Nr. 34. 1903. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



XVni. Jahrg. 433 



S. 1*. Langlej : Die „Sonnenkonstante" und ver- 

 wandte Probleme. (The Astrophysicol Journal 1903, 

 vol. XVII, p. 89—99.) 



Die Kenntnis der Wärmemenge, welche die Sonne 

 uns zusendet, ihrer Konstanz oder Veränderlichkeit ist, 

 abgesehen von ihrer wissenschaftlichen Bedeutung, von so 

 eminent praktischem Werte, daß Herr Langley seit der 

 Gründung des Smithsoniau astrophysikalischen Observa- 

 toriums mit der Ermittelung der „Sonuenkonstanten" 

 beschäftigt ist. Über den gegenwärtigen Stand seiner 

 diesbezüglichen Studien hat er auf der letzten ameri- 

 kanischen Naturforscherversamrnlung zu Washington Be- 

 richt erstattet. 



Er erwähnte seine älteren Untersuchungen, die mit 

 Hilfe seines Bolometers auf dem Alleghauy Observatorium 

 und auf dem Mount Whitney ausgeführt worden und so 

 wesentliche Fortschritte in unserer Kenntnis des Sonnen- 

 spektrums, besonders des infraroten Teiles desselben her- 

 beigeführt haben. Bezüglich der Sonnenkonstante er- 

 gaben sie sofort, daß die älteren Werte zu klein gewesen, 

 und daß man die Absorption der Atmosphäre für die 

 einzelnen Wellenlängen der Sonnenstrahlung erst genau 

 kennen müsse, wenn man ihre Größe und Schwankungen, 

 vorausgesetzt, daß solche vorhanden sind, beobachten 

 will. Vor allem aber galt es, die für die Beobachtung 

 der Sonnenenergie verwendeten Apparate auf den höch- 

 sten Grad der Vollkommenheit zu bringen, und nachdem 

 dies in einem Grade gelungen war, daß man durch Beob- 

 achtung in einer Viertelstunde Resultate erhielt, welche 

 früher in Jahren nicht mit gleicher Genauigkeit zu 

 erzielen waren (vgl. Rdsch. 1901, XVI, 479), wurde mit 

 den eigentlichen Beobachtungen begonnen, welche nach 

 folgender Methode ausgeführt werden sollen. 



Es sollen zunächst die jährlichen Schwankungen der 

 selektiven Absorption der Erdatmosphäre durch eine 

 lange Reihe von Bolometerregistrierungen untersucht 

 werden. Sodann sollen Kurven des holographischen 

 Energiespektrums bei verschiedenen Sonnenhöhen her- 

 gestellt werden, um die atmosphärischen Durchlässigkeits- 

 koeffizienten für jede gewünschte Wellenlänge zu erhalten. 

 Weiter sollen die Verluste bestimmt werden , welche die 

 Strahlen beim Durchgang durch die verschiedenen opti- 

 schen Teile des holographischen Apparates erleiden. 

 Ferner mußte der holographische Apparat durch Aktino- 

 meterbeobachtungen , die gleichzeitig mit den Bolo- 

 grammen gewonnen wurden , verglichen und graduiert 

 werden. Endlich waren diese verschiedenen Daten zu 

 reduzieren, um die Koeffizienten der atmosphärischen 

 Durchlässigkeit , die der Durchlässigkeit der Apparate 

 und schließlich die Mittel zur Bestimmung der Werte 

 der Sonnenkonstante zu erlangen. 



Von diesem umfangreichen Plane, dem sich noch 

 Messungen über die Absorption der einzelnen Strahlungen 

 in der Sonnenatmosphäre anschließen sollen, ist erst ein 

 kleiner Bruchteil ausgeführt, und die Ergebnisse wurden 

 übersichtlich mitgeteilt; zunächst wird die selektive Ab- 

 sorption des Wasserdampfes zur Anschauung gebracht 

 in. einer sich über acht Monate erstreckenden graphischen 

 Darstellung der gesamten Sonnenstrahlung zwischen den 

 Wellenlängen 0,76,« und 2 u in dem infraroten Teile des 

 Sonnenspektrums, der die breiten Absorptionsstreifen des 

 Wasserdampfes enthält; es zeigt sich eine jährliche 

 periodische Fluktuation der Absorption mit einem Mini- 

 mum im Frühling und einem sekundären Minimum im 

 Herbst. Die allgemeine Absorption der Erdatmosphäre 

 ist an jedem günstigen Beobachtungstage in der Weise 

 gemessen worden, daß eine Reihe von Energiekurven bei 

 verschiedenen Höhen der Sonne vom Morgen bis zum 

 späten Nachmittage stündlich aufgenommen wurde. Die an 

 den sechs günstigsten Tagen erhaltenen Resultate wurden 

 in Kurven vorgelegt, welche die Werte der Durchlässig- 

 keitskoeffizienten für zwölf verschiedene Wellenlängen 

 darstellen. Obwohl die sechs Tage verschiedenen Jahres- 

 zeiten angehören und sehr verschiedene Luftmassen in 



Frage kommen , zeigen die Kurven eine große Überein- 

 stimmung. Eine starke Depression zeigt die Sonnen- 

 energie am Endo des Infrarot und eine in der Nähe der 

 D-Linien; wahrscheinlich rühren diese von der Absorp- 

 tion des Wasserdampfes in diesen Abschnitten her. 

 Weiter zeigt sich, daß in den Morgenstunden die Durch- 

 sichtigkeit der Luft gewöhnlich schnell und zuweilen 

 unregelmäßig zunimmt, während sie am Nachmittage 

 nahezu gleichmäßig ihren größten Wert behält; den 

 Kulminationspunkt erreicht die Transparenz kurz nach 

 Mittag. 



Auch über die Absorption des Apparates sind bereits 

 Messungen angestellt und Daten gewonnen , mit deren 

 Hilfe ein vorläufiger Wert der Sonnenkonstante abgeleitet 

 wurde. Die Energie wurde für den Verlust an dem 

 Silberspiegel korrigiert, ferner wurde nach der Bouguer- 

 schen Formel und dem beobachteten Werte der Durch- 

 lässigkeitskoeffizienten die Energiekurve außerhalb der 

 Atmosphäre gewonnen. Die Fläche der Kurve der Sonnen- 

 energie außerhalb der Atmosphäre ergab sich 1,87 mal 

 so groß als die der Kurve an der Erdoberfläche, so daß 

 die Sonnenkonstante 2,54 Kalorien pro Quadratzentimeter 

 und Minute betragen würde. 



Über die allgemeine Absorption der Sonnenhülle sind 

 die Messungen mit dem Bolometer an direkten Sonnen- 

 bildern sowie über die relativen Größen der Strahlung 

 aller Wellenlängen , die bereits früher begonnen waren, 

 im Smithsonian Observatorium wieder aufgenommen; sie 

 sollen später publiziert werden. Zum Schluß betont 

 Herr Langley, daß seine Beobachtungen mit den größten 

 Schwierigkeiten zu kämpfen hatten , und daß es absolut 

 notwendig ist, ein eigenes hochgelegenes Observatorium, 

 das ausschließlich für die Bestimmung der Sonnenkon- 

 stante und ihrer Schwankungen eingerichtet ist , zu er- 

 richten, auf dem dieser wichtigste Zweck der Sonnen- 

 physik in jahrelangen Studien verfolgt und einem zuver- 

 lässigen Endwerte zugeführt werden kann. 



Angusto Righi: Über die Ionisierung der Luft 

 durch eine elektrisierte Spitze. (Memorie della 

 R. Accademia della Science delP Istituto di Bologna 1903, 

 Ser. 5, Tomo X, p. 371—391.) 

 Vor längerer Zeit hatte Herr Righi Versuche be- 

 schrieben, aus denen hervorging, daß die von einer 

 Spitze emittierten elektrischen Teilchen auf ihrem 

 Wege ungefähr den Kraftlinien folgen , wodurch die 

 Möglichkeit der Erzeugung elektrischer Schatten auf 

 einen der Spitze gegenübergestellten Platte gegeben war, 

 ähnlich den von den Kathodenstrahlen erzeugten. Die 

 damals schwierig zu erklärende Erscheinung ist jetzt 

 durch die allgemein angenommene Ionisierungstheorie 

 dem Verständnis näher gerückt. Man nimmt jetzt an, 

 daß an der Spitze, dort, wo die elektrische Kraft am 

 stärksten ist, die Molekeln der Luft ionisiert werden, 

 und daß die gleichnamig elektrisierten Ionen abgestoßen, 

 die entgegengesetzt elektrischen angezogen und neutra- 

 lisiert werden. Somit sind es nicht elektrisierte Luft- 

 molekeln, sondern Ionen von gleicher Ladung wie die 

 Spitze, welche sich in den Kraftlinien fortbewegen; 

 freilich nur ungefähr in den Kraftlinien , und an den 

 Stellen, wo die Krümmung der Kraftlinien etwas stärker 

 ausgesprochen ist, können die Ionen in ihrer Bewegung 

 sich etwas von denselben entfernen und selbst aus dem 

 elektrischen Felde ganz heraus geraten. Diese Möglich- 

 keit wurde der Ausgangspunkt für die neue Unter- 

 suchung, welche an den nachstehenden Fall anknüpfte. 

 Denken wir uns vor einer elektrisierten Spitze einen 

 zur Erde abgeleiteten ebenen Leiter, der ein oder meh- 

 rere kleine Löcher besitzt. Es ist dann wahrscheinlich, 

 daß die Kraftlinien auf dem Leiter enden und sich nach 

 den Rändern der Löcher hin krümmen, die Ionen aber, 

 die mit großer Geschwindigkeit in die Nähe der Löcher 

 gelangen, können sich von den Kraftlinien entfernen, 

 hindurchfliegen und so in ein unelektrisches Feld ge- 



