V. Die Sonne 
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Mitchell ausgeführt worden, u. zw. in dem Teil von A 7200 bis A 4900. Hier 
nach beträgt die Zahl der veränderten Eisenlinien 31% der vorhandenen, 
die Umkehrung ist bei 23% beobachtet worden. Von den Vanadiumlinien, 
die im Spektrum der Sonne sehr schwach, in demjenigen der Flecken dagegen 
sehr hervorragend sind, erscheinen 80% verändert, und von diesen sind wieder 
44% als umgekehrte beobachtet worden. Von den Linien des Kalziums sind 
besonders die sehr starken Linien H und K, nahe an der Grenze des Violett 
gelegen, stets umgekehrt; auf diese Linien werden wir bei Gelegenheit des 
Fackelspektrums noch näher zurückkommen. 
Eine sehr wichtige Entdeckung ist Hale an den Sonnenfleckenspektren 
gelungen. Er fand, daß die Linien einiger Elemente, insbesondere von Eisen 
und Titan, in den Sonnenflecken teils doppelt, teils dreifach erscheinen 
können, und zwar zweifach in der Mitte der Sonne, dreifach am Rande. 
Nimmt man an, daß in den Wirbeln, die wiederholt in den Flecken be 
obachtet worden sind (Abb. 142), die Gase elektrisch geladen sind, so ist eine 
Erklärung unmittelbar durch den ZEEMANeffekt (S. 79) gegeben. In der 
Mitte der Sonne ist dann die Sehrichtung parallel zu den Kraftlinien des 
entstandenen magnetischen Feldes, am Rande senkrecht dazu, und dement 
sprechend erfolgt die Teilung der Linien in Dublets bzw. Triplets. Eine Ent 
scheidung darüber, ob ein ZEEMANeffekt vorliegt oder nicht, läßt sich durch 
eine Untersuchung der Polarisation der Linien treffen. Nach den entsprechen 
den Beobachtungen Hales unterliegt es heute keinem Zweifel, daß wenig 
stens ein großer Teil der in den Flecken beobachteten Linienverdoppelungen 
tatsächlich dem ZEEMANeffekt, also magnetischen Kraftfeldern zuzuschrei 
ben ist. 
Während des letzten Fleckenminimums, also etwa Mitte 1911 bis 1913 
— das Maximum ist hierzu wegen der zahlreichen Störungen ungeeignet — 
hat Hale auch den Nachweis eines magnetischen Feldes für die ganze 
Sonne zu erbringen versucht, wie es scheint, mit positivem Erfolge. Die Be 
obachtungen geschahen mit Hilfe eines großen in den 50 m hohen Turm 
des Mt. Wilsonobservatoriums eingebauten senkrechten Fernrohrs von nahe 
20 m Brennweite. Das Sonnenbild, das dabei etwa 17 cm im Durchmesser 
hat, wurde mit Hilfe eines Spektrographen mit eingebautem MiCHELSONSchen 
Gitter untersucht. Das Spektrum hatte eine solche Länge, daß die beiden 
D-Linien um 29 mm getrennt lagen. Trotz dieser Dispersion machte sich 
der ZEEMANeffekt nur durch die Verwaschenheit einiger Linien bemerkbar, 
so daß das normale magnetische Feld der Sonne jedenfalls nicht bedeutend 
sein kann. Zu dem gleichen Ergebnis haben auch die Arbeiten des Astro- 
physikalischen Observatoriums in Meudon geführt. 
Von besonderem Interesse sind die Verschiebungen und Verzerrungen 
von Linien im Fleckenspektrum, da sie nach dem DoppLERSchen Prinzip Auf 
schluß über die Bewegungsgeschwindigkeiten der betreffenden Gasmassen 
im Visionsradius geben. Gewöhnlich sind nur einzelne Linien, besonders 
diejenigen des Wasserstoffs, davon berührt; es sind jedoch schon Verschie 
bungen der gesamten Linien beobachtet worden (Abb. 132). Nach den 
Untersuchungen von Hale sind übrigens solche auf- oder absteigenden Be 
wegungen in den Sonnenflecken selten und auch dann im allgemeinen ver 
schwindend klein.