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Strahlungsmessung 



cine Strahlung aus, welt-he gleich der Strah- 

 lung eines schwarzen Korpers von der Tempe- 

 ratur & l ist. Diese Temperatur & t wird dann 

 die schwarze Temperatur des Korpers ge- 

 nannt. Fiir die Technik geniigt haufig diese 

 Angabe der schwarzen Temperatur, da es 

 hier nur auf das Festhalten und die Wieder- 

 herstellung einer bestimmten Temperatur 

 ankommt. Bequemer und genauer sind die 

 spater zu besprechenden Methoden der spek- 

 tralen Zerlegung der Strahlung. 



3d) Sonnenstrahlung. Ein beson- 

 deres Interesse hat diejenige Strahlungs- 

 inenge, welche die Sonne zur Erde sendet, 

 da hierin die fur alles Lebendige auf Erden 

 notwendigeEnergie geliefert wird. Es ist nun 

 leicht, diejenige Strahlungsmenge zu messen, 

 welche niomentan zu einem bestimmten 

 Punkt der Erdoberfliiche gelangt. Diese 

 wcchselt aber stark, je nach dem Wasser- 

 gehalt und der Dicke der durchstrahlten 

 Luftschicht. Als konstant ist dagegen die- 

 jenige Strahlungsmenge zu betrachten, die 

 zur oberen Grenze der Erdatmosphare ge- 

 langt. Die Strahlungsmenge, welche scnk- 

 recht auf die Erdoberflache pro Quadrat- 

 zentimeter in der Minute auftrafe, wenn 

 keine Erdatmosphare vorhanden ware, wird 

 Solarkonstante genannt und ist eine viel 

 umstrittene Grb'Be, da es sehr schwierig ist, 

 die Absorption der Strahlung in der Atmo- 

 sphiire zu bestimmen. Diese Strahlung um- 

 faBt ein groBes Wellenlangengebiet mit 

 wechselndem Absorptionskoeffizieiiteii. 



Die ftir die Solarkonstante gefundenen 

 Werte schwanken zwischen 2 und 3 Gramm- 

 kalorien pro Quadratzentimeter und Minute, 

 ein wahrscheinlicher Wert ist nach Prings- 

 heim 2,2 g cal/cm 2 min. 



Mit Hili'e dieser Zahl kann man berechnen, 

 wieviel 1 cm 2 der Sonnenoberflache pro 

 Sekunde ausstrahlt. Diese Strahlung S, 

 in das Stefan-Boltzmannsche (ir-ei/. 

 S = a (&* $]) eingesetzt, ergibt die un- 

 bekannte Temperatur der Snnne #, = 6033 

 abs., wobei $2 als gegen $( verschwindend 

 vernachlassigt werden kann, d. h. die zu- 

 I'iillige Temperatur # 2 der Knlr ist hierbei 

 gleichgultig. Bei dieser lirlnu-lilimg wird 

 wieder vorausgesctzt. daB die Sunne wie ein 

 schwarzer Korper strahlt. Diese Annahme 

 scheint fiir die Sonne angeiiiihert zuzu- 

 treffen. 



4. Messung spektral zerlegter Strah- 

 lung. Bisher sind hier nur die ^let linden zur 

 Messung der von einem Korper ausirrsandten 

 Gesamtstrahlung besprochen worden. Es 

 hat aber ein Interesse, diese Strahlung 

 spektral zu zerlegen und die in den ein/elnen 

 Wellenlangengebieten vorhandene Strahlung, 

 d. li. die Energieverteilung im Spektrum zu 

 messen. 



4a) Apparate. Die ^littel zur spektralen 

 Zerleguiiff sind die in der Optik, also im sicht- 

 baren Gebiet ublichen, d. h. Prismen und 

 Gitter, Linsen und Hohlspiegel. Hierbei 

 ist aber zu beriicksichtigen, daB die dunkle 

 Strahlung, je mehr man zu langen AVellen 

 iibergeht, vom Glase absorbiert wird. Es 

 miissen daher die Glasprismen, je nach 

 dem Spektralgebiet durch Quarz, Stein- 

 salz, FluBspat usw. ersetzt werden, wahrend 

 die Glaslinsen durch Kombination zweier 

 soldier Medien z. B. als QuarzfluBspat- 

 achromate hergestellt werden miissen. Die 

 Benutzung solcher Linsen und Prismen setzt 

 die genaue Kenntnis der Absorption der ver- 

 schiedenen Wellenlangen voraus, da die 

 Intensitatsverteilung im Spektrum gestb'rt 

 wird, und die entsprechende Korrektion an 

 den Messungen angebraeht werden muB. 

 Deshalb ist es vorteilhafter, statt der Linsen 

 H'ut polierte metallene Hohlspiegel anzu- 

 bringen, deren Eeflexionsvermogen im Gebiet 

 langer Wellen fast vollkommen ist, wiihrend 

 die Brennweite konstant bleibt. 



Am gewohnlichen Spektrometer sind 

 daher die Linsen durch Hohlspiegel zu er- 

 setzen, wahrend das menschliche Auge und 

 das Fernrohrokitlar durch den thermischen 

 Apparat, Bolometer, Thermosiiule oder dgl. 

 ersetzt wird, dessen Platz der Brennpiinkt 

 der Strahlen, d. h. die Abbildung des Spaltes 

 im monochromatischen Licht ist. Daher 

 muB der thermische Apparat selbst die Ge- 

 stalt des Spaltes annehmen, ein Bolometer- 

 zweig schmiegt sich dieser Gestalt als ein 

 schmaler, diinner Blechstreifen oder als 

 diinner Draht in fast idealer Weise an. Den 

 mehr oder weniger punktformigen Lot- 

 stellen der Thermosaule ist eine lineare An- 

 ordnung zu geben, wie es Kubens bei Kon- 

 struktion einer sehr empfindlichen Thermo- 

 saule getan hat. Mit Hilfe eines solehen 

 thermischen linearen Gebildes kann dann 

 das spektrale Band einer Strahlungsquelle 

 abgetastet und die Intensitiit an den ver- 

 schiedenen Stellen des Spektrums ziiniichst 

 relativ gemessen werden. 



Denken wir uns wie in Figur 9 horizon- 

 tal die Wellenlangen in //. = 0,001 mm als 

 Einheit und vertikal die zugehorigen Inten- 

 sitaten J in willkiirlicher Einheit aufge- 

 tragen, so erhalten wir fiir verschiedene 

 Temperaturen nebenstehende Kurven, welche 

 Isothermen genannt werden, da bei jedem 

 einzelnen Versuch die Temperatur konstant 

 gehalten und die Abhiingigkeit der Inten- 

 i sitat von der "Wellenliinge gemessen wurde. 



So einfach prinzipiell eine relative Mes- 

 sung der Intensitiit innerhalb eines gegebenen 

 Spektrums ist, so schwierig ist es, die wahren 

 Intensitatsverhaltnisse einer Strahlungs- 

 quelle festzustellen. Das Prisma liefert in- 

 folge seiner Dispersion nicht ein Normalspek- 



