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Astrospectroskopie, 401 
man wohl am wenigsten fehlgehen, wenn man sie als Vorgänge in der Photo- 
sphüre und der sie unmittelbar umgebenden Gasschicht ansieht. 
Da wir im allgemeinen Sonnenspectrum im Wesentlichen das Spectrum 
dieser beiden Schichten eben kennen gelernt haben, so wird sich hier 
logischer Weise die Besprechung des Spectrum der Sonnenflecke zunáüchst 
anzuschliessen haben. Dieses letztere ist im Allgemeinen viel lichtschwicher 
als das Sonnenspectrum, vor dem es sich dadurch auszeichnet, dass eine 
grosse Anzahl der diesem angehórigen Linien auf dem Fleck verbreitert und 
dunkler erscheint. Da die Zahl der. verbreitert auftretenden Linien und 
vielfach auch die dabei unter den Sonnenlinien getroffene Auswahl von Fleck 
zu Fleck wechselt, so lässt sich eine allgemein gültige Uebersicht für das 
Spectrum der Sonnenflecken nicht aufstellen. Es scheinen vorwiegend die 
Eisen-Linien eine Umbildung in dem Fleckenspectrum zu erfahren, doch kann 
sich das auch einfach daraus erklären, dass weitaus die meisten Linien im 
Sonnenspectrum Eisenlinien sind. Dagegen ist es wohl als etwas sicherer 
verbürgt anzusehen, dass die Erscheinung des einseitig Verwaschenseins solcher 
verbreiterter Linien hauptsüchlich an den Eisenlinien auftritt. Dabei lóst sich 
dieselbe bei Anwendung einer stürkeren Dispersion durchaus nicht etwa in eine 
Schaar feiner enger Linien auf, wie sich das beim Kohlenwasserstoffspectrum 
z. B. zeigt, sondern man hat es hier wohl mit einem allmáhlichen Hellerwerden 
ohne scharfe Begrenzung zu thun, was auf das Vorhandensein von Eisen- 
verbindungen besonders schliessen liesse, deren Vorkommen auf eine kühlere 
Temperatur im Fleck deutet. Auf eine solche haben wir aber wohl nach dem 
ganzen Habitus des Fleckenspectrums zu schliessen, denn dasselbe weist doch 
auf eine erheblich vermehrte Absorption hin, und diese würde sich wieder am 
einfachsten durch eine Verdichtung von Gasen und Dümpfen in Folge von 
Abkühlung erklären lassen. Das unter den atmosphärischen Linien erwähnte 
Band a tritt in Fleckenspectren zuweilen viel dunkler auf, was also auf 
die Anwesenheit von Sauerstoff im Fleck schliessen liesse. Diesem eben 
beschriebenen Aussehen der dunkeln Linien im Fleckenspectrum steht zuweilen 
die entgegengesetzte Erscheinung gegenüber, dass die dunkeln Sonnenlinien auf 
dem Fleck hell erscheinen oder wenigstens schmäler als im Sonnenspectrum. 
Besonders an Wasserstofflinien hat man diese sogen. Umkehr beobachtet und 
zwar hauptsächlich, wenn sich eine Lichtbrücke oder jene feinen rosa Schleier 
im Kernfleck zeigen, doch sind diese keineswegs eine conditio sine qua non fiir 
das Vorkommen der hellen Linien. Man kann diese letzteren wohl nur so er- 
klären, dass glühende Wasserstoffmassen über dem D4 D2 Ds 
Fleck emporgeschossen sind, d. h. dass sich eine 
Protuberanz über demselben erhebt, und thatsách- 
lich hat auch Professor TAccHINI einmal eine solche 
bei weit geóffnetem Spalt auf einem Fleck gesehen. 
Dass übrigens solche theilweise Aufhellungen 
der dunkeln Linien auch in anderen als den Wasser- 
stofflinien auftreten können, zeigt Fig. 129, welche 
das Spectrum eines Sonnenflecks darstellt, in dem 
die beiden Natriumlinien .D, und 2, einmal stark verbreitert und dann wieder 
in der Mitte aufgehellt erscheinen, was auf das Vorhandensein einer Natriumdampf- 
schicht niedriger Temperatur und eine solche sehr hoher hindeutet, die über- 
einander gelagert sind, wobei die kühlere als die specifisch schwerere zu unterst 
gelagert sein dürfte. Zuweilen deuten Linienverzerrungen auf eine auf- oder ab- 
VALENTINER, Astronomie, I. 26 
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
(A. 129.)