402 Astrospectroskopie. 
steigende Bewegung im Fleck hin, unter der man sich wohl meistens eine Art 
Wirbelbewegung zu denken haben wird. Fig. 130 giebt das Spectrum eines 
Sonnenflecks in der Náhe der 2-Linie wieder, 
der von einer Lichtbriicke in zwei Theile 
getrennt war, deren Spectren sich durch die 
Zeichnung als dunkle Streifen hinziehen, auf 
denen die verticalen Spectrallinien theilweise 
verbreitert erscheinen. Zwischen beiden liegt 
das helle Spectrum der Briicke, dessen Linien 
gegen die der Kernflecke geknickt erscheinen 
und zwar steigen die glühenden Gase da, wo 
die Brücke an den grósseren Fleck grenzt, mit einer Geschwindigkeit von 30 bis 
40 km pro Secunde empor. 
  
(A. 130.) 
Die Spectren der Fackeln scheinen nie genauer untersucht zu sein, 
wohl weil an ihnen nichts besonders Merkwürdiges zu sehen ist, denn es 
zeigt sich — soweit bekannt — nur eine Aufhellung des continuirlichen 
Sonnenspectrums, was entweder auf ein hôheres Niveau als die Photosphäre 
deutet, wodurch die Absorption der Gasschicht verringert würde, oder auf eine 
höhere Temperatur. 
Die umkehrende oder absorbirende Schicht kann nur bei totalen 
Sonnenfinsternissen beobachtet werden. Nach den übereinstimmenden Angaben 
verschiedener Beobachter blitzen im Moment, wo der Mondrand den inneren 
Sonnenrand berührt, die dunkeln Linien des Sonnenspectrums hell auf. Diese 
Erscheinung dauert nur ganz kurze Zeit, sodass es nicht möglich ist, zu kon- 
statiren, welche Linien hell erscheinen, doch haben die Beobachter stets den 
Eindruck gehabt, dass es alie Linien seien. Jedenfalls ist die Schicht nur sehr 
dünn, und zwar nach einer schátzungsweisen Angabe PursirER's etwas über eine 
Bogensecunde, also etwa 890 £m dick. 
Viel bequemer lásst sich das Spectrum der Chromospháàre beobachten, 
denn dasselbe kann im radial oder tangential zum Sonnenrande gestellten Spalt 
wahrgenommen werden, wie das bei der Besprechung des Sonnenspectroskopes 
im ersten Theile dieses Artikels náüher erláutert ist. Oeffnet man den Spalt 
weit, so sieht man die Chromospbáre selbst, welche sich als eine Schicht von 
ungleicher Máchtigkeit mit nach aussen gefranstem Rande, etwa wie ein im 
Durchschnitt betzachtetes Stück Pelz darstellt. Was das Spectrum der Chromo- 
spháre. anbelangt, so besteht es für gewöhnlich aus wenigen hellen Linien, 
nämlich denjenigen des Wasserstoffs, dann einer Linie von 587°6C ww, die man 
meistens, weil sie den Natriumlinien D, und D, benachbart ist, mit D, bezeichnet, 
und einer Linie von 5317 p y. Die Lage der D,-Linie ist in Fig. 129 angedeutet. 
Youwc hat jedoch gezeigt, dass zuweilen, wenn die heissen Dàmpfe des Sonnen- 
innern über die Chromospháre hinaus emporgeschleudert werden, d. h. wenn 
eine Protuberanz emporschiesst, auch im Spectrum der Chromospháre sehr 
viele Metallinien hell erscheinen. Er hat deren 273 bestimmt, von denen die 
meisten dem Eisen angehóren, doch ist auch das Vorkommen von Dàmpfen des 
Barium, Calcium, Chrom, Magnesium, Mangan, Natrium und Titan sicher nach- 
gewiesen. Bei radial zum Sonnenrande gestelltem Spalte erscheinen die Chromo- 
sphärenlinien so lang als die Schicht an der beobachteten Stelle dick ist; dabei 
schliessen sich die hellen Wasserstofflinien und die sonstigen hell auftretenden 
Linien mit Ausnahme der .D,-Linie an die entsprechenden dunkeln Linien in