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Sonne (Periodizität der Flecke). 
Durch die Übereinstimmung mit vielen 
Erfahrungen und durch die Autorität 
Herschels hat sich diese Theorie lange Zeit 
in unbestrittenem Ansehen erhalten. Man 
hatte dabei ganz übersehen, daß sie sichern 
physikalischen Erkenntnissen in so hohem 
Grad widerspricht, daß sie nach dem Aus 
spruch Kirchhoffs selbst dann verworfen 
werden müßte, wenn man nicht im stände 
wäre, die Erscheinungen der Sonnen 
flecke auf eine andre Weise auch nur 
einigermaßen begreiflich zu machen. Die 
Photosphäre muß nämlich sowohl nach 
innen als nach außen Wärme strahlen; 
je undurchsichtiger nun die innere Wolken 
hülle ist, desto schneller wird sie sich von 
der Oberfläche aus erwärmen, desto weni 
ger wird dagegen die direkte Strahlung 
der Photosphäre in die Tiefe dringen. 
Welchen Grad von Durchsichtigkeit aber 
immer die Wolkenschicht besitzen mag, 
teils durch Strahlung, teils durch Leitung 
und durch Strömungen wird die Wärme 
mit der Zeit in der ganzen Atmosphäre 
verbreitet werden, und wenn sie wirklich 
einmal kalt war, so muß sie im Lauf der 
Jahrtausende die Temperatur der Glüh 
bitze erhalten haben. In gleicher Weise 
wirkt aber auch die Atmosphäre auf den 
Kernchiesermuß gleichfalls glühen. Kirch 
hofs hat auch in seinen »Untersuchungen 
über das Sonnenspektrum« (1863) zuerst 
eine unsern jetzigen physikalischen Kennt 
nissen entsprechende Theorie der Sonnen 
flecke gegeben, wie wir weiterhin sehen 
werden. 
8) Wir wenden uns jetzt zur Periodi 
zität der Sonnenflecke. Daß die 
selben manchmal in großer Menge, zu 
andern Zeiten wieder seltener auflisten, 
mußte schon den frühsten Beobachtern 
auffallen, und bereits Horrebow in 
Kopenhagen hat 1776 in seinem Tage 
buch die Hoffnung ausgesprochen, daß 
man durch eifriges Beobachten auch hier 
eine Periode auffinden werde, wie in den 
Bewegungen der übrigen Himmelskörper. 
In Ermangelung längerer Reihen von re 
gelmäßigen Beobachtungen dauerte es aber 
noch ziemlich lange, ehe eine solche Periode 
mit Sicherheit erkannt wurde; erst 
Schwabe, der von 1826 an, soweit es 
die Witterung erlaubte, jeoen Tag den 
Fleckenstand der S. ermittelte, konnte 1843 
die Dauer dieser Periode auf ungefähr 
zehn Jahre festsetzen. Spätere Beobach 
tungen von Schwabe, S chmidt, Car- 
rington, Spörer, Secchi u. a.haben 
nicht nur die Periodizität bestätigt, son 
dern es hat auch Rud. Wolf dieselbe bis 
in die Zeiten Scheiners zurück verfolgt. 
Wolf hat 1852 schon die Dauer der Pe 
riode auf 11,ii Jahre festgestellt, und nach 
spätern Mitteilungen desselben sind die 
Jahre größter und geringster Häufigkeit 
(Maxima und Minima) der Sonnen 
flecke folgende gewesen: 
Maxima 
Zwischen 
zeiten 
Minima 
Zwischen- 
1615,5 
1626,0 
10,5 
1610,8 
1619,0 
8,2 
1639,5 
13,5 
1614,0 
15,0 
1649,0 
9,5 
1645,o 
11,0 
1660,0 
11,0 
1655,0 
10,0 
1675,0 
15,o 
1666,0 
11,0 
1685,0 
10,o 
1679,5 
13,5 
1693,0 
8,0 
1689,5 
10,0 
1705,5 
12,5 
1698,0 
8,5 
1718,2 
12,7 
1712,0 
14,0 
1727,5 
9,3 
1723,5 
11,5 
1738,7 
11,2 
1734,0 
10,5 
1750,» 
11,6 
1745,0 
11,0 
1761,5 
11,2 
1755,2 
10,2 
1769,7 
8,2 
1766,5 
11,3 
1778,4 
1775,5 
1788,1 
9,7 
1784,7 
9,2 
1804,2 
16,1 
1798,3 
13,6 
1816,4 
12,2 
1810,6 
12,3 
1829,9 
13,5 
1823,3 
12,7 
1837,2 
7,3 
1833,9 
10,6 
1848,1 
10,9 
1843,5 
9,6 
1861,1 
12,o 
1856,0 
12,5 
1870,6 
10,5 
1867,2 
11,2 
1878,9 
11,7 
Aus diesen Zahlen folgt die Dauer der 
Periode im Mittel zu 
11,in ± 2,030 Jahren, 
so daß also die einzelne Periode um volle 
zwei Jahre länger oder kürzer werden kann 
als der Mittelwert. 
Aus der Tabelle ist ferner ersichtlich, 
daß das Marimum durchschnittlich 4'/- 
Jahre nach dem Minimum eintritt, wo 
gegen vom Marimum bis zum folgenden 
Minimum durchschnittlich 6Vr Jahre vcr-