354 Friedr. Busch und Chr. Jensen. 
Wenn nun A, @s und a; nicht weit voneinander abweichen, so kann 
man ohne großen Fehler setzen: 
N; Par 
 (B+U+ R)a* 

Pr 
oder, daR + U, +R=1ist: ,— Be — P,a,”. Die jeweilige Kon- 
stante a muß natürlich aus den Beobachtungen berechnet werden. Dieser 
Formel, welche für «> 1 — und das entsprach der großen Mehrzahl der 
Beobachtungen — die Polarisation um so größer macht, je weiter die Sonne 
vom Zenit entfernt ist, schlossen sich Kimballs Beobachtungen recht gut 
an. Wir möchten allerdings gleich darauf aufmerksam machen, daß eine 
sehr gute Übereinstimmung zwischen Formel und Beobachtungen wohl 
wesentlich nur zu verzeichnen sein dürfte, solange es sich um die Diskussion 
von solehen am Vormittag und, was vor allem wichtig zu sein scheint, 
von solehen am Nachmittag gewonnenen Werten handelt, welche nicht in 
zu großer Nähe der ersten Nachmittagsstunden gefunden wurden. Um 
diese Zeit kommt nämlich, wie wir hernach bei Besprechung der Jensen- 
schen und Rubensonschen Untersuchungen sehen werden, ein recht starkes, 
die Polarisationsgröße bedingendes Moment in Frage, so daß die Sonnen- 
höhe oder die dadurch bedingte Lichtverteilung keineswegs mehr allein 
maßgebend ist. Es würde also danach jedenfalls ein Wechsel der Kon- 
stanten um die Mittagszeit angenommen werden müssen, wenn man die 
Formel auf den ganzen Tageslauf des Phänomens anwenden wollte. Bei 
der Wichtigkeit der Sache wollen wir nicht unterlassen, in folgendem 
unsern Lesern die Tabelle vorzuführen, in welcher Kimball die Beziehung 
der Polarisationsgröße zur Sekante des Zenitabstandes der Sonne ver- 
anschaulicht. Selbstverständlich ist es schwer oder der Natur der Sache nach 
gar unmöglich, Polarisationsbeobachtungen zu erhalten, welche gerade den 
in der Tabelle gewählten Sekanten entsprechen, und es sind demgemäß die 
in der Tabelle von Kimball angegebenen Zahlen den durch graphische Inter- 
polation beziehungsweise Extrapolation ausgeglichenen Kurven entnommen. 
Die Tabelle zeigt auf den ersten Blick deutlich genug, daß im all- 
eemeinen einer kleineren Sekante des Zenitabstandes der Sonne ein 
kleinerer Polarisationswert entspricht. Allerdings kommen auch auf- 
fallende Ausnahmen vor, die besonders stark ausgeprägt sind am 29. Ja- 
nuar, am Vormittage des 29. Mai und am 2. November 1906 sowie am 
Vormittage des 13. Mai, 9. Oktober 1907 und am 21. und 29. Februar sowie 
am 2. Juni 1908. Es liegt nun der Gedanke nahe, daß eine Änderung 
der Durchsichtigkeitsverhältnisse der Atmosphäre innerhalb der Beob- 
achtungszeit hier störend eingegriffen hat. So konnte Kimball aus pyrhelio- 
metrischen Messungen, die er am 29. Mai 1906 und am 13. Mai 1907 
