Atmospharische Optik 



Horizont die Polarisation horizontal ist, 

 dariiber (oberhalb) vertikal und nirgends 

 total, so heiBt dies offenbar, daB am 

 Horizont die vertikale Lichtschwingung iiber- 

 wiegt, zenithwarts die horizontale. In der 

 Mitte muB es dann einen Ort geben, wo die 

 horizontale Schwingung eben gleich ist der 

 vertikalen; dort ist das Licht unpolarisiert, 

 dort entsteht der neutrale Punkt. 



Die Polarisation in der Nahe des Hori- 

 zonts kann nicht unerheblich durch die 

 Keflexion des Lichtes von der Erdoberflache 

 gestb'rt werden, z. B. bei einer Schneedecke; 

 anch Wolken kb'nnen sie beeinflussen. 



40) L i c h t s c h w a c h u n g in der 

 Atmosphare. Es wurde schon oben 

 der Extinktionskoefficient an- 

 gegeben, wie er aus der R a y 1 e i g h schen 

 Theorie der truben Medien hervorgeht. 

 Nach obiger Formel ist die Lichtschwachung 

 der Sonnen- oder anderer Strahlen zu be 

 rechnen, die durch die Atmosphare erzeugt 

 wird. Tatsachlich erfahren alle Strahlen, 

 auch die Warmestrahlen eine Intensitats- 

 abnahme, die man setzen kann dE = 

 - Edx, woraus sich die Formel ergibt 

 E E e fX . E ist die Intensitat des 

 Strahles an der Grenze der Atmosphare. 

 Der Weg x ist aber imbekannt, da wir die 

 Ausdehnung der Atmosphare nicht kennen. 

 In Fig. 23 ist em schief in die 

 Atmosphare eint'allender Strahl SA 

 gezeichnet. Sei A der Beobach- 

 tungsort, Z der Zenith, so bildet 

 der Sonnenstrahl SA einen Winkel 

 z mit ZA, die Zenithdistanz der 

 Sonne. Der Weg, den der Strahl 

 in der Atmosphare zuriicklegt, 

 ist CA = BA sec z. Stiinde die 

 Sonne im Zenith, so ware die 

 tensitat des Lichtstrahles, der 

 A ankommt E x = E e- X - , 

 X! -- - AB; steht sie in S, 

 ist E E e- X % wo x 2 = AC; 



folglich ist E = E e- X ' secz , 



p* 



oder, wenn e eX * = ^ = p gesetzt wird, 



-L-'O 



E = E p seuz . Dies ist die angenaherte 

 Gleichung fur die Strahlenschwachung in 

 der Atmosphare. Hier nennt man p den 

 Transmissionskoefficienten. 

 Er ist das Verhaltnis der am Beobachttmgs- 

 orte eintreffenden Lichtintensitat zu jener 

 auBerhalb der Atmosphare bei senkrechter 

 Incidenz. Die Formel ist nicht genau, da 

 die Atmosphare wie die Erde gekriimmt ist 

 und die Strahlenbrechung vernachlassigt 

 wurde. 



Der Transmissionskoefficient wurde viel- 

 fach gemessen; er betragt fiir Lichtstrahlen 

 ungefahr 0,8 im Meeresniveau. In grb'Beren 

 Hb'hen ist er natiirlich grb'Ber. Es gelangen 

 also etwa 80 % des im Zenith vertikal ein- 



fallenden Lichtes bis zur Erdoberflache. 

 Die iibngen 20 % sind groBtenteils durch 

 Zerstreuung an den kleinsten Teilchen dem 

 direkten Lichtstrahl entzogen worden. Je 

 schiefer der Strahl einfallt, d. h. jo niedriger 

 die Sonne, der Mond oder der Stern steht, 

 desto weniger Licht gelangt zur Erde, da 

 p srix mit wachsendem 2 stets kleiner wird; 

 p hangt nun wie e von der Wellenliinge ab, 

 die blauen Strahlen werden starker ge- 

 schwacht als die roten. Doch ist der Unter- 

 schied innerhalb des Bereiches der sicht- 



Grenze 

 derAtmos/utiart 



Horizont 



-G 



A 



-H 



Fig. 23. 



baren Wellenlangen nicht von groBer Be- 

 deutung. Die langeren W e h" en hingegen 

 haben allerdings schon einen erheblich 

 groBeren Transmissionskoeffizienten. 



4d) T a g e s 1 i c h t. Jene 20 %, die der 

 direkten Strahlung bei senkrechter Incidenz 



H 



In- 

 in 



wo 

 so 



Fig. 24. 



verloren gehen, kommen nun in der T a g e s - 

 h e 1 1 e wieder teilweise zum Vorschein. 

 Die an den kleinen Teilchen zerstreuten 

 Strahlen werden ja in alle Himmelsrich- 

 ttmgen abgelenkt und verursachen auf diese 

 Weise die Helligkeit des Himmels 

 und das Tageslicht. Man hat das 

 Tageslicht photometrisch (durch Vergleich 

 mit anderen Lichtquellen) und mit licht- 

 empfindlichen Substanzen bestimmt. Es 

 zeigt sich, daB die Tageshelle um so groBer 

 ist, je kleiner der Transmissionskoeffizient. 

 Das fplgt ganz einfach aus der Erganzung 

 von diffusen und direkten Strahlen. So ist 

 in gro'Beren Hb'hen die direkte Strahlung der 

 Sonne groBer, dafiir der Himmel bedeutend 

 dunkler. 



Die Intensitat des Himmelslichtes ist 



