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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschun g 
fernung von der Erde ist nach Auwers 31' 59.3". Da nun die mittlere Ent 
fernung der Sonne 149000000 km beträgt, so stellt sich der Durchmesser 
der Sonnenscheibe auf 1383000 km. Die kleinste Winkelgröße, die man in 
guten Fernrohren noch deutlich erkennen kann, umfaßt etwa 1" oder den 
1919. Teil des Sonnendurchmessers. Das kleinste, auf der Sonnenscheibe 
wahrnehmbare Gebilde hat also einen Durchmesser von 720 km, was 
etwa der Entfernung der nördlichsten Spitze Schottlands von der südlichsten 
Englands entspricht. Wir wollen daher nie außer acht lassen, daß die 
kleinsten und unscheinbarsten Phänomene auf der Sonne sich über Gebiete 
erstrecken, die nur mit der Ausdehnung unserer Länder und Kontinente zu 
vergleichen sind, daß dagegen die augenfälligeren Erscheinungen sich in 
Dimensionen vom Vielfachen der Erde abspielen. 
Die Messungen des polaren und des äquatorialen Sonnendurchmessers 
haben einen Unterschied nicht erkennen lassen, so daß man die Gestalt der 
Sonne als sehr nahe mit der Kugelgestalt übereinstimmend betrachten kann. 
Nach Auwers ist jedenfalls eine Abplattung, die Vsoooo des Durchmessers 
beträgt, nicht vorhanden. 
Die Helligkeit der Sonne ist eine außerordentlich starke, so daß es 
ohne die schwersten Schädigungen des Auges nicht möglich ist, sie direkt 
zu ertragen. Das gelingt nur zuweilen bei Sonnenuntergängen, dicht am 
Horizont, wenn viel Wasserdampf in der Atmosphäre vorhanden ist und 
die Sonne dann als gelbrote Scheibe erscheint. Man hat vielfach versucht, 
die Helligkeit der Sonne mit derjenigen irdischer Lichtquellen zu ver 
gleichen, doch bietet dies besondere Schwierigkeiten wegen der starken Ab 
schwächung des Sonnenlichtes, die hierzu erforderlich ist. Die ersten Versuche 
sind schon 1725 von Bouguer angestellt worden, der durch eine winzige 
Konkavlinse das Sonnenlicht auf einem Schirm auffing und die Beleuchtung 
mit derjenigen einer Kerze verglich. Aus verschiedenen z. T. günstigeren 
Versuchsbedingungen wird man nach Russell annehmen können, daß die 
Helligkeit der Sonne im Zenit außerhalb der Atmosphäre 135 000 Meter 
kerzen beträgt. Nach Fizeau und Foucault ist die Flächenhelligkeit der 
Sonne 146000mal größer als diejenige des Drummond sehen Kalklichtes, nach 
Langley 5300mal größer als diejenige des geschmolzenen Eisens im Bes- 
SEMERkonverter. 
Von besonderem Interesse sind die Ergebnisse, die bei der Vergleichung 
des Lichtes der Sonne mit anderen Gestirnen erhalten worden sind. So be 
trägt das Helligkeitsverhältnis Sonne : Vollmond nach Bond und Zöllner 
570000, der Größenunterschied somit 14.4 Größenklassen, was mit der 
neuesten Ableitung von Russell (14.17 m ) gut übereinstimmt. Zöllner, 
Ceraski, E. Pickering, Fabry u. a. haben mit Erfolg Vergleichungen zwischen 
der Sonne und helleren Fixsternen (Sirius, Capella, Prokyon) ausgeführt, die 
von großer Bedeutung sind, wenn die Sonne als Stern betrachtet wird. 
Reduziert man die besten auf diese Weise erhaltenen Werte auf das Harvard 
system, so erhält man als recht sicheren Mittelwert für die Sonnenhelligkeit 
in Sterngrößen — 26.72 m . 
Von den zum Vergleich benutzten Fixsternen mag a Aurigae (Capella), der 
genau das gleiche Spektrum wie die Sonne hat, besonders herausgegriffen 
werden. Da die Helligkeit der Capella sehr nahe 0.25 m beträgt, so ist der