Tatsachen und Theorien der atmosphärischen Polarisation. 489 
verschiedener Meereshöhe'!) zu messen. Um die mit der Zunahme der 
durch die Atmosphäre bedingten Lichtabsorption wachsende Gefahr einer 
fehlerhaften Extrapolation so gering wie möglich zu gestalten, haben 
verschiedene Forscher möglichst hoch gelegene Beobachtungsstationen 
gewählt. Aber trotzdem bleibt die exakte Lösung der Aufgabe äußerst 
schwierig. 
Pouillet, der wohl zuerst eingehende Untersuchungen über die 
Sonnenstrahlung anstellte, machte bei Aufstellung seiner bekannten 
Exponentialformel zur Berechnung der Solarkonstante die Annahme, daß das 
Sonnenlicht homogen sei, und er ging dabei ferner von der Voraussetzung 
der Homogenität der Luft in den verschiedensten Höhen aus?). 
Tatsächlich besitzt aber unsere Atmosphäre durchaus nicht den 
nämlichen Transmissionskoeffizienten für die verschiedenen Wellenlängen 
des Sonnenlichtes. Ebenso trifft bekanntlich die zweite Annahme Pouillets 
keineswegs zu. Es ist vielmehr die Atmosphäre in verschiedenen Höhen 
nieht nur an Dichte, sondern auch in ihrer chemischen Zusammensetzung 
sehr verschieden. Dabei möchten wir außer auf die diesbezüglichen Unter- 
suchungen von Hann?) und von Humphreys‘) noch besonders auf die neueste 
Arbeit Wegeners’) aufmerksam machen. Die verschiedenen Bestand- 

1907, 8. 306—313, sowie Rend. Reale Acead. dei Line. (5), vol. 1611. (1907), p.66—-72 und 
126--132. Bezüglich der hier von Bemporad benutzten Formeln siehe auch Mitteilungen 
der Sternwarte zu Heidelberg IV, 1904. 
') Siehe hier A. Bemporad, L’Assorbimento selettivo della radiazione solare nell’ 
atmosphera terrestre e la sua variazione coll’ altezza, Reale Accad. Dei Lincei, Ser. 5a, 
Classe di science fisiche matematiche et naturali, vol. 7 (1908). Von weiteren ähnlichen 
Untersuchungen neueren Datums seien noch die von Ü. Bellia und die von G. Platania 
auf Anregung von Prof. A. Riceö (Direktor des Osservatorio astrofisico ed Etneo) aus- 
geführten (siehe Memor. della Societa degli Spettroscopisti italiani, vol. 38, 1909) genannt. 
Ferner siehe A. Riecd, Sopra il eälcolo della eostante solare, Atti della R. Acc. delle Sc. 
di Torino, vol. 38. S. auch Met. Zs. 15 (1898), p. 105—108. 
2) Er benutzte dabei bekanntlich die Bouguersche Formel „J = Jo‘ a”, in der 
J, die Intensität des einfallenden Lichtes und .J die Intensität nach Durchstrahlung einer 
Schicht des durchsichtigen Mediums von der Höhe % bedeutet, und wo a der Transmissions- 
koeffizient des Mediums für die in Frage kommenden Wellenlängen ist. Er nahm nun 
weiter eine homogene Atmosphäre von der Höhe Ao an und setzte den Weg, den ein 
Sonnenstrahl unter dem Winkel z gegen einen durch das Zenit gehend gedachten Strahl 
durchläuft, gleich h = an — ho‘ secz, woraus sich J = Jo: alw 'se62 ergab. — 
Siehe Pouillet, M&moire sur la chaleur solaire, sur les pouvoirs rayonnants et absorbants 
de l’atmosphere, et sur la temperature de l’espace, Ü. Rend, t.7 (1838), p. 24—69. 
Siehe ferner Pouillets Arbeit über denselben Gegenstand in Poggend. Ann., Bd. 45 (1838), 
8. 25—57. 
3) Siehe Met. Zs. 20 (1903), 8. 122—126, und Zs. d. Österr. Ges. f. Met. 1875, p. 22. 
#) W.J. Humphreys, Distribution of Gases in the Atmosphere, Bulletin of the 
Mount Weather Observatory, vol. 2 (1910), p. 66—69. 
>) A. Wegener, Untersuchungen über die Natur der obersten Atmosphärenschichten, 

