Marie S. ist heute eine der angesehensten Geigerinnen, die mit manchem hochangesehenen
Geiger kühnlich
in die
Schranken treten kann; ihre
Neigung gilt vornehmlich Werken ernster
Richtung
(Bach,
Beethoven,
Brahms), die sie vorzüglich
interpretiert. Neuerdings vereinigte sie sich mit
Agnes Tschetschulin, Gabrielle
Roy und Lucie
Campbell zu einem
Streichquartett.
Im Juli 1889 verheiratete sie sich mit dem Rechtskonzipienten Röger in
Wien.
[* 9]
Auch
ist er Mitglied der evangelischen Generalsynode in
Berlin. Seine
Studien bezogen sich hauptsächlich auf das alte griechische
Theater
[* 21] und auf die Textkritik des
Lucian, dessen
Handschriften er auf zahlreichen
Reisen persönlich durchforschte.
Er veröffentlichte: »Rerum scenicarum capita selecta« (Bresl. 1835),
[* 23] Das Hauptinteresse beim
Studium der Umgebung der S. während einer totalen
Sonnenfinsternis
[* 24] konzentriert sich
gegenwärtig auf die äußerste
Hülle, die Korona. Daß dieselbe eine wirkliche Umhüllung der S., nicht
lediglich eine optische
Erscheinung ist, hat die Übereinstimmung der photographischen
Aufnahmen, die während der Finsternis
vom von den westlichen Gegenden des europäischen Rußland bis nach
Ostasien erhalten worden sind, unzweifelhaft
nachgewiesen.
Weitere Aufschlüsse sind bei den totalen Sonnenfinsternissen 1. Jan. und erlangt worden. Bei
der erstern fiel der größte Teil der Totalitätszone in den
StillenOzean, sie ging aber noch durch
Nevada,
Utah,
Wyoming und
Dakota, um in
Britisch-Nordamerika zu enden. Sie wurde an vielen
Orten beobachtet und von der
Lick-Sternwarte ist durch
Holden
ein ausführlicherBericht über dieselbe veröffentlicht worden:
»Reports on the observations of the total
eclipse of the
Sun of January 1, 1889«. Bei der Finsternis vom ging die Totalitätszone von der
Küste von
Guayana
über den Atlantischen
Ozean nach der portugiesischen Besitzung Loando in Westafrika; indessen waren nur dieBeobachtungen
an der amerikanischen
Küste von Erfolg begleitet. Was nun die
Struktur der Korona anlangt, so gibt unsre
[* 1]
Fig. 1 (S. 868) die
Umrisse derselben bei den beiden genannten
Finsternissen an, wie sie sich auf den
Photographien darstellen.
Zunächst fallen in der Umgebung der beiden
Pole eine Anzahl durch dunkle Zwischenräume getrennte sogen.
Polarstreifen auf, welche meist geradlinig verlaufen und rückwärts verlängert sich ungefähr im Sonnenmittelpunkt treffen
würden. Viel ausgedehnter ist die Korona nach W. und O. hin, wo man schweifartige
Ausstrahlungen trifft, welche immer mehr
konvergieren, je weiter sie sich von der S. entfernen. Wie
Holden bemerkt hat, werden aber die konvergierenden
Schweife in einer
Entfernung, die größer ist als der Sonnendurchmesser, wieder divergent. Er hat dies besonders auf der Westseite
beobachtet, und zwar auf einer
Photographie vom auf welcher man die
Schweife bis zur zehnfachen
Entfernung des Sonnenhalbmessers
verfolgen konnte. Im übrigen scheinen die charakteristischenFormen der Korona einer periodischen Veränderung,
entsprechend der
Periode der
Sonnenflecke, zu unterliegen. Die Korona von 1889 hatte denselben
Typus wie die von 1867,1878 und
1887, entsprechend dem
Minimum der Fleckenhäufigkeit, und charakterisiert durch starke
Entwickelung der äquatorialen Teile.
Eine mathematische
Theorie der Sonnenkorona gab
Bigelow in der Abhandlung »The
SolarCorona,
[* 25] discussed by
sphaerical harmonics«
(Washington
[* 26] 1889). Derselbe geht von der Voraussetzung aus, daß die
Anordnung der Koronamaterie bestimmt
wird durch statische elektrische Kraftwirkungen, welche
¶
mehr
die S. ausübt, und daß die einzelnen Koronastrahlen Kraftlinien der elektrischen Fernewirkung darstellen. Wenn an den beiden
Polen die freien Elektrizitäten hochgespannt angehäuft sind, so entstehen dort vertikal aufsteigende Kraftlinien, die sich
in der Höhe seitlich umbiegen und in einem gewissen Abstand von der Oberfläche der S. in der Äquatorregion
zusammenfließen. Bei den Kraftlinien aber, welche von Punkten in niedrigern heliographischen Breiten unter kleinern Winkeln
gegen die Oberfläche sich erheben und niedrigern Werten des elektrischen Potenzials entsprechen, findet die Vereinigung mit
den von der andern Halbkugel kommenden schon in geringerer Höhe statt. In
[* 27]
Fig. 2 ist der ungefähre Verlauf dieser
Linien in einem Meridianschnitt der S. schematisch dargestellt.
In der That sind die verschiedenen Formen der Koronastrahlen in den polaren und den äquatorialen Regionen schon längst den
Beobachtern aufgefallen, und
[* 27]
Fig. 1 zeigt eine gewisse Ähnlichkeit
[* 28] mit der schematischen
[* 27]
Fig. 2. In den polaren Gegenden steigen
nach Bigelow die leichtesten Substanzen, wie Wasserstoff, meteorischer Staub, zurückgebliebene Kometenbestandteile
u. ähnliche empor, welche in einigem Abstand von der S. infolge ihrer Zerstreuung unsichtbar werden.
Daher das büschelförmige Aussehen der polaren Teile der Korona. Die starken viereckigen Strahlen aber, welche man seitlich
von den Polen, besonders in Perioden gesteigerter Sonnenthätigkeit beobachtet, werden durch Kraftlinien
erzeugt, welche geringern Potenzialwerten entsprechen, und die langen, zur Zeit der Fleckenminima sichtbaren äquatorialen
Flügel verdanken ihre Entstehung der Vereinigung der Kraftlinien über der äquatorialen Zone. Ungefähr gleichzeitig mit
Bigelow hat Schaeberle eine mechanische Theorie der Korona zu geben versucht.
Auch nach dieser Theorie wird die Korona erzeugt durch Materie, die von der S. fortgeschleudert und von
deren Strahlen beleuchtet wird. Die Kräfte, welche dieses Fortschleudern bewirken, sollen im allgemeinen senkrecht zur Oberfläche
der S. und am kräftigsten in der Mitte einer jeden der beiden Fleckenzonen wirken. Auf diese Weise soll die vierstrahlige
Sternform der Korona zu stande kommen. Übrigens müssen die emporgeschleuderten Massenteilchen infolge
der Rotation der S. in der Höhe eine gekrümmte Gestalt annehmen, da sie mit ihrer ursprünglichen Rotationsgeschwindigkeit
in Regionen mit immer größerer und größerer gelangen.
Die Veränderungen im Aussehen der Korona führt Schaeberle darauf zurück, daß der Äquator der S. nicht in der Ebene
der Erdbahn liegt, und daß wir infolgedessen bald auf der einen, bald auf der andern Seite der Äquatorebene stehen. In der
That gelang es Schaeberle, die verschiedenen typischen Formen der Korona zu erzeugen, indem
er auf einer Kugel in 30° nördlicher
und südlicher Breite
[* 29] durch Nadeln
[* 30] die Koronastrahlen darstellte und nun den Schatten
[* 31] betrachtete, den dieses
Modell, bei verschiedenen Stellungen in ein Bündel paralleler Lichtstrahlen gehalten, auf eine Ebene warf.