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gewiſſe Eigenthümlichkeiten derſelben ſcheinen dazu beſtimmt zu ſein, uns auch über die phyſikaliſche Beſchaffenheit der Sonnenoberfläche ſichere Auskunft zu geben.

Als im Herbſte 1868 Lockyer ſeine erſten Unterſuchungen anſtellte, fiel ihm ſofort ein höchſt merkwürdiges Verhalten der mit F coincidirenden grünblauen Waſſerſtofflinie Hß auf, welches ſeit⸗ dem ſtets beobachtet worden iſt. Dieſelbe iſt, da wo ſie an die Linie F anſchließt, bedeutend breiter als dieſe, ſpitzt ſich aber nach Oben derart zu, daß ſie geradezu die Geſtalt einer Pfeilſpitze zeigt. Dieſe Erſcheinung läßt eine einfache Erklärung zu; da man die Entdeckung gemacht hat, daß eine Vermehrung des Druckes, wahrſcheinlich auch eine Erhöhung der Temperatur, gerade bei dieſer Waſſerſtofflinie eine ſolche Verbreiterung hervorruft, wie man hier im untern Theile derſelben wahr⸗ nimmt, ſo läßt ſich ſchließen, daß das Waſſerſtoffgas in dem Theile der Chromoſphäre, welcher dem Sonnenrande zunächſt befindlich, einen ſtärkeren Druck erleiden und eine höhere Temperatur beſitzen müſſe, als in den obern Regionen. Im Uebrigen zeigt die Breite dieſer Linie, daß ſelbſt in den untern Theilen der Chromoſphäre der Druck, und ſomit auch die Dichte, welche das Gas beſitzt, nur ſehr unbedeutend ſein kann. Es findet dies ſeine volle Beſtätigung in dem Verhalten aller übrigen Linien, welche in dem Spectrum auftreten; ſie ſind, wie dies eine ſtarke Verdünnung des Gaſes bedingt, ſehr ſchmal und erſcheinen nach Oben in ähnlicher Weiſe zugeſpitzt, wie die grünblaue Waſ⸗ ſerſtofflinie. Offenbar findet in der Chromoſphäre eine aufſteigende Strömung ſtark verdünnten Waſſerſtoffgaſes ſtatt, wodurch dies ſich in Form von Protuberanzen zu enormer Höhe erhebt und ebenſo häufig glühende Metalldämpfe aus den etwas tiefer liegenden Gasſchichten mit emporführt.

Eine Zeitlang war die Anſicht zur Geltung gekommen, daß Sonnenflecken und Protuberanzen identiſch ſeien, allein die Spectralanalyſe hat nachgewieſen, daß dem nicht ſo ſein könne. Beide Erſcheinungen zeigen ganz verſchiedene Spectren. Einem der eifrigſten Beobachter der Flecken, Secchi, gelang es, als er den Spalt des Spectroſcops ſo ſtellte, daß der Fleck grade durchſchnitten wurde, vier Spectren zugleich darzuſtellen, welche von dem dunklen Kern, dem Halbſchatten, der normal beſchaffenen Sonnenoberfläche und einer Lichtfackel herrührten und durch ihr Nebeneinanderliegen leicht verglichen werden konnten. Das Sonnenſpectrum zeigte ſeine Fraunhofer'ſchen Linien in gewöhn⸗ licher Weiſe; dieſelben kamen auch bis auf die des Waſſerſtoffs unverändert in dem Spectrum des Halbſchattens vor; in dem des Fleckenkerns traten die Fraunhofer'ſchen Linien dagegen ganz un⸗ gewöhnlich dunkel hervor und erſchienen auch breiter, als im Spectrum der normal beſchaffenen Sonnenoberfläche, außerdem waren einige neue Abſorptionsſtreifen und helle Gaslinien ſichtbar; im Fackelſpectrum endlich zeigten ſich die Fraunhofer'ſchen Linien in ganz gewöhnlicher Weiſe bis auf die Waſſerſtofflinien, welche hell ſtatt dunkel waren und in das Fleckenſpectrum derart übergriffen, daß ſie einen kleinen Theil der ihnen in dieſem entſprechenden Linien verdeckten. Aehnliche Reſultate haben von Andern angeſtellte Unterſuchungen ergeben.

Das Auftreten der neuen Abſorptionsbänder, ſowie die verſtärkte Breite und Dunkelheit der Fraunhofer'ſchen Linien ſpricht bei den Flecken für eine größere Dichte der Gasmaſſen, weil dadurch, wie experimentell erwieſen worden iſt, ihre Abſorptionsfähigkeit vermehrt wird.

Wenn nun auch eine volle ſichere Erklärung des Fleckenphänomens bis jetzt noch nicht gegeben werden kann, ſo muß doch die nothwendigerweiſe anzunehmende größere Dichte des abſorbirenden Gaſes zu der Vermuthung führen, daß hier eine abſteigende Bewegung der dichtern, alſo ſpeeifiſch

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