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Somieii-Ten]])ei'atur iiiclit iiacli Millionen A'on Gi'aden zählt, 

 auch nicht nacli Hunderttausenden, sondern dass seilest 10.000'' 

 zu hoch gegritlen sein dürfte; es scheint vielmehr eine Tem- 

 peratur zwischen 6000 und 8000" wahrscheinlich. Dies ist 

 aber nicht die Temperatur der PJiotospJiäre der Sonne, da über 

 dieser noch eine absorbierende Schichte, die Chromosphäre, 

 ein glühendes Gas- und Dampfgemenge gelagert ist, außer- 

 dem hält man auch die bei totalen Sonnen-Finsternissen zuerst 

 beobachtete Corona für die äußere Sonnen-Atmosphäre. Durch 

 Absorption in diesen werden nun die von der Photosphäre 

 ausgehenden Strahlen so geschwächt, dass nach Secchi nur 

 12 Procent, nach Crids und La Caille circa 20 Procent hin- 

 durchgehen; mit letzterem Resultat stimmen auch die Messun- 

 gen von Vogel und Pickerii/f/, betreffend die Lichintensität, ziem- 

 lich überein. Es müsste daher die Temperatur der Sonnen- 

 Photosphäre auf mindestens das fünffache der früher ange- 

 gebenen, oder rund 30.000*^ veranschlagt werden, wobei aber, 

 wie Dr. Perntner in "Wien jüngst hervorhob, der so erhaltene 

 Wert gewiss zu niedrig ist, da wahrscheinlich auch das Ste- 

 fan'sche Gesetz eine zu niedrige Tempieratur des strahlenden 

 Körpers gibt, und weil wir, wie Langley zeigte, durch die 

 Messungen stets eine zu kleine Absorptions-Constante für 

 unsere Atmosphäre erhalten. 



Ich wende mich nunmehr zu einigen anderen Forschun- 

 gen, welche sich auf die Analyse der von der Sonne zu uns 

 gestrahlten Wärme beziehen. Es ist jedermann bekannt, dass 

 das weiße Licht in seine farbigen Bestandtheile zerlegt werden 

 kann. Die gewöhnlichste Art dife Zerlegung oder Dispersion 

 hervorzurufen, besteht darin, dass man das weiße Licht z. B. 

 durch ein Glasprisma hindurchtreten lässt, wodurch man ein 

 farbiges Band, das durch die Lichtbrechung entstandene Spec- 

 trum erhält. Sie sehen hier ein Bild des Sonnenspectrums, 

 welches durch die Dispersion mittelst eines Kalkspath-Prismas 

 erzeugt wurde ; in demselben bemerken Sie die bekannten Fraun- 

 hofer'schen Linien. Bezüglich der Linien Ä und D im Rothen 

 bemerke ich, dass sie nach den Untersuchungen von Egoroff 

 Gruppen sind, welche der Absorption durch den Sauerstoff 

 unserer Atmosphäre ihre Entstehung verdanken; andere Linien 



