V. Die Sonne 
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Als zweifelhafte Sonnenelemente sind die folgenden zu betrachten: 
Iridium 
Wolfram 
Fluor 
Holmium 
Osmium 
Uran 
Wismut 
Terbium 
Platin 
Lithium 
Tellur 
Ytterbium 
Ruthenium 
Brom 
Indium 
Argon 
Tantal 
Chlor 
Thallium 
Neon 
Thor 
Jod 
Quecksilber 
Nicht auf der Sonne nachzuweisen sind vorläufig 
folgende Elemente: 
Antimon 
Stickstoff 
Phosphor 
Thulium 
Arsen 
Caesium 
Rubidium 
Praseodymium 
Wismut 
Gold 
Selen 
Radium 
Bor 
Krypton 
Schwefel 
Xenon 
Das Fehlen der Linien mancher Elemente im Sonnenspektrum ist durch 
aus nicht etwa ein Beweis dafür, daß die betreffenden Stoffe tatsächlich 
in der Sonnenatmosphäre nicht vorhanden sind. In sehr vielen Fällen ist 
die geringe Stärke oder die große Verwaschenheit der Linien die Ursache 
ihres Fehlens im Sonnenspektrum, manchmal auch der Umstand, daß im unter 
suchten Teil des Spektrums keine Linien vorhanden sind. So ist das Fehlen 
eines Nachweises durchaus plausibel bei Schwefel, Phosphor, Bor, Selen, 
Arsen, Brom, Chlor, Jod, Fluor u. a. und überhaupt bei den meisten Metal 
loiden, deren Spektra gewöhnlich wenig hervorragend sind. 
Vergleicht man das Sonnenspektrum mit demjenigen der Fixsterne, so 
erkennt man sofort, daß es eine bestimmte Klasse, die der gelben Sterne, 
typisch veranschaulicht. Nach einer später noch ausführlich zu besprechen 
den Einordnung ist das Spektrum ein Vertreter der Klasse G, zu der von 
bekannteren Objekten a Aurigae und der Hauptstern von a Centauri gehören. 
Die G-Sterne sind photographisch bereits merklich schwächer als visuell, bei 
der Benutzung der Sonnenhelligkeit für photographische Untersuchungen 
ist daher an Stelle der S. 176 erwähnten visuellen Helligkeit (—26.72 m ) nach 
Birck und King der Wert — 25.93 m zu setzen. Der sog. Farbenindex der 
Sonne beträgt danach + 0.79 m . 
Als recht abweichend von dem typischen Sonnenspektrum hat sich das 
Spektrum der Flecken erwiesen. Wenn man einen Teil der Photosphäre, der 
einen Sonnenfleck enthält, im Fernrohr auf den Spalt des Spektroskops pro 
jiziert, so erscheint der Fleck als dunklerer Längsstreifen im Spektrum. Man 
hat lange geglaubt, daß die geringere Helligkeit des kontinuierlichen Spek 
trums nur auf einer allgemeinen Abschwächung beruhe; es sind jedoch ver 
einzelte Beobachter bei Anwendung sehr starker Dispersion zu der Ansicht 
gelangt, daß die Verdunkelung durch das Auftreten einer Unzahl von neuen 
schwachen Linien verursacht sei, und es kann heute kein Zweifel mehr 
über die Richtigkeit dieser Ansicht herrschen. Daneben liegt eine zuweilen 
recht beträchtliche Verstärkung und Verbreiterung der Fraunhofer sehen 
Linien vor; manchmal schwellen sogar ganz schwache Linien zu großer 
Breite und Dunkelheit auf. Bei einigen Linien sind die Verbreiterungen 
nicht symmetrisch zur Mitte, sondern einseitig, besonders nach Violett zu, 
so daß der Eindruck von Bändern entsteht. Von den Metallen, deren Linien 
S ch ei n e r-Graf f, Astrophysik. 3. Aufl. 13