Sonne. 
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nicht selten gemeinsam von einem einzigen grossen Hofe umschlossen 
werden. Spörer hat gefunden, dass die eigene Bewegung der ein 
zelnen Fleche einer Gruppe, nicht für alle die gleiche ist. Während 
die Dauer der kleinsten Flecke, die von einigen Beobachtern auch 
Poren genannt werden, eine sehr beschränkte ist, haben die grösseren 
Flecke im Allgemeinen einen längeren Bestand. Im Jahre 1779 er 
hielt sich ein grosser, dem blossen Auge sichtbarer Fleck 6 Monate 
hindurch, und Schwabe in Dessau sah 1840 eine Fleckengruppe 
während 8 Sonnenrotationen wiederkehren. Obgleich die örtliche Ent 
stehung und Ausbildung der einzelnen Sonnenflecke sehr zufälligen, 
unregelmässig wirkenden Einflüssen zu unterliegen scheint, so ist doch 
die Gesammthäufigkeit der Flecken an eine bestimmte und feste Periode 
geknüpft, deren Vorhandensein zuerst Schwabe durch langjährige, 
mit unermüdlicher Sorgfalt angestellte Beobachtungen erwiesen hat. 
Derselbe fand, dass seit dem Jahre 1862 die Häufigkeit der Flecken 
und Gruppen innerhalb eines Zeitraumes von etwa 10 Jahren ab- und 
zunimmt, und Wolff in Zürich hat dieses Resultat in Folge einer um 
fassenden Arbeit dahin bestätigt, dass jene Periode 11‘/n Jahre be 
trägt, ein Jahrhundert also gerade 9 Perioden umfasst. Die Beob 
achtungen von Balfur-Stewart und Tait, welche sich auf die Zu- 
und Abnahme der Grösse einzelner Flecken beziehen und bei denen 
die photographische Aufnahme der Sonnenoberfläche eine wichtige Rolle 
spielte, haben bis jetzt kein sicheres Resultat geliefert. Die Beobachter 
schliessen aus den Zeichnungen, dass stets die unter demselben Längen 
grade auf der Sonnenoberfläche befindlichen Flecke in gleichem Sinne 
sich verändern, d. h., entweder zusammenwachsen oder gleichzeitig an 
Grösse abnehmen. Balfur-Stewart erklärt diese angenommene That- 
sache aus den Stellungen der Planeten Merkur und Venus, denen eine 
gewisse Wirkung auf die Entwicklung der Flecke beigelegt wird. Doch 
ist die Thatsache einer gleichzeitigen Zu- oder Abnahme aller Flecken 
unter demselben heliographischen Längengrade noch keineswegs sicher 
festgestellt, um so weniger also die dafür gegebene Erklärung. Die 
Sonnenflecke erscheinen im Allgemeinen dem beobachtenden Auge 
vollkommen schwarz; nichts desto weniger sind sie dennoch hell, und 
Herschel schätzt ihre Lichtintensität auf V:l ooo des Sonnenlichtes. 
Nun ist nach den sehr genauen Messungen Zöllner’s die Sonne 
618,000 Mal heller als der Vollmond; sonach würde also ein schwarzer 
Kernfleck noch immer 4626 Mal mehr Licht ausstrahlen, als eine gleich 
grosse Fläche des Vollmondes. Diese Resultate sind zwar nur An 
näherungen, aber man wird ihre principielle Richtigkeit nicht in Ab 
rede stellen können, wenn man erwägt, dass das blendende Drum- 
mond’sche Kalklicht auf die Sonnenscheibe projicirt, einen schwarzen 
Flecken bildet. Neben den mehr oder minder dunkeln Sonnenflecken 
und meist in der Nähe derselben zeigt die Oberfläche der Sonne auch 
hellere Stellen, welche Sonnenfackeln genannt werden. Die Gestalt 
derselben ist sehr mannigfaltig; meist zeigen sie sich als mehr oder 
minder zusammengedrängte rundliche Formen, oft aber auch als lange, 
aderartig verlaufende Lichtstreifen, die am deutlichsten in der Mitte