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I'olarlidit 



wendigen starken elektrischen Kraftfelder 

 vorhanden sein konnen. 



Es bleibt allerdings durchaus moglich, 

 daB radioaktive Stoffe auf der Sonue vor- 

 handen sind, die bei ihrem Zerfall solchc 

 rapid laufende Strahlen entsenden. Man 

 kiimite sich denkeu, daB im Sonneninnern 

 unter dem ungeheueren Druck von Millionen 

 Atmospharen sich Atome von nock groBerer 

 Masse als die des Uranatoms, des schwersten 

 der Erde, gebildet haben, die nur unter diesen 

 groBen Drucken existenzfahig sind und bei 

 dem Hervorbrecheu der Eruptionen aus dem 

 Innern der Sonne an die Oberflache gelangen 

 und clabei die rapiden Strahlen entsenden. 



9e) Absorption der Strahlen in der 

 Erdatmosphare. Fiir die Existenz so 

 holier Geschwindigkeiten der Nordlicht- 

 strahlen spricht nack Lenard, daB die 

 Absorption derselben erst in 40 km Hohe 

 vollendet wird (untere Grenze des Polar- 

 lichtes). Es ist das mit dem Luf tdruck propor- 

 tidiiale Absorptionsvermogen a = ae bh , wo a 

 das Absorptionsvermogen der Luft von einer 

 Atmosphare Druck bedeutet, ferner h die 

 spez. Gewicht der Luft 

 Hohe und b = j=r ^r~ 



= 0,1238 X 10-a cm-i. 



ctJdh, 

 Weiter ist d J = - wo $ der Wmkel 



zwischen dem Polarlichtstrahl und der 

 Normalen und J die Intensitat bedeutet 



ae-bhjdh 



dJ = 



cos 9 



a .e-''li 



J = J e~ 



Den Verlauf dieser Funktion zeigt Figurl2 

 i vorigc Seite), wobei J = 100 gesetzt ist und 



J fiir 3 Werte von berechnet wurde, 



COStf 



und zwar fiir 



= 3,4 (a = 3,4 cm- 1 ; # = 0; Kathoden- 

 strahlen; l / 3 Lichtgeschwindigkeit). 



= 0,0065 (a = 0,0065 cm- 1 ; & = o; 0- 

 Strahlen; 2 /. f Lichtgeschwindigkeit). 



= 0,0011 (a = 0,0011 cm- 1 ; # = 10 = 

 Inklination in Bossekop; Nordlicht- 

 stralilen ; 0,99 Lichtgeschwindigkeit). 



Aus dem Vrrhiuf der Kurven folgt, daB 

 beim Kinfall von Strahlen eleklrischer Teil- 

 clien in din Alnidsphare sich der wesent- 

 liclie 'I'eil der Al>.-di-pt i<m und damit das 

 Leiichten der Luft auf cine bestimmte 

 Hiihenseliieht besrhriiiikt. l>i<' Dicke 

 dieser Schiclit hetr.-ivi ct\\a .'id km mit 

 einer verwasclienrn, etwa weitere 'JO km 

 dicken Greu/.e na.cli dbeii und einer sclir 

 scharfen (.ireuze nach iinten. I,T< pal.it 

 auf die I'dlarlichtl'drm der 



Draperien, die nach unten scharf begrenzt, 

 nach oben verwaschen sind. Die Hb'henlage 

 der Schicht variiert mit dem Absorptions- 

 koeffizienten und dem Eiufallswinkel. Je 

 weniger absorbierbar, also je schneller die 

 Strahlen sind und je steiler sie einfallen, 

 um so tiefer liegt die Schiclit. Fiir Kathoden- 

 strahlen liegt die stiirkste Absorbierbarkeit 

 bei 120 km (Wendepunkt der Kurve); 

 tiefer herab, etwa bei 115 km Hohe wiirden 

 die Kathodenstrahlen die Luft nicht mehr 

 zuni Leuchten bringen. Fiir /3- Strahlen 

 liegt die starkste Absorbierbarkeit bei 70 km. 

 Fiir Nordlichtstrahlen ist die dritte Kurve 

 analog zu den beiden anderen gezeichnet, 

 derart, daB sie bis zur niedrigsten gemessenen 

 Hohe, 38 km, herabreicht. Sie hat bei 53 km 

 ihr Absorptionsmaximum. Setzt man fiir 

 diese Kurve der Polarlichtstrahlen & = 10 

 (Inklination in Bossekop, wo die Hohe 

 38 km gemessen wurde), so verlangt diese 

 Kurve fiir a einen Wert von 0,0011 cm 1 . 

 Dieser geringe Wert von a deutet darauf hin, 

 daB die Nordlichtstrahlen Kathodenstrahlen 

 von etwa 0,99 Lichtgeschwindigkeit sind. 

 Wenn von der Sonne auch positive Teilchen 

 ausgesendet werden, was bei raclioaktiven 

 Prozessen zu erwarten wiire, so werden diese 

 grbberen Strahlen sicher schon in weit 

 groBerer Hohe absorbiert werden. In den 



: untersten Polarlichterscheinungen haben wir 

 daher wohl Strahlen negativer Teilchen 

 zu (Elektronen) erkennen, was ja auch mit 

 der beobachteten magnetischen Wirkung der 

 Dra]>erie stimmt. 



9f) Auftreten der Polarlichter an 

 der Nachtseite der Erde. Durch 

 iniiiierische und graphische Integration der 

 Bewegungsgleichung konnte Stormer fiir 

 eine groBe Anzahl von Fallen die Bahnen 

 der Teilchen von der Sonne bis zur Erde 

 bestimmen und in einem Modell darstellen 

 (Fig. 13). 



Die Betrachtung der Figur 13 ergibt, 



! daB einige Bahnen nur wenig durch das 



Fig. 13. 



