Research Collection
Doctoral Thesis
Untersuchungen über kurzperiodische Schwankungen der Häufigkeit der Sonnenflecken
Author(s):
Frenkel, Elsa Publication Date:
1913
Permanent Link:
https://doi.org/10.3929/ethz-a-000103813
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UNTERSUCHUNGEN ÜBER KÜRZPERIODISCHE SCHWANKUNGEN DER HÄUFIGKEIT DER SONNENFLECKEN
Von der
Eidgenössischen Technischen Hochschule in Zürich
zur
Erlangung
derWürde eines Doktors der Mathematik
genehmigte
Promotionsarbeit
vorgelegt
vonElsa Frenkel
aus Heiden
(Kanton Appenzell)
Referent:: HerrProfessorDr. A.Wolfer Korreferent:HerrProfessorDr. A.Einstein
Separatabdruck
aus„Publikationen
der Sternwarte deseidgenössischen Polytechnikums"
Band VZÜRICH
DRUCK VON SCHULTHESS & Co.
1913
Meinem hochverehrten Lehrer und
Ohef,
Herrn Professor Dr. A.Wolfer,
Direktor derEidgenössischen Sternwarte,
danke ich herzlich für dieAnregung-
zu dieserArbeit,
für dieÜberlassung
des ihr zu Grundeliegenden
Materials und für seine vielfachengütigen Ratschläge.
Lebenslauf.
Ich,
Elsa Frenkel wurde am 30. November 1888 im Schlosse Marbach amBoden¬see
geboren.
Primär- undSekundarunterricht erhielt ich durchPrivat-Lehrer.VomMärz 1904 bis März 1908 besuchte ich die vier Klassen des
Mädchengymnasiums
Grossmünster in Zürich und bestand imApril
1908 dieEidgenössische Maturitäts-Prüfung
inBern.Während des Sommersemesters 1908 war ich an der Universität Zürich im¬
matrikuliert. Im Herbst 1908 bestand ich die
Aufnahmsprüfung
in dasEidgenössische Polytechnikum (mathematisch-physikalische Abteilung).
Im Oktober 1910legte
ichdie
Übergangsdiplom-Prüfung
und Juli 1912 dieDiplomprüfung
ab(Diplom-Arbeit
:Die
Fehlergrenzen
derAngströmsclien
Bolometer-Methode zurMessung
strahlenderWärme,
Professor H.F.Weber).
SeitSeptember
1912 bin ich zweiter Assistent derEid¬genössischen
Sternwarte(Direktor
Professor Dr. A.Wolfer).
Zürich,
Mai 1913.UNTERSUCHUNGEN ÜBER KURZPERIODISCHE SCHWANKUNGEN DER HÄUFIGKEIT
DER SONNENFLECKEN
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Einleitung.
Seit den
Untersuchungen
Wolfs über dieperiodische
Veränderlichkeit desSonnenfleckenphänomens,
die sich über einen Zeitraum von nahe dreiJahrhunderten,
nämlich von der Zeit derEntdeckung
der Sonnenflecken bis auf die Neuzeiterstrecken,
istbekannt,
dass diese Periodizitätkeineswegs
einfach undregelmässig verläuft,
sondern als eineÜberlagerung
mehrerer Perioden aufzufassenist,
von deneneinige
mit
verhältnismässig
grosser Sicherheit haben ermittelt werden können.Die
auffälligste
und daher derUntersuchung
am leichtestenzugängliche
unter diesen ist die elf¬jährige,
deren mittlere Dauer aus dem bisjetzt verfügbaren
Zeiträume von verschiedenenSeiten und nachverschiedenen,
von einanderunabhängigen
Methoden zu 11?125 bestimmt worden ist. Von diesem Mittel¬werte weichen
jedoch
die aus den beobachteten Maxima und Minimahervorgehenden
wahren Perioden umBeträge ab,
die in einzelnen Fällen bis auf mehrere Jahreangestiegen
sind und durch ihrenaugenschein¬
lich nicht ganz
gesetzlosen
Charakter inVerbindung
mit ähnlichenSchwankungen
derAmplituden
auf dieAnnahme des
gleichzeitigen
Bestehens mehrerer Periodennebeneinandergeführt
haben. So istes A.Schustergelungen
neben derelfjährigen
noch eineachtjährige
und einevierjährige festzustellen,
deren genaue Dauerer zu 8(?344 und 4?788
angibt (Phil.
Transactions of theRoyal Society
of London1906).
Ob solche übereinander
gelagerte Teilperioden
an sich selbstbeständigen
Charakter haben oderim Laufe der Zeit veränderlich
sind,
bleibt vorerst offeneFrage.
Im Falle desSonnenfleckenphänomens
kann auf Grund der
bisherigen Erfahrungen
das letztere als wahrscheinlichergelten
und dieser Umstand erschwert dieTrennung
der nebeneinander bestehenden Periodenund das Auffindenneuerbeträchtlich,
denn dieMethoden,
die uns dazu zurVerfügung stehen,
setzen dieConstanz derPeriodenlänge
voraus und sind auf variable nichtübertragbar.
Anderseits können die im wesentlichenaufgefundenen
Periodeninfolge
ihrer Inconstanz niemals vollkommen aus den
Beobachtungsreihen
eliminiertwerden ; und wennauch solche Eliminationsversuche durchHerstellung
dersogenannten „ausgeglichenen
Seihen"gemacht werden,
sokonnten sie bis
jetzt
höchstens dazudienen,
die bereits bekannten Perioden deutlicher hervortreten zu lassen. Dieübrig
bleibenden Oszillationen sind umso schwererdeutbar,
als sie teilweise durch diemangel¬
hafte
Ausgleichung
selbst verschuldet sind.Neben dem
langperiodischen
Wechselunterliegt
nunaberdasFleckenphänomen
auchnoch sekundärenSchwankungen
von kurzer Periode und auch hier scheinen mehrere solche von verschiedener Dauer undAmplitude gleichzeitig
nebeneinander zu bestehen. Eine von ihnen tritt mit aller Klarheithervor,
einePeriode von 26—29
Tagen
und sie ist dieeinzige,
für die auch eineErklärung
leicht zugeben
ist ; denn sie ist zurückzuführen auf dieungleiche Verteilung
derFleckenbildungen
inheliographischer Länge,
nämlich auf deren zeitweise
Anhäufung
angewissen
Stellen der Sonnenoberfläche währendlängerer
Zeit¬räume und erscheint somit einfach als die natürliche
Folge
derSonnenrotation,
nicht aber als eine demFleckenphänomen
selbst anhaftende Veränderlichkeit.Dass aber
kurzperiodische Schwankungen
der letzteren Art ebenfalls vorhandensind,
erkennt man ohne Mühe aus hinreichend detailliertenDarstellungen
derFleckenhäufigkeit
entweder in tabellarischer oder noch weit besser ingraphischer Form,
in denen durch dieWahl einer hinreichend kleinen Zeiteinheit diese Variationennicht,
wie es für dieAufsuchung
derlangen
Perioden sichnotwendig erweist,
mehr oderweniger
verwischt sind.- 4 —
Im
folgenden
ist derVersuchgemacht,
Periodizitäten dieser Art in derStärke
des Soïïnenfiecken-phänomens
nachzuweisen und numerisch zubestimmen, gestützt
aufBeobachtungen
auf der ZürcherSternwarte,
die sich über einen Zeitraum von 35Jahren,
nämlich von 1876—1911erstrecken,
"und die in ihrem vollenUmfange diejenige Gleichartigkeit besitzen,
die für den Zweck unerlässlich ist. Bis heuteliegen
noch keinerleisystematische Untersuchungen
über dieselben vor.Einige
Versuche von A. Schusterüber Perioden von ca.
zweijähriger Länge (Phil.
Transactions of theEoyal Society
ofLondon,
SeriesA,
Vol.206)
undUnterwegers „Untersuchung
über die kleinen Perioden der Sonnen-Flecken und ihre Be¬ziehung
zueinigen periodischen Erscheinungen
der Erde"(LVIII.
Band der Denkschriften derMathematisch- Naturwissenschaftlichen Klasse der kaiserlichen Akademie derWissenschaften,
Wien1891),
wobei er ausBeobachtungen
von 1880—1887 eine Periode in der mittlerenLänge
von 69.4Tagen angibt,
sind auf diesem Gebiet bisjetzt
alleingeblieben.
Bevor wir aber dazu
übergehen,
die zur"Ermittlung
der Periodenangewandten
Methoden zu be¬schreiben,
soll nicht unerwähntbleiben,
dass solange
es dermeteorologischen Dynamik
noch nicht ge¬lungen ist,
die bei derEntstehung
derSonnenflecken stattfindendenphysikalischen Vorgänge
genauer fest¬zustellen,
als es zur Zeit der Fallist,
alle auf dieDarstellung
des zeitlichen Verlaufes des Phänomensgerichteten Bemühungen
einstweilen noch den Charakter von — wenn auch methodischgeleiteten
— Ver¬suchen behalten müssen und dass aus diesem Grunde der schliessliche
Erfolg
oft genug inwenig
befrie¬digendem
Verhältnis zu dem erforderlichenRechnungsaufwande
steht.I. Methoden
zumAufsuchen unbekannter Perioden.
Zum Auffinden unbekannter
Perioden,
d.h.zurErmittlung
ihrerLänge, Amplitude
undPhase,
stehenuns zwei
prinzipiell
verschiedeneWege offen,
der direkte oder der indirekte. Impraktischen
Falle kommtaus
Gründen,
diespäter
deutlich hervortretenwerden,
wohl nur das indirekte Verfahren in Betracht.Doch besitzt die zuerst von Fr. Kühnen
angegebene
direkte„Methode
zurAufsuchung periodischer
Er¬scheinungen
in Eeihenäquidistanter Beobachtungen" (Astr.
Nachr.Bd.182,1, 1909)
sogrossen theoretischenReiz,
dass ihrPrinzip
hier kurzangedeutet
werdenmöge: /0/i/2/j
bezeichnen dieäquidistanten
Be¬obachtungen
des zu untersuchenden Phänomens in den Zeitmomenten4A4^3
Fassen wir diese als eineÜberlagerung
von n einzelnenSchwingungen auf,
so sind sieeindeutig
darstellbar durch dieFourier- sche Reihe:(1)
•lt
=Ct
cos(a,
f +ßi)
4-C2
cos(a2*
+ß2)
+ +-Cn
cos(aj
+ß„).
Jede der Wellen hat die Form Ccos
(cet
-+-ß).
C ist die
Amplitude, ß
diePhase,
T=— diePeriodenlänge,
^— dieFrequenz.
Da n selbst
unbekannt,
so wird n zunächst durch diebeliebige
Zahl m ersetzt und die Beob¬achtungsreihe
der / nach beiden Seiten vonlt
unbeschränktgedacht.
Setzt man
Ap
=Cp
cosßp j
(2) Bn -CpSinßp CP
=+^A\
Blßp
= arctg ("*)
cos xt
(eita
+e-itcL)
i=V=T
smxt=~(eita2i -
e~ita)
—iSetzt man ferner
¥
(Äp
-iB9)
=Xp
(2') (3)
dann wird
y (A9
+iB9)
=Yp
lt
=X{eitci>
-f-X,«"««
+ +Xmeitct"
+!>-""
4-Y*-****
+. -itv.mDie m auftretenden Werte von X und Y werden
gefunden,
indem man sie ausje
2m+lGleichungen
mmal
eliminiert,
so dass man zu ihrerBestimmung
mGleichungen
von der Form erhält:(4)
0:1
eicc, gi
2a,J3a, 1
ei2ai
J2a*ei3a3
1
?i2«.m
0i3a,„
-i2a,
-1a. o—i*a
-£2aj
g—i°2a3
„—£3a, p—i3a; p—i3a3 e
1
?-«2a„
—«3a„
/.
/, P+ l
'P+ 2
*P+3
ei2ma, gi2mo.i gi2m*i gi2mam e—i2ma, g—i2m*l e—i2ma3
ß—i2m«.m i 2m— 6 — wobei also
/a
=X, 4-Xä +J, +...^1. +7, 4-F2 +F3
+--. +Ym
ll
=Xleia> +X,eia- +X,j** +...
+Xmeia- +rte-u> -^Y^1^ ->-7,e-ia' +...^F/-<'-
/,
=X,e2ia>
+Xse2ia*
+X3*2ia»
4 ...4Xme2ia-»
+yie-2ia' +3^-2i"« +F,«-2iat
4- ... 4-7j~iU"
lt
=XleSia'
+i,«8**«
+X3e3ia<
+•• • +•Xwe3ia»
+y;e-3ia' +F,«-8*««
+Yte-Bi**
4-... 4-F*-8<««
Diese Determinante
(4)
wird von Fr. Kühnen nach Sätzen der Determinantentheorieausgewertet
und inder Form erhalten:
(5) 'PP*
+(/p_14-/p
+1)Pll,.14-(/p_t4-2/p4-/p
+,)Pw_14-
4-+
[Jp-j-Hirp
-x+*~^ \^)lP-x
+i+ +(fH
4x-4+ \\}lp
+x-t+lp
+*J ?m-x
++ +
h
-m+\[)h
-m+2+\2?H
-m44+(^)^p
+,« -4-+-(fH
4- m-%+'p
+ m=°(6)
wobeielap
+e~lxp
=x9 gesetzt ist,
und die P Funktionen der x sind und zwar(7)
or, -J-xt 4- Xj 4- = —P,
12 ' 1 3 ' •••••••••.
— r— JT g
**iJTaJ/g I »ViJC^JC^ r~ — -tg US\Y.
Man hat also ein
System
von m linearenGleichungen
inP,
P,POT
und setzt man sukzessivep=•
1, 2, 3, 4...,
so erhält man die Determinante der Coeffizienten der P in der Form/P (/p_1
+(/p+1)(/p_,4-2/p 4-/p
+t)
/P
+1(/P
+(/„
+,) Cp_i-^2/Pt1 +/p ,3) lp
+2(lp
+ 1 +(lp
+3) Cp
+ 2^p
+ 2+ ^p
^J
Für alle
Zahlen,
diegrösser
als eine bestimmte Zahlsind,
wird dieselbeNull,
was sich auchergibt,
wenn(1)
in(8) eingesetzt wird;
diese Zahl ist diegesuchte
Anzahl n derüberlagerten Schwingungen.
Ist aber die Determinante =
0,
so können die P aus(5)
berechnetwerden,
und die a.^a.%a.%ergeben
sich nach(7)
alsLösung
derGleichung:
xn +
P,**-1
4-P.*"-'
4- +P„
= 0und ihre
Bedeutung
ist nach(6)
xt =eîa>
4
e~ ""' = 2 cosa, e~ia* = 2cosa„(8)
A =•r«+ <?ia"
4-e~la» -= 2cosaBAus dem linearen
Gleichungssystem (3)
sind nun dieX,
Yzu bestimmen aus denen sich nach(2')
die
A,
B und aus(2)
endlich dieC, ß ergeben,
womit das Problemgelöst
ist.Im
praktischen
Falle würde dieDeterminante für keinen Wert von mNull,
wegen derUnmöglich¬
keit die / frei von
Beobachtungsfehlern
zu erhalten. Man hat daher statt des Nullwerdens dieForderung aufzustellen,
dass der Wert von A im Bereiche einer apriori
zu schätzendenFehlerquadratsumme liege
und aus den erhaltenen
Gleichungen
nach derMethode der kleinstenQuadrate
dieNormalgleichungen
auf¬zustellen nach deren Reduktion sich erst die P
ergeben.
Dass sich die Methode zur
Verarbeitung
einesgrösseren
Materials nichteignet, liegt
einerseitsdaran,
dass in diesem Falle dieZahl der aufzustellendenGleichungen
kaum zubewältigen wäre,
anderer¬seits
daran,
dass zum voraus keinegünstige
Annahme von mvorliegt,
so dass unter Umständen dasVer¬fahren öfters zu wiederholen wäre bis es zum Ziele führt.
Für unsern Fall wählen wir daher mit Vorteil die indirekte
Methode,
nach der wir uns auf daserste
periodische
Glied der FourierschenEntwicklung beschränken;
machen eine Annahme fürT,
und be¬stimmen daraus
Amplitude
und Phase. DieseOperation
wird für eine Reihe benachbarter WerteT,
die— 7 —
gleichmässig fortschreiten, wiederholt,
und durchVergleichung
derzugehörigen Amplituden
wird dann aufdas Vorhandensein wahrer Perioden
geschlossen.
Dieses Verfahren wird hei derAnalyse periodischer
Vor¬gänge
amhäufigsten angewandt.
DieUntersuchung
über die Wahrscheinlichkeit der zu erwartendenAmplituden,
sowie dasregelmässige
Fortschreiten der Phase als Kennzeichen wahrer Perioden stammengrösstenteils
von A. Schuster(Terrest. Magn.
Vol.III,
pag. 13ff.),
wir führen hier das wesentliche an:Handelt es sich
darum,
dieAmplitude
und Phase einer vermuteten Periode Tvonp Intervallenzu
finden,
aus einer grossen Anzahlaequidistanter Beobachtungen /,/g/3
, soordnen wir diese Beobach¬tungen
in ein Schemavon Horizontal- und Vertikal-Reihen so, dass die denZeitabschnittentt t^
t ent¬sprechenden Beobachtungen /, lt lp
horizontal nebeneinander zu stehenkommen,
und eine erste Reihebilden,
die tJ
+it2 entsprechenden
Werte /analog
eine zweite Reihen usw., bis sämtliche Beobach¬tungen
/erschöpft
sind.St S2
S bedeuten dann die Summen der Vertikalreihen.h h '3 lp
*>
+11p
+ 21p
+*l*p
hp
+i ip+2l2p
+ alip
Y« —J)/>+i
l(n
—i)p+2l(n
—l)p+ 3lnp
$i 8* S3 Sp
S wird dann durch die Fouriersche Reihe
allgemein dargestellt
in der Form(1)
S=a0 -f-at cos a-hatcos2a-+-atcos3a4- -f-a cos/?a++
b{
sina -j-b3
sin2a -+-b3
sin3a + + bpsmpa.und S=
S,
für a= —; 1=0, 1, 2, 3,
, p - 1Wir behaltenvon derReihenurS— a0+«, cosa4-
b,
sina;albl
sind danngegeben
durch(2) ^>Pat
="-#1
cos0 -fa%
cos 1.a-f-Äg
cos2a -f- _|_g^
cosq,
_j)a
i^pbi
=St
sin 0 4-St
sin 1 . a4-St
sin2a 4- 4-Sp
sin(p
—l)a
pa0 =
Si+tis Sp
Führen wir die Substitution ein
a, =r. cosy ) . , „ ,
(3) ^
=^ gin\ so wird S=a0+r cos(a—
<p)
Hierin bedeutet rt
=ya\
+b\
dieAmplitude
und ç= arctg— die Phase.ai
Ist so die
Amplitude ermittelt,
so muss nun entschiedenwerden,
ob ihre Grössedie,
bei willkür¬licher
Anordnung
derZahlen,
nach der Wahrscheinlichkeit zu erwartende bedeutend tibertrifft — nur in diesem Falle ist Grundvorhanden,
die Existenz einer Periode von p Intervallen zubehaupten
und durchweitere
Näherung
einen besseren Wert für sie zu suchen.Die Methode zum auffinden des wahrscheinlichenWertes der
Amplitude
stammt von Schuster. Siestützt sich auf einen von Lord
Rayleigh gefundenen Satz,
den wir hier zuerst erläutern:Die Wahrscheinlichkeiten fürdas Eintreffenvonzwei
entgegengesetzten Ereignissen
heissen pund q.Die
Ereignisse
selbst A und B. Dann ist nach dem Theorem von Bernoulli dieWahrscheinlichkeit,
dassin einer sehr grossen Anzahl von n Versuchen das
Ereignis
A in einer zwischen np±-{V2pqn liegenden,
unbekannten Anzahl von Malen eintrifft
gegeben
durchP,
- 8 -
wenn n hinreichend gross
gewählt wird,
verschwindet das additive Glied und es bleibtt x=
rV2n
(4) ?=
4=\e~tdt
W
VnJ0 r<\'n
Von dieser Formel
geht
LordRayleigh
aus(Phil. Mag.
Vol.10, 1880)
"On the resultant ofalarge
number of vibrations of the same
pitch
andarbitrary phase ",
um die Wahrscheinlichkeit abzuleiten mit welcher die Resultante einer grossen Anzahlzusammengesetzter,
in einer Ebeneliegender
Vektoren durcheinen willkürlich fixierten Punkt
geht
; dieses Resultat ist dann sofort auf unserenFalltibertragbar,
wenn wir aus(2)
den Ausdruck(5)
bildenr>r - i-
(5) ^
=(S{
cos a-fSt
cos2a + +Sp cos>oa)2+ (St
sina-fS2
sin2a-u 4-Sß sinjpa)2
und die
St
cosia als.r-Componenten,
dieS(
sin /a als^-Componenten
des VektorsJ~DV betrachten. Da a0p ==
St-hSt ~^^p
niCÛ*s anderes ist als dieSumme sämtlicherBeobachtungswerte,
sofassen wir dieSN
zu einer Zahl Nzusammen und setzenp= —in
(5) ein,
so dassa0
Nr ~
(6)
R=g—l
=(£,
cosa+St
cos 2a-4- 4-Sß cos/>a)*
+i
4-
(S,
sina4-S,
sin2a +- 4-Sß sin/>a)2
Rayleighs Untersuchung
verläuft nun so:Von n
Componenten,
die willkürlichpositiv
undnegativ
seinkönnen, liegt
mit einer Wahrschein-r
lichkeit P =-=
\e~
dt die Anzahlpositiver Componenenten
zwischen den Grenzen -^n ±y1/ -^-,
da in Bernoullis Theorem p= q= -~- zu setzen ist.
Klï
-s-I
. Darausfolgt,
dassdie Anzahl
positiver Componenten
innerhalb der Grenzen-~-«4-yI/-_-
un<* "ö"w+(T
^^y)|/
-9- mit1 Î 1 /w
«iner Wahrscheinlichkeit P== —j=e~Y
ß?y liegt,
was auch noch für die Anzahl 28y|/-~-positiver
Com-Ytz \ ~ * |
1 /» ~\ /ïi x dx
ponenten gilt.
Setzen wir2y
1/ -^=.r,2(y
4-<fy)
1/ -s- =x"+-«to,
dann ist y= -r=,dy
= -j=,'t TZ Y2n ]/2n
1 —!
p = ^J=*2"dx.
VVnn
Die
Componenten
seiendargestellt
durchgerade Linien,
durch einenAnfangspunkt
0 und von derLänge
1.~^n
von ihnen laufen willkürlich inRichtung
±x,~^n
von ihnen laufen willkürlich in Rich¬tung ±y.
Manfragt
nach der Wahrscheinlichkeit mit der die Resultante dieser Vektoren durch einen Punkt des Rechteckesdxdy geht.
1 —
W{
= . e " 8x ist die Wahrscheinlichkeitdafür,
dass die Resultierende derpositiven
.r-Com-M
ponenten
innerhalb bxliege.
'
1 --
Wt
= ~—=enty
ist die Wahrscheinlichkeitdafür,
dass die Resultierende derpositiven #-Com-
ponenten
im Intervallehy liege.
-. 9 -
1
-(^
W,\ W2
= —e v *7S.rS#
ist dann diezusammengesetzte
Wahrscheinlichkeit für das Zusammen¬treffen beider
Ereignisse.
Transformieren wir dieses Resultat noch auf Polarcoordinaten durch die Substitutionen
x=rcos%
1
2* ^jty=rsin 6
[
wobei dieBedeutung
vonr,6ersichtlich,
sowirdW{ W2
=I—e
tt rdrdd und endlichfolgt
ZxSy
=rdrd%I
o2 —
(7)
P=W, W,
= —e n rdr die Wahrscheinlichkeitdafür,
dass die Resultierende innerhalb der Kreise rund
r-\-dr liege.
Es ist leicht zu
zeigen,
dass dieses Resultat nichtgeändert wird,
wenn dieComponenten
ver¬schiedene
Längen
haben und nicht allegleich
einssind,
wie hier der Kürze halber angenommenwurde,
natürlich unter der dauerndenVoraussetzung,
dass n sehr gross ist(Phil. Mag.
Vol.10, 1880).
Nun
gehen
wir auf unseren Fall zurück und suchen die Wahrscheinlichkeitdafür,
dass B = ~<5a0 zwischen zwei zu bestimmenden Grenzen
liegt.
Da wegen derKonvergenz
der Fourierschen Reihe aü>rl cos(a
—q>) ist,
der cos. aber höchstens = 1wird,
so führen wir als Maß für dieAmplitude
derPeriode von p Intervallen die Grösse p = —f ein. Die Wahrscheinlichkeit
dafür,
dass der Vektorfl T H Jl ïl
R = -= ^-=
^rp zwischen den Grenzen -y-p und -=-
(p
-f-dp) liegt,
ist dann nach(7)
durch die Sub-n
stitutionen dr =
y dp
sofort
gegeben
alsr\/7/-i0 4
<8)
P = fpdpeSchuster führt dann in offenbarer
Analogie
zu der mathematischenErwartung
beiGlücksspielen
auch hier einen ähnlichen
Begriff
derErwartung
ein("expectancy")
und setzt dieErwartung
e für pgleich
der Wahrscheinlichkeit für pmultipliziert
mit p.e ist also stets kleiner als p, nur wenn die Wahrscheinlichkeit für p=1
ist,
p also das Maß einer tatsächlich vorhandenen Periodeist,
wird egleich
p selbst.Nach
(8)
ist dieErwartung
fürirgend
ein püberhaupt gegeben
durchoo —npJ
(9)
* =±Jp*e~*~dp.
o
Das
Integral (9)
ist eineUmformung
eines Eul ersehenIntegrales
der erstenKlasse,
also einer Oamma-Funktion. Zu seinerAuswertung
benützen wir den Satz über Gamma-Funktionen:(1) fe~xxa~1dx
=T(a),
a stets>0,
sogilt
o
oo
<2) ar(fl)
=r(a
+l),
und dafe~xdx
=T(l),
so ist fernerY(n)
=(n
—1) («-2) («
—3)
1.0
Setzt man in
(1)
x=t1,
so wird(1)
zu2fe-t*t*(a-1)
+ldt
=Y{a),
und füra=\, lr*Pdt
=^r(i-)
oo
Multiplizieren
wir diesen Ausdruck mitje~B*dy,
sofolgt
o
OO g oo oooo
{je~pdt)
=fe~l'dtfe~^dg^ ffe~(t*+B*)dtdy,
und setzt man ferner y=xt0-0 '° °
dy
=tdx,
so wirdE Frenkel 2
- 10 .—
oo oo
Qe-"dt) =fdxfe-(1
+*i>t2tdt,
oder dafe^^'idt-
2(i
+1x*y, weil
OO
*/^*-^-TOÇ
S0 iSt(f*"'"^- T/m»
^| <**
—•»*<»
_-J,
/'""*= MrhVT-' r(y)-^ r(l)-4^; r(|)-|^
0
Setzt man in
(1)
x —ky; k>0,
so wird(1)
zu/•-*'*-V-1W#
=r(«); y?=JV*V-1<*ir.
n «ft
In unserem Fall ist
1/ p2e -TP" rfp
zuintegrieren.
Es ist2
7*-*^=41]
a = 3(10)
«ç p2^ «?p «r (4) v
« 1.774 M
(î)t vir
"
y
p
Die
Wahrscheinlichkeit,
dass —<p, istj^rP*
*dp
=P,
0
oo -«Pa
Die
Wahrscheinlichkeit,
dass —>p, ist{-^pe
*dp
—P2
1
(H) P,
= lP,
= +eDie
Wahrscheinlichkeit,
dass p>e, ist e 4 —e 4 SDie
Wahrscheinlichkeit,
dassp>ki,
ist: TT= eso dass wir also die
endgültigen
Ausdrücke erhalten:-*«rc
(12)
DieWahrscheinlichkeit,
dass p>ks = eDie
Wahrscheinlichkeit,
dassp<ks
= 1 —e 4—k*n
Die Funktion e * , auf die es zur
Berechnung
der wahrscheinlichenAmplituden
im wesentlichenankommt,
kann mit demArgument
k in eine Tafelgebracht werden,
um einexperimentelles
Gesetz fürdie Grösse der wahrscheinlichen
Amplituden
abzuleiten. Die hierangeführte
Tafel ist der SchusterschenAbhandlung
"On theinvestigation
of hiddenperiodicities
withapplication
to asupposed
26day period
of
meteorological phenomena" (Terrest. Magnetism
III.13)
entnommen.- 11 -
—ufc« —nkl
k e 4
k e 4
0.1 0.9922 1.4 0.2145
0.2 0.9691 1.6 0.1339
0.3 0.9318 1.8 0.0785
0.4 0.8819 2.0 0.0432
0.5 0.8217 2.5 0.0074
0.6 0.7537 3.0 0.00085
0.7 0.6806 3.5 6.631 X10-B
0.8 0.6049 4.0 3.487X10-6
0.9 0.5293 4.5 1.238X10-7
1.0 0.4559 5.0 2.967X10-9
1.2 0.3227
Betrachten wir die ersten und letzten Werte der Funktion und nehmen wir z. B. das
gefundene
p zu 0.05 an, und n sei
2500,
einFall,
wie wir ihnspäter ungefähr
treffenwerden,
dann wird:Und wir
finden,
dass von ttsttft = & Fällenje
einer noch einengrösseren
Wertverspricht,
und von n .. .. = 1.3 Fällenje
einer noch einen kleineren Wert. Solch ein p würde uns also
keineswegs berechtigen,
die Existenz der angenommenen Periodezu
behaupten.
1.77 50
0.0354
= 0.0354
1.413 -rcfcs
(aus
derTafel)
= 0.2145Ist aber p=4 e, also k =
4,
so finden wir aus derTafel,
dass vonnur einer mit einem
grösseren
Wert zu erwartenist,
und von3.487X 10-«
,-286500Fällen 1
1-3.487x10^
= lFal1'
n0ch einkleinerer,
d. h.jedes
p ist kleiner zuerwarten,
als es angenommen wurde.Zeigt
sich nun ein p, das dennochgrösser
ist als seineNachbarwerte,
unterwenigen
betrachtetenFällen,
sohabenwir Grund genug, dieses Verhalten auf einegesetzmässige,
nicht einewillkürliche, Anordnung
der Zahlenzurückzuführen,
d. h. auf das Vorhandensein einer wahren Periodizität zu schliessen.
(13)
Wir nehmen also k = 3 e, oder k = 4 e, als kritischen Wert an und wollen nur auf die Existenz wahrer Periodenschliessen,
wenn dieser Wert zum mindesten erreicht wird. DieseFestsetzung
macht natürlich nur
Anspruch darauf,
in roher Weise die Existenz oder Nichtexistenz der Perioden zu entscheiden. Handelt es sich um die letztestrenge Beweisführung
einerPeriodizität,
so ist namentlich auch auf das Verhalten der Phasen in benachbarten Intervallen Rücksicht zu nehmen. Das Gesetzgibt jedoch
eine nützlicheßechnungsvorschrift
für eine ersteDurchsuchung
desMaterials,
um die es sichhier handelt.
Es sei noch
erwähnt,
dass Schuster in der vorhinerwähntenAbhandlung
"On hiddenperiodicities
"die soeben
abgeleiteten
Formeln noch auf den Fallmodifiziert,
in welchem dieBeobachtungsgrössen
/ nichteinzeln von einander
unabhängig,
sonderngruppenweise auftreten,
und er erhält unterBerücksichtigung
der
Gruppenbildung
ein neues, dem erstenanaloges Formelsystem
zurSchätzung
der wahrscheinlichenAmplitude
und derErwartung
für dieseAmplitude.
Diese Formeln kommen für unseren Fall aber nicht inBetracht,
denn wiespäter
noch ausführlichergezeigt
wird,legen
wir derRechnung
nicht die direktenBeobachtungen zugrunde,
sondern diesogenannten
WolfschenRelativzahlen,
in welchen dieGruppen¬
bildungen
der einzelnen Flecken für sichberücksichtigt werden,
so dass die Relativzahlen unter sich alsgleichwertig gelten
können.Einen ganz anderen
Weg,
um die wahrscheinlicheAmplitude
einer untersuchten Periode zufinden,
schlägt
0. Meissner ein(Astronom. Nachr.,
Bd.186, 57, 1910): „Über
dieWahrscheinlichkeit
errechneter Periodizitäten". Sein Verfahren istfolgendes:
- 12 -
Man bilde aus dem
Beobachtungsmaterial
zweimöglichst gleich
grosse Serien und berechne ausjeder
einzelnen dieAmplituden
«, a% der Periode. Die Wahrscheinlichkeit des Vorhandenseins der Periode mit derAmplitude
a unterBenutzung
der ganzen Reihe ist um sogrösser, je
besser die Phasen undje
besser dieAmplituden
der Teilreihen stimmen. Wir nehmen sie also alszusammengesetzte
Wahrschein-ö,+«2 lichkeit
w^wa
an. Bei der Phasendifferenz 0 istwv
=1, zugleich
a = —*-„ = m.Wirsetzen also iva = —,a denn für a = m wird iva = 1 und der Bruch kann niemals >1 werden.
Für «, = a2 vird wa=
1, je
mehr aKdz ait um so kleinerwird wa. Also ist einemöglichst
einfache(Q
d\2
J -i
, das
Quadrat,
um stetspositive
Werte zu bekommen./ß /7\ 2
Für ö, = «2 wird die Funktion =
0,
oder 1—( ' *I =1,
und dieser Ausdruck wird immerkleiner, je
verschiedener a. von «, ist. Es ist aber 1 —(
—)
=,' *.,
= —, wenn m dasarithmetische,
m* dasgeometrische
Mittel bedeuten. Zuletzt wird die Wurzel wieder gezogen, weil dasvorherige Quadrieren ja
nurVorzeichenwechsel fortschaffensollte,
und als wawird angenommeniva
= —.aw^
Also w—waw„ = .
* "
m%
Meissner behandelt dann noch den
Fall,
dass noch andere Perioden von grosser und bekannterAmplitude
ausser dergerade
betrachteten vorhanden sind. In diesem Falle wird dann dasBeobachtungs¬
material nicht einfach
geteilt,
sondern es wird soangeordnet,
dass die beidenTeilserien diedominierende Periode beide ingleicher
Weise enthalten — die Formeln nehmen dann etwas andere Gestalt an. So willkommen es uns nun seinkönnte,
in dieser Weise eineMöglichkeit
zuhaben,
die bekannten Periodenaus unsern
Beobachtungsreihen
zueliminieren,
so ist die Meissnersche Methode für unsern Fall trotzdem nicht anwendbar ausGründen,
die erstspäter
hervortreten werden und die in demAuftreten der„schein¬
baren Perioden" zu suchen
sind,
welche eineTeilung
des verwandten Materials nicht immer zulassen.Ausserdem mag es
dahingestellt bleiben,
ob die„Bildung
der einfachen Funktion" nicht als einegewisse
Willkürlichkeit der Meissnerschen Methodeempfunden
werden kann.Eine dritteMethode zur
Ermittlung
wahrerPeriodizitäten,
welche zwar ihrem Wesen nach nichts Neuesenthält,
da sie wiederum dieEntwicklung
nach Fourierschen Reihenvoraussetzt,
welche aber inäusserst einfacher Weise
gestattet,
dieErgebnisse
derRechnung
zuinterpretieren,
stammt ebenfalls vonA. Schuster und ist in ihrer letzten
Fassung
inProceedings
of theRoyal Society,
vol.LXXVII,
pag. 136ff.,
zu
finden,
nämlich dieHerstellung
desPeriodogramms.
Das
Periodogramm
definiert Schusterfolgendermassen
:f{f)
sei eineperiodische
Funktion und als Fouriersche Reihedargestellt
in der Form:f(t)
=J? A'a
cos{a-2%nt)
+Jg Ba
sin(a
2nnt)
a a
und beschränken wir die
Entwicklung
auf das ersteperiodische Glied,
so dassf(f)
=ö0 +« cos(2 %nt)
+H-b sin
(2 nnt),
so sind2 tl+T
a = -y
f f(t)
cos(2 Tint)
dtb =
^p
1f f(t)
sin(2nnt)
dtV.
27t wo 2tc« = -
Bilden wir nun eine Kurve mit fortschreitenden Werten T als Abszissen und den
zugehörigen
Werten
(«5
+b*)
=rä alsOrdinaten,
so stellt der Raum zwischen der x-Achse der Kurve und den be¬grenzenden
Ordinaten dasPeriodogramm
der Funktionf{t)
dar. Bildet man nun die Ordinaten(t) \(f ^cos (2
nnt] dtf
+( f 'f{t)
sin(2
wnl) dtf 1
— 13 -
für verschiedene um kleine Bruchteile von
Tt
fortschreitende WerteT,
so wird in der Nähe einer wahren Periode die Kurve nahezugeradlinig
horizontal verlaufen und dasPeriodogramm
nahezu ein Rechteck("band").
Ist also durch diegraphische Darstellung
ein "band"gefunden,
so bleibt nur noch zu ermittelnübrig,
ob die mittlere Höhe desselben die in(13) gestellte Forderung erreicht,
um die Existenz einer wahren Periode zubehaupten,
wobeies sofortklarist, dass,
wenn kein harmonischerAnalysator verwandt,
sondern dasPeriodogramm
rechnerisch konstruiertwird,
dieIntegrale
in die früher verwendeten Summenübergehen.
Ein Umstand ist aber bei
Anwendung
allerMethoden,
welchen eine FourierscheEntwicklung
zu¬grunde liegt,
besonders zubeachten,
auf den Schuster(Terrest. Magnetism,
III.1898)
aufmerksammacht,
nämlich auf dasAuftreten von scheinbaren Perioden
(" spurious periods "),
die eineFolge
derEntwicklung
in bestimmten endlichen
Grenzen,
also in der Methode selbstbegründet
sind. Schustergibt
dafürfolgendes Beispiel,
das sich sofortverallgemeinern
und auf unsern Fallspeziell
direktübertragen lässt,
da wirunserer
Rechnung
diecosinus-Entwicklung
von Seite 7zugrunde legen:
Gegeben
sei einereinperiodische
Funktion:cosqt.
Wirzeigen, dass,
wenn dieselbe der Fourier- sehenEntwicklung
in bestimmten Grenzenunterzogen wird,
ausser ihrer wahren Periode — nochandere,
2n
scheinbare Perioden auftreten. Um also die
Amplitude
einermöglichen
Periode -j- in cosqt
zu unter¬suchen,
bilden wir:1 T-
-a- Ta =
f
cosqt
cosktdt£ 0
1 T
~- Tb —
f
cosqt
sin ktdtT- 2*
k
Die
Auswertung
derIntegrale
bietet unterBenützung
der bekanntentrigonometrischen Umformungen
keineSchwierigkeit
und liefert1/77
2ff .y^ö==^psinacosa
1 Tb=
jP^
sin a»2 k*—
ql
q—k
a — izn *—j—
r=
V
a*M-V- = -=-r ^—(q*
cosa a +-Fsin*o)ï
Û j fC CC
Wenn q und k nahezu
gleich sind,
dann wird r ;=; und — = —tg
a. Das heisstaber,
dassr ausser dem Maximum a =0 oder k= q noch eine Reihe anderer Maxima
besitzt,
die wirerhalten,
wenn wir ~.~ = 0 setzen, also x =0 oder a=tga. Die scheinbaren Perioden sind demnach
da. ^ a? °
die
Lösungen
der transzendentenGleichung
a=tga,
derenHauptlösung
a=± 1.43tt; ist.Bezeichne nun x die wahre, x' die scheinbare
Periode,
so ist ± 1.43tt=7t« *—=—; 1 ±—— =-f-
' k ' n k
und da
jP, ^ J^ \ 4^
=1, -f-
= —, sofolgt
z = x(
1 ±——j.
Und x' nähert sich dem Werte der wahren Periode x, wenn n wächst. Esgilt
also wiederum die von vorneherein einleuchtendeForderung,
dass n, die Zahl der der
Untersuchung zugrunde gelegten Perioden,
hinreichend grossgewählt
werdenmuss, um das Auftreten wesentlich von x abweichender Perioden zu vermeiden.
Ist dies aber der
Fall,
also k und q nahegleich,
sogilt
nach dem Früheren r = a 'arc
tg (
—)--=—
a, also dieEntwicklung f{f)
a0-\ cos(kt-h a),
wo a =-un*—=—und a wirdregel- massig
mit nwachsen,
so dass wir diesenUmstand,
nämlich dasregelmässige
Fortschreiten der Phase in der Nähe einer wahrenPeriode, geradezu
als neuesKriterium benützenkönnen,
um auf die Existenz der¬selben zu schliessen.
Die vorstehend
besprochenen Methoden,
und zwarspeziell
dievonSchusterentwickelten,
sind nunim