Über die Fraunhoferschen Linien und ihre Mitte‐Rand‐Variation auf der Sonnenscheibe

Nach einer zusammenfassenden Darstellung der Entwicklung unserer heutigen Vorstellungen über die Entstehung der Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum wird eine einfache und übersichtliche Methode zur Berechnung der Intensität und Mitte‐Rand‐Variation für schwache Linien und die Flügel starker Linien entwickelt. Ein für einige charakteristische Modelle durchgeführter Vergleich mit der früher vom Verf. angegebenen „Gewichtsfunktionenmethode” ergibt gute Übereinstimmung. An Hand eines von B. Strömgren berechneten Modells der Sonnenatmosphäre wird sodann gezeigt, wie man die Beobachtungen über die Mitte‐Rand‐Variation von Adam, Minnaert und Redman für schwache Linien sowie von Houtgast für die Flügel starker Fraunhoferlinien in anschaulicher Weise deuten kann. Beiläufig wird der Bereich der Anwendbarkeit der üblichen planparallel geschichteten Atmosphärenmodelle durch eine einfache geometrische Betrachtung abgegrenzt. Auf die Notwendigkeit weiterer Untersuchungen über den Verlauf von Temperatur und Druck in den äußersten Sonnenschichten wird hingewiesen.