmosphäre vorkommen; es fehlen Antimon, Phosphor, Thallium, Arsen, Gold, Wismut, Selen, Bor, Lithium, Quecksilber und Schwefel. Die Sonnenflecke zeigen im wesentlichen dasselbe Spektrum wie die übrige Sonnenfläche, nur sind die dunkeln Linien breiter; Secchi schließt daraus, daß in ihnen die metallischen Dämpfe sich im Zustand größerer Dichte befinden. Die Protuberanzen aber zeigen ein Linienspektrum mit den hauptsächlichsten Linien des Wasserstoffs und einigen Calciumlinien. Darauf beruht die Möglichkeit, diese Gebilde bei hellem Sonnenschein selbst auf der Sonnenscheibe zu beobachten. Man bringt nämlich im Spektroskop eine größere Anzahl Prismen an, durch die das Spektrum des störenden Sonnenlichtes so verbreitert wird, daß es nicht mehr blendet; dagegen bleibt die Protuberanz im Lichte der hellen Wasserstoff- und Calciumlinien genau in ihrer wahren Gestalt sichtbar, wenn man den Spalt weit öffnet (Lockyer, Zöllner). Hieraus geht hervor, daß die Protuberanzen in der Hauptsache aus glühendem Wasserstoff und Calciumgasen bestehen, die in Massen von mannigfachster Form bis zur Höhe von 1–3', ja in einzelnen Fällen zu noch viel größern Höhen mit rasender Schnelligkeit aufsteigen. Die größte Protuberanz wurde 20. Sept. 1893 zu Kalocsa beobachtet bis zu einer Höhe von 690'' (über 500,000 km), die mit einer Geschwindigkeit von 498 km in der Sekunde emporstieg, 15. Juli 1895 wurde daselbst eine Protuberanz beobachtet, die sogar eine Geschwindigkeit von 858 km in der Sekunde hatte. Eine Hülle glühenden Wasserstoffgases umgibt auch den ganzen Sonnenkörper, in der Fleckenregion fast zu 40,000 km, anderwärts nur etwa zu 7000 km aufsteigend, die sogen. Chromosphäre, die namentlich in mittlern Breiten zahlreiche haarförmige Hervorragungen zeigt. Die Korona endlich gibt ein kontinuierliches Spektrum mit einigen hellen Linien, darunter eine grüne, die man einem noch unbekannten Element, dem Koronium, zuschreiben muß. Zwischen Protuberanzen und Fackeln besteht eine enge Beziehung; es treten durchschnittlich die schönsten Protuberanzen in der Region der Fackeln auf, auch treten im Spektrum der Fackeln ebenfalls die Calciumlinien sehr hell auf. Hierauf beruht auch die Möglichkeit, Fackeln und Protuberanzen im vollen Sonnenschein zusammen zu photographieren, indem man mit dem von Hale angegebenen Spektroheliographen Aufnahmen in monochromatischem Licht in der hellen Calciumlinie K ausführt. Fig. 2 der Tafel I zeigt eine derartige von Hale ausgeführte Photographie der Sonnenoberfläche mit Flecken und Fackeln. Tafel III zeigt zwei sehr schöne, von Trouvelot 15. und 29. April 1872 beobachtete Protuberanzen.

[Temperatur und Helligkeit.] Über die Temperatur, die auf der S. herrscht, gehen die Ansichten weit auseinander: während Zöllner aus theoretischen Erwägungen über 28,000° findet, haben Secchi und Ericsson aus aktinometrischen Messungen 5–6 Mill. Grad als untere Grenze abgeleitet. Aus solchen Messungen haben aber anderseits Pouillet u. a. bloß 1500°, Rosetti 10,000° und Wilson und Gray 8000° gefunden. Diese verschiedenen Resultate sind Folge verschiedener Annahmen des Wärmestrahlungsgesetzes, dessen Form uns freilich nur innerhalb ziemlich enger Temperaturgrenzen sicher bekannt ist. Licht- und Wärmestrahlung sind infolge der Absorption in der Sonnenatmosphäre am Rande geringer als in der Mitte der Sonnenscheibe, und zwar ist die Wärmestrahlung am Rande nur halb so groß wie in der Mitte, auch am Äquator bedeutender wie an den Polen. Die Flecke strahlen weniger Wärme aus als die benachbarte Sonnenfläche; doch gibt nach Langley selbst ein Kernfleck noch mehr Wärme als ein gleich großes, hell leuchtendes Randstück. Das Licht der S. übertrifft an Intensität bei weitem jedes künstliche Licht, nach Zöllner ist es 200mal so hell wie elektrisches Licht, 619,000mal so hell wie der Vollmond, 5000 millionenmal wie der Jupiter und 13,000 millionenmal wie Sirius.

[Theorie der Sonne.] Nach Kirchhoffs Ansicht, die auch von Zöllner u. a. in der Hauptsache angenommen worden ist, besteht die S. aus einem in der höchsten Glühhitze befindlichen Kern, der von einer Atmosphäre von niedrigerer Temperatur umgeben ist. Die Sonnenflecke sind Wolken, die Kernflecke werden durch tiefer liegende dichtere, die Höfe durch darübergelagerte dünnere und ausgebreitetere Wolken gebildet. Zöllner dagegen hält die Kernflecke für Schlackenmassen, die sich auf der glühend flüssigen Sonnenoberfläche durch Abkühlung gebildet haben und sich auch infolge der in der Sonnenatmosphäre erzeugten Gleichgewichtsstörungen von selbst wieder auflösen. Diesen Anschauungen gerade entgegengesetzt, denkt sich Faye die Sonnenmasse als einen gasförmigen, infolge seiner hohen Temperatur in einem Zustand allgemeiner physischer und chemischer Dissoziation befindlichen Körper, an dessen durch Strahlung etwas erkalteter Oberfläche sich chemische Verbindungen bilden können, die aber sofort wieder untersinken und durch neue ersetzt werden; die Lichthülle oder Photosphäre ist daher diese in beständiger Neubildung begriffene Oberfläche. Wird diese Hülle an einer Stelle durch aufsteigende Strömungen unterbrochen, oder werden Teile des Innern an die Oberfläche gebracht, in denen der chemische (Verbrennungs-)Prozeß nicht tätig ist, so haben wir den Anblick eines Sonnenfleckes. Zur Erklärung der Korona haben Bigelow, Schäberle u. a. die magnetischen und elektrischen Kräfte der S. herangezogen. Während nach diesen und andern Theorien die S. allmählich kälter wird, hat William Siemens (»Die Erhaltung der Sonnenenergie«, deutsch, Berl. 1885) eine Theorie aufgestellt, nach der die von der S. ausgestrahlte Energie ihr beständig wieder zugeführt wird. Vgl. Faye, Sur la constitution physique du soleil (in den »Comptesrendus«, 1865 ff.); Secchi, Die S. (deutsch von Schellen, Braunschw. 1872); Young, The Sun (2. Aufl., New York 1895; deutsch, Leipz. 1883); Lockyer, Contribution to solar physics (Lond. 1874) und The Sun's place in nature (das. 1897); Scheiner, Strahlung und Temperatur der S. (Leipz. 1899).