Siebentes Kapitel.
Die Sonne und das Sonnensystem.
§ 32.
Physikalische Beschaffenheit der Sonne.
1. Größenverhältnisse. Der Durchmesser der Sonne ist 108½mal so groß als der der Erde, also etwa 1 383 000 km lang. Ihren Umfang würde ein Schnellzug mit einer Geschwindigkeit von 25 m in der Sekunde erst in 5½ Jahren zurücklegen. Die Oberfläche ist 11 800mal so groß als die der Erde. Ihr Volumen ist 1 280 000mal so groß als das der Erde, ihre Masse 324 000mal so groß als die der Erde und 700mal so groß als die aller Planeten zusammen. Aus dem Verhältnis von Masse und Oberfläche ergibt sich ihre Dichtigkeit = 324 000/1 280 000 = ¼ der Dichtigkeit der Erde.
2. Die Granulation der Oberfläche. Für das menschliche Auge gibt es nichts Glänzenderes als die Sonne. Ihr Licht blendet so, daß alle Beobachtungen unter Abblendung des grellen Lichtes geschehen müssen. Betrachtet man so die Sonne durch ein Fernrohr, so erscheint ihre Oberfläche nicht als gleichmäßig helle Scheibe, sondern es wechseln auf ihr hellere und dunklere Fleckchen ab. Bei starker Vergrößerung hat man etwa den Eindruck, als lägen über der leuchtenden Sonne eine Unzahl von Wölkchen. Man nennt diese Erscheinung Granulation der Oberfläche.
3. Die Sonnenflecke. a) Verlauf eines Flecks. In den meisten Zeiten erscheinen auf der Sonnenscheibe dunkle Stellen, welche Sonnenflecke genannt werden. Gestalt und Größe derselben wechseln beständig, sie haben aber eine stufenmäßige Entwicklung. Ihren Anfang bezeichnet gewöhnlich eine gewisse Unruhe in der Schicht glühender Gase, die die Sonne zunächst umgibt, dem sogenannten Lichtgewölk oder der Photosphäre (griech. = Lichtgebiet), wobei sich kleine dunkle Flecke oder sogenannte Poren auf der Granulation bilden. Eine derselben gewinnt die Oberhand und erweitert sich allmählich zu einem größeren, scheinbar ganz schwarzen Fleck von zuweilen rundlicher, meist sehr unregelmäßiger, zackiger Form. Die eigentliche Farbe ist aber braungrau, und der Fleck strahlt noch Licht aus. Das zeigt sich z. B. beim Durchgang der wirklich schwarzen Venusscheibe. In dem Kernfleck sind wieder hellere und dunklere Stellen zu unterscheiden. Die Kernflecke sind meist von einer schmäleren oder breiteren Lichteinfassung, Lichthof oder Penumbra genannt, umgeben, welche nach außen scharf abgegrenzt ist und eine strahlige Struktur hat. Der innere Teil der Penumbra erscheint stets heller leuchtend als der äußere. Die Form der Penumbra ist nicht immer dem Kernfleck ähnlich, vielmehr oft auf der östlichen Seite zerklüftet.
Will ein Fleck sich schließen, so strömen Lichtmengen aus dem Lichthofe von allen Seiten herbei, und zwar anfangs ziemlich genau nach der Mitte des Flecks. Dabei bilden sich dann oft Lichtstreifen, die quer über den Kernfleck ziehen und wie Brücken über dem Abgrunde schweben. Diese Brücken lösen sich wie Wolken allmählich auf, und ihre Reste schwimmen wie ein Lichtpunkt auf dunklem Grunde. Manche Teile des Kernflecks überziehen sich mit sogenannten Schleiern, die oft ein rosenfarbiges Licht haben und meist nach kurzer Zeit verschwinden. Ist der Fleck seinem Ende nahe, so geschieht das Hinzuströmen der Lichtmassen unregelmäßiger, bis er endlich ganz verschwunden ist.
b) Zonen der Sonnenflecke. Nicht oder doch selten erscheinen sie in der Nähe des Sonnenäquators, am häufigsten zwischen 10 und 30° nördlicher und südlicher Breite.
c) Perioden der Sonnenflecke. Schwabe hat von 1826 bis 1850 eine gewisse Periodizität der Flecke beobachtet. Wolff in Zürich fand eine 11½jährige Periode. Es zeigt sich deutliche Übereinstimmung zwischen den Schwankungen der Häufigkeit der Sonnenflecke und den Schwankungen der Deklinationsnadel, für die auch eine 11jährige Periode existiert. Da aber diese Schwankungen ebenso wie die Häufigkeit des Polarlichts auf der Erde mit den Wirkungen des Erdmagnetismus zusammenhängen, so ist es nicht wunderbar, daß auch zwischen Sonnenfleckenperiode und der ebenfalls 11jährigen Polarlichtperiode große Übereinstimmung herrscht.