A. Miethe u. E. Lehmann: Das ultraviolette Ende des Sonnenspektrums. 275 



Tage an erhalten. Trotz durchschnittlich sehr ungünstiger Witterung 

 konnten solche Perioden an allen Beobachtungsstationen ausgewählt 

 werden, und es wurden als beste Platten zum Messen aus einer großen 

 Zahl von annähernd gleichwertigen Aufnahmen solche ausgesucht, die 

 am 14. August in Zermatt, am 24. August auf dem Gornergrat, am 

 27. August auf dem Monte Rosa und am 8. September 1908 in Berlin 

 gemacht worden waren. Die Exposition geschah stets um 1 2 Uhr 

 mittags und betrug normal 15 Minuten bei einem Spalt von 0.0 1 mm. 

 Die nach den früher angegebenen Prinzipien gefundenen Mittelwerte 

 für die letzte erkennbare Spur einer Licht Wirkung sind in der fol- 

 genden Tabelle zusammengestellt. Der Messungsfehler, der hier natür- 

 lich viel größer ist als bei scharfen Linien, kann bis zu 2 A. E. betragen. 



Tabelle IL 



Assuan 116 m 291.55/1/1 («älterer Spektrogranh) 



Berlin 50 » 291.26 » \ 



Zermatt 1620 » 291.36 » f _, 



„ , ) (neuerer isiiektrograpln 



Ijornergrat . . . 3136 • 291.10 ■■ 1 r ° ' 



Monte Rosa . . 4560 • 291.21 « ) 



Eine Zunahme der absoluten Länge des Sonnenspektrums nach dem 

 Ultraviolett zu mit Zunahme der Höhe bzw. Abnahme der Dicke der 

 Luftschicht ist aus diesen Werten nicht zu erkennen. Ein sehr deut- 

 licher Unterschied dagegen zeigt sich in der Intensitätsverteilung nach 

 dem Ende zu, und hierauf sind anscheinend die von uns gegenüber 

 Cornu gefundenen Differenzen zurückzuführen. Wie es schon Cornu 

 beschreibt, erleidet das Sonnenspektrum bei etwa 293 //// einen plötzlichen 

 Helligkeitsabfall, und die dahinter erzielte Schwärzung bleibt auch bei 

 längster Exposition hinter der davor befindlichen ganz außerordentlich 

 zurück. Je höher man aufsteigt, desto intensiver wird dieser in tieferen 

 Schichten diffuser verlaufende Intensitätsabfall, der bei der Linie 292.97, 

 bzw. der Kante der Schwärzung bei 293.04 //// einsetzt. Dahinter wächst 

 die Intensität mit der Belichtung nur minimal, aber doch so viel, daß 

 Einzelheiten erheblich weiter zu verfolgen sind und vorher nicht er- 

 kennbare Linien gemessen werden können. Durch die Erhebung um 

 etwa 900 m über den höchsten bis dahin erreichten Standpunkt 

 (Simony) konnte deshalb die Kenntnis des Sonnenspektrums um ein, 

 wenn auch kleines Stück erweitert werden. Es wurden zwei Linien 

 bei 291.98//// und 291.67//// gemessen, die bis dahin nicht bekannt 

 waren. Da die Dispersion des Apparates bedeutend kleiner als bei 

 Simony war, ist die Zahl der meßbaren Linien naturgemäß geringer. 

 Die gefundenen Werte von der s-Linie an sind in der folgenden Tabelle 

 zusammengestellt. Die in Klammern danebena,esetzten Werte bedeuten 



