Die Wärmestrahlung der Sonne.
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Unter Vernachlässigung des sehr kleinen ^ erhält man
Jj 5 p
V 3 JI’
Da nun die Masse aller Planeten —— M ist, so ist für das ganze
7 o o
1
System L = V, also ein relativ zwar kleiner, absolut genommen
400
aber doch recht gewaltiger Betrag.
Es ist nun der Frage näher zu treten, ob die zur Erhaltung der
Sonnentemperatur nothwendige Zusammenziehung der Sonne direct durch
Beobachtung nachweisbar ist. Wieder unter Voraussetzung gleicher
Dichtigkeit berechnet v. Helmholtz aus der Formel für #, dass eine
1
Zusammenziehung der Sonne um ihres Durchmessers, das ist
rund um 0"2, eine Arbeit erzeugt, die äquivalent 2861° ist (Sonne als
Wasserkugel). Bei dem jährlichen Verluste von 3?0 würde diese
Wärmemenge zum Ersätze für etwa 6000 Jahre ausreichen. Da man
aber, wie im Anhänge gezeigt werden soll, vorläufig kaum in der Lage
ist, den Sonnendurchmesser auf 1" genau zu bestimmen, so ist, falls
nicht eine ganz wesentliche Vermehrung der Messungsgenauigkeit er
reicht wird, in 6000 Jahren die nach der v. Helmholtz’sehen Theorie
erforderliche Verminderung des Durchmessers noch nicht zu constatiren.
Die Betrachtungen auf S. 65 ff. beziehen sich nur auf historische Zeit
räume; anders gestaltet sich die Sache, wenn man geologische Epochen
in Frage zieht.
Nach dem fast ganz allgemein angenommenen Entwickelungsgange der
Fixsterne, wie er durch die H. C. VogePsche Spectraleintheilung gegeben
ist, muss vor vielen Millionen von Jahren die Sonne der 1. Spectral-
classe angehört haben, und die Temperatur ihrer Photosphäre muss da
mals eine höhere gewesen sein. Wahrscheinlich ist damals auch der
Durchmesser der Sonne und damit die strahlende Fläche grösser ge
wesen, so dass die Bestrahlung der Erde eine stärkere war als jetzt.
Es ist das Verdienst von E. Dubois 1 ), zuerst darauf hingewiesen zu
haben, dass die Entwickelungsgeschichte der Erde nicht allein von ihren
eigenen Temperaturverhältnissen abhängig gewesen sein dürfte, sondern
1) De Klimaten der Voorweld en de geschiedeniss der zon. Batavia 1891.
