Sonne | eLexikon | Astronomie und Meteorologie - Sonne

Titel

Die Sonne (doppelseitige Farbtafel)

[Entfernung von der Erde, Parallaxe.]

[Scheinbare und wahre Größe.]

[Oberfläche.]

[Sonnenflecke, Rotation.]

[Korona und Protuberanzen.]

[Temperatur.]

[Theorie der Sonne.]

Sonne

Die Sonne

[* 2] (hierzu Tafel »Sonne«),

der Zentralkörper des Planetensystems, zu dem die Erde gehört, an Volumen und Masse weitaus der größte unter den Körpern dieses Systems und für sie alle Quelle [* 3] von Licht [* 4] und Wärme. [* 5]

[Entfernung von der Erde, Parallaxe.]  

Da die Erde sich in einer Ellipse [* 6] um die im Brennpunkt stehende S. bewegt, so ist die Entfernung beider Himmelskörper voneinander veränderlich, wie sich schon aus den zwischen 32' 36'' und 31' 32'' schwankenden Werten des scheinbaren Halbmessers der S. ergibt. Die mittlere Größe dieser Entfernung ist eins der wichtigsten Elemente der Astronomie, [* 7] denn sie bildet die Einheit, in welcher man die Entfernungen der Weltkörper zunächst ermittelt.

Ferrari - Ferry

Man bezeichnet sie gewöhnlich mit den Namen Sonnenweite, Sonnenferne oder auch Erdweite. Dem dritten Keplerschen Gesetz zufolge verhalten sich die dritten Potenzen der mittlern Entfernungen zweier Planeten [* 8] 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 derjenigen Fixsterne, [* 9] bei denen die Bestimmung der jährlichen Parallaxe [* 10] (s. d.) gelungen ist, in Erdweiten angeben. Um nun die Größe einer Erdweite in geographischen Meilen oder Kilometern zu finden, muß die Parallaxe der S. bekannt sein.

Diese kann man aber, ihrer Kleinheit wegen, nicht direkt durch Beobachtung von Sonnenhöhen an verschiedenen Punkten der Erde finden; man bestimmt sie vielmehr indirekt, indem man die Parallaxe und Entfernung der Planeten Mars [* 11] und Venus in ihrem geringsten Abstand von der Erde durch Beobachtung ermittelt. Dom. Cassini leitete zuerst aus den Beobachtungen des Mars zur Zeit seiner Opposition eine Parallaxe von 25'' ab, und da die Entfernung des Mars von der Erde zur Zeit der Beobachtung 0,4 von der Entfernung der Erde von der S. betrug, so ergab sich daraus die Sonnenparallaxe = 0,4.25'' oder 10'', was eine Entfernung der S. von 20,700 Erdhalbmessern gibt.

Sonnenorden - Sonnenth

Statt des Mars kann man auch die Venus in ihrer Erdnähe beobachten. Dieselbe kehrt uns dann ihre dunkle Seite zu und ist nur sichtbar, wenn sie vor der Sonnenscheibe [* 12] vorübergeht, wenn ein sogen. »Durchgang der Venus durch die S.« stattfindet. Halley machte zuerst (1677) auf die Wichtigkeit der Venusdurchgänge für die Bestimmung der Sonnenparallaxe aufmerksam und schlug eine hierzu geeignete Beobachtungsmethode vor (1691 u. 1716). Seitdem sind alle Venusdurchgänge (9. Juni 1761, 2. Juni 1769, 8. Dez. 1874 und 6. Dez. 1882) mit größter Sorgfalt beobachtet worden.

Übersicht der bedeuten

Aus den Beobachtungen von 1761 und 1769 hat Encke den Wert der Sonnenparallaxe zu 8,57116'' bestimmt, was eine Entfernung der S. gleich 24,043 Erdhalbmessern oder 20,682,000 geogr. Meilen gibt. Bis Anfang der 60er Jahre galt dieser Wert als der zuverlässigste. Eine neue Berechnung von Powalky, bei welcher genauere Werte für die Längen einiger Beobachtungsorte benutzt wurden, gab für die Sonnenparallaxe den größern Wert 8,855''. Ferner berechnete Newcomb aus den Beobachtungen des Mars zur Zeit seiner Opposition 1862, die nach einem von Winnecke entworfenen Plan auf zahlreichen Sternwarten [* 13] angestellt wurden, den Wert 8,848''. Später hat Galle aus Oppositionsbeobachtungen des Planeten Flora, der im Oktober und November 1873 sich der Erde bis auf 0,87 Sonnenweiten näherte, den Wert 8,873'' berechnet, fast übereinstimmend mit der Zahl 8,879, welche Puiseux aus den französischen Beobachtungen des Venusdurchganges von 1874 abgeleitet hat.

Leverrier hatte früher aus den Störungen der Venus den Wert 8,95'' berechnet, und ähnliche Werte, sämtlich größer als der Enckesche, sind von Hansen, Delaunay und Plana aus gewissen Ungleichheiten der Mondbewegung gefunden worden. Endlich kann man die Sonnenparallaxe auch finden, wenn man die Lichtgeschwindigkeit unabhängig von astronomischen Beobachtungen bestimmt und die sogen. Lichtgleichung, d. h. die Zeit, in welcher das Licht von der S. zur Erde gelangt, oder auch den Aberrationswinkel (s. Aberration des Lichts) [* 14] kennt.

Nach den neuesten Versuchen von Newcomb beträgt aber die Lichtgeschwindigkeit im leeren Raum 299,860 km, und daraus ergibt sich mit Nyréns Wert der Aberrationskonstanten (s. Aberration) eine Sonnenparallaxe von 8,794'', entsprechend einer Entfernung der S. von 149,61 Mill. km. Da eine Bearbeitung der sämtlichen Beobachtungen der Venusdurchgänge von 1874 und 1882 zur Zeit noch nicht vorliegt, so bedient man sich gewöhnlich des Newcombschen Wertes 8,85'' für die Sonnenparallaxe. Hiernach beträgt die mittlere Entfernung der S. 23,307 Erdhalbmesser = 148,670,000 km = 20,036,000 geogr. Meilen. Das Licht braucht 8 Min. 18 Sek. zur Zurücklegung dieses Wegs. Da die Exzentrizität der Erdbahn ungefähr ¹/60 beträgt, so wird die Entfernung im Perihel um etwa ⅓ Mill. Meilen verkleinert, im Aphel um ebensoviel vergrößert.

Windvogel - Winkel

[Scheinbare und wahre Größe.]  

In mittlerer Entfernung erscheint der Sonnenhalbmesser unter einem Winkel [* 15] von 16' 1,8'' oder 961,8''; daraus berechnet sich der wahre Durchmesser der S. = 961,8/8,85 = 108,556 Erddurchmessern = 1,387,600 km = 187,000 geogr. Meilen, also ungefähr 1⅘mal so groß als der Durchmesser der Mondbahn. Ein Bogen [* 16] auf der Mitte der S., der uns unter einem Winkel von 1'' erscheint, hat eine Länge von 720 km, und selbst der feinste Spinnwebenfaden eines Mikrometers verdeckt noch gegen 200 km. Die S. hat 11,800mal soviel Oberfläche und 1,279,000mal soviel Volumen als die Erde, 600mal soviel als alle Planeten zusammen.

Ihre Masse ist das 319,500fache von der Erdmasse, mehr als das 700fache aller Planetenmassen. Die mittlere Dichte aber ist nur 0,253 oder ungefähr ¼ von der unsrer Erde, also 1,4 von der des Wassers. Da die Schwerkraft an der Oberfläche eines Himmelskörpers, abgesehen von den Wirkungen der Zentrifugalkraft, [* 17] proportional ist dem Produkt aus mittlerer Dichte und Durchmesser, so ist dieselbe auf der S. 108,6.0,253 = 27,5mal 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.

Sonne (Flecke und Fack

[Oberfläche.]  

Während bei Anwendung mäßiger Vergrößerung die leuchtende Oberfläche der S., die Photosphäre, glatt und gleichförmig erscheint, erblickt man sie durch Instrumente von großer Öffnung mit starker Vergrößerung bei klarer und ruhiger Luft wie bedeckt mit leuchtenden, in ein weniger helles Netzwerk [* 18] eingebetteten Körnern. Schon W. Herschel hat dieselben wahrgenommen und als »Runzeln« bezeichnet, später hat sie Nasmyth mit Weidenblättern, Secchi aber mit Reiskörnern verglichen. Nach ¶

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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 jetzt 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 hat Photographien der S. bis zu einem Durchmesser von 30 cm und mehr dargestellt, die unter der Lupe [* 20] sehr deutlich die granulierte Beschaffenheit der Photosphäre zeigen. An Stellen, wo die Granulationen am deutlichsten ausgeprägt sind, besitzen die Elemente alle eine mehr oder minder kugelförmige Gestalt, und das um so mehr, je geringer ihre Größe ist.

Viehzucht- und Herdbuc

Der Durchmesser dieser Kugeln ist sehr verschieden, von wenigen Zehnteln der Bogensekunde bis zu 3 und 4''. Die ganze Oberfläche der Photosphäre erscheint in eine Reihe von mehr oder minder abgerundeten, oft fast geradlinigen, meist an Vielecke [* 21] 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.

Fernpunkt - Fernrohr

[Sonnenflecke, Rotation.]  

Ferner bemerkt man auf der Sonnenfläche schon bei schwachen Vergrößerungen bald einzelne, bald in Gruppen zusammenstehende dunklere Stellen, sogen. Sonnenflecke. Dieselben wurden zuerst 1610 von Fabricius wahrgenommen, 1611 auch von Galilei und von Scheiner in Ingolstadt [* 22] entdeckt. Während ersterer die S. mit ungeschütztem Auge [* 23] beobachtete, wenn sie in der Nähe des Horizonts stand, wandte Scheiner zuerst dunkel gefärbte Blendgläser an. Gegenwärtig polarisiert man auch das Licht im Fernrohr [* 24] durch Reflexion [* 25] und kann es dann durch abermalige Reflexion beliebig abschwächen (Helioskop von Merz).

Vielfach beobachtet man auch das objektive Sonnenbild, das durch ein Äquatorial [* 26] auf einer weißen Fläche entworfen wird. Auch wendet man jetzt nach dem Vorgang von Warren de la Rue häufig die Photographie an, um getreue Abbildungen der Sonnenfläche mit ihren Flecken etc. zu erhalten. [* 19] Fig. 1 der Tafel »Sonne« zeigt den Anblick der S. nach einer Photographie von Rutherfurd in New York 23. Sept. 1870. Außer den Sonnenflecken zeigt dieselbe auch noch nach dem Rand hin helle Adern, sogen. Fackeln, in Silberlicht glänzende Streifen, die schon Galilei beobachtete.

Hören - Horizont

Die Sonnenflecke sind von sehr verschiedener Größe, oft nur als dunkle Punkte erkennbar, sogen. Poren, und oftmals 1000 Meilen und mehr im Durchmesser haltend. Schwabe beobachtete im September 1850 einen Fleck von 30,000 Meilen Durchmesser. Große Flecke von mehr als 50'' = 4800 Meilen Durchmesser sind auch mit bloßem Auge sichtbar, wenn man die S. durch dünnes Gewölk oder nahe am Horizont [* 27] oder auch ein berußtes Glas [* 28] beobachtet, und es sind solche schon vor Erfindung der Fernröhre, namentlich von den Chinesen, vereinzelt gesehen worden.

An den größern Flecken unterscheidet man meist einen dunkeln Kern, den Kernfleck, bisweilen mit noch dunklern Stellen, Dawes' Centra. Diese Kerne sind umgeben mit einem matten, nach der leuchtenden Sonnenfläche gut abgegrenzten Hof [* 29] oder Halbschatten (penumbra), ungefähr von der grauen Färbung der Mondmeere. Doch sind auch bisweilen rötliche Färbungen beobachtet worden, namentlich hat Secchi größere Flecke wiederholt wie durch einen rötlichen Schleier gesehen. Nicht selten fehlt übrigens die Penumbra, andre Male wieder der Kernfleck.

Gleich 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 Bestimmung der Dauer der Rotation ist aber mit Schwierigkeiten verbunden, einesteils wegen der Veränderlichkeit, andernteils wegen der eignen Bewegung der Flecke, die nach Laugier bisweilen über 100 m in der Sekunde beträgt. Verhältnismäßig nicht viele Flecke behalten ihre Gestalt so lange, daß man sie während mehrerer Rotationen verfolgen kann; viele ändern von einem Tag zum andern ihre Gestalt teils durch Zerfallen (s. Tafel, [* 19] Fig. 2), 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. Dessen ungeachtet hat man zahlreiche Flecke durch mehrere Rotationen beobachtet. Man findet nun, daß ein Fleck ungefähr 27½ 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 25½ Tagen. Die genauere Bestimmung liefert aber für Flecke, die dem Sonnenäquator nahe sind, eine kürzere Dauer als für solche in höhern Breiten.

Bregthalbahn - Bremen

Spörer fand z. B. für 1,5° heliographischer Breite [* 30] 25,118 Tage, für 24,6° aber 26,216 Tage. Es deutet dies auf eine Bewegung der Flecke parallel zum Äquator. Außerdem aber ändern sich auch die Breiten, es zeigen die meisten Flecke eine Bewegung vom Äquator nach den Polen hin. Spörer vermutet, daß diese Bewegungen mit Winden [* 31] auf der S. zusammenhängen. Nach seiner Bestimmung beträgt die Rotationszeit der S. 25,234 Tage, der Sonnenäquator ist um 6° 57' geneigt gegen die Ekliptik, und die Länge seines aufsteigenden Knotens ist 74° 36'; Carrington hat 25,38 Tage, 7° 15' und 73° 57' gefunden.

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 [* 32] 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.

Sonne (Korona, Protube

Wilson in Glasgow [* 33] beobachtete 1769 an einem großen Sonnenfleck, daß die Penumbra, als derselbe in der Mitte der S. stand, links und rechts ungefähr gleich groß, vor- und nachher aber, bei exzentrischer Stellung, allemal auf der dem Rande der S. zunächst liegenden Seite sich am breitesten zeigte. Wilson kam dadurch zu der Ansicht, daß die Penumbra gebildet werde durch die trichterförmig nach unten abfallenden, nur wenig leuchtenden Seitenwände einer Öffnung in ¶

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der Lichthülle der S., durch welche 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 welche sich die eigentliche Lichthülle ausbreite, allgemein Eingang verschafft. Erst Kirchhoff (1861) machte darauf aufmerksam, 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 aufgegeben worden.

Die Sonnenflecke erscheinen nicht an allen Stellen der Sonnenoberfläche in gleicher Häufigkeit. In der Hauptsache sind sie beschränkt auf die Zonen zwischen 10 und 30° heliographischer Breite, die sogen. Königszonen. In der Nähe des Sonnenäquators selbst sind sie nur spärlich vorhanden, und ebenso finden sie sich selten jenseit des 35. Breitengrads.

Ferner sind die Sonnenflecke nicht zu allen Zeiten gleich häufig, und es hat zuerst Schwabe 1843 aus seiner seit 1826 fortgesetzten Beobachtung auf eine etwa zehnjährige Periode der Häufigkeit geschlossen. Zu allgemeiner Anerkennung gelangte diese Behauptung namentlich durch die Diskussion älterer Fleckenbeobachtungen durch Wolf 1852. Derselbe fand eine mittlere Dauer der Periode von 11 ¹/9 Jahren mit Abweichungen von durchschnittlich 1⅔ Jahren; etwa fünf solcher Perioden bilden wieder eine größere Periode, die durch die Höhe der Fleckenmaxima und die Tiefe der Minima charakterisiert ist.

Merkwürdig ist das 1852 von Sabine, Gautier und Wolf erkannte Zusammentreffen der Sonnenfleckenperiode mit derjenigen der erdmagnetischen Störungen und Variationen. Später hat man auch in den Erscheinungen der Nordlichter, des Regenfalls, der Stürme etc. dieselbe Periode zu erkennen geglaubt; auch hatte schon W. Herschel einen Zusammenhang zwischen der Häufigkeit der Sonnenflecke und der Fruchtbarkeit der einzelnen Jahre zu erkennen geglaubt.

Vgl.   Hahn, [* 35] Über die Beziehungen der Sonnenfleckenperiode zu meteorologischen Erscheinungen (Leipz. 1877);

Fritz, Die Beziehungen der Sonnenflecke zu den magnetischen und meteorologischen Erscheinungen der Erde (Haarlem [* 36] 1878).

Der Mond

[Korona und Protuberanzen.]  

Bei totalen Sonnenfinsternissen erscheint der vor der S. stehende Mond [* 37] rings umgeben mit einem silberglänzenden, wallenden Lichtschimmer, aus dem einzelne, oft wunderbar gekrümmte Strahlengruppen hervorschießen. Es ist dies die sogen. Korona. Außerdem aber hat man auch noch bei diesen Gelegenheiten eigentümliche rosenrote Gebilde am Sonnenrand bemerkt, die bald wie Berge oder Flammen an der S. haften, bald wie Wolken frei schweben, die Protuberanzen (vgl. Tafel »Sonne«, Fig. 3). Solche Protuberanzen sind bereits 1733 von Vassenius in Gotenburg beobachtet und abgebildet worden; ihr genaueres Studium beginnt aber erst mit der Sonnenfinsternis [* 38] vom 8. Juli 1842, wo Arago, Airy, Schumacher u. a. sie wahrnahmen; 1860 wurden sie bereits photographiert, und 1867 glückte es Rziha, bei Ragusa [* 39] eine Protuberanz während einer zehnzölligen ringförmigen Finsternis zu beobachten.

Endlich haben 1868 Lockyer, Janssen, Huggins und Zöllner Methoden angegeben, um diese Gebilde auch bei vollem Sonnenschein zu beobachten. Als Mittel hierzu dient das Spektroskop. [* 40] Das Sonnenspektrum ist ein kontinuierliches Spektrum, welches von zahlreichen dunkeln (Fraunhoferschen) Linien unterbrochen wird, die genau dieselbe Stelle einnehmen wie die hellen Linien in den Spektren verschiedener Metalldämpfe. Kirchhoff zeigte, daß ein jedes glühende Gas ausschließlich Strahlen von der Brechbarkeit derer schwächt, die es selbst aussendet, so daß die hellen Linien eines glühenden Gases in dunkle verwandelt werden müssen, wenn durch dasselbe Strahlen einer Lichtquelle treten, die hinreichend hell ist und an sich ein kontinuierliches Spektrum gibt. Um also die dunkeln Linien des Sonnenspektrums zu erklären, muß man annehmen, daß die Sonnenatmosphäre einen leuchtenden Körper umhüllt, der für sich allein ein kontinuierliches Spektrum gibt.

Eisen I

Die wahrscheinlichste Annahme scheint Kirchhoff die zu sein, daß die S. aus einem festen oder tropfbarflüssigen, in der höchsten Glühhitze befindlichen Kern besteht, der umgeben ist von einer Atmosphäre von etwas niedrigerer Temperatur. Durch das erwähnte Zusammentreffen der Fraunhoferschen mit den hellen Linien in den Spektren gewisser Metalldämpfe ist zugleich die Anwesenheit der letztern in der Sonnenatmosphäre nachgewiesen, und man hat auf diese Weise gefunden, daß Natrium, Calcium, Baryum, Magnesium, Eisen, [* 41] Chrom, Nickel, Kupfer, [* 42] Zink, Strontium, Kadmium, Kobalt, Wasserstoff, Mangan, Aluminium, Titan in der Sonnenatmosphäre vorkommen; Wasserstoff und Eisendampf bilden die Hauptgemengteile.

Die Sonnenflecke zeigen nach Huggins und Secchi 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 Eisenlinien. 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 welche das Spektrum des störenden Sonnenlichts so vergrößert wird, daß es nicht mehr blendet; dagegen bleibt die Protuberanz im Licht einer der hellen Wasserstofflinien sichtbar, wenn man den Spalt weit öffnet (Lockyer, Zöllner). Man weiß gegenwärtig, daß die Protuberanzen in der Hauptsache aus glühendem Wasserstoff bestehen, der in Massen von mannigfachster Form bis zur Höhe von 1-3', ja in einzelnen Fällen bis über 4' Höhe (23,000 geogr. Meilen) mit rasender Schnelligkeit (über 20 geogr. Meilen in der Sekunde) aufsteigt.

Durch die Neigung der obern Teile der Protuberanzen gibt sich eine in den höhern Schichten der Atmosphäre herrschende Strömung nach den Polen kund. Eine Hülle glühenden Wasserstoffgases umgibt auch den ganzen Sonnenkörper, in der Fleckenregion fast zu 6000 Meilen, anderwärts nur etwa zu 1000 Meilen aufsteigend, die sogen. Chromosphäre, welche namentlich in mittlern Breiten zahlreiche haarförmige Hervorragungen zeigt. Die Korona endlich gibt ein kontinuierliches Spektrum mit einigen hellen Linien, darunter einer grünen Eisenlinie, die auch im Nordlichtspektrum auftritt. Zwischen Protuberanzen und Fackeln besteht eine enge Beziehung; es treten durchschnittlich die schönsten Protuberanzen in der Region der Fackeln auf, und Secchi versichert, noch niemals eine einigermaßen glänzende Fackel am Sonnenrand selbst angetroffen zu haben, ohne daselbst zugleich eine Protuberanz oder wenigstens eine höhere Erhebung und ¶

Im Meyers Konversations-Lexikon, 1888

Sonne.

[* 2] Das Hauptinteresse beim Studium der Umgebung der S. während einer totalen Sonnenfinsternis konzentriert sich gegenwärtig auf die äußerste Hülle, die Korona. Daß dieselbe eine wirkliche Umhüllung der S., nicht lediglich eine optische Erscheinung ist, hat die Übereinstimmung der photographischen Aufnahmen, die während der Finsternis vom 19. Aug. 1887 von den westlichen Gegenden des europäischen Rußland bis nach Ostasien erhalten worden sind, unzweifelhaft nachgewiesen.

Soldat - Sonne

Weitere Aufschlüsse sind bei den totalen Sonnenfinsternissen 1. Jan. und 22. Dez. 1889 erlangt worden. Bei der erstern fiel der größte Teil der Totalitätszone in den Stillen Ozean, sie ging aber noch durch Nevada, Utah, Wyoming und Dakota, um in Britisch-Nordamerika zu enden. Sie wurde an vielen Orten beobachtet und von der Lick-Sternwarte ist durch Holden ein ausführlicher Bericht über dieselbe veröffentlicht worden: »Reports on the observations of the total eclipse of the Sun of January 1, 1889«. Bei der Finsternis vom 22. Dez. 1889 ging die Totalitätszone von der Küste von Guayana über den Atlantischen Ozean nach der portugiesischen Besitzung Loando in Westafrika; indessen waren nur die Beobachtungen an der amerikanischen Küste von Erfolg begleitet. Was nun die Struktur der Korona anlangt, so gibt unsre [* 43] Fig. 1 (S. 868) die Umrisse derselben bei den beiden genannten Finsternissen an, wie sie sich auf den Photographien darstellen.

Zunächst fallen in der Umgebung der beiden Pole eine Anzahl durch dunkle Zwischenräume getrennte sogen. Polarstreifen auf, welche meist geradlinig verlaufen und rückwärts verlängert sich ungefähr im Sonnenmittelpunkt treffen würden. Viel ausgedehnter ist die Korona nach W. und O. hin, wo man schweifartige Ausstrahlungen trifft, welche immer mehr konvergieren, je weiter sie sich von der S. entfernen. Wie Holden bemerkt hat, werden aber die konvergierenden Schweife in einer Entfernung, die größer ist als der Sonnendurchmesser, wieder divergent. Er hat dies besonders auf der Westseite beobachtet, und zwar auf einer Photographie vom 1. Jan. 1889, auf welcher man die Schweife bis zur zehnfachen Entfernung des Sonnenhalbmessers verfolgen konnte. Im übrigen scheinen die charakteristischen Formen der Korona einer periodischen Veränderung, entsprechend der Periode der Sonnenflecke, zu unterliegen. Die Korona von 1889 hatte denselben Typus wie die von 1867,1878 und 1887, entsprechend dem Minimum der Fleckenhäufigkeit, und charakterisiert durch starke Entwickelung der äquatorialen Teile.

Sonne - Spanien

Eine mathematische Theorie der Sonnenkorona gab Bigelow in der Abhandlung »The Solar Corona, [* 44] discussed by sphaerical harmonics« (Washington [* 45] 1889). Derselbe geht von der Voraussetzung aus, daß die Anordnung der Koronamaterie bestimmt wird durch statische elektrische Kraftwirkungen, welche ¶

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die S. ausübt, und daß die einzelnen Koronastrahlen Kraftlinien der elektrischen Fernewirkung darstellen. Wenn an den beiden Polen die freien Elektrizitäten hochgespannt angehäuft sind, so entstehen dort vertikal aufsteigende Kraftlinien, die sich in der Höhe seitlich umbiegen und in einem gewissen Abstand von der Oberfläche der S. in der Äquatorregion zusammenfließen. Bei den Kraftlinien aber, welche von Punkten in niedrigern heliographischen Breiten unter kleinern Winkeln gegen die Oberfläche sich erheben und niedrigern Werten des elektrischen Potenzials entsprechen, findet die Vereinigung mit den von der andern Halbkugel kommenden schon in geringerer Höhe statt. In [* 46] Fig. 2 ist der ungefähre Verlauf dieser Linien in einem Meridianschnitt der S. schematisch dargestellt.

In der That sind die verschiedenen Formen der Koronastrahlen in den polaren und den äquatorialen Regionen schon längst den Beobachtern aufgefallen, und [* 46] Fig. 1 zeigt eine gewisse Ähnlichkeit [* 47] mit der schematischen [* 46] Fig. 2. In den polaren Gegenden steigen nach Bigelow die leichtesten Substanzen, wie Wasserstoff, meteorischer Staub, zurückgebliebene Kometenbestandteile u. ähnliche empor, welche in einigem Abstand von der S. infolge ihrer Zerstreuung unsichtbar werden.

Daher das büschelförmige Aussehen der polaren Teile der Korona. Die starken viereckigen Strahlen aber, welche man seitlich von den Polen, besonders in Perioden gesteigerter Sonnenthätigkeit beobachtet, werden durch Kraftlinien erzeugt, welche geringern Potenzialwerten entsprechen, und die langen, zur Zeit der Fleckenminima sichtbaren äquatorialen Flügel verdanken ihre Entstehung der Vereinigung der Kraftlinien über der äquatorialen Zone. Ungefähr gleichzeitig mit Bigelow hat Schaeberle eine mechanische Theorie der Korona zu geben versucht.

Auch nach dieser Theorie wird die Korona erzeugt durch Materie, die von der S. fortgeschleudert und von deren Strahlen beleuchtet wird. Die Kräfte, welche dieses Fortschleudern bewirken, sollen im allgemeinen senkrecht zur Oberfläche der S. und am kräftigsten in der Mitte einer jeden der beiden Fleckenzonen wirken. Auf diese Weise soll die vierstrahlige Sternform der Korona zu stande kommen. Übrigens müssen die emporgeschleuderten Massenteilchen infolge der Rotation der S. in der Höhe eine gekrümmte Gestalt annehmen, da sie mit ihrer ursprünglichen Rotationsgeschwindigkeit in Regionen mit immer größerer und größerer gelangen.

Nadeln (Nähnadeln)

Die Veränderungen im Aussehen der Korona führt Schaeberle darauf zurück, daß der Äquator der S. nicht in der Ebene der Erdbahn liegt, und daß wir infolgedessen bald auf der einen, bald auf der andern Seite der Äquatorebene stehen. In der That gelang es Schaeberle, die verschiedenen typischen Formen der Korona zu erzeugen, indem er auf einer Kugel in 30° nördlicher und südlicher Breite durch Nadeln [* 48] die Koronastrahlen darstellte und nun den Schatten [* 49] betrachtete, den dieses Modell, bei verschiedenen Stellungen in ein Bündel paralleler Lichtstrahlen gehalten, auf eine Ebene warf.

[* 46] ^[Abb.: Fig. 1. Umriß der Korona. Am 1. Januar 1889. Am 22. Dezember 1889.]

[* 46] ^[Abb.: Fig. 2. Elektrische [* 50] Kraftlinien und Koronastrahlen in einem Meridianschnitt der Sonne, nach Bigelow.]

Sonne,

Sonnenleiter - Soulang

Jörgen Valentin, dän. Schlachten- und Genremaler, geb. 14. Juni 1801 zu Birkeröd auf Seeland, Bruder ¶

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des Kupferstechers Karl Edvard S. (1804-1878), Schüler des Tiermalers Gebauer (gest. 1831) in Kopenhagen, besuchte die dortige Akademie 1815-26 und malte anfangs Jagdstücke und Schlachtenbilder, z. B.: Kavallerieattake bei Sehestedt (1822), Gefecht in Tirol gegen die Franzosen (1830). 1828 ging er mit einer Reiseunterstützung nach München, wo er Schüler von Peter Heß wurde, und 1831 nach Rom, wo er sich mehr den Schilderungen des römischen Volkslebens widmete, z. B.: römische Landleute auf dem Gang zum Markt (1839), Herbstmesse in der römischen Campagna (vollendet 1843, beide in der Gallerie zu Kopenhagen).

Nach seiner Rückkehr 1841 zum Mitglied der Akademie ernannt, malte er zunächst ähnliche Scenen aus dem dänischen Volksleben, kehrte dann aber infolge seiner Teilnahme am Krieg von 1848 auf eine Zeitlang zur Schlachtenmalerei zurück und schilderte die Kämpfe bei Düppel, Fredericia, Idstedt u. a., die meistens in die öffentliche Sammlung zu Kopenhagen kamen. Nach Verlauf einiger Jahre brachte er wieder mehrere friedliche Genrescenen, aber daneben auch die Schlacht bei Fredericia für das dortige Rathaus (1865). Eine spätere Reise nach Italien hatte dann wieder einige italienische Bilder zur Folge und außerdem einige Darstellungen nach Dichtern. An der Außenseite des Thorwaldsen-Museums malte er Thorwaldsens Ankunft auf der Reede von Kopenhagen 1838 und die Ausladung seiner Bildhauerwerke im Museum. 1846 wurde er Mitglied der Akademie und 1852 Ritter des Danebrogsordens.

Sonne

(Goldene) (Kt. Graubünden, Bez. Im Boden, Kreis Trias, Gem. Felsberg).

Ehemaliges Goldbergwerk. S. den Art. Goldene Sonne.

Sonne,

[* 2] der Haupt- und Centralkörper unsers Sonnensystems (s. d.). Um die S. bewegen sich alle übrigen Körper des Sonnensystems infolge der Gravitation und erhalten von ihr Licht und Wärme. Die S. hat die Gestalt einer Kugel und erscheint uns in ihrer mittlern Entfernung von der Erde, 148154000 km, als eine genau kreisrunde, scharf begrenzte glänzende Scheibe von 31'59'',3 Durchmesser. Ihr wirklicher Durchmesser beträgt 1383200 km, ist also 3,6 mal so groß als die mittlere Entfernung des Mondes von der Erde.

Potpourri - Potsdam

Ihr Rauminhalt ist 1280000mal größer als der der Erde. An Masse übertrifft sie die aller Planeten zusammengenommen etwa 800mal. Ihre Dichte entspricht der von Jupiter und Uranus und beträgt nur ein Viertel der Erddichte. Die Rotationsachse der S. ist gegen die Erdbahn um 83°2' geneigt; die Rotationsdauer ist nicht für alle Punkte der Oberfläche die gleiche und variiert zwischen 25 Tagen (am Äquator) und 27 Tagen. Daß die tägliche Bewegung der S. von Osten nach Westen nur eine scheinbare, durch die Rotation der Erde (s. d.) verursachte ist, wußten schon die alten Astronomen; die richtige Erklärung für ihre jährliche Bewegung unter den Sternen gab zuerst Kopernikus. (S. Sonnensystem.) Indessen besitzt die S. ebenso wie die andern Fixsterne, denn als solchen müssen wir sie ansehen, eine im Raume fortschreitende Bewegung. (S. Apex und Centralsonne.) Die in Potsdam [* 52] ausgeführten Bestimmungen der Geschwindigkeit von 51 Sternen im Visionsradius (s. Eigenbewegung der Fixsterne) sind zu einer Berechnung der Bewegung der S. durch den Weltraum benutzt worden. Für die Geschwindigkeit dieser Bewegung ergab sich hieraus 2,50 geogr. Meilen in der Sekunde. Das von der S. ausgehende Licht ist nach Zöllner 619000mal so hell als der Vollmond; ihre Temperatur muß mindestens mehrere Tausend Grad betragen, nach Secchi sogar mehrere Millionen Grad. Bei näherer Untersuchung zeigt sich die Sonnenscheibe nicht überall gleich hell, sondern von der Mitte aus nach dem Rande hin an Helligkeit stetig ¶

Sonne (Eduard Heinr. C

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abnehmend. Dies weist auf das Vorhandensein einer dichten Atmosphäre hin, welche die Strahlen bei ihrem Durchgange absorbiert und zwar um so stärker, einen je größern Weg sie in ihr zu machen haben. Bei Betrachtung mit dem Fernrohr zeigt die Sonnenoberfläche ein wolkiges oder flockiges Aussehen, das noch mehr in Photographien derselben hervortritt. Ferner nimmt man auf ihr die Sonnenflecken (s. d.) wahr, ebenso netzartig verzweigte Lichtadern, die Sonnenfackeln, die namentlich in der Nähe der Flecken auftreten. Bei totalen Sonnenfinsternissen zeigt sich die S. noch von einer unregelmäßigen weißlichen Lichthülle umgeben, der Corona (s. d.). Außerdem lassen sich dann am Sonnenrande rote Hervorragungen, die Protuberanzen (s. d.), erkennen. Über das Spektrum der S. s. Spektralanalyse. [* 54]

Über die wirkliche Natur der S. wissen wir wenig Sicheres. Die namentlich von Herschel vertretene und fast ein Jahrhundert als gültig anerkannte Hypothese, wonach der eigentliche Sonnenkörper ein fester dunkler Körper, aber von einer leuchtenden und glühenden Hülle umgeben, und die Sonnenflecken trichterförmige Löcher in dieser Hülle sein sollten, durch die hindurch man den dunkeln Körper sieht, ist mit unsern heutigen physik. Kenntnissen und Vorstellungen unvereinbar.

Gase (Physikalisches)

Die ältere, von Galilei besonders ausgesprochene Ansicht, daß die S. eine weißglühende feste oder flüssige Masse sei, ist infolge der neuern Untersuchungen des Sonnenspektrums wieder zur Geltung gelangt. Um die Theorie der S. haben sich nächst Kirchhofs namentlich Secchi, Faye, Langley, Young und Zöllner verdient gemacht, ohne daß aber auch sie überall zu ganz einwurfsfreien Resultaten gelangt sind. Nach unserer jetzigen Kenntnis besteht die S. aus dem eigentlichen kugelförmigen Sonnenkörper oder Sonnenkern, dessen Bestandteile vielleicht glühende Gase [* 55] von einer dem Flüssigen nahe kommenden Dichte sind.

Diesen umschließt die Photosphäre, die man sich vielleicht als ein Gemenge von Gasen und Flüssigem zu denken hat. Von ihr gehen Licht und Wärme aus, sie repräsentiert für uns die eigentliche sichtbare Sonnenoberfläche und bildet mit ihrer obern Grenze den für uns wahrnehmbaren Sonnenrand. Hieran schließt sich eine Schicht von nur einigen Tausend Kilometern Höhe, die Chromosphäre. Sie bildet die eigentliche Atmosphäre der S. und besteht in ihren obersten Schichten aus glühendem Wasserstoffgas, in den untersten aus glühenden Metalldämpfen, Eisen, Magnesium, Calcium, Natrium u. s. w. Sichtbar wird die Chromosphäre nur bei totalen Sonnenfinsternissen oder mit Hilfe des Spektroskops als ein schmaler, unregelmäßig begrenzter roter Saum um den Sonnenrand. Die Protuberanzen gehören der Chromosphäre an. Die äußerste Hülle um die S. bildet die Corona (s. d.).

Die beigegebene Tafel: Die Sonne, zeigt in [* 53] Fig. 1 die Sonnenoberfläche mit Flecken und Protuberanzen, in [* 53] Fig. 2 die Corona nebst Protuberanzen während einer totalen Sonnenfinsternis. -

Vgl.   Secchi, Die S. (deutsch von Schellen, Braunschw. 1872);

Young, Die S. (in der «Internationalen wissenschaftlichen Bibliothek», Bd. 58, Lpz. 1883);

Brester, Théorie du soleil (Amsterd. 1892; in den «Verhandelingen» der Amsterdamer Akademie).

Sonne,

Hannover und Umgebung

[* 2] Eduard Heinr. Christian, Professor der Ingenieurwissenschaften, geb. 13. Sept. 1828 zu Ilfeld am Harz, besuchte die jetzige Technische Hochschule zu Hannover [* 56] und die Universität Göttingen. [* 57] Von 1850 bis 1866 war er beim Bau und dem Betrieb der hannov. Eisenbahnen, zuletzt als Eisenbahnbauinspektor beschäftigt. 1866 wurde er als ord. Professor der Ingenieurwissenschaften, insbesondere für Eisenbahnbau [* 58] und Wasserbau, an die Technische Hochschule zu Stuttgart [* 59] berufen. 1872 folgte er in gleicher Eigenschaft einem Ruf an die Technische Hochschule zu Darmstadt. [* 60] Seit 1889 hatte er während dreier Jahre die Geschäfte eines Präsidenten der großherzogl. Technischen Centralstelle für die Gewerbe und den Landesgewerbeverein wahrzunehmen. S. veröffentlichte viele Aufsätze in technischen Blättern und ist Mitherausgeber (mit Th. Schäffer) und Mitarbeiter des weitverbreiteten «Handbuchs der Ingenieurwissenschaften».