und an den
LinienNeuß-Schwelm und
Düsseldorf-Schwelm der Preußischen Staatsbahn, hat eine evangelische und eine kath.
Kirche,
mechanische
Weberei,
[* 2] eine Tapetenfabrik, Kalksteinindustrie, Fabrikation landwirtschaftlicher
Maschinen und (1885) 7543 meist
evang. Einwohner.
Da die
Erde sich in einer
Ellipse
[* 7] um die im
Brennpunkt stehende S. bewegt, so ist die
Entfernung
beider Himmelskörper voneinander veränderlich, wie sich schon aus den zwischen 32' 36'' und 31' 32''
schwankenden
Werten des scheinbaren
Halbmessers der S. ergibt. Die mittlere
Größe dieser
Entfernung ist eins der wichtigsten
Elemente der
Astronomie,
[* 8] denn sie bildet die
Einheit, in welcher man die
Entfernungen der Weltkörper zunächst ermittelt.
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.
Aus den
Beobachtungen von 1761 und 1769 hat
Encke den
Wert derSonnenparallaxe zu 8,57116'' bestimmt, was eine
Entfernung der
S. gleich 24,043 Erdhalbmessern oder 20,682,000 geogr.
Meilen gibt. Bis Anfang der 60er Jahre galt dieser
Wert als der zuverlässigste. Eine neue Berechnung von Powalky, bei welcher genauere
Werte für die
Längen einiger Beobachtungsorte
benutzt wurden, gab für die
Sonnenparallaxe den größern Wert 8,855''.
Ferner berechnete
Newcomb aus den
Beobachtungen des
Mars zur Zeit seiner
Opposition 1862, die nach einem von
Winnecke entworfenen
Plan auf zahlreichen
Sternwarten
[* 14]
angestellt wurden, den Wert 8,848''.
Später hat
Galle aus Oppositionsbeobachtungen des
PlanetenFlora, der im
Oktober und
November 1873 sich
der
Erde bis auf 0,87Sonnenweiten näherte, den Wert 8,873'' berechnet, fast übereinstimmend mit der Zahl 8,879, welche Puiseux
aus den französischen
Beobachtungen des Venusdurchganges von 1874 abgeleitet hat.
Leverrier hatte früher aus den
Störungen der
Venus den Wert 8,95'' berechnet, und ähnliche
Werte, sämtlich größer als der
Enckesche, sind von
Hansen,
Delaunay und
Plana aus gewissen Ungleichheiten der Mondbewegung gefunden worden.
Endlich kann man
die
Sonnenparallaxe auch finden, wenn man die Lichtgeschwindigkeit unabhängig von astronomischen
Beobachtungen
bestimmt und die sogen. Lichtgleichung, d. h. die Zeit, in welcher
das
Licht von der S. zur
Erde gelangt, oder auch den Aberrationswinkel (s.
Aberration des Lichts)
[* 15] kennt.
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.
Die hellen Knötchen oder Reiskörner Secchis bestehen nach Langley aus Anhäufungen kleiner Lichtpunkte von ungefähr 1/3''
Durchmesser. Janssen hat Photographien der S. bis zu einem Durchmesser von 30 cm und mehr dargestellt, die
unter der Lupe
[* 21] sehr deutlich die granulierte Beschaffenheit der Photosphäre zeigen. An Stellen, wo die Granulationen am deutlichsten
ausgeprägt sind, besitzen die Elemente alle eine mehr oder minder kugelförmige Gestalt, und das um so mehr, je geringer
ihre Größe ist.
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.
Ferner bemerkt man auf der Sonnenfläche schon bei schwachen Vergrößerungen bald einzelne, bald
in Gruppen zusammenstehende dunklere Stellen, sogen. Sonnenflecke. Dieselben wurden zuerst 1610 von Fabricius wahrgenommen, 1611 auch
von Galilei und von Scheiner in Ingolstadt
[* 23] entdeckt. Während ersterer die S. mit ungeschütztem Auge
[* 24] beobachtete,
wenn sie in der Nähe des Horizonts stand, wandte Scheiner zuerst dunkel gefärbte Blendgläser an. Gegenwärtig polarisiert
man auch das Licht im Fernrohr
[* 25] durch Reflexion
[* 26] und kann es dann durch abermalige Reflexion beliebig abschwächen (Helioskop von
Merz).
Vielfach beobachtet man auch das objektive Sonnenbild, das durch ein Äquatorial
[* 27] auf einer weißen Fläche entworfen wird.
Auch wendet man jetzt nach dem Vorgang von Warrende la Rue häufig die Photographie an, um getreue Abbildungen der Sonnenfläche
mit ihren Flecken etc. zu erhalten.
[* 20]
Fig. 1 der Tafel »Sonne«
zeigt den Anblick der S. nach einer Photographie von Rutherfurd in New York Außer den Sonnenflecken
zeigt dieselbe auch noch nach dem Rand hin helle Adern, sogen. Fackeln, in Silberlicht glänzende Streifen, die schon Galilei
beobachtete.
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.
Spörer fand z. B. für 1,5° heliographischer
Breite
[* 31] 25,118 Tage, für 24,6° aber 26,216 Tage. Es deutet dies auf eine Bewegung der Flecke parallel zum Äquator. Außerdem
aber ändern sich auch die Breiten, es zeigen die meisten Flecke eine Bewegung vom Äquator nach den Polen hin. Spörer vermutet,
daß diese Bewegungen mit Winden
[* 32] auf der S. zusammenhängen. Nach seiner Bestimmung beträgt die Rotationszeit
der S. 25,234 Tage, der Sonnenäquator ist um 6° 57' geneigt gegen die Ekliptik, und die Länge seines aufsteigenden Knotens
ist 74° 36'; Carrington hat 25,38 Tage, 7° 15' und 73° 57' gefunden.
Bei der Rotation der S. zeigen die Flecke, den Regeln der Perspektive entsprechend, gewisse regelmäßige
Formveränderungen: wenn ein Fleck sich vom Ostrand aus nach der Mitte der S. bewegt, so wird seine Ausdehnung
[* 33] parallel zum
Äquator immer größer;
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
¶