Mathematische Geographie für Lehrerbildungsanstalten - Erwin Eggert

d) Größe der Sonnenflecke. Die Größe der Sonnenflecke ist sehr verschieden. Manche zeigen sich selbst im Fernrohre nur als sehr kleine Öffnungen, Poren; andere kann man hinter farbigen Brillengläsern schon mit bloßem Auge wahrnehmen. 1779 sah Herschel einen Fleck, der 18,3 cm scheinbaren, also ca. 200 000 km wirklichen Durchmesser hatte.

e) Dauer der Sonnenflecke. Sie ist verschieden, bis zu 6, ja 8 Monaten, beträgt aber meistens nur einige Tage. Der vom Astronomen Schwabe 1850 am 5. September beobachtete Sonnenfleck vergrößerte sich an einem Tage um 160 000 km. Welche unendliche Schnelligkeit also in der Bewegung der einzelnen Teilchen! Die Flecke bleiben auch nicht an derselben Stelle, sondern sie gehen vom östlichen zum westlichen Sonnenrande. Je mehr sich ein Fleck dem Rande nähert, desto breiter erscheint die dem Rande nächste graue Einfassung, und desto schmäler wird die andere Seite. Auch der Kernfleck erscheint schmäler, bis er zuletzt verschwindet. Diese Änderungen sind nur zum Teil wirklich, zum Teil sind sie perspektivischer Natur und hängen von dem Winkel ab, unter dem wir den Fleck und seine Umrandung sehen.

4. Die Rotation der Sonne. Da sich alle Sonnenflecke auf der Sonnenoberfläche von Osten nach Westen bewegen, so ist damit erwiesen, daß die Sonne von Osten nach Westen rotiert. Man hat die Dauer dieser Rotation auf 25 Tage festgesetzt; doch ist diese Angabe zu bestimmt. Wir können nur sagen, daß die Rotationszeit von 25 bis 28 Tagen nicht viel abweichen wird. Die Beobachtungen sind nämlich schwierig, weil die Zahl der Flecke, die während einer ganzen Umdrehung vorhanden sind, klein ist, und weil die Flecke zweifellos noch außer der Rotation, die sie mitmachen, eine eigene Bewegung haben, so daß sie nach den Polen der Sonne zu längere Zeit zu einer Umkreisung gebrauchen als am Äquator.

5. Die Sonnenfackeln. In der Umgebung der Flecke finden sich oft Stellen, die sich durch erhöhten Lichtglanz auszeichnen. Man nennt sie Sonnenfackeln. Sie scheinen oft die Vorläufer von Sonnenflecken zu sein und gleichsam die Stelle zu bezeichnen, wo später Flecke hervorbrechen werden. Ihre Gestalt und Größe sind verschieden. In der Mitte sehen sie wie geballtes Lichtgewölk aus; nach den Rändern verlaufen sie nicht selten aderförmig.

6. Die Atmosphäre der Sonne.

a) Vorhandensein. Daß die Sonne eine Atmosphäre hat, ergibt ein Blick auf eine Sonnenphotographie, wie sie jetzt in vorzüglicher Weise hergestellt werden. Darauf erscheinen deutlich die Ränder viel matter als die Mitte, und das ist ja, wie wir aus der Betrachtung des Mondes ([§ 26]) wissen, ein sicherer Beweis für das Vorhandensein einer Atmosphäre. Wir können sie aber auch unmittelbar sehen, wenn bei einer totalen Sonnenfinsternis die Mondscheibe uns das direkte Sonnenlicht bedeckt.

b) Teile. Die Atmosphäre besteht aus drei Hüllen. 1. Zunächst dem Kern der Sonne liegt die Photosphäre, die Schicht leuchtender Gase, der die Erscheinung der Sonnenflecke angehört (S. 3 a). Die beiden anderen Gebiete konnte man früher nur bei einer Sonnenfinsternis unterscheiden. Zu ihnen gehört 2. die Chromosphäre mit den Protuberanzen. Unmittelbar am Mondrande erscheint zunächst eine dünne, lebhaft rote Schicht. Man kann sie jetzt bei gewöhnlichem Sonnenschein mittels des Spektroskops besser wahrnehmen als bei einer Sonnenfinsternis, da dann die Mondscheibe sie zum Teil verdeckt. Sie heißt Chromosphäre (griech. von chrōma = Farbe). Aus ihr sieht man lebhaft rote Gebilde hervorbrechen, die Protuberanzen (lat. = Hervorragungen). Früher konnte man sie auch nur bei Sonnenfinsternissen wahrnehmen; die Spektralanalyse hat uns die Mittel gegeben, sie auch bei hellem Sonnenschein zu beobachten. Man weiß jetzt, daß sie sich schnell entwickeln und verändern und oft wie großartige vulkanische Ausbrüche erscheinen, die sich mit ungeheurer Geschwindigkeit zu gewaltigen Höhen erheben. Man will Protuberanzen von ca. 170 000, ja 1893 sogar eine Protuberanz von 480 000 km Höhe (= ¹/₃ Sonnendurchmesser) beobachtet haben.

Fig. 45.

Um die Chromosphäre legt sich 3. die Corona (lat. = Kranz) (s. [Fig. 45]). Sie ist der glänzende Ring von grünlichweißem Lichte, welcher den dunklen Mond bei totalen Sonnenfinsternissen umsäumt; sie ist auch schon gelblich oder rötlich gesehen worden. Ihre Breite ist am geringsten an den Polen der Sonne, am ausgedehntesten in den mittleren Breiten; ihr Glanz ist unmittelbar am Monde am hellsten.