Geschichte der Geowissenschaften

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Walther, 1908
Sonnen­finster­nis

Abbildung: Die Sonne bei einer Sonnen­finster­nis im Jahre 1900. Aus Walther (1908).

Abbil­dung 11 Seite 41 :Die Sonne bei einer Sonnen­finster­nis im Jahre 1900. - Original-Größe der Abbil­dung 9 x 8 cm
Walther (1908)
Zitiert von Walther aus:
Young, C.A. - Princeton Univ. Bull. XI, No 5 plate 1 Figura 3.

Charles Augustus Young (*1834 - +1908) war Ameri­kanischer Astronom, arbeitete über Spektral­analysen an der Sonne. Er war Lehrer und später Universitäts­professor in Princeton. Bekannt­heitsgrad erhielt er durch seine Wissen­schaftlichen Bücher über die Astronomie im Generellen.

Walther, J. (1908): Ge­schichte der Erde und des Lebens. - 560 Seiten, 353 Abbil­dungen; Verlag von Veit & Comp, Leipzig.
[Sammlung W..Griem]

Die Abbildungen wurden mit einem HP Scanjet G3110 mit 600dpi eingescannt, danach mit Corel Draw - Photo Paint (v. 19) digital bearbeitet. Speziell Filter der Grau­stufen­verbesserung, Elimination von Flecken sowie Ver­besserung der Schärfe wurden bei der Bild­bearbeitung angewandt (W. Griem 2020).

Die Texte wurden mit einer Pentax Kr-3 II digi­talisiert und später mit ABBYY (v.14) verarbeitet und zur OCR vorbereitet. Fraktur­schriften wurden mit ABBYY Fine Reader Online in ASCII um­gewandelt; "normale" Schrift­arten mit ABBYY Fine Reader Version 14.
Die Texte wurden den heutigen Recht­schreib­regeln teilweise angepasst, es wurden erläuternde und orien­tierende Zeilen eingefügt (W. Griem, 2020).

Walther veröffentlichte 1908 eine Abbildung von Albrecht über die Nordpolbewegungen zwischen 1890 und 1898.

Original Text aus Walther, 1908:
p.41 Die Sonne:

Die Sonne

Unsere Sonne gehört zur Sternenklasse II. Ihre Temperatur beträgt mithin nahe der Oberfläche noch etwa 7000°, während es ganz unmöglich ist, die riesenhohen Temperaturen im Innern des Sonnenballs auch nur annähernd zu taxieren. Wenn wir die Sonne durch einen dünnen Wolkenschleier betrachten, so erscheint sie uns als eine völlig kreisrunde Scheibe. Aber wenn bei einer totalen Verfinsterung die Sonne abgeblendet wird und unser Auge die verhältnismäßig weniger hellen Randpartien betrachten kann, verschwindet die regelmäßige Kugelform (Fig. 11).

Überall tauchen Unebenheiten (Protuberanzen) auf, die ihre Gestalt wandeln, und in denen das Spektroskop glühenden Wasserstoff, Magnesium, Helium, Natrium, Barium, Titan und Eisendämpfe entdeckt. Nach außen aber sehen wir dann eine mild leuchtende zarte Atmosphäre von ganz unregelmäßiger Begrenzung den Sonnenkern umgeben. Die Sonnenmaterie wird in der Korona so dünn, daß der Komet von 1843 sie ungehindert passierte, während nach dem Zentrum zu die Dichte beständig zunimmt. Durch theoretische Erwägungen hat Schmidt8 gezeigt, daß in einem glühenden Gasballe, dessen Dichte von innen nach außen abnimmt, eine kugelförmige Ebene existiert, welche die Lichtstrahlung in der Weise beeinflußt, daß alle innerhalb dieser Ebene liegenden Teile sehr hell leuchten, während die außerhalb gelegenen Massen nur mit schwachem Lichte scheinen.

Danach könnte der Gegensatz zwischen einer leuchtenden Sonnenkugel und einer darum gelegten dünnen „Atmosphäre“ gar nicht so scharf sein, und die Sonne wäre ein unregelmäßig gestalteter leuchtender Gasball, der von innen nach außen allmählich an Dichte abnimmt, und dessen wirklicher Durchmesser vielleicht dreimal so groß ist, als die uns wohl bekannte Sonnenscheibe.

Gegenüber den älteren Rechnungen von Thomson und Helmholtz, wonach die Sonne beständig kälter werden muß, und sich, um den Wärmeverlust zu decken, im Jahrhundert um 6 km zusammenzieht, hat Ritter gezeigt, daß ein sich kontrahierender Gasball, und ein solcher ist zweifellos die Sonne, nur 19% der durch Kontraktion gebildeten Wärme ausstrahlt, dagegen 81% auf eine Temperaturerhöhung seiner Masse verwendet. Man hat berechnet, daß die Sonne in jeder Minute auf jeden Quadratzentimeter so viel Wärme ausstrahlt, daß sie hinreicht, um die Temperatur von 4 g Wasser um 1° C zu erhöhen, oder, wie man dies technisch ausdrückt, 4 Grammkalorien. Danach beträgt der ständige Wärmeverlust der Sonne in der Minute 580000000000000000000000000000000 Grammkalorien.

Freilich verstreut die Sonne den größten Teil dieser Wärme in den kalten Weltenraum und nur 1/2250 Millionstel gelangt auf die Erde herab. Wenn nun die Sonne in derselben Zeit viermal soviel Wärme in sich aufspeichert, werden natürlich alle auf der Wärmeabgabe der Sonne basierenden Berechnungen über das Alter des Zentralkörpers oder unserer Erde unsicher. Wir können nur sagen, daß die Sonne voraussichtlich ziemlich lange Zeit auf ihrem jetzigen thermischen Entwicklungsstadium verharrt hat und bleiben wird.

Eine besondere Art der weiteren Veränderung unseres Sonnensystems ist darin gegeben, daß die größeren planetarischen Massen beständig kleinere Körper an sich ziehen und sich auf deren Kosten vergrößern. Wir werden diesen Vorgang an einigen besonders charakteristischen Beispielen im nächsten Abschnitte betrachten. Jedenfalls muß der interplanetarische Raum unseres Sonnensystems immer ärmer an meteorischen Massen werden, sofern nicht neue kosmische Massen hineingeraten.