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 30cm und mehr
dargestellt, die unter der Lupe 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 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.
[Sonnenflecke, Rotation.] 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
entdeckt. Während ersterer die S. mit ungeschütztem Auge
beobachtete, wenn sie in der Nähe des Horizonts stand, wandte
Scheiner zuerst dunkel gefärbte Blendgläser an.
Gegenwärtig polarisiert man auch das Licht im Fernrohr durch
Reflexion und kann es dann durch abermalige Reflexion beliebig
abschwächen (Helioskop von Merz). Vielfach beobachtet man auch
das objektive Sonnenbild, das durch ein Äquatorial auf einer
weißen Fläche entworfen wird. Auch wendet man jetzt nach
dem Vorgang von Warren de la Rue häufig die Photographie an,
um getreue Abbildungen der Sonnenfläche mit ihren Flecken etc.
zu erhalten. Fig. 1 der Tafel "Sonne" zeigt den Anblick der S. nach
einer Photographie von Rutherfurd in New York 23. Sept. 1870.
Außer den Sonnenflecken zeigt dieselbe auch noch nach dem
Rand hin helle Adern, sogen. Fackeln, in Silberlicht glänzende
Streifen, die schon Galilei beobachtete. Die Sonnenflecke sind von
sehr verschiedener Größe, oft nur als dunkle Punkte
erkennbar, sogen. Poren, und oftmals 1000 Meilen und mehr im
Durchmesser haltend. Schwabe beobachtete im September 1850 einen
Fleck von 30,000 Meilen Durchmesser. Große Flecke von mehr
als 50'' = 4800 Meilen Durchmesser sind auch mit bloßem Auge
sichtbar, wenn man die S. durch dünnes Gewölk oder nahe
am Horizont oder auch ein berußtes Glas beobachtet, und es
sind solche schon vor Erfindung der Fernröhre, namentlich von
den Chinesen, vereinzelt gesehen worden. 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 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 100m 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, 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 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 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 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 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
30
Sonne (Korona, Protuberanzen etc.).
der Lichthülle der S., durch welche wir deren dunkeln Kern
erblicken. Daß der eigentliche Sonnenkörper dunkel sei,
hatte schon Dom. Cassini (1671) behauptet; Bode (1776) und
später W. Herschel haben der Wilsonschen Hypothese, daß
der dunkle Kern der S. zunächst von einer wenig leuchtenden,
wolkenähnlichen Hülle umgeben sei, über welche sich
die eigentliche Lichthülle ausbreite, allgemein Eingang
verschafft. Erst Kirchhoff (1861) machte darauf aufmerksam,
daß die leuchtende Hülle der S. unmöglich
bloß nach außen Licht und Wärme senden könne,
daß vielmehr auch die unter ihr liegende wolkenartige Schicht
und der Sonnenkörper selbst längst durch Leitung und
Strahlung erwärmt und ins Glühen versetzt worden sein
müßten. Aus diesen Gründen ist die Wilsonsche
Hypothese aufgegeben worden.
Die Sonnenflecke erscheinen nicht an allen Stellen der
Sonnenoberfläche in gleicher Häufigkeit. In der
Hauptsache sind sie beschränkt auf die Zonen zwischen 10 und
30° heliographischer Breite, die sogen. Königszonen. In
der Nähe des Sonnenäquators selbst sind sie nur
spärlich vorhanden, und ebenso finden sie sich selten jenseit
des 35. Breitengrads. Ferner sind die Sonnenflecke nicht zu allen
Zeiten gleich häufig, und es hat zuerst Schwabe 1843 aus
seiner seit 1826 fortgesetzten Beobachtung auf eine etwa
zehnjährige Periode der Häufigkeit geschlossen. Zu
allgemeiner Anerkennung gelangte diese Behauptung namentlich durch
die Diskussion älterer Fleckenbeobachtungen durch Wolf 1852.
Derselbe fand eine mittlere Dauer der Periode von 11 1/9 Jahren mit
Abweichungen von durchschnittlich 1 2/3 Jahren; etwa fünf
solcher Perioden bilden wieder eine größere Periode, die
durch die Höhe der Fleckenmaxima und die Tiefe der Minima
charakterisiert ist. Merkwürdig ist das 1852 von Sabine,
Gautier und Wolf erkannte Zusammentreffen der Sonnenfleckenperiode
mit derjenigen der erdmagnetischen Störungen und Variationen.
Später hat man auch in den Erscheinungen der Nordlichter, des
Regenfalls, der Stürme etc. dieselbe Periode zu erkennen
geglaubt; auch hatte schon W. Herschel einen Zusammenhang zwischen
der Häufigkeit der Sonnenflecke und der Fruchtbarkeit der
einzelnen Jahre zu erkennen geglaubt. Vgl. Hahn, Über die
Beziehungen der Sonnenfleckenperiode zu meteorologischen
Erscheinungen (Leipz. 1877); Fritz, Die Beziehungen der
Sonnenflecke zu den magnetischen und meteorologischen Erscheinungen
der Erde (Haarlem 1878).
[Korona und Protuberanzen.] Bei totalen Sonnenfinsternissen
erscheint der vor der S. stehende Mond rings umgeben mit einem
silberglänzenden, wallenden Lichtschimmer, aus dem einzelne,
oft wunderbar gekrümmte Strahlengruppen hervorschießen.
Es ist dies die sogen. Korona. Außerdem aber hat man auch
noch bei diesen Gelegenheiten eigentümliche rosenrote Gebilde
am Sonnenrand bemerkt, die bald wie Berge oder Flammen an der S.
haften, bald wie Wolken frei schweben, die Protuberanzen (vgl.
Tafel "Sonne", Fig. 3). Solche Protuberanzen sind bereits 1733 von
Vassenius in Gotenburg beobachtet und abgebildet worden; ihr
genaueres Studium beginnt aber erst mit der Sonnenfinsternis vom 8.
Juli 1842, wo Arago, Airy, Schumacher u. a. sie wahrnahmen; 1860
wurden sie bereits photographiert, und 1867 glückte es Rziha,
bei Ragusa eine Protuberanz während einer zehnzölligen
ringförmigen Finsternis zu beobachten. Endlich haben 1868
Lockyer, Janssen, Huggins und Zöllner Methoden angegeben, um
diese Gebilde auch bei vollem Sonnenschein zu beobachten. Als
Mittel hierzu dient das Spektroskop. Das Sonnenspektrum ist ein
kontinuierliches Spektrum, welches von zahlreichen dunkeln
(Fraunhoferschen) Linien unterbrochen wird, die genau dieselbe
Stelle einnehmen wie die hellen Linien in den Spektren
verschiedener Metalldämpfe. Kirchhoff zeigte, daß ein
jedes glühende Gas ausschließlich Strahlen von der
Brechbarkeit derer schwächt, die es selbst aussendet, so
daß die hellen Linien eines glühenden Gases in dunkle
verwandelt werden müssen, wenn durch dasselbe Strahlen einer
Lichtquelle treten, die hinreichend hell ist und an sich ein
kontinuierliches Spektrum gibt. Um also die dunkeln Linien des
Sonnenspektrums zu erklären, muß man annehmen, daß
die Sonnenatmosphäre einen leuchtenden Körper
umhüllt, der für sich allein ein kontinuierliches
Spektrum gibt. Die wahrscheinlichste Annahme scheint Kirchhoff die
zu sein, daß die S. aus einem festen oder
tropfbarflüssigen, in der höchsten Glühhitze
befindlichen Kern besteht, der umgeben ist von einer
Atmosphäre von etwas niedrigerer Temperatur. Durch das
erwähnte Zusammentreffen der Fraunhoferschen mit den hellen
Linien in den Spektren gewisser Metalldämpfe ist zugleich die
Anwesenheit der letztern in der Sonnenatmosphäre nachgewiesen,
und man hat auf diese Weise gefunden, daß Natrium, Calcium,
Baryum, Magnesium, Eisen, Chrom, Nickel, Kupfer, Zink, Strontium,
Kadmium, Kobalt, Wasserstoff, Mangan, Aluminium, Titan in der
Sonnenatmosphäre vorkommen; Wasserstoff und Eisendampf bilden
die Hauptgemengteile. Die Sonnenflecke zeigen nach Huggins und
Secchi dasselbe Spektrum wie die übrige Sonnenfläche, nur
sind die dunkeln Linien breiter; Secchi schließt daraus,
daß in ihnen die metallischen Dämpfe sich im Zustand
größerer Dichte befinden. Die Protuberanzen aber zeigen
ein Linienspektrum mit den hauptsächlichsten Linien des
Wasserstoffs und einigen Eisenlinien. Darauf beruht die
Möglichkeit, diese Gebilde bei hellem Sonnenschein selbst auf
der Sonnenscheibe zu beobachten. Man bringt nämlich im
Spektroskop eine größere Anzahl Prismen an, durch welche
das Spektrum des störenden Sonnenlichts so
vergrößert wird, daß es nicht mehr blendet;
dagegen bleibt die Protuberanz im Licht einer der hellen
Wasserstofflinien sichtbar, wenn man den Spalt weit öffnet
(Lockyer, Zöllner). Man weiß gegenwärtig, daß
die Protuberanzen in der Hauptsache aus glühendem Wasserstoff
bestehen, der in Massen von mannigfachster Form bis zur Höhe
von 1-3', ja in einzelnen Fällen bis über 4' Höhe
(23,000 geogr. Meilen) mit rasender Schnelligkeit (über 20
geogr. Meilen in der Sekunde) aufsteigt. Durch die Neigung der
obern Teile der Protuberanzen gibt sich eine in den höhern
Schichten der Atmosphäre herrschende Strömung nach den
Polen kund. Eine Hülle glühenden Wasserstoffgases umgibt
auch den ganzen Sonnenkörper, in der Fleckenregion fast zu
6000 Meilen, anderwärts nur etwa zu 1000 Meilen aufsteigend,
die sogen. Chromosphäre, welche namentlich in mittlern Breiten
zahlreiche haarförmige Hervorragungen zeigt. Die Korona
endlich gibt ein kontinuierliches Spektrum mit einigen hellen
Linien, darunter einer grünen Eisenlinie, die auch im
Nordlichtspektrum auftritt. Zwischen Protuberanzen und Fackeln
besteht eine enge Beziehung; es treten durchschnittlich die
schönsten Protuberanzen in der Region der Fackeln auf, und
Secchi versichert, noch niemals eine einigermaßen
glänzende Fackel am Sonnenrand selbst angetroffen zu haben,
ohne daselbst zugleich eine Protuberanz oder wenigstens eine
höhere Erhebung und
31
Sonneberg - Sonnenberg.
einen stärkern Glanz der Chromosphäre zu sehen.
Spörer hält die Protuberanzen für Vorläufer
später erscheinender Fleckengruppen. Fig. 4-6 auf Tafel
"Sonne" zeigen eine Anzahl Protuberanzen: Fig. 4 I eine Protuberanz
von 2' (11,500 geograph. Meilen) Höhe 3 Uhr 45 Min., II, III,
IV eine andre von 35 bis 40'' (3400-3800 Meilen) Höhe 6 Uhr 45
Min., 55 Min. und 57 Min.; Fig. 5 I 2. Juli 1869, 11 Uhr 35 Min.,
Höhe 65'' (6300 Meilen), II 4. Juli, 9 Uhr, Höhe 40''
(3800 Meilen), III und IV eine Protuberanz von 50-60'' (4800-5700
Meilen) Höhe 4. Juli, II Uhr 50 Min. und 12 Uhr 50 Min.
[Temperatur.] Über die Temperatur, welche auf der
Oberfläche der S. herrscht, gehen die Ansichten der Forscher
weit auseinander: während Zöllner aus theoretischen
Erwägungen über 27,000° C. findet, hat Secchi aus
aktinometrischen Messungen 5-6 Mill. Grad als untere Grenze
abgeleitet. Aus solchen Messungen haben aber anderseits Pouillet
und neuerdings wieder Vicaire und Violle bloß 1500°
gefunden. Diese verschiedenen Resultate sind Folge verschiedener
Annahmen des Wärmestrahlungsgesetzes, dessen Form uns freilich
nur innerhalb ziemlich enger Temperaturgrenzen sicher bekannt ist.
Licht- und Wärmestrahlung sind infolge der Absorption in der
Sonnenatmosphäre am Rand geringer als in der Mitte der
Sonnenscheibe. Secchi fand die Wärmestrahlung am Rand nur halb
so groß als in der Mitte, auch am Äquator bedeutender
als an den Polen. Langley hat 1874 diese ältern Beobachtungen
bestätigt gefunden. Die Flecke strahlen weniger Wärme aus
als die benachbarte Sonnenfläche (Henry 1845); doch gibt nach
Langley selbst ein Kernfleck noch mehr Wärme als ein gleich
großes, hell leuchtendes Randstück.
[Theorie der Sonne.] Nach Kirchhoffs Ansicht, die auch von
Spörer, Zöllner u. a. in der Hauptsache adoptiert worden
ist, besteht die S. aus einem in der höchsten Glühhitze
befindlichen Kern, der von einer Atmosphäre von niedrigerer
Temperatur umgeben ist. Die Sonnenflecke sind Wolken, die
Kernflecke werden durch tiefer liegende dichtere, die Höfe
durch darübergelagerte dünnere und ausgebreitetere Wolken
gebildet. Zöllner dagegen hält die Kernflecke für
Schlackenmassen, die sich auf der glühend flüssigen
Sonnenoberfläche durch Abkühlung gebildet haben und sich
auch infolge der in der Sonnenatmosphäre erzeugten
Gleichgewichtsstörungen von selbst wieder auflösen.
Diesen Anschauungen gerade entgegengesetzt, denkt sich Faye die
Sonnenmasse als einen gasförmigen, infolge seiner hohen
Temperatur in einem Zustand allgemeiner physischer und chemischer
Dissociation befindlichen Körper, an dessen durch Strahlung
etwas erkalteter Oberfläche sich chemische Verbindungen bilden
können, welche aber sofort wieder untersinken und durch neue
ersetzt werden; die Lichthülle oder Photosphäre ist daher
diese in beständiger Neubildung begriffene Oberfläche.
Wird diese Hülle an einer Stelle durch aufsteigende
Strömungen unterbrochen, oder werden Teile des Innern an die
Oberfläche gebracht, in denen der chemische (Verbrennungs-)
Prozeß nicht thätig ist, so haben wir den Anblick eines
Sonnenflecks. Während nach diesen und andern Theorien die S.
allmählich kälter wird, hat neuerdings William Siemens
("Die Erhaltung der Sonnenenergie", deutsch, Berl. 1885) eine
Theorie aufgestellt, nach welcher die von der S. ausgestrahlte
Energie derselben beständig wieder zugeführt wird. Vgl.
Faye, Sur la constitution physique du soleil (in den
"Comptes-rendus" 1865 ff.); Secchi, Die S. (deutsch von Schellen,
Braunschw. 1872); Young, Die S. (Leipz. 1883); kürzere
Darstellungen von Reis (das. 1869) und Hirsch (Basel 1874).
Sonneberg, Kreisstadt im Herzogtum Sachsen-Meiningen, 3
km lang, eng eingeklemmt zwischen Bergen an der Südseite des
Thüringer Waldes (der neue Stadtteil liegt in der Ebene), an
der Röthen, der Zweigbahn Koburg-S. (Werrabahn) und der
Sekundärbahn S.-Lauscha, hat eine schöne neue Kirche im
gotischen Stil, eine Wasserheilanstalt, blühende Industrie und
(1885) 10,247 Einw. S. ist namentlich berühmt als Mittelpunkt
der vielen umliegenden Fabrikorte, in welchen wie in der Stadt
selbst die sogen. Sonneberger Spielwaren (aus Holz und
Papiermaché), Attrappen, Masken, Glas-, Porzellan- und
Eisenwaren geliefert und von hier aus im Wert von jährlich 7,5
Mill. Mk. nach allen Weltgegenden hin versandt werden.
Außerdem liefert S. Farben, Schiefertafeln, Schieferstifte,
Schleif- und Poliersteine, Lederarbeiten etc. und hat Brauereien,
Masse-, Loh- und Schneidemühlen und Ziegelhütten. S. hat
ein Amtsgericht und eine Realschule und ist Sitz eines
Landratsamtes, eines Forstdepartements und eines Konsulats der
Vereinigten Staaten von Amerika. Vgl. Fleischmann, Gewerbe,
Industrie und Handel des meiningenschen Oberlandes (Hildburgh. 1876
ff.).
Sonnefeld, Flecken in Sachsen-Koburg, hat eine evang.
Kirche, ein Amtsgericht und 1180 Einw.; in der Umgegend
Verfertigung von Korbwaren.
Sonnemann (eigentlich Saul), Leopold, Journalist, geb.
29. Okt. 1831 zu Höchberg in Unterfranken von jüdischen
Eltern, wurde erst Kaufmann, gründete 1856 die in
Handelskreisen einflußreiche "Frankfurter Zeitung" und ist
seit 1867 alleiniger Eigentümer und Herausgeber derselben.
Auch war er Mitbegründer des volkswirtschaftlichen Kongresses
und langjähriger Referent über Bankwesen in demselben.
1871-76 und 1878-84 Mitglied des deutschen Reichstags, trat er, der
Haltung seiner Zeitung entsprechend, als Vertreter der deutschen
Volkspartei meist oppositionell auf, stimmte gegen die Annexion von
Elsaß-Lothringen, unterstützte die Beschwerden der
elsässischen Protestler und der Sozialdemokraten und
beteiligte sich positiv nur an der Beratung über das
Münz- und Bankgesetz sowie über den Zolltarif.
Sonnenbad, Bestrahlung des menschlichen Körpers
durch die Sonne zu Heilzwecken.
Sonnenbahn, s. v. w. Ekliptik (s. d.).
Sonnenbaum, s. Retinospora.
Sonnenberg, Franz Anton Joseph Ignaz Maria, Freiherr von,
Dichter, geb. 5. Sept. 1779 zu Münster, entwarf schon auf dem
Gymnasium in Münster nach Klopstocks "Messiade" den Plan zu
einem Epos: "Das Weltende" (Bd. 1, Wien 1801), das alle Fehler
einer wilden Phantasie, eines regellosen Umrisses und einer
schwülstigen Diktion vereinigt. Er studierte die Rechte, doch
nicht aus Neigung, lebte späterhin zurückgezogen in Jena
und arbeitete hier an einem zweiten Epos: "Donatoa", abermals einem
Gemälde des Weltuntergangs, welches dergestalt seine ganze
Seele erfüllte, daß er Schlaf und Speise, Umgang und
jede Lebensfreude dafür aufopferte. Er endete 22. Nov. 1805
freiwillig in Jena durch einen Sturz aus dem Fenster. Auch in
"Donatoa" (Rudolst. 1806, 2 Bde., mit Biographie von Gruber)
erscheint S. als ein Nacheiferer Klopstocks. Bei allen Fehlern in
Plan und Ausführung zeigen einzelne Stellen eine gewisse Kraft
und Hoheit und eine tiefe Innigkeit des Gemüts. Aus seinem
Nachlaß erschienen auch "Gedichte" (Rudolst. 1808).
32
Sonnenblume - Sonnenfinsternis.
Sonnenblume, s. Helianthus.
Sonnenblumenöl, fettes Öl, durch Pressen aus
den Samen von Helianthus annuus gewonnen (Ausbeute 15 Proz.), ist
hellgelb, schmeckt sehr rein, erstarrt bei -16°, trocknet,
dient als Speiseöl, zur Verfälschung des Baumöls,
zum Malen etc.
Sonnenburg, Stadt im preuß. Regierungsbezirk
Frankfurt, Kreis Oststernberg, an der Lenze und dem Warthebruch,
hat eine evang. Kirche, ein Schloß aus dem 16. Jahrh. (einst
Sitz eines Johanniter-Herrenmeisters, jetzt Sitz des neuen
preußischen Johanniterordens), ein Johanniterkrankenhaus,
eine Strafanstalt, ein Amtsgericht, Seidenweberei, Filzfabrikation,
eine Bilderrahmen-, eine Messingstift- und eine
Blechemballagenfabrik, Ziegelbrennerei, Dampfmühle und (1885)
6226 meist evang. Einwohner.
Sonnendarre, s. Samendarre.
Sonnendistel, s. Carlina.
Sonnenfackeln, s. Sonne, S. 29.