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Sonne (Bewegung der Flecke).
nwnd. Auch sind die Flecke nicht überall
gleich dunkel, vielmehr erkennt man in
ihnen dunklere Stellen, die nach ihrem
Entdecker Dawessche Zentra genannt
werden. Sowie nun nicht selten eine ge
meinschaftliche Penumbra mehrere Kern
flecke umschließt, so findet man auch öfters
mehrere solcher Zentra in einem Fleck. Die
Höfe, welche bei schwacher Vergrößerung
gleichmäßig grau, ähnlich den Maren deö
Mondes, nach innen zu etwas heller er
scheinen, zeigen in stärker vergrößernden
Fernrohren eine streifige Struktur, und
Langley hat beobachtet, daß sie aus spi
ralförmig geordneten Fäden zusammen
gesetzt sind, deren innere Enden heller sind
als die äußern. Für die relativen Hellig
keiten der Sonnenoberfläche, der Penumbra
und deö Kernflecks hat W. Herschel die
Zahlen 1000:469:7. Vogel aber 1000:
630:67 gefunden.
Die Form der Flecke ist eine äußerst
mannigfaltige und unregelmäßige; ihre
Größe ist nicht selten sehr beträchtlich, so
daß ihr Durchmesser den der Erde bei
weitem, selbst mehr als sechsmal über
trifft. Während solche große Flecke von
mehreren BogenminutenDurchmesser auch
schon mit bloßem Auge sichtbar sind, er
scheinen uns auch anderseits viele kleine
Sonnenflecke im Fernrohr nur als dunkle
Punkte, sogen. Poren. Dabei sind die
Formen sehr veränderlich: nicht selten
werden Teilungen beobachtet, indem ein
größerer Fleck in kleinere zerfällt, während
anderseits auch wieder mehrere Flecke in
einen zusammenfließen. Solche Verän
derungen gehen oft in sehr kurzer Zeit
von stalten.
Die Dauer der Flecke ist ebenfalls sehr
verschieden: manche entstehen vor unsern
Augen und verschwinden schon nach einigen
Tagen wieder; andre dauern wochen-, ja
monatelang. So beobachtete Schwabe
in Dessau 1848 eine Fleckengruppe acht
mal auf der Mitte der <&., und 1861—62
sah er sogar eine solche Gruppe 22mal
wiederkehren.
Die Flecke kommen meist gruppen
weise vor. Sie sind nicht in allen Teilen
der Sonnenfläche gleich häufig, in der
Hauptsache sind sie vielmehr beschränkt
auf die Zonen zwischen 10° und 30° helio-
graphischer Breite, die sogen. Königs
zonen (nach Sccchi), während sie in der
Nähe des Äquators wie in Breiten über
35° nur spärlich vorhanden sind. Ein von
Lahire in 70° und ein 1846 von C. H.
F. Peters in Neapel in 50° heliographi-
scher Breite gesehener gehören zu den Sel
tenheiten. Diese Eigentümlichkeit in der
Verteilung hat zuerst der schon erwähnte
Jesuit Sch ein er erkannt.
7) Verfolgt man einen Fleck, so findet
man, daß derselbe sich vom östlichen nach
dem westlichen Rand hin bewegt, und bei
Flecken von längerer Dauer vergeht zwi
schen zwei aufeinander folgenden Erschei
nungen am östlichen Rand ein Zeitraum
von etwa 27 Vs Tagen. Da aber die Erde
in dieser Zeit in Richtung der Rotation
in ihrer Bahn weitergegangen ist, so ist
inzwischen mehr als eine Rotation ver
strichen, und die Dauer der letztern be
trägt etwa zwei Tage weniger. Indessen
ergibt sich für Flecke, die dem Sonnen
äquator nahe sind, eine etwas kürzere Ro
tationsdauer als für solche höherer Brei
ten; Spörer fand für 1,5° Breite den
Wert von 25,118 Tagen, für 24,6° Breite
aber 26,216 Tage, und Carrington hat
auf Grund seiner langjährigen Beobach
tungen der S. für die tägliche Bewegung
eines Flecks in der heliozentrischen Breite
<f die empirische Formel aufgestellt
865'—165' • sin 4 <p.
Es deutet dies auf eine mit zunehmender
Breite wachsende Bewegung der Flecke
parallel zum Äquator in einer der Rota
tion entgegengesetzten Richtung. Außerdem
aber sind auch die Heliographischen Brei
ten vieler Flecke Veränderungen unter
worfen, und zwar zeigt sich meist eine Be
wegung vom Äquator nach den Polen hin.
Spörer vermutet, daß diese Bewegungen
eine Folge von Strömungen oder Winden
auf der S. sind. Aus der Beobachtung
eines Flecks, der seine Heliographische
Breite in zwei Rotationsperioden, im
Juni und Juli 1866, nicht änderte, hat
Spörer eine Rotationsdauer von 25 Tagen
5 Stund. 58 Min. und die oben ausgeführ
ten Werte für die Bestimmungsstücke des
