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Statt des
Mars kann man auch die
Venus in ihrer
Erdnähe beobachten. Dieselbe kehrt uns dann ihre dunkle
Seite zu und ist nur sichtbar, wenn sie
vor derSonnenscheibe
[* 13] vorübergeht, wenn ein sogen.
»Durchgang der
Venus durch die S.«
stattfindet.
Halley machte zuerst (1677) auf die Wichtigkeit der Venusdurchgänge für die Bestimmung der
Sonnenparallaxe aufmerksam
und schlug eine hierzu geeignete Beobachtungsmethode vor (1691 u. 1716). Seitdem
sind alle Venusdurchgänge und mit größter Sorgfalt beobachtet worden.
Nach den neuesten
Versuchen von
Newcomb beträgt aber die Lichtgeschwindigkeit im leeren
Raum 299,860 km, und daraus ergibt
sich mit Nyréns
Wert der Aberrationskonstanten (s.
Aberration) eine
Sonnenparallaxe von 8,794'', entsprechend einer
Entfernung
der S. von 149,61 Mill. km. Da eine Bearbeitung der sämtlichen
Beobachtungen der Venusdurchgänge von 1874 und 1882 zur Zeit noch nicht vorliegt, so bedient man sich gewöhnlich des
Newcombschen
Wertes 8,85'' für dieSonnenparallaxe. Hiernach beträgt die mittlere
Entfernung der S. 23,307
Erdhalbmesser = 148,670,000 km = 20,036,000 geogr.
Meilen. Das
Licht braucht 8
Min. 18 Sek. zur Zurücklegung dieses Wegs. Da
die
Exzentrizität der Erdbahn ungefähr 1/60 beträgt, so wird die
Entfernung im Perihel um etwa ⅓ Mill.
Meilen verkleinert,
im Aphel um ebensoviel vergrößert.
In mittlerer
Entfernung erscheint der Sonnenhalbmesser unter einem
Winkel
[* 16] von 16' 1,8'' oder
961,8''; daraus berechnet sich der wahre
Durchmesser der S. = 961,8/8,85 = 108,556 Erddurchmessern = 1,387,600 km = 187,000
geogr.
Meilen, also ungefähr 1⅘mal so groß als der
Durchmesser der Mondbahn. Ein
Bogen
[* 17] auf der Mitte
der S., der uns unter einem
Winkel von 1'' erscheint, hat eine
Länge von 720 km, und selbst der feinste Spinnwebenfaden eines
Mikrometers verdeckt noch gegen 200 km. Die S. hat 11,800mal soviel Oberfläche und 1,279,000mal
soviel
Volumen als die
Erde, 600mal soviel als alle
Planeten zusammen.
IhreMasse ist das 319,500fache von der Erdmasse, mehr als das 700fache aller Planetenmassen. Die mittlere Dichte aber ist
nur 0,253 oder ungefähr ¼ von der unsrer
Erde, also 1,4 von der des
Wassers. Da die
Schwerkraft an der Oberfläche eines Himmelskörpers,
abgesehen von den
Wirkungen derZentrifugalkraft,
[* 18] proportional ist dem
Produkt aus mittlerer Dichte und
Durchmesser, so ist dieselbe auf der S. 108,6.0,253 = 27,5mal so groß als bei uns, und während ein
Körper auf der
Erde 4,9
m in der ersten
Sekunde fällt, beträgt der Fallraum auf der S. 135 m.
[Oberfläche.]
Während bei Anwendung mäßiger Vergrößerung die leuchtende Oberfläche der S., die
Photosphäre, glatt und gleichförmig erscheint, erblickt man sie durch
Instrumente von großer Öffnung mit starker Vergrößerung
bei klarer und ruhiger
Luft wie bedeckt mit leuchtenden, in ein weniger helles
Netzwerk
[* 19] eingebetteten
Körnern.
Schon W.
Herschel
hat dieselben wahrgenommen und als
»Runzeln« bezeichnet, später hat sie
Nasmyth mit Weidenblättern,
Secchi
aber mit Reiskörnern verglichen. Nach
¶
mehr
Langley hat die Photosphäre ein wollig-wolkenartiges Aussehen, aber neben den verwaschen wolkenartigen Gebilden unterscheidet
man noch zahlreiche schwache Fleckchen auf hellem Grund, und unter günstigen Umständen lösen sich die wolkenähnlichen
Gebilde in eine Menge kleiner intensiv leuchtender Körner auf, die in einem dunklern Medium suspendiert erscheinen. Die erwähnten
Fleckchen haben jetzt das Aussehen von Öffnungen oder Poren, entstanden durch Abwesenheit der weißen
Wolkenknoten und Durchscheinen des dunklern Grundes; der Durchmesser beträgt bei den deutlicher wahrnehmbaren 2-4 Bogensekunden.
Der Durchmesser dieser Kugeln ist sehr verschieden, von wenigen Zehnteln der Bogensekunde bis zu 3 und 4''. Die ganze Oberfläche
der Photosphäre erscheint in eine Reihe von mehr oder minder abgerundeten, oft fast geradlinigen, meist an Vielecke
[* 22] erinnernden
Figuren abgeteilt, deren Größe sehr verschieden ist, oft einen Durchmesser bis zu 1' und darüber erreicht.
Während nun in den Zwischenräumen dieser Figuren die einzelnen Körner bestimmt und gut begrenzt, obwohl von sehr verschiedener
Größe sind, erscheinen sie im Innern wie zur Hälfte ausgelöscht, gestreckt oder gewunden; ja, am häufigsten sind
sie ganz verschwunden, um Strömen von leuchtender Materie Platz zu machen, die an die Stelle der Granulationen
getreten sind. Janssen hat diese Gestaltung als photosphärisches Netz bezeichnet.
An den größern Flecken unterscheidet man meist einen dunkeln Kern, den Kernfleck, bisweilen mit noch dunklern Stellen, Dawes'
Centra. Diese Kerne sind umgeben mit einem matten, nach der leuchtenden Sonnenfläche gut abgegrenzten
Hof
[* 30] oder Halbschatten (penumbra), ungefähr von der grauen Färbung der Mondmeere. Doch sind auch bisweilen rötliche Färbungen
beobachtet worden, namentlich hat Secchi größere Flecke wiederholt wie durch einen rötlichen Schleier gesehen. Nicht selten
fehlt übrigens die Penumbra, andre Male wieder der Kernfleck.
Gleich die ersten Beobachter bemerkten, daß die Sonnenflecke sich vom östlichen Rande der S. nach dem
westlichen bewegen, und erklärten diese Bewegung richtig durch eine Rotation der S. um eine Achse. Die Bestimmung der Dauer
der Rotation ist aber mit Schwierigkeiten verbunden, einesteils wegen der Veränderlichkeit, andernteils wegen der eignen
Bewegung der Flecke, die nach Laugier bisweilen über 100 m in der Sekunde beträgt. Verhältnismäßig nicht
viele Flecke behalten ihre Gestalt so lange, daß man sie während mehrerer Rotationen verfolgen kann; viele ändern von einem
Tag zum andern ihre Gestalt teils durch Zerfallen (s. Tafel,
[* 20]
Fig. 2),
teils durch Zusammenfließen mit andern derart, daß sie nicht wieder zu erkennen sind; andre verschwinden
gänzlich, neue erscheinen.
Das Auftreten neuer Fleckengruppen wird meist vorher angezeigt durch ausgedehnte helle Fackeln an der gleichen Stelle. Dessen
ungeachtet hat man zahlreiche Flecke durch mehrere Rotationen beobachtet. Man findet nun, daß ein Fleck ungefähr 27½ Tage
nach seinem ersten Erscheinen sich wieder am Ostrand zeigt, und daraus ergibt sich, mit Berücksichtigung
der Bewegung der Erde, die wahre Dauer einer Rotation der S. zu ungefähr 25½ Tagen. Die genauere Bestimmung liefert aber für
Flecke, die dem Sonnenäquator nahe sind, eine kürzere Dauer als für solche in höhern Breiten.
entfernt er sich aber von der Mitte, so wird sie immer kleiner, während gleichzeitig seine Ausdehnung
senkrecht zum Äquator ungeändert bleibt.
Wilson in Glasgow
[* 34] beobachtete 1769 an einem großen Sonnenfleck,
daß die Penumbra, als derselbe in der Mitte der S. stand, links und rechts ungefähr gleich groß, vor- und nachher aber,
bei exzentrischer Stellung, allemal auf der dem Rande der S. zunächst liegenden Seite sich am breitesten zeigte. Wilson kam
dadurch zu der Ansicht, daß die Penumbra gebildet werde durch die trichterförmig nach unten abfallenden, nur wenig leuchtenden
Seitenwände einer Öffnung in
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