N. F. VIII. Nr. 1 6 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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schen Empfanger sich iiber die Annaherung 

 grofier Fischschwarme Aufschlufi verschaffen. 



Kbr. 



Vereinswesen. 



Deutsche Gesellschaft fur volkstiimliche 

 Naturkunde (E.V.). Am Mittwoch, den 



2. Dezember sprach im Horsaal VI der Kgl. 

 Landwirtschaftlichen Hochschule unter VorfUhrung 

 zahlreicher Lichtbilder Herr Hauptmann a. D. 

 C. von Krogh iiber: ,,Die neueren Fort- 

 schritte der Mo t orluftschif fahrt." 



Herr Prof. Dr. Scheiner vom Kgl. Astro- 

 physikalischen Observatorium in Potsdam be- 

 richtete in der Sitzung vom Mittwoch, den 

 1 6. Dezember, iiber: ,,Die Ergebnisse der 

 Himmelsphotographie in bezug auf die 

 Sonne und die ubrigen Fixsterne und 

 iiber die Temper at ur der Sonne." 



Nicht nur ist die Sonne, so fiihrte der Vor- 

 tragende aus, fiir uns das wichtigste aller Gestirne, 

 der Massenmittelpunkt unseres Systems, dessen 

 Anziehung die Planeten in ihren Bahnen erhalt, 

 die Erzeugerin unserer Erde mit allem Leben auf 

 derselben und die Erhalterin dieses Lebens und 

 aller der Krafte, die sich die Menschheit nutzbar 

 gemacht hat, sondern sie ist auch fiir den Astro- 

 physiker darum ganz besonders wichtig, weil sie 

 unter den unzahligen Fixsternen, die nachts am 

 Firmament blinken und uns wegen ihrer urige- 

 heuren Entfernung nur als Punkte erscheinen, uns 

 der nachste ist - - nur 20 Millionen Meilen von 

 uns entfernt - - und, dem Auge schon als eine 

 grofle Scheibe erscheinend, mit Hilfe des Fern- 

 rohrs ein eingehendes Studium der zahlreichen 

 Phanomene, die sich auf ihrer Oberflache ab- 

 spielen, ermoglicht. Freilich ist dabei zu bedenken, 

 dafi das kleinste, im machtigen Fernrohr noch 

 eben wahrnehmbare Fleckchen in Wirklichkeit 

 ein Gebiet umfafit von nahezu 1000 km Durch- 

 messer, also etwa von der Grofie Spaniens. Wor- 

 auf es nun dem Herrn Vortragenden in seinen 

 Ausfiihrungen besonders ankam, war, seinen Zu- 

 horern einen Einblick zu gewahren in die von 

 ihm kiirzlich zum Abschlufi gebrachten umfang- 

 reichen Untersuchungen iiber die Bestimmung der 

 Temperatur der Sonne. Zum besseren Verstand- 

 nis seiner Ausfiihrungen zeigte er zunachst im 

 Bilde die Einrichtungen des Potsdamer Astro- 

 physikalischen Observatoriums und im Anschlufi 

 daran eine Anzahl mit Hilfe des Fernrohrs her- 

 gestellter photographischer Aufnahmen der Sonnen- 

 oberflache zur Veranschaulichung der Granulation, 

 der Flecken, Fackeln, Calciumwolken, der Corona 

 bei totalen Sonnenfinsternissen und der dabei in 

 ungeheurer Ausdehnung am Rande der Sonne 

 auftretenden Protuberanzen. Die Temperatur- 

 bestimmung der Sonne gehort nun zu den 

 schwierigsten Problemen der Astrophysik. Noch 

 vor 2O Jahren schwankten die erhaltenen Resultate 

 zwischen 2000 und 10 Millionen Grad. Heut- 



zutage ist eine befriedigende Losung durch die 

 von den Physikern auf dem Gebiete der Strahlungs- 

 lehre theoretisch wie* praktisch erzielten Fort- 

 schritte angebahnt worden. Die Aufgabe zerfallt 

 in folgende Teile: i. Die experimentelle Messung 

 der Sonnenstrahlung in einem beliebigen Momente, 

 2. Die Ermittlung der^ Strahlung hieraus beim 

 Zenitstande der Sonne, 3. Die Ermittlung der 

 Strahlung der Sonne aufierhalb unserer Atmo- 

 sphare (Solarkonstante), 4. Die.; Berechnung der 

 effektiven Sonnentemperatur aus der Solarkon- 

 stanten. Zur Messung der Intensitat der Sonnen- 

 strahlung bedient man sich verschiedener Arten 

 von Instrumenten, Pyrheliometer genannt; das von 

 dem Vortragenden benutzte war das elektrische 

 Kompensationspyrheliometer von Angstrom. Miflt 

 man nun wahrend eines Tages mit einem der- 

 artigen Apparat die Strahlungsenergie der Sonne 

 innerhalb kurzer Intervalle, so sieht man mit 

 grofier Deutlichkeit, wie die Werte vom Morgen 

 bis Mittag zunehmen, vom Mittag bis Abend ab- 

 nehmen, da die Strahlung auf dem Wege durch 

 unsere Atmosphare infolge Absorption und 

 Reflexion um so starkere Verluste erleidet, je 

 langer dieser Weg ist, also je tiefer die Sonne 

 steht. Da man diese Wegelange aus dem Stand 

 der Sonne berechnen kann, so laflt sich schliefi- 

 lich die Sonnenstrahlung als Kurve darstellen mit 

 der Weglange als Argument. Hat man an einem 

 Ort beobachtet, wo die Sonne den Zenit nicht 

 erreicht, so kann man durch Fortfiihrung der 

 Kurve den Strahlungswert fiir die Zenitstellung 

 der Sonne erhalten.^. Freilich" ist dieser Teil der 

 Aufgabe recht schwierig, und wir miis"sen erst 

 iiber die Art und VVeise des Strahlungsverlustes 

 in der Atmosphare ins klare kommen. Die 

 Hauptbestandteile der Luft, Stickstoff und Sauer- 

 stoff, absorbieren nur wenig; am starksten wirken 

 Kohlensaure, Wasserdampf und Ozon, letzteres im 

 Ultraviolett. Dazu kommt ein steter Verlust 

 durch Reflexion. Beim Durchgang von Strahlen 

 durch ein Gas findet eine Diffraktion derselben 

 direkt an den Gasmolekiilen statt, so dafi das Gas 

 scheinbar selbst leuchtend wird, und zwar ge- 

 schieht dies fiir die Strahlen kleinerer Wellen, 

 also die blauen und violetten, in sehr viel starkerem 

 Mafie als fiir die grofie Wellen. Daher riihrt die 

 schone blaue Farbe des Himmels. Sind grobere 

 Teilchen wie Staub oder Wassertropfchen in der 

 Luft suspendiert, so trifft die Lichtreflexion alle 

 Strahlen in nahezu gleichem Mafie; wir erhalten 

 also weifies Licht : der Himmel erscheint weifilich, 

 dunstig. Alle diese Faktoren wirken in unseren 

 Gegenden iiberaus storend fiir die Aufstellung der 

 Strahlungskurve und die Ermittlung des Wertes 

 fiir die Zenitstrahlung. Daher beschloB Vortragen- 

 der seine Untersuchungen von Potsdam nach 

 einem Ort zu verlegen, der eine reinere Luft und 

 konstantere meteorologische Verhaltnisse besitzt. 

 Er wahlte die Spitze des Gorner Grats, wo er in 

 3136 m H6he7wahrend der Monate Juni und Juli 

 1903 3 Wochen lang zahlreiche Messungen vor- 



