DIE PERIODICITÄT DER PROTUBERANZEN

P U B L I C A T I O N E N D E S H A Y N A L D - O B S E R V A T O R I U M S

X I. H E F T .

DIE PERIODICITÄT DER PROTUBERANZEN

NACH BEOBACHTUNGEN IN KALOCSA IN DEN JAHREN 1886—1917.

V O N

J . F E N Y I S . J .

H E R A U S G E G E B E N V O M D I R E K T O R .

K A L O C S A 1922.

D R U C K D E R A .-G . » Ä R P Ä D .«

Selbstverlag der Slernwarle.

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P U B L I C A T I O N E N D E S H A Y N A L D - O B S E R V A T O R I U M S

X I. H E F T .

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DIE PERIODICITÄT DER PROTUBERANZEN

NACH BEOBACHTUNGEN IN KALOCSA IN DEN JAHREN 1886— 1917.

V O N

J. F E N Y I S. J.

H E R A U S G E G E B E N V O M D I R E K T O R .

K A L O C S A 1922.

D R U C K D E R A .-G . » Ä R P Ä D .«

Selbstverlag der Sternwarle.

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( ^ ü x y y t a r a !

V o r w o r t

Seit Ü bernahm e der S tern w arte w ar es mein H erzensw unsch die w ertvo lle und einzig dastehende B eob ach tun gsreihe meines A m tsv o rg ä n g ers J. F e n y i in m öglichst rascher F o lg e den F ach gen ossen zu gän glich zu machen. D er W e ltk rie g vereitelte dieses V orh ab en . D ie vollstän d ige E ntw ertun g unseres G eldes aber m acht die V eröffen tlich u n g erst rech t unm öglich, so dass die äusserst reichhaltige B eobachtun gsreihe voraussichtlich noch viele Jah re b egrab en bleiben wird.

D as vo rliegen d e X I . H eft der Publikation en des H ay u ald O bservatoriu m s sollte eigen tlich den A b sch lu ss der V eröffen tlich u n g der 32 Jahre um fassenden B eob ach tu n gsreih e J. F 6 n y i’s bilden. D a aber die V erö ffen tlich u n g der B eob ach tu n gen in exten so unterdessen unm öglich ist, so g la u b te ich mit der H erau sgab e dieser kurzen Zusam m enfassung der H au p tergebn isse nicht län ger m ehr w arten zu dürfen. D iese Zusam m enfassung soll w enigsten s einen E in b lick gew ähren in das ungem ein reich h altige und interessante M aterial das in dieser B eob ach tun gsreihe au fgesp eich ert ist.

B eo b ach tu n gen der Protuberan zen 32 Jahre hindurch a n gestellt von dem selben B e o b ­ achter, an dem selben Orte, mit dem selben Instrum ente und dazu mit dem Bienenfleisse, mit der A u sd au er und U m sicht, die w ir an J. F 6 n yi nur bew undern können, stellen wohl eine R e ih e dar, die mit recht einzig dastehend genannt w erden kann und v erb ü rg en eine Homo- gen eität wie sie vollkom m ener w ohl kaum zu erreichen sein dürfte.

D ie bisher noch nicht veröffen tlichten B eob ach tun gen (1892 — 1917) lieg en von J.

F 6 n yi selbst b earb eitet vo llstän d ig d ru ck fe rtig v o r und w arten nur a u f den gro ssh erzigen Gönner, der deren V eröffen tlich u n g m öglich macht.

K a lo csa , im A p ril 1922.

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Th. Angehrn S. J.

D irektor.

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Ueber die Periodicität der Protuberanzerscheinung.

Von J. Fenyi S. J.

Ich le g e hiem it das E rg eb n is m einer 32 Jahre la n g in K a lo c s a fo rgesetzten B eo b ach ­ tu n g der Sonnenprotuberanzen den F ach gen o ssen v o r : es betrifft bloss die P erio d icität dieser noch rätselhaften E rschein un g, eine zur Zeit 1885, als ich die B eo b ach tu n g begann, noch neue F ra g e , da H. R e sp ig h i in R o m , der erste, w elch er die P rotuberan zen system atisch beobachtete, aus den 15 jä h rig e n B eo b ach tu n gen eine P erio d icitä t w oh l erkannte, aber noch nicht m it Sich erh eit in ihrem V e rla u fe feststellen konnte. D ie vo rliegen d en B eo b ach tu n gen sind nicht nur dadurch beach ten sw ert dass sie eine 32 jä h rig e R e ih e aus der ersten Zeit der B eobach tun gen um fassen, sondern besonders auch dadurch, dass sie vollkom m en g le ic h a rtig sind. G leichar­

tig k e it der B eo b ach tu n g ist überall erw ünscht, w o es sich um eine astronom ische E rchein un g h a n d e lt; bei der E rfo rsch u n g der P erio d icität der P rotuberan zen ist eine vollstän d ige G leich­

fö rm igk eit das erste und durchaus u n erlässlich e E rfordern is. D ie B eo b ach tu n g der P ro tu b e ­ ranzen ist eine besonders heikle, von der A r t des Instrum entes, der M ethode der B eob ach tun g und von der A u ffa ssu n g des B eo b ach ters im grössten M aasse abhängige. E s konnten dem nach an d erw eitige B e o b ach tu n gen in den hier folgen d en E rö rteru n gen über die P erio d e nicht zum V e rg le ic h h eran gezo g en w erden, obw ohl diese fü r sich zu ähnlichen R esu ltaten führen, sofern sie der F o rd eru n g der G leich fö rm ig k eit irgen d w ie entsprechen. W e lc h enorm e U n terschied e in den B eob ach tun gen v ersch ied en er O bservatorien Vorkommen können, m öge fo lgen d es B eisp iel b eleu ch ten : am O b servatoriu m in C atan ia w urde in der R e ih e der Jah re von 1890 bis 1913 alljäh rlich 5 — 10-mal soviel T a g e gefu n d en , an w elch en am Sonnenrande keine P rotuberan z von w enigsten s 30" H öhe geseh en w urde, als in K a lo c s a ; gan z enorm ist der U n terschied im Jahre 1902, in w elchem in C atan ia unter 270 B eo b ach tu n gsta g en 123 ohne eine P ro tu b eran z von 30" H öhe g e z ä h lt wurden in K a lo c s a aber an 155 T a g e n nur ein ein­

ziger T a g . D er enorm e U nterschied dieser Zahlen ist offenbar der V ersch ied en h eit der Instru­

mente zuzuschreiben — es w urde in Catania mit viel g e rin g e re r D ispersion g e arb e ite t — und vielleich t auch der M ethode der H öhenm essung m ittelst D u rch ga n g durch den S p alt, w odurch zur Zeit des Minimums, w o die P rotub eran zen zum eist g e rin g e H öhen aufw eisen, u n gew ö h n ­ lich v iele von der Z äh lu n g ausgeschlossen w urden.

In K a lo c s a w urde imm er mit dem 7 " R e fr a k to r b eo b ach tet und mit dem selben auto­

m atischen S p ek tro sk o p e, dessen 6 Prism en vom L ich tstrah le zw eim al durchlaufen w e r d e n ; es wurde selbst, abgeseh en von einigen V ersuch en in den ersten Jahren, im m er mit dem selben O kular beobachtet, die H öhen wurden w o m öglich immer m it dem selben Fadenm ikrom eter gem essen, ausser in w en igen F ällen, wo die G rösse der P rotub eran z dies nicht gut, oder g a r nicht z u lie s ; die B eo b ach tu n g und auch die n ächste B earb eitu n g w urde imm er von mir ausgeführt.

S o liegen mir nun die B eob ach tun gen der 32 Jahre bis D ezem b er 1917, vollstän d ig bearbeitet, mit den übersichtlichen Zahlen tabellen , d ru ck fertig vor ; alle P rotuberan zen sind in grossen T a feln n atu rgetreu gezeich n et, bereit zur V e rv ie lfä ltig u n g durch den D ru ck . A u s allen diesen w urde fo lgen d e T a b e lle I (im A n h an g) zusam m engestellt, w elch e über die P e r i­

odicität der P rotub eran zersch ein un g erw ünschten A u fsch lu ss bietet.

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D ie erste Colum ne enthält die Jahreszahlen der B eob ach tun gsjah re, unter w elchen jen e des M axim um s der S o n n en tätigkeit m it fettem D ru ck h ervo rgeh o b en sind, jen e des Minimums m it feinerem D ru ck. D iesen Zahlen ist auch noch eine D ecim ale b e ig e s e tz t: es sind die von den H . R . W o lf und W o lfe r in Zürich aus allseitigem , grössten B e o b a ch tu n g s­

m ateriale bis a u f Zehntel des Jahres bestim m ten E pochen der M axim a und Minima der Sonn enflecken P eriod e. D as nächste dieser Zeitperiode voran geh en d e M axim um der Sonnen­

flecken w urde a u f 1883.9 bestim m t. V o rlieg en d e B eob ach tun gen begannen also mit dem Jahre 1886, zw ei Jahre nach diesem M axim um . Im übrigen beziehen sich die vollen Jahreszahlen

eigen tlich a u f die M itte jed en Jahres.

D ie zw eite Colum ne enthält die Zahl der B e o b ach tu n gsta g e in K a lo c s a ; man ersieht aus diesen, dass u n g efä h r in der H älfte der T a g e im Jahr eine vo llstän d ige B eo b ach tu n g des Sonnenrandes m öglich w ar. D ie m eisten B eo b ach tu n gen fielen natürlich a u f das Som m erhalb­

jahr, w eil da die L ä n g e des T a g e s und die g e rin g e B e w ö lk u n g fast tä g lich die A u sfü h ru n g einer vollstän d igen B eo b ach tu n g m öglich m ach te: b eisp ielw eise kon nte im Jahre 1902 im D ezem ber kein e ein zige B eo b ach tu n g vo llen d et w erden im A u g u sz t aber 23. Zum Jahre 1905 ist zu bem erken, dass in diesem nur in 6 M onaten b eo b ach tet w u rd e, w egen R e p a ra tu r des S p ektro sko p es und m einer A b w esen h eit zur B eo b ach tu n g der totalen Sonnenfinsternis in Spanien.

D ie d ritte Colum ne enthält die A n za h l der b eob ach teten P rotuberan zen von 30" und darüber.

D ie vierte Colum ne enthält die A n za h l der P rotuberan zen , w elch e im M ittel an einem Tage des betreffenden Jahres b eo b ach tet wurden, das ist die H äu fig keit derselben. D ie M axim a und M inima dieser Zahlen sind durch entsprechenden D ru c k h ervorgeh ob en : w ie auch in den fo lgen d en Colum nen. D iese Z ahlen w urden durch D ivision der A n za h l der P rotuberan zen durch die Z a h l der Beobachtungstage erhalten.

Colum ne V und V I enthalten die M ittelw erte, w elch e durch D ivision der Sum m en aller B asen und aller H öhen durch die A n za h l der Protuberanzen erhalten wurden. D iese w urden in der üblichen W e ise berech n et und w erden hier an gefü h rt um der G ew ohnheit die E rsch ein un g a u f diese W e ise darzustellen R e ch n u n g zu tragen .

Colum ne V I I und V I I I enthalten die M ittelzahlen, w elche aus denselben Sum m en der B asen und der H öhen durch D ivision mit der A n zahl der Beobachtungstage erhalten w urden:

sie geb en also an w ie v ie l im M ittel diese Sum m en an einem T a g e b etrugen . D iese bilden sow ohl verm ö ge der M ethode, als auch praktisch durch den regelm ässigen G an g der Zahlen die beste und rich tig ste D arstellu n g des V e rla u fe s der P rotuberan zersch einu n g.

Colum ne I X en thält die A n z a h l der P ro tu b eran zen vo n 100" H öhe und darüber, w elch e in jedem Jahre b eo b ach tet w urden ; X ebenso die A n za h l der T a g e , an w elchen keine Protub eran z von w enigstens 30" H öhe gefu n d en w urde. D iese Z ahlen sind nicht reducirt a u f die g leich e Zahl der B eo b ach tu n gsta g e, w eil sie doch nur zur B estätig u n g, nicht aber zur B estim m un g der P erio d e g e e ig n e t sind.

Colum ne X I X I I X I I I enthalten die grössten H öhen, w elch e in jedem Jahre beob­

ach tet w u r d e n ; daneben das D atum der B eo b ach tu n g und sodann die h eliograp h isch e B reite der P rotuberan z am W est-o d er O strande der Sonne.

W e n n w ir diese Zahlen ü berblicken so fidnen w ir darin eine periodische Ä n d eru n g der P rotub eran zersch ein u n g so k rä ftig und entschieden ausged rü ckt, als bei einer E rsch ein u n g dieser A r t nur e rw a rtet w erden kann. E s ist die Colum ne I V V I I V III, w elch e dieselbe periodische Ä n d e ru n g in der Zahl der P rotuberan zen , in der G rösse der B asis derselben und in der H öhe nicht nur durch die regelm ässig e F o lg e der M axim a und Minima, sondern v ie l­

m ehr noch durch den G a n g der Zahlen, dartut, w elch e vom M axim um zurn Minimum mit gerin gen A usn ahm en b estän d ig abnehm en und ebenso w ied er zum M axim um zunehmen.

B e tre ff ein iger U n regelm ässigkeiten in diesem G an g e ist fo lgen d es zu bem erken. D ie B e o b ­ achtun gsreihe b egin n t mit dem Jahre 1886, zw ei Jahre nach dem vo rig en M axim um , w elches im Jahre 1884 anzunehm en ist. D ie E rsch ein u n g w ar also im A bnehm en , w ährend doch die T agesm ittel und die Sum m en der H öhen in der T a b e lle eine regelm ä ssig e Zunahm e zeigen .

D en Grund dieser U n stim m igkeit finde ich darin, dass in den ersten Jahren, besonders im Jahre 1886, die H öhen der P rotuberan zen mit dem M ikrom eter zu klein gem essen wurden in F o lg e der etw as ungenauen Justirung des S p e k tr o s k o p e s ; darum wurden bei der abnehm en­

den E rschein un g zu w en ig Protuberan zen von 30" und darüber erhalten, ebenso g erin gere Sum m en der Höhen. D ass diese E rk lä ru n g die rich tig e ist, können w ir aus der Colum ne I V b egrü n d en : die in derselben stehenden Zahlen 3 6 , 3• 1, 2 7, 2^5 w eisen eine sehr regelm ässige A bn ahm e auf, w eil die B asis nicht m it dem M ikrom eter, sondern m it dem Positionskreise gem essen w ird und deshalb von der H öhenm essung und gerin geren Zahl der Protuberan zen als u n abh än gig b e trach tet w erden kann. D asselbe b estätig t Colum ne I X : die grössten H öhen nehmen ab, w eil jen e von 1886 und 1888 nicht mit dem Fadenm ikrom eter, sondern m ittelst D u rch ga n g durch den S p a lt bestim m t wurden.

E ine besondere S tö ru n g des G an ges fä llt im Jahre 1896 a u f: die Zahl der P ro tu b e ­ ranzen ist zu g e rin g zw ischen zw ei w eit grösseren W erten ; ebenso ist die m ittlere Sum m e der H öhen zu klein. E s ist auch die A n za h l der P rotuberan zen über 100" H öhe in Columne I X v iel zu g e rin g ; w ährend h in g egen die M ittelzahlen der B ases Col. V , V I I den G an g einhalten. D a ss darin eine m erk w ü rd ige A usn ah m e vo rlieg t, d ergem äs in diesem Jahre g e rin ­ g e re H öhen Vorkom men findet eine U n terstü tzun g in den B eobach tun gen von Catania, aus w elchen ich die entsprechenden Sum m en der H öhen b e re ch n e te ; ich erhielt für 1896 183"

für 1897 223" also ebenfalls für 1896 einen kleineren W e rt als für 1897. B esonders interessant ist die klein e U n reg elm ä ssig k eit in den Jahren 1905, 1906, 1907; w ir hätten in Colum ne I V zw ei M axim a 1905 und 1907 ; dem entsprechend haben w ir in Colum ne V I I das M axim um in 1905, in Colum ne V III in 1907. W ir finden hierin die E igen tüm lichkeit des a u f 1906 a n g e­

setzten M axim um s der S o n n en tätigk eit ausged rü ckt. B e i der B estim m un g des M axim um s der Sonn enflecken von H. W o lfe r b lieb es lan g e Zeit unentschieden, a u f w elch es dieser 3 Jahre dasselbe anzusetzen s e i; man dürfte sich w ohl desshalb für die M itte 1906 entschieden haben, w eil dieses der Z w ischenzeit von 4 Jahren entspricht. D iese U n reg elm ä ssig k eit la g also in der S on n en tätigk eit selb st und ist in unseren Zahlen angem essen ausged rückt. D ie Colum ne V und V I sind hier, der G ew ohnheit entsprehend, auch m itg e te ilt; w ir w ollen uns in der E rö rteru n g der P erio d icität nicht a u f diese stützen, w eil die B erech n u n g derselben m ethodisch n icht g e e ig n e t ist die P erio d e rich tig darzustellen. Colum ne V w ürde dem G an g tatsächlich rech t g u t e n tsp re c h e n : die relative H äu fig k eit der einzelnen G rössen tritt hierin nicht störend auf. N ich t so v e rh ä lt es sich m it der Colum ne V I. M an sieht aus der Zahlen­

reihe selbst, dass ein regelm ässiger G an g in denselben w eit verm isst w ird ; neben den b e ­ ständigen S ch w an k u n gen ist die Periode^undeutlich, unsicher zu erkennen. B eisp ielw eise finden w ir im Jahre 1906, m itten im M axim um der P erio d e und im Jahre 1912, ein Jahr vo r dem Minimum, denselben W e rt 49".7. D en G rund dieser U n rich tig k eit finden w ir darin, dass bei der B erech n u n g die relative H äu figkeit der einzelnen H öhen einen irre führenden bestim ­ m enden E influss a u f das b erech n ete M ittel der H öhen au sü b t: w enn näm lich in einem Jahre m ehr Protuberan zen vo n g e rin g e r H öhe Vorkom m en, als in einem ändern, so ist das offenbar auch ein Zeichen g rö sserer S o n e n tä tig k e it; die A n za h l der P rotub eran zen ist eine g rö sse re : w ird aber nun die Sum m e der H öhen durch diese A n za h l dividirt, w ie es bei der B erech n u n g dieser Colum ne gesch ah, so w ird dadurch das H öhenm ittel h erab ged rü ck t, w as gan z unrichtig ist, der w ahren S a c h la g e gerad ezu w iderspricht.

N ach der hier v o rg e le g te n rich tigen D a rstellu n g der P eriod e b e trä g t nach Colum ne I V die H äu figk eit der P rotuberan zen zur Zeit des M axim um s m ehr als das D oppelte jener in M in im u m ; v ie l g rö sser sind diese V erhältn isse in Colum ne V II, w o die Sum m e der B ases im M axim um im Jahre 1894 m ehr als das 8-fache b e trä g t vo n jen er im Minimum im Jahre 1913. In Colum ne V I I I b e trä g t dieses V erhältn is un gefäh r das vierfach e. D iese V erh ältn isse sind aber in den zw ei Perioden durchaus nicht im m er die gleichen : die bedeutenden S ch w an kun gn en sind nicht den vielen Z u fälligk eiten der B eob ach tu n gen und deren U n V ollstän d igkeit zuzuschreiben, sondern der E rsch ein un g selbst, w elch er eine U n reg elm ä ssig k eit w ie den m eteorologischen E rsch ein un gen anhaftet. D a ra u f w eist auch die so genaue Ü berein stim m ung der hier vorliegen d en P eriod e der

P rotuberanzen mit jen er der Sonn enflecken hin. D ie Colum ne I enthält die Epochen der M axim a und M in im ad er Sonnenflecken, w ie sie von H. W o lfe r aus zahlreichen B eob ach tun gen durch besondere R e ch n u n g erhalten wurden, bis a u f ein Zehntel des Jahres a n g e g e b e n : sie können zu gleich als die Epochen der P rotu beran zp eriod e angenom m en w erden. D ie Ü berein stim m ung ist eine so grosse, wie sie in A n b e tra ch t der vielen Z u fälligk eiten , w elchen die B eo b ach tu n g der Protuberan zen u n ter­

w orfen ist, nur erw artet w erden kann. Im besonderen hätte ich zu bem erken, dass die g rö sste H äu fig k eit in Colum ne I V . auf das Jahr 1893 fällt, ebenso die grösste Sum m e der Höhen, Colum ne V III. D iese A b w e ic h u n g um ein Jahr ist jedoch nur eine scheinbare, w eil das M axim um der Sonenflecken a u f den A n fa n g des Jahres 1894, a u f das erste Zehntel desselben gesetzt ist. O hne a u f die U nsicherheit, w elch e doch auch diesem Zehntel anhaften m ag, e in ­ zugehen, la g doch das M axim um , w enn wir dem selben ebenfalls eine Jah reslän ge zuteilen, un gefäh r zur H älfte noch im Jahre 1893, konnte sich also auch leich t in den Protuberanzeti von 1893 offenbaren, da unsere Zah len tabelle sich eingentlich a u f die Mitte der an gegeb en en Jahre bezieht. Ä h n lich e s lässt sich zum Minimum 19 0 1 7 b em erk en ; dieses la g teilw eise im Jahre 1902. Ü b e r das M axim um 1906'4 w urde schon im v o rig en bem erkt, dass dieses ein unsicheres w ar. U m so interessanter ist das vollkom m ene Zusam m entreffen des F leck en und P rotuberan zen Minimums im J. 1913, das in dieser T a b e lle auch durch seine gro sse Sch ärfe au sgezeich n et ist. U m dies zu zeigen , wurden auch die betreffenden W e rte vom Jahre 1914 ausgerech n et und hier beigesetzt. Das Minimum ist in allen Zahlen k r ä ftig a u s g e d r ü c k t;

vielleich t w ohl auch desshalb, w eil auch das Minimum der Sonn enflecken a u f die M itte des Jahres fiel, a u f w elches sich auch unsere Zahlen beziehen. Man w ollte andererseits bem erken, dass das M axim um der Protuberan zen jenem der Sonnenenflecken etw as n ach fo lge : vo rlieg en d e T a b e lle b ietet hiefür keinen A n h altsp u n kt. Zu den folgen d en Colum nen ist noch zu b e m e r­

ken, dass nach Colum ne I X in Ü berein stim m ung mit der P erio d e zur Zeit des M axim um s auch die A n za h l der im Jahre beobach teten P rotuberan zen von m ehr als 100" H öhe eine viel grö ssere ist, als im .M inim um . D a dieses V erh ä ltn is hierin viel g rö sser ist, als in der H äu fig ­ k e it [Col. IV ], so e rg ie b t sich der Schluss, dass zur Zeit des M axim um s die Protuberan zen viel g rö ssere H öhen erreichen als im Minimum. D asselb e tritt noch w eit k rä ftig e r au sged rü ckt in Colum ne X I zu T a g e , wo die g rö ssten H5hen m it derselben G en au igk eit, w ie in den vo rigen Colum nen mit dem M axim um , die kleinsten mit dem Minimum Zusam mentreffen ; es ist selbst in den Zw ischenzeiten der entsprechende G a n g obw ohl w eniger regelm ässig aber doch u n verken n bar zu finden, w as in H insicht a u f die Z u fälligkeiten , w elchen g e ra d e die B eo b ach tu n g der grössten Protuberan zen au sgesetzt ist m erk w ü rd ig erscheinen m ag. S o lch e gro ssa rtig e E rsch ein un gen spielen sich im m er in kurzer Zeit von V 2 bis 2 Stunden ab, vom ersten E rh eben bis zum vollständ igen V ersch w in d en der P rotuberanz. Es ist nun schon ein g rö sse r Zufall, w enn g e ra d e diese S telle, zu dieser Stunde am Sonnenrand zu stehen kommt.

E in e v ie l g rö ssere Z u fä lligk eit lie g t darin, dass der B eo b ach ter an diesem T a g e beobachten kann und in dieser Stun de b eo b ach tet und zur Zeit der E rh eb u n g der P rotub eran z diese S telle des Sonn enrandes in seinem G esich tsfeld e hat. E s kann daher nur ein sehr kleiner B ruchteil aller b eo b ach tet w erden und es m üssen deren sehr v iele Vorkommen, wenn sich irgen d w ie die P erio d e in den grössten b eobachteten H öhen ausp rägen soll.

E s erg ie b t sich also schon aus dieser Zusam m enstellung eine sehr befried igen d e Ü bereinstim m ung der P eriod e der Sonen flecken mit jen er der Protuberan zen. W o llen w ir nun eingehend untersuchen und A u fsch lu ss erhalten, ob und w ie w eit die beiden E rsch ein un gen der F leck en und P rotuberan zen sich g leich lau fen d abspielen, so müssen w ir zum V e rg le ic h die sogenannten R e la tiv za h le n herbeiziehen, w elch e H . W o lfe r in Zürich aus dem au sged eh n ­ testen B eob ach tun gsm aterial bestim m t hat, w elch e anerkannterm aassen die F le ck e n tä tig k e it rich tig darstellen. D ie in o b iger T a b e lle an gegeb en en E pochen der M axim a und Minima sind zu diesem V e r g le ic h n icht gan z geeign et, w eil sie durch eine gro sse A u sg leich u n g , über 12 M onate hin, erhalten w urden. S ie m ögen als E pochen ihren besonderen Sinn bew ahren, der V e rla u f der E rsch ein u n g im einzelnen wrurde aber g e ra d e durch die A u sg le ic h u n g v e r w is c h t;

das ist es aber w as w ir zum V e rg le ich e brauchen.

— y

1887 1889 1891 1893 1895 1897 1899 1901 1903 1905 1907 1909 1911 1913 1915 191?

Z a h l der Protuberanzen. Grösse der Protuberanzen. Relativzahlen der Sonnenflecke

Beistehende, pun ktirt gezeichnete, C u rve stellt den G a n g dieser R e la tiv za h le n dar, w ie sie alljährlich aus den B eo b ach tu n gen erhalten w u r d e n : diese ist die getreueste D a rstellu g der Flecken ersch ein un g. D ie d ick au sgezo gen e C urve stellt den G an g der H äu fig k eit der Protuberan zen in jedem Jahre dar, indem die Zahlen der Columtie I V der T ab elle, im M aas­

stabe des N etzes ein getragen wurden. A u s diesem richtigen V ergleich ersehen w ir sogleich, dass die M axim a und M inima der beiden E rschein un gen nicht nur u ngefäh r, befriedigend, zusammen treffen, sondern auch gen au alle a u f dasselbe Jahr fallen. D ie drei ersten Jahre sind aus dem schon an gegeb en en G runde dabei auszuschalten.

D ie A m p litud e ist sehr versch ied en : die F le ck e n tä tig k e it ist im M axim um 5 0 — 70 m al s o g r o s s als im Minimum, w ährend die H äu fig k eit der Protuberan zen nur u n g efä h r das D op p elte beträgt. A u s dem A n b lick der C urven ersehen w ir aber auch, sehr einfach und ebenso richtig, dass die beiderseitigen E rschein un gen auch im einzelnen g leich fö rm ig verlaufen . D e r A n s tie g zum M axim um findet in beiden P eriod en jedesm al in steilem , fast gerad lin igem B o ge n s t a t t ; der A b fa ll h in gegen ist nach ein paar Jahren mit entschiedenen S ch w an k u n gen verbunden, w elche aber in sehr b em erken sw erter W e ise in beiden Curven in gleichem Sinne Vorkommen.

E s ist dies um so m erkw ü rdiger, als die B eob ach tu n g der P rotuberan zen in K a lo c s a , im V e rg le ich zu jenen, w elch e der F le ck e n cu rv e zu G runde liegen, eine einzeln stehende, u n v o ll­

ständige ist. A u s der guten Ü berein stim m ung im V e r la u f können w ir schliessen, dass beide E rschein un gen einer gem einsam en U rsache entspringen, w elch e in beiden g leich w ir k ­ sam ist. E in e E rk läru n g, als w ären die F leck en die U rsach e der Protuberan zen, oder auch um gekehrt, ist offenbar ausgeschlossen, w eil beide E rsch ein un gen nicht lo kal verbu n d en sind : nam entlich nähern sich die F le ck e n dem Ä q u a to r der Sonne, w ährend gleich zeitig die P ro tu ­

beranzen g e g e n die P ole vorschreiten und dort ihr M axim um erreichen.

E in anderes und besseres M aass der P rotuberan zersch ein un g haben w ir in den S u m ­ men der B ases und der H öhen der Protuberanzen, w elche in Colum ne V II. und V III der T a b e lle ein getragen s in d : durch die M ultiplikation dieser beiden Zahlen und D ivision durch 2 erhalten w ir den relativen A u sd ru ck der projicirten G rösse der Protuberanzen. D iese P r o ­ dukte w urden g e b ild e t und sind in vorstehender A b b ild u n g durch die fein ausgezogen e Curve dargestellt, die A m p litud e derselben ist v iel grösser, als jen e der H ä u fig k e it: sie ist im M a x i­

mum u n gefäh r 12 mal so gross, als im Minimum. D er V e r la u f beider stimmt aber so v o l l ­ kom m en überein dass, w ir im besonderen nur das w iederholen könnten w as schon b e tre ff der H äu fig k e it bem erkt wurde. D ie innere T ä tig k e it der Sonne äussert sich in allem in g le ich e r W eise.

A u f Grund der so vollkom m enen Ü bereinstim m ung der beiderseitigen C urven , können w ir als g esich ertes E rg eb n is vorliegen d er B eob ach tun gen aussprechen, dass im V e r la u f dieser

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zw ei P eriod en eine V ersch ieb un g der E pochen nicht stattgefun den hat und dass es höchst u nw ahrscheinlich ist, dass eine solche auch in Zukunft Vorkommen w ird.

E s dürfte w ün schensw ert erscheinen den gleich en V e rla u f der beiden E rschein un gen in der F o lg e der einzelnen Sonnenrotationen zu untersuchen und mit grö sserer S ch ä rfe dar­

zustellen. E s w urde daher in allen Jahren auch eine B erech n u n g nach einzelnen R otation en durch gefüh rt, sie führte aber zu keinem E rgebn is. D ie Zahlen der H äu figkeit schw anken schon innerhalb eines Jahres in so u n regelm ässiger W eise, dass zum eist vom herrschenden G an g der Zunahm e oder A bnahm e nichts zu bem erken ist. D ie Zahlen, w elch e in den aufeinander folgenden R otation en erhalten w urden, stehen auch mit jenen, w elch e an anderen Stationen g leich zeitig erhalten wurden, o ft im g rellen W id ersp ruch , w orau s w ir erkennen, dass die S ch w an k u n gen derselben nich t der E rschein un g eigen sind, sondern den Z u fälligk eiten in der B eo b ach tu n g entspringen.

D ieselb e P eriod e findet sich in der V e rte ilu n g der P rotuberan zen in den v e rsch ie d e ­ nen h eliographischen B reiten der Son n e besonders auffallend und eigentüm lich ausgedrückt.

U m die b ezü g lich e U n tersu ch u n g anstellen zu können mussten die B reiten aller P ro tu b e ra n ­ zen aus den gem essenen P ositionen berech n et w e r d e n ; diese w urden dann in einem besonderen von 5 zu 5 G rad vorschreitend en V erzeichnis ein g etrag en und deren Sum m en in den 5 g rad ig en In terv allen für jed e R o tatio n und dann für das g an ze Jahr von 14 oder 13 R o t a ­ tionen, g e b ild e t ; je zw ei b en ach b arte Zahlen w urden verein ig t und der M itte der beideir In terv alle, dem nach einem 10 g ra d ig e n In tervall zugeteilt. E s ergab sich dadurch eine A r t von A u sg le ich u n g , w elch e aber den G a n g der E rsch ein u n g nicht im m indesten verw ischt.

D iese Zahlen w urden dann m it der A n za h l der B eo b ach tu n gsta g e im gan zen Jah re dividirt, w odurch die absolute A n za h l der P rotuberan zen erhalten w urde, w elch e in der jew e ilig e n B reite im 10 g ra d ig e n In tervall, b eob ach tet wurden. Indem diese R e ch n u n g für alle in g le ich e r W e ise ausgefü h rt w urde, erhielt ich auch für alle Jahre unter sich v e rg le ich b a re Zahlen der P rotuberan zen . D ie T a b e lle II. (im A n h an g) enthält diese Zahlen, jedoch, um v ie le D ecim al- stellen zu meiden, m it 100 m ultiplizirt. D ie Zahlen geb e n also u nm ittelbar an w ie viele P rotuberanzen in jedem Jahre und in jed er B reite in 100 Tagen b eo b ach tet wurden. N ach diesen Zahlen wurden dann die in T a b e lle III. (im A n h an g) zusam m en gestellten C urven gezeichnet, w elch e den W e ch s e l und den G an g der H äu figkeit der P rotuberan zen am besten, anschaulich darstellen. D iese H äu figkeitszahlen beziehen sich allerd in gs a u f die b ezüglichen Zonen der B reite, w elch e mit dem Cosinus der zunehm enden B reite kleiner w erden. Eine R ed uction a u f die F läch eneinh eit erschien aber nicht an geb racht, w eil in den höheren B reiten in dem selben V erh ältn is auch imm er ein grö sserer T e il der Zone ü berb lickt, b ezü glich die P rotuberan zen lä n g e re Zeit beobach tet w erden konnten. D iese A n n ah m e g ilt u n g efäh r bis zu 6o° B reite, d arüber hinaus bedü rfen die P o la rgeg en d en besonderer B erechn un g, w elch e w eiter unten g e g e b e n w ird. Indem w ir diese D arstellu n gen überblicken , bem erken w ir vo r allem , dass die beiden H em isphären sich nicht gleich v e r h a lte n ; die C urve in der einen ist keines - w e g s das S p iegelb ild der anderen, es ist auch selb st die in den beiden H em isphären b eobach tete A n za h l zum eist bedeutend verschieden, bis zum doppelten B e tra g . B e i all diesem W e c h s e l der H äu figkeit ist die E ntschieden heit um so bed eu tun gsvoller, mit w elch er sich die period ischen V erän d eru n gen beiderseits kund geben . D iese sind in beiden H em isphären g le i­

cher A r t ; treten aber nicht mit g le ich e r Intensität a u f und auch nicht im m er genau g le ic h ­ zeitig ; es scheint hierin eine H em isphäre die andere gew isserm assen zu ergän zen , indem w as der einen m an gelt in der anderen um so k rä ftig e r auftritt.

F o lg e n d e periodische Ä n d eru n g en finden w ir in den zw ei vo rliegen d en Period en gan z u n zw e ifelh a ft und k rä ftig a u s g e d r ü c k t:

I. Zur Zeit des M inimums der S o n n en tätigkeit w eist die H äu figkeit ein sehr tiefes M inimum am Ä q u a to r auf, das sich etw a bis + 200 verflacht ausdehnt und un gefäh r drei Jahre

lan g besteht. E s ist im C urven bild e der Jahre 1901 und 1913 anschaulich d argestellt. V o n diesem M inimum aus nimmt die H äu fig keit in beiden H em isphären bis u n gefäh r 500 der B reite zu und erreich t dort den 17-fachen W e rt jener am Ä qu ator. D a ra u f fällt die C u rve auffallen d

rasch g e g e n die P o le ab, so dass auf dem P o largeb iet, in den dortigen In terv allen von io ° gew öh n lich nur zerstreut eine, m anchesm al auch a u f dem gan zen G ebiete keine ein zige P ro - tu beian z von 30" H öhe vorkom m t.

II. D ieses fa st vo llstän d ige F eh len der Protuberan zen an den P o la rgeb ieten das w ir bestim m ter vo n 700 an beiderseits vom P o le ins A u g e fassen, ist die zw eite am m eisten h e r­

vortreten de E rschein un g. D ieses F eh len ist k ein esw egs a u f das Minimum der S o n n en tätigk eit beschränkt, sondern tritt auch der Zeit nach ebenso p lötzlich w ie sch a rf b egren tzt in der B reite, kurz nach dem E in tritt des M axim um s der Son n en tätigkeit in vo lle r K r a f t a u f und verh arrt in g leich er W eise auch 10 Jahre lan g bis zum E in tritt des folgenden M axim um s, w obei es zeitw e ilig bis zu 550 oder 60 G rad e herab sich ausdehnt. Im interessanten G e g e n ­ satz zu diesem V ersch w in d en der P rotuberan zen stehen die M axim a der H äu figkeit, w elche g erad e an der G ren ze des leeren G ebietes, w ährend der gan zen Zeit desselben stehen und sehr steil abfallen. S o w urden im Jahre 1911 von 50— 550 süd licher B reite noch 37 P ro tu b e ­ ranzen b e o b a ch te t; von von 5 5 — 60°, also kn app daneben keine einzige mehr. D ie P r o tu b e ­ ranzen a u f diesem P ala rg eb iete sind auch immer nur von g erin ger H öhe, höchstens bis 50"

und verschw ind en rasch, w ie es schon a u f dem B eo b ach tu n gsb latte b em erk t w urde. W ir müssen hieraus a u f einen gan z eigen tüm lichen Zustand a u f dem P o la rg e b ie te schliessen. D ieser e ig e n tü m lic h e Zustand erw eckte den V erd ach t, dass auf, dem P o la rg e b ie te ü berh aup t g ar keine P rotuberan zen Vorkommen, und jen e, die wir dort sehen, nur die Spitzen hoher P ro tu ­ beranzen sind, w elch e in etw as gerin geren B reiten stehen und von der M itte aus über den Sonnenrand noch h in a u sra g e n : daraus w ürde sich die rasche V erän d erlich keit, die schm ale B asis und g e rin g e H öhe und das zerstreute Vorkom m en g u t erklären. A lle in eine D u rc h ­ m usterung der O rign albeo b ach tu n gen zeigte sogleich, dass eine solche A n n ah m e vollen ds ausgeschlossen ist. Im Jahre 1895 w urden a u f beiden P o larkap p en [700] 7 Protuberan zen von 30 — 46" H öhe b eo b ach te t; es w urde aber über 48° B reite hinaus keine einzige Protuberan z über 100" am Sonnenrande b eo b ach tet; w ir müsen also annehmen, dass auch im inneren der S cheib e keine solche vorkam , w elch e ü ber den Sonnenrand hinausragen konnte.

III. Schon ein Jahr nach dem Fleckenm inim um n im m t die H äu figkeit am Ä q u a to r rasch z u : die T ie fe ist alsbald a u s g e fü llt; g leich zeitig nehm en auch die H äu figkeitsm axim a in den B reiten von 4 0 — 50° zu und schreiten zugleich g e g e n die P o le vor.

D ieses V orschreiten ist die dritte sehr auffallende periodische E rsch ein u n g; sie ist sehr k rä ftig und a u g e n fä llig in den C urven der Iah re 1890, 1891, 1892, 1893 ausgedrückt, besonders schön in der nördlichen H em isphäre, aber gan z bestim m t auch in der südlichen.

Eben dieselbe E rschein un g sehen w ir w iederum in der nächsten P erio d e in den Jahren 1902, 1903, 1904, 1905, 1906; am schönsten dann in den Jahren 1914, 1915, 1916, 1917. D abei w achsen die H äu figkeitsm axim a zu enormen Höhen heran und überschreiten im Jahre des Fleckenm axim u m s die B reite von 70° und führen so die M enge der P rotuberan zen a u f die P o larkap p en , w o sie bisher fast vo llstän d ig fehlten, bis zu den P olen selbst. D er V o r g a n g ist derart, als w ürde bald nachdem die T ie fe am Ä q u a to r ausgefü llt ist, vo n der B reiten zone von 50° eine F lü ssig k eitsw elle ausgehen, w elch e g e g e n die P o le vorschreiten d in den engeren Zonen g ezw u n g en w ird einen hohen und sehr steilen K am m zu bilden, w o ra u f sie sich ü ber­

stürzend, über den P o len zusam m en sinkt. E s ist bem erkensw ert, dass dieses V o rrü ck e n nicht nur scheinbar, in F o lg e der P rojection, sondern in W irk lich k e it und g en au bis über die P o le statt findet. Zu dieser Ü b erzeu gu n g d rän g t schon die B etrach tu n g der gezeichn eten S on n en ­ ränder, w o w ir sehen wie Protuberanzen von T a g zu T a g beiderseits dem P o le sich nähern und dort zusam m enfüessen: einen vollen B ew eis liefert eine vo n den Um ständen besonders b egü n stigte B eo b ach tu n g im S ep tem ber 1907, aus w elch er u n zw eifelh aft h ervorgeh t, dass eine P rotuberan z 7 T a g e lang u n b ew eglich über dem Südpole stand und endlich die H öhe von 105" erreichte. E s ist auch bem erken sw ert, dass zu dieser Zeit die H öhen dieser so zahlreichen P rotuberan zen kein esw egs so g e rin g e sind w ie vorher, sondern vo n d erselb en G rössenordn un g w ie in den ü brigen Zonen. A u ch die H äu figkeit, wie w ir sie unm ittelbar aus der Zählung entnehm en und w ie sie in den C urven d a rgestellt wurde ist von derselben O rd ­

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nung, w ie andersw o a u f der S o n n e : im Jahre 1906 w ar selb st das allgem eine M axim um a u f der nördlichen P o larkap p e b ei 85° B reite.

E s ist hier der O rt a u f eine B estim m ung der wahren H äufigkeit, näm lich a u f der Flächeneinheit einzugehen. A ls F lächeneinheit m öge eben das G ebiet gelten , w elch es w ir als P o la rk a p p e b ei jed er B eob ach tun g überblicken . Ich nehm e also an, dass wir, im grössten K re is e betrach tet, alle P rotuberan zen sehen bis zu 200 vo r dem R a n d e und über denselben hinaus. D a 700 beiderseits die P o la rk a p p e begren zt, so b eträg t das gan ze G ebiet 40 X 40 Q uad rat G rade. D ie a u f diesem G ebiete beobach tete Zahl der P rotuberan zen brin gen w ir dann in V e rg le ic h mit jener, w elch e a u f gleichem F eld e in der Ä q u a to r Zone b eo b ach tet wurde. D a wir auch am Ä q u a to r annehmen müssen, dass w ir 200 vor dem R a n d e und e b e n ­ soviel darüber hinaus übersehen, so erhalten w ir die g leich e F lä ch e am Ä q u a to rs w enn w ir die Zone von o° bis + 20 o d er— 200 der B reite in B etracht ziehen, da so der O strand und W estran d zusam m en 400 ergiebt. N ach d ie s e r W e is e w urden im Jahre 1894 a u f der südlichen P o la rk a p p e 167 P rotuberan zen beobach tet, a u f der gleich en F läch e von o° b is — 200 am Ä q u a to r 162 ; also am P o l noch etw as m ehr als am Ä q u a to r. A u f der nördlichen K a p p e wurden 94 b eo b ach tet; a u f der gleichen F lä ch e am Ä q u a to r 164. Im J a h re 1906 w urden a u f beiden P olarkap p en zusam m en 268 P rotu beran zen b eo b ach tet; a u f der gleichen F lä c h e am Ä q u a to r 238, so finden w ir also w iederum an den P olen grö ssere absolute H äu figkeit.

F o lgen d e T a b e lle g ib t eine Ü b erisch t über die A n za h l der P rotuberan zen in den einzelnen Jahren a u f den beiden H em isphaeren sow ohl als auf den P o larkap p en . D ie fe tt­

g e d ru ck ten Jahreszahlen bezeichnen die M axim a.

Zahl der Protuberanzen auf der südlichen und nördlichen Halbkugel sowie auf den Polarkappen der Sonne.

Jahr

Hemisphaere Polarkappe

Jahr

Hemisphaere Polarkappe

N S N S N S N S

1886 136 i45 0 ₅ 1902 320 _{317 4 4}

1887 214 229 0 0 1903 334 414 0 ₄

1888 2 10 213 0 0 1904 _{4 3}i 424 1 27

1889 200 271 _{3 4} 1905 (212) (175) (3i) (26)

1890 _3°4 410 1 ₄

1906

1891 ₄₇₇ 423 0 1 1907 45 2 613 5 121

1892 563 ^{546 32} 3 CJN CO0 _{473 576 3} 24

1893 529 569 ⁵² 20 1909 4:0 384 4 5

1894

1895 459 382 ₅ 2 1911 ₂₇₇ 383 2 ₃

1896 397 346 0 ₃ 1 q [ 2 186 300 1 ₅

1897 ₄₅₄ 373 3 1 19 13 290 260 4 2

1898 430 348 5 0 1914 28t 269 1 ₃

1899 330 347 3 2 _{1915 494} 272 _{5 7}

1900 324 353 5 4 1916 ₅₉₃ 509 ³² 5

1901 ₂₃₇ 290 1 0

1917

D ie so stürm isch herein brechende E rschein un g ist von bem erkensw ert ku rzer D a u e r und, w ie es scheint, um so g e w a ltig e r je kürzer der V e r la u f i s t : w ie aus den orgin al B e o b ach t­

ungen zu entnehm en ist, w äre sie im Jahre 1894 erst m it dem ersten F eb ru a r k rä ftig a u f­

getreten und mit dem 5. N ovem ber schon vollen d s erloschen. D er W e ch se l der beiden H em isphären ist d abei rech t auffallend. M it dem V ersch w in d en an den P olen stellt sich so gleich der schon oben erw ähnte Zustand des F eh len s ein, dem gem äss sie nur selten un d

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zerstreu t und von g erin ger H öhe a u f dem P o largeb iete Vorkommen und dieser Zustand v e r ­ h arrt dann g le ich a rtig bis zum folgen d en F leckenm axim um , während sich dieses G eb iet ze it­

w e ilig bis zu 55° B reite herab ausbreitet. In den nun folgenden Jahren nach dem F le c k e n ­ m axim um bilden sich neue M axim a an der S telle der a b gezo gen en bei 50— 550 und die P r o ­ tuberanzen nehm en an Z ih l und G rösse langsam ab, w ährend sich lokal ze itw e ilig sehr grosse H äu figkeit einstellt, w ie beispielw eise im Jahre 1897 nördlich, 1900 südlich bei 550 und 500 Breite zu sehen ist. D ie A b n ah m e der E rschein un g v e rlä u ft mit zu fälligen S ch w an k u n gen ohne irgen d einen G an g zu ze ig e n ; nam entlich ist ein V o rrü ck e n der H äufigkeitsm axim a g e g e n die Pole, w ie es beim H erannahen des M axim um s der F leck en so offenbar zu erkennen ist, nicht wahrzunehm en, eine R ü c k k e h r von den P olen ist auch durchaus nicht zu bem erken. D ie zu fälligen S chw an kun gen in den verschiedenen Zonen, mit w elchen die A b n ah m e der E rschein un g überhaupt verläuft, lassen natürlich eine D eutun g sekundärer M axim a zu, w elche indessen keine bestim m te W an d erun g oder Ä n d e ru n g erkennen lassen.

In K ü rz e können wir die periodischen E rsch ein u n gen in folgendem zusam m enfassen : I. Zur Zeit des Minimums der S on n en tätigkeit lie g t am Ä q u ato r ein tiefes und flaches Minimum der H äu fig k eit der P rotuberanzen, w ährend die viel mal grö ssere H äu fig k eit sich in den B reiten um 500 herum findet.

II. V o r dem herannahenden M axim um schreiten diese H äu figkeitsm axim a g e g e n die Pole v o r und treten schliesslich a u f das P o la rgeb iet.

III. F ü r kurze Zeit d arau f ist die P o lark ap p e am dichtesten mit P rotuberan zen besetzt, bis gan z zum P o le selbst.

IV . D iese P rotuberanzen verschw ind en rasch vo llstän d ig : es tritt auf dem P o la rgeb iete der Zustand des F ehlen s der Protuberan zen ein, w elch er dann gleich m ässig bis zum nächsten H eranstürm en des M axim um s, 9 — 10 Jahre lan g anhält.

D ieselben E rschein un gen hat schon H. L Respighi, der erste B eo b ach ter der P ro tu ­ beranzen am C apitol in Rom w ahrgenom m en und in einer A b h an d lu n g über seine B e o b a ch t­

ungen von 1870 — 1877 in vo rzü glich er K la rh e it der d ortigen A k ad em ie v o r g e le g t.1 Indem die hier vorliegen d en B eobach tun gen dieselben b ekräftigen , liefern sie einen stren gen N achw eis der P erio d icität dieser m erkw ürdigen, rätselhaften Erschein un gen .

D ie hiemit d argelegten so eigentüm lichen und k rä ftig au sgep rägten periodischen Ä n d e ­ rungen in den B reiten der P rotuberan zen können mit den g e rin g fü g ig e n W an d erun gen der Sonn enflecken in keinerlei B ezieh u n g g e b ra ch t w erden, obw ohl die M axim a und Minima der beiden E rschein un gen vollkom m en zusam m enfallen. D asselbe w äre über die m etallischen E r u p ­ tionen zu bem erken, w elche mit den F le ck e n aufs en gste verbunden sind. V o n besonderem Interesse ist der Zusam m enhang, in w elchem die W an d eru n g der Protuberan zen in den Breiten mit den grossen Strahlen der Sonn enkoron a zu stehen scheint. W en n w ir die V ersu ch e, w elche

■den U rsp ru n g dieser Strahlen in einzelnen F leck en oder P rotuberan zen finden w ollten hier bei seite lassen, so ist es doch aus der D urchm usterung der zahlreichen Zeichnungen der K o ron a, w elch e bei vielen totalen Finsternissen der Sonne erhalten wurden, k la r zu sehen, dass die Form der K o ro n a beim M axim um der F leck en und P rotuberan zen gan z verschied en ist von jen er beim Minimum. U m die Zeit des M axim um s herum sind die S trahlen nach allen Seiten der Sonne in g leich er W eise und G rösse angeordnet, w ährend h in gegen beim M ini­

mum alle S trah len zu zw ei riesigen B ändern verein igt sind, w elche zw ei F ahn en g leich in der E ben e des Ä q u a to rs oder D urchm essers der Sonn e sich erstrecken bis zur E ntfern un g von m ehreren D urchm essern der Sonne. W enn man den U rsp ru n g der Strahlen irgen d w ie a u f die P rotuberan zen zurückführt, so stimmt diese g leich m ässige A n o rd n u n g der Strahlen sehr g u t mit jen er der Protuberanzen überein. W ir sehen aus obigen C urven, dass in den Jahren 1894, 1895 und ebenso beim nächsten M axim um in den Jahren 1906, 1907, wo die Protuberan zen am P o largeb iete erscheinen, die H äu fig keit derselben in allen Breiten u ngefähr

1 Sülle osservazioni spettroscopiche del bordo solare & delle protuberance solari fatte a R. Osservatorio del

•Campidoglio. Nota del prof. L. Respighi. Atti della R. Academia dei Lincei 1877.

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die g leich e ist, w obei die Z acku n gen der C urve g erad e den einzelnen S trah len entsprechen würden. Zur Zeit des Minimums h in gegen sind die P o lg eg en d en vo n Protuberan zen frei bis zu 6o° herab : da fehlen auch die Strahlen in der K o ro n a . D ie zw ei grossen F ahn en aber, w elch e g e ra d e die auffälligste und durch die B eo b ach tu n g gan z besonders g esich erte E rsch ei­

nung bilden, lassen sich aus der gleich zeitigen A n o rd n u n g der P rotuberan zen nicht ohne B ed en k en deuten. A m Ä q u a to r haben w ir da ein tiefes Minimum von etw a 300 W eite , w ährend das M axim um bei 500 liegt, mit u n gefäh r 7 — 10 mal grö sserer H äu figk eit als am Ä q u a to r.

Sonnen Korona am 28, Mai 1900 von 3 Astronomen frei gezeichnet während der totalen Finsternis in Menerville in Algier.

B eistehend e F ig u r stellt die F orm der Sonnenkorona dar, w ie sie am 28. Mai 1900 mit freiem A u g e gesehen, von drei A stronom en w ährend der totalen Finsternis getreu g e z e i­

chnet w urde. E s ist die typ isch e Form der K o ro n a zur Zeit eines Minimums, U m die S o n n en scheibe herum w urde die H äu fig keitscu rve der P rotuberan zen in dem selben Jahre, nach der bezeich- neten R ic h tu n g der S on n en axe orientirt in entsprechender G rösse und L a g e genau e in g e ­ zeichnet. Ü b e r dieses B ild w urde die bei der Finsternis gezeich n ete F ig u r sym m etrisch auf­

g e le g t. S o llen die K o ro n a stra h len von den P rotuberan zen ausgehen, so müssten an den 4 P un kten bei 500 B reite, wo M axim a h ervo rragen , auch grosse Strahlen der K o ro n a stehen, w elch e in den Um rissen eine v ie re ck ig e Form der K o ro n a ergeb en würden, w ie sie dem Ü b ergan gszu stan d e zugeschrieben wird. N ach den übereinstim m enden Zeichnungen der K o ro n a und den in A lg ie r 1900 erhaltenen ausgezeichneten P h o to grap h ien der niedrigen K o ro n a, gehen die S treifen dieser Fahn en auch tatsächlich von der Sonn e bis zu 500 B reite h in auf aus -r sie b iegen aber dort alsogleich um und legen sich gen au in die E ben e des P a r a lle le s ; w ä h ­ rend sie sich doch in der W e ise der P rotuberan zen senkrecht, das ist in der R ic h tu n g des Sonnenradius erheben müssten. S eh r beach ten sw ert sind dabei die beiden E in schnitte am E nde der F a h n e n : sie sind offenbar die F o lg e des Minimums, w elches über dem Ä q u a to r lie g t und b e k rä ftig e n den Zusam m enhang der P rotuberan zen mit der K oron a. D iese F ahn en w erden offenbar n icht nur von einer abstossenden K r a f t getrieben , w elch e in der R ic h tu n g des R a d iu s w irk en muss, noch auch vo n der C en trifu ga lk raft, w elch e zw ar in der R ic h tu n g des Ä q u a to rs w irkt, aber nur 9 M illionstel der S ch w e rk ra ft beträgt. M an m öchte vielm ehr eine A r t elektrischer, m agnetischer W irk u n g verm uten, w elche man schon zur E rk lä ru n g der S atu rn rin ge angerufen hat D am it b ege b en wir uns aber a u f das G ebiet reiner H yp oth esen und b egegn en sogleich der F ra g e , warum denn diese F ahn en nur zur Zeit des M inimums sichtbar sind.

D ie Ü b ergan gsfo rm en in der Zeit zw ischen M axim a und Minima, in w elchen man v ie re c k ig e U m risse, in der L a g e eines liegend en K re u ze s erkennen will, w ürden ihre beste Stü tze in der bestän digen grossen H äu figk eit der Protuberan zen in den B reiten von 400— 6o°

finden, w enn wir daran festhalten, dass die P rotuberan zen der U rsp ru n g der K o ro n astrah len sind. In den Z eichnun gen der B eo b ach ter b ei Sonnenfinsternissen, die recht schlecht ü b er­

einzustim men pflegen, auch wenn sie dieselbe Finsternis darstellen, ist diese besondere v ie r e c k ­ ig e Form nur unsicher zu erkennen. D ass übrigens d erartige Ü b ergan gsform en entstehen w erden, können w ir schon daraus folgern , dass, wenn die Strahlen in den P o lg e g e n d e n mit

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•den Protuberan zen verschw inden, am Ä q u a to r aber die F ahn en tatsächlich nur zur Zeit des Minimums sichtbar sind, in der Ü b e rg a n g sze it die Strahlen über den m ittleren B reiten ü b rig bleiben und die b esagte Form darstellen müssen.

In neuerer Zeit wurden vielfa ch e U ntersuchungen an gestellt um eine kü rzere Periode, als jen e von n Jahren aufzufinden; die L ö su n g dieser F r a g e ist aber über V erm u tu n gen noch nicht hinausgekom m en. A u c h die vorliegen d en B eob ach tu n gen der P rotuberan zen lassen keine kürzere P erio d e erkennen. In der A u fein an d erfo lge der 11 jäh rigen P erio d e treten aber bedeutende S ch w an k u n gen auf, deren allm äliger V e r la u f die A nnahm e einer oder m ehrerer P eriod en von lan ger D auer wohl begründen. E s ist nun sehr bem erkensw ert, dass eine b estän d ige A b n ah m e der Intensität in der P eriod e der Sonn enflecke sich auch in den w en igen Perioden der P rotuberan zen offenbar kund giebt. E s ist schon bei den B eo b ach tu n gen selbst in K a lo c s a au fgefallen , dass das M axim um der P rotuberan zen im Jahre 1894 unter viel g rossartigeren E rsch ein un gen verlief, als jenes in den Jahren 1905 — 1907. D a wir des w eiteren im g e g en w ä rtigen Jahre auch das dritte M aximum d u rchbeobachtet haben, so können w ir auch aus dem allgem einen E in druck und noch mehr aus den B eob ach tun gsd aten als tatsäsch*

lieh hinstellen, dass auch dieses M axim um viel sch w äch er w ar als das v o rig e 1906.

W en n w ir nun a u f die ersten B eobach tun gen zurü ckgreifen, finden w ir diese A bn ahm e bestens b estätigt. S cho n H. L. R e sp ig h i hat es h ervorgeh oben , dass das erste beobachtete M axim um der Protuberan zen in Jahre 1871 viel k rä ftig e r auftrat, als das fo lgen d e und zw ar, wenn w ir nur die höheren P rotuberanzen in B etrach t ziehen, im V erhältnisse von 2 : 1 . E r bem erkt auch noch besonders, dass die heftigen Eruptionen, die rapiden B ew eg u n g en in den P ro tu ­ beranzen und die M enge der m etallischen Eruptionen viel grösser war, als um 1884. D esgleich en b ezeugt H . A . R ic c o , dass das M axim um von 1884 k rä ftig e r auftrat, als jenes 1894. E s lie g t uns dem nach das Zeugnis von schon 5 M axim a vor, w elch e in der R e ih e eine b estän d ige A b n ah m e der Intensität der P rotuberan zerscheinun g bekunden. D ie B eob ach tun gen von K a lo c s a bestätigen also die W ah rsch ein lich keit einer lan gen Periode, w elche die 11 jä h rig e überlagert. Ein stren ger N achw eis ist dam it nicht g e g e b e n ; über die L ä n g e derselben können w ir uns nicht aussprechen.

A. M. D, G.

T a b e lle I.

Webersicht über die in den Jahren 1886— 1917 in Kalocsa beobachteten Protuberanzen.

I 11 III IV V V I V I I V III I X X X I X I I X I I I

Jahr

' ■ - ’ ...I Reobachtungs Tage Zahl der Protub. ^Tages

Mittel

Mittelwerte Mittlere Summen im Tage

Prot,überioo” 1 KeineProt

Grösste beobachtete Höhe

COo) w

CQCG Höhen Bases Höhen in Secunden

Datum hei. Breite

1886 115 280 2-4 36° 47-7” 8-60’ 1161 8 7 212” Nov. 27 — 26 E

1887 152 440 29 31 126 901 123-5 11 6 165 Jul. 1 — 6 W

1888 188 521 2-8 2-7 45-5 7 52 126 0 8 10 152 Okt. 25 — 15 E

Mio. 1889'fi ^{147 470 32 2-5 42 7 7-86 136-4 7 5 147 Sept. 13 + 35 E}

1890 175 703 4-0 2-9 490 11-46 197.9 25 2 418 Aug. 18 + 41 W

1891 157 891 5-7 4.0 47.0 22'59 2651 32 0 358 Sept. 10 + 29 W

1892 159 1114 7-0 49 510 34-66 357-1 58 0 531 Okt. 3 — 30 E

1893 141 1066 7.6 4-0 51-3 3461 387 5 45 0 691 Sept. 20 4- 2 E

Max. ^{1894*1 162 1078 6-7 5 3 536 35 21 356-7 70 0 661 Dez. 24 - 30 E}

1895 164 856 52 51 52’9 27-17 279 7 50 0 688 Sept. 30 + 29 E

1896 168 743 4-4 3-9 48 5 17-19 214-4 18 1 406 Jun. 20 - 16 W

1897 161 827 51 31 52-2 1602 2683 22 1 270 Mai. 29 + 32 E

1898 154 799 5-2 3-0 489 15-45 253-7 16 0 237 Okt. 27 -f 22 W

1899 162 686 4-2 2-4 47'5 1036 201-3 13 2 149 Febr. 17 + 47 W

1900 147 677 4-6 1-9 481 8-75 221-7 15 1 431 Jun. 1 + 12 W

M in. 1001-7 ^{163 539 3-3 22 48.4 718 160-0 6 6 146 Fbr. 16 — 44 W}

1902 158 625 3-9 18 48-6 70 2 192 2 6 1 123 Jun. 1 + 52 E

1903 152 748 4-9 2-7 47.9 13 10 235-9 20 0 249 Sept. 25 — 60 W

1904 140 855 6-1 3-4 47 8 20-76 292-1 18 0 261 Jun. 6 — 26 E

1905 (53) 387 7-3 3‘5 50 3 25-39 367-2 (10) 0 175 Dez. 12 + 15 W

Max. 1906-4 149 1060 7-1 3-5 49-7 25-07 3530 25 0 419 Mai 22 -(- 13 W

1907 149 1065 7'2 3-3 53-8 23-46 384-7 50 0 388 März 2 + 18 E

1908 174 1049 6-0 3-5 52-7 21-14 315-6 5t 4 248 Jun. 23 - 30 W

1909 165 804 4-9 3-7 49 4 18-19 2405 21 0 172 Okt. 2 + 17 E

1910 159 741 47 34 49'8 1583 232-0 23 0 248 Jun. 19 + 32 W

1911 198 060 3-3 2-7 49 4 8-83 163‘6 17 4 168 Sept. 8 + 32 E

1912 145 486 3-4 1-8 497 610 166-6 10 7 188 Aug. 17 — 28 E

Mio. 19136 ^{191 550 2-9 14 49 2 413 141-6 7 8 128 März. 2 + 30 E}

1914 154 550 3-6 2-5 505 9-04 180-3 11 3 168 Jul. 14 + 49 E

1915 149 966 6-5 3-6 492 23-25 319-3 31 0 185 Mai. 23 — 35 W

1916 143 1102 7*7 3-5 514 27 94 395-5 49 0 167 Aug. 25 -f 65 W

Max. ₁₀₁₇₆ 135 1188 8-8 3-7 53 4 3254 469-3 45 0 311 Juli 26 — 18 W

T a b e lle II.

Häufigkeit der Protuberanzen in den verschiedenen heliographisen Breiten in den Jahren 1886— 1917 nach den Beobachtungen in Kalocsa.

Die eingeschriebenen Zahlen bedeuten die Zahl der Protuberanzen, welche im betreffenden Jahre im Intervall von je 10 Graden, dessen Mitte die Stirnschrift angibt, in 100 Tagen beobachtet wurde.

Grade 90’ 85 80 75 70 65 60 55 50 45 40 35 30 25 20 15 10 5 0’ 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 75 80 85 90’

Jahre

1886 0 0 0 0 0 0 0 7-1 17-7 23 5 23-0 213 21-3 29-2 31-9 26-6 21-3 13-3 14-2 23-9 26-6 16 9 15-6 248 24-8 25-728-422-215-6 98 2 7 0-9 4-4 4-4 0-9 0 0 1887 0 0 0 0 0 0 5-8 14-3 29 2 35-1 32-5 31-825-3 27-3 253 19 5 16-9 10-4 7-8 13 0 21-4 24720-126-0 312 20-822-1 39-6 46-8 23-4 2-6 1-3 0 0 0 0 0 1888 0 0 0 0 0 1 1 16 68 12-7 32'1 406 23 2 16 9 24-3 25-3 17-410-0 5-8 8 5122 13-222-2348 28-9 23 7 27-430 645-3 49-5 285 7-9 0 0 0 0 0 0 1889 0 0 1-4 0-7 1-4 2-0 75 109 15-0 347 381 25-932 7 36 7 22 5 143 13-6 9-5 7'510214-3 19-1 29 9 415 476 50-341-5 42-9 40-8 17-7 41 0 0 0 0 0 0 1890 0 0 0 0 0-6 1-1 1-7 132 417 766 71-4 40-632 0 21-7 11-4 97 11-4 10-3 13-221-222-3 26-3 36-0 360 37 2 38 9480 70-3 697 37-2 86 2-3 1-1 06 1-1 1-7 1 1 1891 0 0 0 0 0'6 10-845-9 80-368-837-6 34-4 44-650-3 4t>-3 39 5 39-5 43-3 446 34-4 32-5 31-4 331 43-3 40-8 32-5 44-6491 401 52-2 70-1 42-7 7-6 1-9 0-6 0 0 0 1892 1*3 1-3 4-4 18-9 69 877'4 39-6 32 7 27-7 32-7 40-3 33-335-2 55-3 59-1 58 5 57-9 44 0 390 44-0 491 44 0 39-0 484 63-5 62-349-7 42-8 49-7 70-4 69-8 28-9 2-5 19 0-6 0-6 1-3 1893 6-9 9-0 18-7 34-0 51-4 42-4 285 37-5 47'2 55-6 59 0 57-645-8 47 9 500 38-2 43-7 45-1 37.5 41-0 46'5 59-7 611 46'5 50-7 60-453-5 35-4 29-9 41-7 80-6 96-5 49-3 11-9 4-9 2-8 1-4 1891 36-3 31-3 29-4 27-5 22 5 206 13-8 131 23'8 29-4 381 451 42 5 41-3 400 48 858-8 53-8 40 648-1 606 531 488 52 5 54-4 53-838-8 22-5 15-0 8-8 5-0 9-4 40-0 56-3 54-4 481 37-5 1895 2-5 19 1-9 1-3 0 1-9 69 25-0 465 52-8 48 4 49-749-7 47-8 547 61-6 58 5 46 5 32-7 36-5 491 491 42 8415 42 846-550-3 47-2 37-1 17-6 5-0 0-6 0-6 0-6 06 0-6 0 1896 0 0 0 0 1 2 1-8 7-1 34-5 46-4 36-3 4 M 54-867-3 51-2 33 3 33 3 30-4 21-4 250 28 027 4 36-3 37-5 351 411 43-5,38-7 38-1 38-7220 5-4 1 2 0.6 1-2 0-6 0-6 1-2 1897 0 1 2 1-2 0-6 1 2 58 39-8 80'7 739 43-5 32-9 41-646 0 41-6 46-6 37-3 261 28 629-8 37-9 47-2 391 40-4 559 46-6 23 6 21-1 30-4 38-5 39-8 21-7 4-4 0-6 06 0-0 o-o o-o 1898 0 0-6 1-9 26 2‘6 3-8 24-8 573 5 4'1 401 541 618 47 8 43-3 45 9 34 4 31-2 23-9 24-8 29-3 40-1 438 38 9 46-5 47-8 43 348-4 52-9 45-2 27-410-8 1-3 0 0 0 0 0 1899 26 1-3 0 0-6 06 0-6 8833868-271-9 46-3 251 19-4 28-2 332 251 19 4201 17-5 15-1 16 9 31-3 34-4 351 39-4 42558 866-3 5V7 251 2-5 0-6 0 1-3 1-3 0 0 1900 1-4 1-4 1-4 20 1-4 0-7 27’961-666-7 53’7 401 31-3 299 24-5 23-5 27-9 17-7 143 15-6 16-3 19 7 25-2 23-82 1 1 231 340 55-1 87-1 97-3 52-4 8-2 1-4 2-0 1-4 0-7 1-4 0-7 1901 1-2 0 0 0 0 1-3 81 27 5 49-4 50'6 381 275 206 21-3 17-510-6 8-8 8-8 7-5 50 10 616 920-016-3 13-7 16 320045-6 87‘5 78-8 26-9 25 0 0 0 0 0 1902 0 1-9 1-9 0'6 06 9-9 42 9 63-5 64-0 47-8 34-2 31-7 24-8 17-4 13-7 12-411-8 10 6 6-8 5-0 12-4 13-011-8 2 1 1 280 23 619 9 27-3 61-5 89-4 56 5 14-9 3-7 2-5 1-2 0 0 1903 0 0 0 0 0 7 79 43-4 80 9 63 836 831-6 27-032-2 39-4 27-0 13-8 15-1 13-8 17-8 23-72 1 1 27 633 640 844-1 31-027-6 34-9 52-086-273-0 25-7 7-2 2-6 2-0 0 0 1904 0 0 0-7 07 7-2 42 9 80'0 65 834-3 39-3 62-2 53-eko-o 40-0 37-9 35-1 321 30-7 271 257 25 7 37-1 46 4 42-2 46-4 50 740-0 22-9 32-1 60-7 62‘2 44-3 31-4 17-9 43 1-4 1-4 1905 0 3-8 17-0 54-8 75‘5 58 5 302 13 2 24-6 56-6 64-2 49 154-7 56-6 47 2 434 54-7 64-2 52-8 43 4 37-8 39-6 431 47-245-3 37-839-6 49-1 340 7-620856-6 56-6 32-1 26 4 17-011-«

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1

57-1 45*2 49-6 59 3 511 50 4 49-6 44-4 511 50'4 46-7 55-6 51-9 39-3j3i-8 43-7 62-263 7 53-3 36-3 170 20-7 63-7 103-2 75-6 23-0 8-9 4-5

I

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1

:

T a b e ll e III.

Curven der Häufigkeit der Protuberanzen in allen Breiten.

90" 80 70 60 50 40 3ff XO 10 0 ” 10 2.0 30 HO 50 60 70 80 90”

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1897 1898 1899 1900

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+85° +75" +65° +55° +W ° +35° +25° +14* +5* -5° -15° -25° -35" -46" -55° -65* -75° -85°

MTA _{KIK .}

1111 1