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ühcr die TVärme der Sonnenstrahlen. 9 



gethan hat, die Voraussetztmg einzuführen, dafs alle diese Schichten in glei- 

 cher Weise die Wärme absorbiren , oder dafs der Strahl auf gleich langen 

 Wegen in der Atmosphäre immer dieselben aliquoten Theile seiner Wärme 

 verliert. Wenn sonach A die Wärmemenge bezeichnet (in derselben Ein- 

 heit, wie f gemessen), die der Strahl beim Eintritt in die Erd- Atmosphäre 

 hat, und £ die Länge seines Weges in derselben, und p endlich einen Factor, 

 der den relativen Wärraeverlust in der letzteren ausdrückt, so ist die gemes- 

 sene Wärme des Strahles bei seiner Berührung der Erdoberfläche 



t = Ap' 

 Die Länge des Weges oder s ist aus dem bekannten Höhenwinkel der Sonne 

 H leicht zu berechnen, wenn man die Höhe der Atmosphäre oder Ä 

 kennt. Pouillet nimmt an, dieselbe sei dem achtzigsten Theile des Erd- 

 Radius gleich, und erwähnt, dafs diese Voraussetzung durch die Beziehung 

 zwischen / und H sich sehr befriedigend bestätige. Die vorstehend mitge- 

 theilten Beobachtungen zeigen nicht diese Übereinstimmung. Im Allgemeinen 

 ist eine solche auch nicht zu erwarten, da der Factor p sehr verschiedene 

 Werthe annimmt, indem er von der jedesmaligen Beschaffenheit der Luft, 

 also von den Witterungsverhältnissen abhängt. Aber selbst diejenigen Mes- 

 sungen, die, wie anzunehmen, unter gleichen Umständen, also an denselben 

 Tagen angestellt wurden, deuten durch übereinstimmende Abweichungen an, 

 dafs ein anderer Werth für die Höhe dieser Atmosphäre einzuführen sei. Ich 

 versuchte demnach zunächst, aus den am 1. und 7. März und am 4. Januar 

 angestellten Beobachtungen den Werth von h zu berechnen. Es mussten 

 also nicht nur zwei, sondern drei Constanten, nämlich A, p und h gesucht 

 werden, während der Exponent s von h abhängig, also gleichfalls unbekannt 

 ist. Die Trennung ilieserUnbekannten war nur möglich, wenn einNäherungs- 

 %verth von h eingeführt und dessen Correction ^h gesucht wurde. 



Wenn r der Halbmesser der Erde , h die Höhe der Atmosphäre und 

 H die Elevation der Sonne bezeichnet, so ist die Länge des Weges, den der 

 Strahl in der Atmosphäre zurücklegt 



£ = l'(Ä' -t- 2 rÄ H- r' Sin //') — r Sin H 

 oder wenn man £ und h in Theilen des bekannten Erd -Radius mifst, also 

 r = 1 setzt, 



£ = \'(lr -^ 2 // -f- Sin W) - Sin H 

 dieser Ausdruck, der nicht nin- für jede einzelne Beobachtung, sondern sogar 

 Math. Kl. 1863. B 



