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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
und es entsteht ein scheinbarer Defekt am Rande. Ähnliche Veränderungen 
des Sonnenrandes werden bemerkbar, wenn sich größere Fackelgruppen da 
selbst befinden. Diese reichen manchmal deutlich über den Rand hinüber, 
doch handelt es sich wahrscheinlich auch hier um eine nicht reelle Erschei 
nung, bei visuellen Beobachtungen um Irradiation, bei photographischen 
Aufnahmen um eine Solarisationswirkung. 
Periodischer Verlauf der Fleckenerscheinung. Die Anzahl der Sonnen 
flecken ist wie ihre Größe eine außerordentlich stark wechselnde. Es gibt 
Zeiten, zu denen tagelang auch nicht der kleinste Fleck auf der Sonne zu 
erkennen ist, während zu anderen Zeiten vielleicht ein ganzes Jahr lang 
die Sonne niemals fleckenfrei erscheint. Man hat schon früh erkannt, daß 
dieser Wechsel ein periodisches Verhalten zeigt, wenngleich im einzelnen 
die Periode nicht genau innegehalten wird. 
Zur Ermittelung der Sonnenfleckenperiode können verschiedene Wege 
beschritten werden. Am richtigsten würde es wohl sein, täglich die Größe 
des von den Flecken eingenommenen Areals zu messen und als Maximum 
der Erscheinung die Zeit des größten, als Minimum die Zeit des kleinsten 
Areals zu betrachten. Das ist aber ein recht zeitraubendes und umständliches 
Verfahren und ist jedenfalls in den früheren Zeiten, die zur Ermittelung der 
Periode zweckmäßig mit herangezogen werden, nicht geschehen. Man hat 
meist nur die Zahl der Sonnenflecken notiert. Diese Zahl allein zur Be 
stimmung der Maxima und Minima zu nehmen, ist aber sicherlich nicht richtig; 
denn ein großer Fleck zeugt doch sicherlich von einer größeren Tätigkeit inner 
halb der Sonnenphotosphäre als ein kleiner. Ferner würde es sich fragen, 
ob man eine Fleckengruppe als einzelnen Fleck rechnen soll, oder ob die 
Zahl der in ihr enthaltenen Einzelgebilde anzugeben ist. Diesen Schwierig 
keiten hat der Züricher Astronom R. Wolf, der sich auf dem Gebiete der 
Sonnenfleckenforschung durch jahrelang fortgesetzte, umfangreiche Unter 
suchungen die größten Verdienste erworben hat, durch die Einführung seiner 
sogenannten Relativzahlen zu begegnen versucht. Er zählte täglich sowohl 
die Anzahl der Fleckengruppen als auch die in ihnen enthaltenen einzelnen 
Flecken. Da nun die Bildung eines neuen Fleckengebiets eine stärkere Zu 
nahme der Tätigkeit innerhalb der Photosphäre andeutet als die Entstehung 
eines neuen Flecks in einer schon vorhandenen Gruppe, so legte er der 
Gruppenzahl ein beträchtlich höheres Gewicht bei als der Fleckenzahl, und 
zwar das zehnfache. Bezeichnet man demnach die Zahl der vorhandenen 
Gruppen mit g, die der einzelnen Flecken mit f , so bezeichnete er als Maß 
für die Fleckenhäufigkeit die Zahl r, wo 
. , r = 10 p -j- f 
gesetzt wird. 
Die so erhaltene Relativzahl ist aber als einheitliches Maß nur für einen 
bestimmten Beobachter an einem bestimmten Fernrohr zu betrachten, da die 
Sichtbarkeit der kleineren Flecken vom Beobachter und Fernrohr abhängt. 
Um also die Zählungen verschiedener Beobachter zu einem gleichartigen Ma 
terial zu vereinigen, müssen die Relativzahlen mit verschiedenen Gewichten 
belegt werden. 
Wolf und sein Nachfolger Wolfer in Zürich haben Fleckenzählungen 
bis zum Anfang des 17. Jahrhunderts zurück verwerten können und aus ihnen