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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 26. 



indem er an einer hoch gelegenen Station, an welcher 

 ein grosser Theil der Atmosphäre von der Wirkung 

 auf das Sterneulicht ausgeschlossen war, die Hellig- 

 keiten der Sterne in verschiedenen Zenithdistanzen 

 messend untersuchte. Diese Prüfung war schon aus 

 dem Grunde geboten, weil die Beobachtungen Lang- 

 ley's mit dem Boloraeter ausgeführt, sich speciell 

 nur mit der Absorption der Wärmestrahlen beschäftigt 

 hatten , und eine Uebertragung der für Wärme ge- 

 fundenen Resultate auf das lacht nicht ohne Weiteres 

 zulässig war. Zur Ausführung seines Planes wählte 

 Herr Müller die meteorologische Station auf dem 

 Säntis, welche sowohl durch ihre ganz freie Lage in 

 2504 m Höhe, als auch durch die Möglichkeit, daselbst 

 einen längeren Aufenthalt zu nehmen, sich für diese 

 Beobachtung besonders eignete. Der anfangs ge- 

 hegte Plan, gleichzeitig an einer tiefer gelegeneu 

 Station Beobachtungen anstellen zu lassen, konnte 

 nicht realisirt werden, vielmehr musste sich Herr 

 Müller darauf beschränken , während seines mehr- 

 wöchentlicheu , vom Wetter leider nicht besonders 

 begünstigten Aufenhaltes, in den klaren Nächten 

 photometrische Messungen an 13 Sternen erster 

 bis vierter Grösseuklasse auszuführen. Da es ihm 

 glückte, von jedem derselben durchschnittlich 30 voll- 

 ständige Helligkeitsbestimmungen in verschiedenen 

 Zenithdistanzen , von der Nähe des Zeniths bis zum 

 äussersten Horizont nahe gleichraässig vertheilt , zu 

 erhalten, so konnte er aus ihnen die Extiuctionscurve 

 mit einer Genauigkeit erlangen, wie sie besser kaum 

 erwartet werden konnte. 



Die Resultate dieses Theiles seiner Untersuchung 

 fasst Herr Müller am Schluss in folgeude Sätze zu- 

 sammen : 



„1. Die photometrischen Messungen auf einer 

 2500 in über dem Meere gelegenen Station, welche 

 sich über einen Zeitraum von zwei Monaten er- 

 strecken , zeigen , dass der Verlauf der Extinctions- 

 curve in den höheren Schichten der Atmosphäre 

 vom Zenith bis in die unmittelbare Nähe des 

 Horizonts sich mit befriedigender Genauigkeit durch 

 die Laplace'sche Extiuctionstheorie darstellen 

 lässt. Unter Anwendung einer aus siimmtlicheu 

 388 Messungen berechneten Extinctionstabelle er- 

 giebt sich der wahrscheinliche Fehler einer einzel- 

 nen Beobachtung zu + 0,079 Grössenklassen, ein 

 Betrag, der nicht unerheblich kleiner ist als der 

 entsprechende für die Potsdamer Extinctionsbeob- 

 achtungen. 



2. Die Vergleichung der für die einzelnen Beob- 

 achtungstage gesondert berechneten Extinctionscurven 

 lässt erhebliche Unterschiede erkennen, die in der 

 Nähe des Horizontes bis zu 0,4 Grössenklassen und 

 darüber anwachsen. Ein ungefährer Zusammenhang 

 mit den meteorologischen Verhältnissen spricht sich 

 in der Weise aus, dass bei anhaltend hohem Baro- 

 meterstand und trockener Luft, zumal wenn dieser 

 Zustand sich auf ein grösseres, umliegendes Gebiet 

 erstreckt, die Extinction am kleinsten ist, während 

 sie im Allgemeinen an vereinzelten klaren Tagen bei 



niedrigem Barometerstand und feuchter Luft am 

 grössten zu sein scheint. 



3. Die Gegenüberstellung der für den Säntis und 

 für Potsdam gefundenen Extinctionstabellen zeigt 

 die Ueberlegenheit der höheren Station in Bezug auf 

 die Durchsichtigkcitsverhältnisse. Das Licht eines 

 Sternes wird vom Zenith bis zu einer scheinbaren 

 Höhe von 2 Grad in der Ebene um fast eine halbe 

 Grössenklasse mehr geschwächt als auf dem Berg- 

 gipfel. Allerdings macht sich dieser Vortheil der 

 höheren Station vorzugsweise erst bei den grösseren 

 Zenithdistanzen bemerkbar; er beträgt bei einer 

 Zenithdistanz von 70 Grad 0,2 Grössenklassen, bei 

 80° 0,3 u. s. w. Der blosse Anblick des gestirnten 

 Himmels auf einem hohen Berggipfel verleitet im 

 Allgemeinen zu einer Ueberschätzung des Helligkeits- 

 zuwachses. 



4. Für die Schwächung, welche die gesammte 

 Atmosphäre im Zenith auf dem Säntis hervorbringt, 

 ergiebt sich aus den Beobachtungen nach der 

 La place' sehen Theorie der Betrag von 12 Proc, 

 oder mit anderen Worten: ein Stern würde ausser- 

 halb der Atmosphäre um 0,14 Grössenklassen heller 

 erscheinen als im Zenith. Da der entsprechende 

 Werth für Potsdam 0,20 Grössenklassen ist, so folgt 

 für die Absorption einer Atmosphärenschicht zwischen 

 dem Meeresniveau und einer Höhe von 2500 m der 

 Werth von 0,06 Sterngrössen, ein Betrag, der aller- 

 dings noch der directen experimentellen Bestätigung 

 durch simultane Beobachtungen an nahe bei ein- 

 ander gelegenen Stationen bedarf." 



Bezüglich der verschiedenen Durchlässigkeit der 

 Luft für verschiedene Strahlengattungen ging noch 

 entschiedener als aus den Potsdamer Beobachtungen 

 aus jeneu auf dem Säntis hervor, dass der Eiuttuss 

 einer selectiven Absorption der Atmosphäre auf die 

 Sternhelligkeiten durchaus unmerklich ist. In 86° 

 Zenithdistanz ist die durchstrahlte Luftmasse nahe 

 12 mal grösser als im Zenith, und doch war bei allen 

 Sternen die Helligkeitsabnahme innerhalb jener Masse 

 völlig constant, im Durchschnitt aus allen Sternen 

 etwa 0,14. Grösse. Wenn merkliche selective Ab- 

 sorption stattfände, dann sollte man erwarten, den 

 Extinctiouscoefficienten aus weissen Sternen kleiner 

 zu finden, als aus rothen; aber ein solcher Unter- 

 schied war nur schwach angedeutet und ebenso gut 

 dadurch erklärbar, dass die Beobachtungen der 

 einzelnen Sterne an verschiedenen Tagen unter ver- 

 schiedenen meteorologischen Umständen geschehen. — 



Ausser zu den photometrischen Messungen über 

 die Lichtabsorption in der Atmosphäre hat Herr 

 Müller seinen Aufenthalt auf dem Säntis auch zu 

 spectroskopischen Untersuchungen verwendet, indem 

 er sich die Aufgabe stellte, die Wellenlängen aller bei 

 mittlerem Sonnenstande zwischen den Wellenlängen 

 539,7 und 692,5 sichtbaren Linien zu bestimmen, 

 ferner die vom Wasserdampfgehalte der Atmosphäre 

 stammenden Liniengruppen um C und D herum 

 genau zu studiren , zum Vergleiche mit Messungen, 

 die an denselben Stellen des Spectrums später in 



