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Sonne (Temperatur, Flecke). 
peraturbeobachtungeu auf der Erde wi 
derspiegeln müsse. Es hat auch iu der 
That BuijS-Ballot uud neuerdings Gruß 
auS Temperaturbeobachtungen eine Rota- 
tionszcit der S. abgeleitet, die mit der aus 
den Sonnenfleckenbeobachtungen gewon 
nenen gut übereinstimmt. Gleichwohl be 
darf diese Frage noch genauerer Erörte 
rung. 
Die Gesamtmenge der Wärme, 
welche uns die S. in einer bestimmten 
Zeit zusendet, haben besonders Pouillet 
und Sir John Herschel zu bestimmen 
versucht. Nach deni erstern würde diese 
Wärme im Laufe von 24 Stunden eine 
Eisschicht von 37 omDickeschmelzen, wenn 
die Strahlen senkrecht darauf fielen, keine 
Absorption in der Atmosphäre und völlige 
Absorption im Eis stattfände. Da die S. 
aber thatsächlich immer nur über einem 
Punkte der Erde senkrecht steht, so würde 
die auf der ganzen Erdoberfläche durch 
schnittlich geschmolzene Eisschicht nur 
9,2 cm täglich betragen. 
Sehr weit auseinander gehen die Ur 
teile bezüglich der Temperatur, die 
auf der à herrs cht. Dieselbe wird her 
geleitet aus der Wärmemenge, welche die 
S. uns zusendet; das Ergebnis wird aber 
immer sehr unsicher sein, weil es dabei 
wesentlich auf das Gesetz ankommt, wel 
ches zwischen Temperatur und Wärme 
strahlung besteht, und weil dieses Gesetz 
uns wohl für Temperaturen, wie wir sie 
auf der Erde künstlich erzeugen, nicht aber 
für so hohe Wärmegrade wie die hier in 
Frage kommenden erfahrungsmäßig be 
kannt ist. Secchi fand, indem er Strah 
lung und Temperatur als proportional 
annahm, 5 —6 Will. Grad C; dagegen 
haben die französischen Physiker Vicarre 
und Vivile mit Zugrundelegung des von 
Dulong und Petit aufgestellten Gesetzes 
der Wärmestrahlung eine Temperatur von 
weniger als 2000° berechnet. Dagegen ist 
neuerdings Langley durch direkte Ver 
gleichung der Sonnenstrahlung mit der 
Wärmestrahlung des flüssigen Bessemer 
metalls in einem Konvertor und mit Zu 
grundelegung des von Professor Stefan 
in Wien gefundenen Gesetzes, daß die 
Wärmestrahlung eines Körpers nahezu 
der vierten Potenz seiner Temperatur 
proportional ist, zu dem Resultat gelaugt, 
daß die Temperatur der S. etwa dreimal 
so groß ist als die des flüssigen Bessemer 
metalls (etwa 1800° C.). Ein ähnliches 
Resultat hat auch Soret mittels dessel 
ben Gesetzes aus Versuchen mit Zirkon 
abgeleitet. Zöllner hat dagegen aus 
theoretischem Weg aus spektroskopischen 
Beobachtungen eine Temperatur der S. 
von ungefähr 28,000° als untere Grenze 
abgeleitet. 
5) Außer den Fackeln nimmt man auf 
der Sonnenscheibe auch noch dunkle Flecke, 
sogen. Sonnen flecke, wahr. Biswei 
len sind solche schon mit bloßem Auge 
erkennbar, wenn man die S. durch ein 
dunkel gefärbtes Glas oder durch eine 
Wolkenschicht oder auch nahe am Hori 
zont beobachtet. Dieselben sind in Europa 
zuerst von Johann Fabriciuö genauer 
studiert worden. Derselbe richtete eines 
Morgens im Dezember 1610, bald nach 
Erfindung des Fernrohrs, ein solches In 
strument auf den Sonnenrand, um dort 
allerlei Ungleichheiten uud scheinbare 
Rauhigkeiten zu untersuchen. »Indem ich 
nun das aufmerksam betrachtete«, erzählt 
er iu seinem im Sommer 1611 in Wit 
tenberg erschienenen »Bericht über die in 
der S. gesehenen Flecken und ihre schein 
bare Umdrehung mit der S.« (lat.), 
»zeigte sich mir unerwartet ein schwärz 
licher Fleck von nicht geringer Größe 
im Vergleich zum Sonuenkörper Ich 
glaubte, vorüberziehende Wolken verur 
sachten ihn. Ich wiederholte die Beobach 
tung wohl zehnmal durch batavische Fern 
rohre von verschiedener Größe und über 
zeugte mich endlich, daß Wolken diesen 
Fleck nicht verursachten. Indessen wollte 
ich doch nicht auf mich allein mich ver 
lassen und rief daher meinen Vater her 
bei. ...« Es wird nun weiter berich 
tet, wie beide ohne Blendgläser die S. 
beobachteten, indem sie anfangs an den 
Rand und dann allmählich, in dem Maß, 
wie das Auge sich an die Strahlen ge 
wöhnte, weiter nach der Mitte hin sahen 
und so die ganze Sonnenscheibe durch 
musterten; »da sahen wir das Erwähnte 
deutlicher und gewisser«,schreibt der jüngere