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Sonne. 
ergiebt sich hierfür eine Geschwindigkeit von bisweilen mehr als 300 Fuss. 
Die Neigung des Sonnenäquators gegen die Ebene der Erdbahn fand 
Laugier gleich 7° 9'. Es liegt nahe zu vermuthen, dass in den Orts 
veränderungen der Sonnenflecke, d. h. in den Eigenbewegungen der 
selben ein bestimmtes Gesetz sich auspräge, aber erst in der neuesten 
Zeit sind durch Car rington und Sporer die Grundlagen geliefert 
worden, auf denen sich weiter bauen lässt. Diese Beobachter fanden, 
dass die Flecken der höheren Breiten, also diejenigen, welche weit ent 
fernt vom Sonnenäquator sich befinden, übereinstimmend ein Hinauf 
rücken nach dem nächsten Pole zeigen, während sie gleichzeitig mit 
dem ganzen Sonnenballe sich um dessen Axe drehen. Die Bewegung 
der Flecke ist also eine spiralförmige. Die mittlere Rotationszeit der 
Sonne nimmt Spörer zu 25,2345 Tagen (25‘ 5 h 38 m ) an. Betrachtet 
man die Gestalt der Flecke genauer und unter Anwendung sehr starker 
Vergrösserungen, so ergiebt sich, dass dieselbe niemals eine auch nur 
annähernd regelmässige ist. Sie zeigen sich eckig und zerrissen, 
gleichsam wie ausgeschnitten und von einer minder dunkeln Hülle, 
dem Halbschatten, Hof, oder der sogenannten Penumbra umgeben, 
welche oftmals die Contur des eigentlichen Kernfleckens getreulich 
wiederholt. Letzterer ist nicht scharf begrenzt, ebenso wenig wie die 
umgebenden Höfe; die scharfen Grenzen vieler Flecke sind nur schein 
bare, hervorgerufen durch schwache Yergrösserung und ein sehr dun- 
keles Blendglas. Bei Anwendung starker Vergrösserungen erscheinen 
die Grenzen der Flecke ebenso wenig scharf wie diejenigen unserer 
Haufenwolken. 
Die Grösse dieser Gebilde ist sehr verschieden; man findet sie 
von den kleinsten nur in sehr kraftvollen Fernrohren sichtbaren Punkten 
an, welche sporadisch und ohne Halbschatten auftreten, bis zu jenen 
grossen Flecken, deren Ausdehnung die Oberfläche unserer ganzen Erde 
häufig um ein Vielfaches übertrifft, und die bisweilen selbst dem blossen 
Auge sichtbar sind. Was die allgemeine Vertlieilung der Flecken auf 
der Sonnenscheibe betrifft, so erscheinen sie am grössten zwischen dem 
5. und 30. Grad nördlicher und südlicher Breite, kleiner um die beiden 
Sonnenpole und den Aequator herum. In Folge dieser Contraste hat 
sich lange die Meinung erhalten, die Flecken seien innerhalb jener 
Zonen (zwischen dem 5. und 30. Grad nördlicher und südlicher Breite) 
auf der Sonnenoberfläche am häufigsten. Oft wird die Sonne als flecken 
frei angegeben, während in der That eine sehr grosse Menge kleiner 
und schwacher Flecke existiren, die sich bisweilen selbst bis in die 
unmittelbare Nähe der Sonnenpole erstrecken, aber nur in guten Fern 
rohren sichtbar sind. Solch’ kleine Flecken sind niemals so dunkel 
wie die grösseren, sondern durchgängig bloss matter als die mattesten 
Höfe; sie erscheinen als ein dunkles, von Lichtnebel überwogtes Terrain. 
Nicht immer bleiben sie in diesem Stadium der Entwicklung; bisweilen 
nimmt ihre Grösse und Deutlichkeit zu, meist aber verschwindet das 
Gebilde schnell und unmerklich. Im Allgemeinen treten die Flecken 
nicht einzeln sondern in grösseren Gruppen zusammen auf, welche dann